Развязка нейтрино

В Большого взрыва космологии была эпохой , развязка нейтрино когда нейтрино перестали взаимодействовать с другими типами материи. и тем самым перестали влиять на динамику Вселенной в ранние времена. До разделения нейтрино находились в тепловом равновесии с протонами , нейтронами и электронами , которое поддерживалось за счет слабого взаимодействия . Развязка произошла примерно в то время, когда скорость этих слабых взаимодействий была медленнее скорости расширения Вселенной . С другой стороны, это было время, когда временной масштаб слабых взаимодействий стал больше возраста Вселенной на тот момент. Разделение нейтрино произошло примерно через одну секунду после Большого взрыва, когда температура Вселенной составляла примерно 10 миллиардов кельвинов , или 1 МэВ .

Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с материей, эти нейтрино все еще существуют сегодня, аналогично гораздо более позднему космическому микроволновому фону, испускаемому во время рекомбинации , примерно через 377 000 лет после Большого взрыва. Они образуют космический нейтринный фон (сокращенно CνB или CNB). Нейтрино этого события имеют очень низкую энергию, около 10 ⁻¹⁰ раз меньше, чем это возможно при современном прямом обнаружении. Как известно, даже нейтрино высоких энергий трудно обнаружить , поэтому CNB может не наблюдаться напрямую в деталях в течение многих лет, если вообще будет. Тем не менее, космология Большого Взрыва делает множество предсказаний относительно CNB, и существуют очень убедительные косвенные доказательства того, что CNB существует.

Вывод времени развязки

Нейтрино рассеиваются (препятствуя свободному движению ) в результате взаимодействия с электронами и позитронами , например, в результате реакции

$e^{-}+e^{+}\longleftrightarrow \nu _{e}+{\bar {\nu }}_{e}$.

Примерная скорость этих взаимодействий задается плотностью электронов и позитронов, усредненным произведением сечения взаимодействия и скорости частиц. Плотность числа $n$ релятивистских электронов и позитронов зависит от куба температуры $T$, так что $n\propto T^{3}$. Произведение сечения и скорости для слабых взаимодействий для температур (энергий) ниже масс W/Z-бозона (~ 100 ГэВ) приблизительно определяется выражением $\langle \sigma v\rangle \sim G_{F}^{2}T^{2}$, где $G_{F}$ - постоянная Ферми (как это принято в расчетах по физике элементарных частиц , коэффициенты скорости света $c$ устанавливаются равными 1). Если сложить все это вместе, то скорость слабых взаимодействий $\Gamma$ является

$\Gamma =n\langle \sigma v\rangle \sim G_{F}^{2}T^{5}$.

Это можно сравнить со скоростью расширения, определяемой параметром Хаббла. $H$, с

$H={\sqrt {{\frac {8\pi }{3}}G\rho }}$,

где $G$ гравитационная постоянная и $\rho$ — плотность энергии Вселенной. На этом этапе космической истории в плотности энергии преобладает излучение, так что $\rho \propto T^{4}$. Поскольку скорость слабого взаимодействия сильнее зависит от температуры, она будет падать быстрее по мере охлаждения Вселенной. Таким образом, когда две скорости примерно равны (отбрасываются члены порядка единицы , включая эффективный член вырождения , который подсчитывает количество состояний взаимодействующих частиц), дает приблизительную температуру, при которой нейтрино отделяются:

$G_{F}^{2}T^{5}\sim {\sqrt {GT^{4}}}$.

Решение по температуре дает

$T\sim \left({\frac {\sqrt {G}}{G_{F}^{2}}}\right)^{1/3}\sim 1~{\textrm {MeV}}$.

Хотя это очень грубый вывод, он иллюстрирует важные физические явления, которые определили момент разделения нейтрино.

Наблюдательные данные

Хотя развязку нейтрино невозможно наблюдать напрямую, ожидается, что она оставила после себя космический нейтринный фон , аналогичный космическому микроволновому фоновому излучению электромагнитного излучения , которое было испущено в гораздо более позднюю эпоху. «Обнаружение нейтринного фона выходит далеко за рамки возможностей детекторов нейтрино нынешнего поколения». Однако есть данные, косвенно указывающие на наличие нейтринного фона. Одним из свидетельств является затухание углового спектра мощности реликтового излучения, возникающее в результате анизотропии нейтринного фона.

Другое косвенное измерение разделения нейтрино возможно благодаря той роли, которую разделение нейтрино играет в установлении соотношения нейтронов и протонов . До разделения число нейтронов и протонов поддерживается в их равновесном содержании за счет слабых взаимодействий, в частности, бета-распада и захвата электронов (или обратного бета-распада) в соответствии с

$n\leftrightarrow p+e^{-}+{\bar {\nu }}_{e}$

и

$p+e^{-}\leftrightarrow \nu _{e}+n$.

Как только скорость слабых взаимодействий становится меньше характерной скорости расширения Вселенной, это равновесие не может поддерживаться, и соотношение нейтронов и протонов «застывает» на значении

$\left[{\frac {n}{n+p}}\right]=0.21$.

Это значение просто находится путем оценки фактора Больцмана для нейтронов и протонов во время развязки, согласно

${\frac {n_{n}(T)}{n_{p}(T)}}=\exp \left({\frac {-\Delta m}{T}}\right)$,

где $\Delta m$ это разница масс между нейтронами и протонами и $T$ – температура при развязке. Это соотношение имеет решающее значение для синтеза атомов во время нуклеосинтеза Большого взрыва , процесса, в результате которого образовалось большинство атомов гелия во Вселенной, поскольку оно «является доминирующим фактором в определении количества производимого гелия». Поскольку атомы гелия стабильны, нейтроны блокируются, и бета-распад нейтронов на протоны, электроны и нейтрино больше не может происходить. Таким образом, содержание нейтронов в первичной материи может быть измерено астрономами , и, поскольку оно было определено по соотношению нейтронов к протонам при разделении нейтрино, содержание гелия косвенно измеряет температуру, при которой произошло разделение нейтрино, и согласуется с цифрой, полученной выше.

Косвенные доказательства фазовых изменений космического микроволнового фона (CMB)

Космология Большого Взрыва делает множество предсказаний относительно CNB, и существуют очень убедительные косвенные доказательства существования космического нейтринного фона, как из предсказаний нуклеосинтеза Большого Взрыва относительно содержания гелия, так и из анизотропии космического микроволнового фона . Одно из этих предсказаний заключается в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток на космическом микроволновом фоне (CMB). Хорошо известно, что у ЦМВ есть нарушения. Некоторые из флуктуаций реликтового излучения располагались примерно равномерно из-за влияния барионных акустических колебаний . Теоретически отделенные нейтрино должны были оказать очень незначительное влияние на фазу различных флуктуаций реликтового излучения.

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в CMB. Более того, флуктуации соответствовали нейтрино почти точно с температурой, предсказанной теорией Большого взрыва ( 1,96 ± 0,02 К по сравнению с предсказанием 1,95 К), и ровно трем типам нейтрино, такому же количеству ароматов нейтрино, которые в настоящее время предсказываются Стандартной моделью. .

См. также

• Хронология Вселенной

Библиография

• Бернштейн, Дж.; Браун, Л.С. и Файнберг, Г. (1989). «Космологическое производство гелия упрощено». Обзоры современной физики . 61 (1): 25–39. Бибкод : 1989РвМП...61...25Б . дои : 10.1103/RevModPhys.61.25 .
• Групен, К.; Коуэн, Г.; Эйдельман С. и Стро Т. (2005). Астрофизика частиц . Спрингер. ISBN  978-3-540-25312-9 .
• Лонгэр, Малькольм (2006). Формирование галактик . Берлин: Шпрингер. ISBN  978-3-540-73477-2 .
• Тротта, Р.; Мельчиорри, А. (2005). «Признак первичной анизотропии нейтринного фона по данным микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона и Слоановского цифрового обзора неба». Письма о физических отзывах . 95 (1): 011305. arXiv : astro-ph/0412066 . Бибкод : 2005PhRvL..95a1305T . doi : 10.1103/PhysRevLett.95.011305 . ПМИД   16090604 . S2CID   53320517 .
• Рубаков, Валерий; Горбунов, Дмитрий (2018). Введение в теорию ранней Вселенной: Теория горячего большого взрыва . Нью-Джерси: World Scientific. ISBN  9789813209879 .

Внешние ссылки

• Заметки студентов по курсу космологии Калифорнийского университета в Беркли (см. стр. 16)
• Заметки профессора из курса астрофизики Университета Орегона