Фон космических нейтрино

Фон космических нейтрино ( CNB или C ν B ) — фоновое излучение частиц Вселенной, состоящее из нейтрино . Иногда их называют реликтовыми нейтрино .

C ν B — это пережиток Большого взрыва ; в то время как космическое микроволновое фоновое излучение (CMB) датируется возрастом Вселенной 379 000 лет, C ν B отделилось от материи, когда Вселенной было всего одну секунду. Подсчитано, что сегодня C B имеет температуру примерно 1,95 К. ν

Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с материей, эти нейтрино существуют до сих пор. У них очень низкая энергия, около 10 ⁻⁴ до 10 ⁻⁶ эВ . Известно, что даже нейтрино высоких энергий трудно обнаружить , а энергия C ν B составляет около 10 ¹⁰ раз меньше, поэтому C ν B может не наблюдаться напрямую в деталях в течение многих лет, если вообще будет. Однако космология Большого взрыва делает множество предсказаний относительно C ν B, и существуют очень убедительные косвенные доказательства существования C ν B.

Оценка температуры

Зная температуру космического микроволнового фона температуру космического нейтринного фона (C ν (CMB), можно оценить B). Он предполагает смену двух режимов:

Режим 1

Исходное состояние Вселенной — это тепловое равновесие, на заключительной стадии которого фотоны и лептоны свободно создают друг друга посредством аннигиляции (лептоны создают фотоны) и образования пар (фотоны создают лептоны). Это было очень короткое состояние, сразу после Большого взрыва. с наименьшей массой В его последней стадии участвуют только фермионы , которые взаимодействуют с фотонами: электроны и позитроны .

Режим 2

Как только Вселенная расширилась настолько, что фотон+лептонная плазма остыла до такой степени, что фотонам Большого взрыва больше не хватает энергии для парного образования лептонов с наименьшей массой/энергией, оставшиеся пары электрон - позитрон аннигилируют. Создаваемые ими фотоны холодны и неспособны создавать новые пары частиц. Таково нынешнее состояние большей части Вселенной.

При очень высоких температурах, до того как нейтрино отделились от остальной материи, Вселенная в основном состояла из нейтрино, электронов , позитронов и фотонов , находящихся в тепловом равновесии друг с другом. Как только температура упала примерно до 2,5 МэВ ( $17.4\times 10^{9}$ К), нейтрино отделились от остальной материи, и для практических целей все взаимодействия лептонов и фотонов с этими нейтрино прекратились.

Несмотря на это разделение, нейтрино и фотоны оставались при той же температуре, когда Вселенная расширялась как «ископаемое» предыдущего Режима 1, поскольку оба они охлаждаются одинаковым образом в результате одного и того же процесса космического расширения , от одной и той же начальной температуры. Однако когда температура упала ниже двойной массы электрона, большинство электронов и позитронов аннигилировали , передавая свое тепло и энтропию фотонам, тем самым увеличивая температуру фотонов. Таким образом, соотношение температур фотонов до и после электрон-позитронной аннигиляции такое же, как и отношение температур нейтрино и фотонов в текущем режиме 2. Чтобы найти это соотношение, предположим, что s энтропия Вселенная приблизительно сохранилась за счет электрон-позитронной аннигиляции. Затем используя

$s\propto g\,T^{3}~,$

где g — эффективное число степеней свободы , а T — температура плазмы или фотона. Как только реакции прекращаются, энтропия s должна оставаться примерно «зафиксированной» для всех температур ниже температуры отсечки, и мы находим, что

${\frac {\;T_{1}\;}{T_{2}}}=\left({\frac {\;g_{2}\;}{g_{1}}}\right)^{\tfrac {1}{3}}~,$

Здесь $\;T_{1}\propto T_{\mathrm {\nu } }\;$ обозначает самую низкую температуру, при которой образование и аннигиляция пар находились в равновесии; и $\;T_{2}\propto T_{\mathrm {\gamma } }\;$ обозначает температуру после того, как температура упала ниже температуры смены режима $\;T_{1}\;$, после того, как оставшиеся, но уже не обновленные, электрон - позитронные пары аннигилировали и внесли свой вклад в общую энергию фотонов. Соответствующие температуры $\;T_{\mathrm {\gamma } }\;$ и $\;T_{\mathrm {\nu } }\;$ — это одновременные температуры фотонов ( γ ) и нейтрино ( ν ) соответственно, соотношение которых остается «застрявшим» на одном и том же значении на неопределенный срок после $\;T_{\mathrm {\gamma } }<T_{1}\;.$

Фактор $\;g_{1}\;$ определяется суммой, основанной на видах частиц, участвующих в исходной равновесной реакции:

+2 за каждый фотон (или другие безмассовые бозоны , если они есть).

+   7/4 другого или для каждого электрона, позитрона фермиона .

Тогда как фактор $\;g_{2}\;$ равно просто 2, поскольку нынешний режим касается только фотонов, находящихся в тепловом равновесии максимум с самими собой.

Так

${\frac {\;T_{\mathrm {\nu } }\;}{T_{\mathrm {\gamma } }}}={\frac {\;T_{1}\;}{T_{2}}}=\left({\frac {\;g_{2}\;}{g_{1}}}\right)^{\tfrac {1}{3}}=\left({\frac {2}{\;2+{\tfrac {7}{4}}+{\tfrac {\,7\,}{4}}\;}}\right)^{\tfrac {\,1\,}{3}}=\left({\frac {4}{\;11\;}}\right)^{\tfrac {\,1\,}{3}}\approx {0.714}~.$

Поскольку фоновая температура космических фотонов в настоящее время снизилась до $\;T_{\mathrm {\gamma } }=2.725\,\mathrm {K} ~,$ следует, что температура нейтринного фона в настоящее время равна

$\;T_{\mathrm {\nu } }\approx {1.95}\,\mathrm {K} ~.$

Вышеприведенное обсуждение технически справедливо для безмассовых нейтрино, которые всегда являются релятивистскими. Для нейтрино с ненулевой массой покоя при низкой температуре, когда нейтрино становятся нерелятивистскими, описание в терминах температуры не подходит. Другими словами, когда тепловая энергия нейтрино $\;{\frac {3}{2}}\,k\,T_{\mathrm {\nu } }\;$ ( k — постоянная Больцмана ) падает ниже энергии массы покоя $\;m_{\mathrm {\nu } }\,c^{2}\;;$ энергии нейтрино в случае низких температур вместо этого следует говорить о коллективной плотности , которая остается актуальной и четко определенной.

Косвенные доказательства

Релятивистские нейтрино вносят вклад в плотность энергии излучения Вселенной ρ _R , обычно параметризуемую через эффективное число видов нейтрино N _ν :

$\rho _{\mathrm {R} }={\frac {\pi ^{2}}{15}}T_{\mathrm {\gamma } }^{4}(1+z)^{4}\left[1+{\frac {7}{8}}N_{\mathrm {\nu } }\left({\frac {4}{11}}\right)^{\frac {4}{3}}\right],$

где z обозначает красное смещение . Первое слагаемое в квадратных скобках связано с реликтовым излучением, второе — с C ν B. Стандартная модель с тремя видами нейтрино предсказывает значение N _ν ≃ 3,046 , включая небольшую поправку, вызванную нетепловым искажением спектров во время e ⁺ × e ⁻ уничтожение . Плотность излучения оказала большое влияние на различные физические процессы в ранней Вселенной, оставляя потенциально обнаруживаемые отпечатки на измеримых величинах, что позволило нам сделать вывод о значении N _ν на основе наблюдений.

Большого

Из-за его влияния на скорость расширения Вселенной во время нуклеосинтеза Большого Взрыва (BBN) теоретические ожидания относительно изначального содержания легких элементов зависят от N _ν . Астрофизические измерения первобытного ⁴
Он
и ²
Д
содержания приводят к значению N _ν = 3,14 +0,70
-0,65 при 68% кл , в очень хорошем соответствии с ожиданиями Стандартной модели.

Из космического микроволнового фона

структурообразование

Присутствие C ν B влияет на эволюцию анизотропии реликтового излучения, а также на рост возмущений материи двумя способами: из-за его вклада в плотность излучения Вселенной (которая определяет, например, время равенства материи и излучения); и из-за анизотропного напряжения нейтрино, которое затухает акустические колебания спектров. Кроме того, свободные потоки массивных нейтрино подавляют рост структуры в небольших масштабах. данными о Пятилетние данные космического аппарата WMAP в сочетании с типа Ia сверхновых и информацией о масштабе барионных акустических колебаний дали N _ν = 4,34 +0,88.
-0,86 при 68% кл , предоставление независимого подтверждения ограничений BBN. Коллаборация космических аппаратов «Планк» опубликовала самую точную на сегодняшний день оценку эффективного числа видов нейтрино - N _ν = 3,15 ± 0,23 .

Фазовые изменения

Космология Большого взрыва делает множество предсказаний относительно C ν B, и существуют очень убедительные косвенные доказательства существования космического нейтринного фона, как на основе предсказаний нуклеосинтеза Большого взрыва относительно содержания гелия, так и на основе анизотропии космического микроволнового фона . Одно из этих предсказаний состоит 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 эффекта 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. .

Перспективы прямого обнаружения

Подтвердить существование этих реликтовых нейтрино можно только путем их непосредственного обнаружения с помощью экспериментов на Земле. Это будет сложно, поскольку нейтрино, составляющие C ν B, не являются релятивистскими и слабо взаимодействуют с обычной материей, поэтому какой-либо эффект, который они оказывают в детекторе, будет трудно идентифицировать. Одним из предлагаемых методов прямого обнаружения C ν B является использование захвата космических реликтовых нейтрино на тритии , т.е. ³ H, что приводит к индуцированной форме бета-распада .

Нейтрино C ν B привели бы к образованию электронов по реакции

$\mathrm {\nu } +{}^{3}\mathrm {H} \rightarrow {}^{3}\mathrm {He} +e^{-}~,$

а основной фон исходят от электронов, образующихся в результате естественного бета-распада.

${}^{3}\mathrm {H} \rightarrow {}^{3}\mathrm {He} +e^{-}+\mathrm {\bar {\nu }} ~.$

Эти электроны должны были бы быть обнаружены экспериментальной установкой для измерения размера C ν меньше средней энергии C ν B. Последний источник электронов гораздо более многочисленный, однако их максимальная энергия в два раза B-электронов. средняя масса нейтрино. Поскольку эта масса мала, порядка нескольких эВ или меньше, такой детектор должен иметь превосходное энергетическое разрешение, чтобы отделить сигнал от фона. Один из таких предложенных экспериментов называется PTOLEMY, в котором будет использоваться 100 г тритиевой мишени. Демонстратор детектора (с содержанием трития около 0,2 г) должен быть готов к 2025 году.

См. также

• Космическое фоновое излучение
• Темная материя
• Диффузный нейтринный фон сверхновой
• Гравитационно-волновой фон