Космический нейтринный фон - Cosmic neutrino background

Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
Ранняя вселенная
Фоны
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

В космический нейтринный фон (CNB или же CνB[1]) - фоновое излучение частицы Вселенной, состоящее из нейтрино. Иногда их называют реликтовые нейтрино.

CNB - это пережиток Большой взрыв; в то время как космическое микроволновое фоновое излучение (CMB) датируется, когда Вселенной было 379000 лет, CNB развязан (отделенный) от материи, когда Вселенной была всего одна секунда. По оценкам, сегодня CNB имеет температуру примерно 1.95 K.

Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с веществом, эти нейтрино существуют и сегодня. У них очень низкая энергия, около 10−4 до 10−6 эВ.[1] Даже нейтрино высоких энергий общеизвестно трудно обнаружить, а CνB имеет энергию около 1010 раз меньше, поэтому CνB может не наблюдаться непосредственно в деталях в течение многих лет, если вообще наблюдаться.[1] Однако космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CνB, и есть очень сильные косвенные доказательства того, что CνB существует.[1]

Вывод температуры CνB

Учитывая температуру реликтового излучения, можно оценить температуру CνB. Перед нейтрино развязаны из остальной материи Вселенная в основном состояла из нейтрино, электроны, позитроны, и фотоны, все в тепловое равновесие друг с другом. Как только температура упала примерно до 2.5 МэВнейтрино отделились от остальной материи. Несмотря на это разделение, нейтрино и фотоны оставались при той же температуре, что и Вселенная расширялась. Однако когда температура упала ниже массы электрона, большинство электроны и позитроны аннигилируют, передавая свое тепло и энтропию фотонам, тем самым повышая температуру фотонов. Таким образом, соотношение температуры фотонов до и после аннигиляции электрон-позитрон такое же, как отношение температуры нейтрино и фотонов сегодня. Чтобы найти это отношение, мы предполагаем, что энтропия Вселенной приблизительно сохраняется за счет аннигиляции электронов и позитронов. Затем используя

куда σ энтропия, грамм эффективный степени свободы и Т это температура, мы находим, что

куда Т0 обозначает температуру до аннигиляции электрон-позитрон, а Т1 обозначает после. Фактор грамм0 определяется видом частиц:

  • 2 для фотонов, поскольку они безмассовые бозоны[2]
  • 2 × (7/8) для электронов и позитронов, так как они фермионы.[2]

грамм1 всего 2 для фотонов. Так

Учитывая текущее значение Тγ = 2.725 К,[3] следует, что Тν ≈ 1.95 К.

Сказанное выше справедливо для безмассовых нейтрино, которые всегда релятивистские. Для нейтрино с ненулевой массой покоя описание в терминах температуры больше не подходит после того, как они станут нерелятивистскими; т.е. когда их тепловая энергия 3/2 kTν падает ниже энергии покоя массы мνc2. Вместо этого в этом случае лучше отслеживать их плотность энергии, которая остается четко определенной.

Косвенное свидетельство CνB

Релятивистские нейтрино вносят вклад в плотность энергии излучения Вселенной ρр, обычно параметризованные с точки зрения эффективного числа разновидностей нейтрино Nν:

куда z обозначает красное смещение. Первый член в квадратных скобках относится к реликтовому излучению, второй - к CνB. В Стандартная модель с тремя видами нейтрино предсказывает значение Nν ≃ 3.046,[4] включая небольшую поправку, вызванную нетепловым искажением спектров во время е+ -е− -уничтожение. Плотность излучения оказала большое влияние на различные физические процессы в ранней Вселенной, оставив потенциально обнаруживаемые отпечатки на измеримых величинах, что позволило нам сделать вывод значение Nν из наблюдений.

Нуклеосинтез Большого взрыва

Из-за его влияния на скорость расширения Вселенной во время Нуклеосинтез Большого взрыва (BBN), теоретические ожидания относительно изначального содержания легких элементов зависят от Nν. Астрофизические измерения первобытного 4
Он
 и 2
D
 изобилие приводит к значению Nν = 3.14+0.70
−0.65 на 68% c.l.,[5] в очень хорошем соответствии с ожиданиями Стандартной модели.

Анизотропия реликтового излучения и формирование структуры

Наличие CνB влияет на эволюцию анизотропии реликтового излучения, а также на рост возмущений вещества двумя способами: из-за его вклада в плотность излучения Вселенной (который определяет, например, время равенства материи-излучения) и из-за к анизотропному напряжению нейтрино, которое гасит акустические колебания спектров. Кроме того, бесплатно потоковое массивные нейтрино подавляют рост структуры в малых масштабах. В WMAP пятилетние данные космического корабля в сочетании с данными типа Ia сверхновая звезда данные и информация о барионное акустическое колебание масштаб уступил Nν = 4.34+0.88
−0.86 при 68% c.l.,[6] предоставление независимого подтверждения ограничений BBN. В Космический корабль Планк коллаборация опубликовала самую жесткую на сегодняшний день оценку эффективного числа разновидностей нейтрино на Nν = 3.15±0.23.[7]

Косвенные свидетельства фазовых изменений космического микроволнового фона (CMB)

Космология Большого взрыва делает много предсказаний относительно CνB, и есть очень сильные косвенные доказательства существования космического нейтринного фона, как из Нуклеосинтез Большого взрыва предсказания содержания гелия и анизотропии в космический микроволновый фон. Одно из этих предсказаний заключается в том, что нейтрино оставят тонкий отпечаток на космическом микроволновом фоне (CMB). Хорошо известно, что CMB имеет неоднородности. Некоторые из флуктуаций CMB были примерно равномерно распределены из-за эффекта барионное акустическое колебание. Теоретически отщепленные нейтрино должны были очень незначительно влиять на фаза различных колебаний реликтового излучения.[1]

В 2015 году сообщалось, что такие сдвиги были обнаружены в CMB. Более того, флуктуации соответствовали нейтрино с температурой, почти точно предсказанной теорией Большого взрыва (1,96 ± 0,02 К по сравнению с предсказанием 1,95 К), и ровно три типа нейтрино, то же самое количество ароматов нейтрино, предсказанное в настоящее время Стандартная модель.[1]

Перспективы прямого обнаружения CνB

Подтвердить существование этих реликтовых нейтрино возможно только путем их непосредственного обнаружения с помощью экспериментов на Земле. Это будет сложно, поскольку нейтрино, составляющие CνB, являются нерелятивистскими, помимо того, что они слабо взаимодействуют с нормальным веществом, и поэтому любой эффект, который они оказывают на детектор, будет трудно идентифицировать. Один из предложенных методов прямого обнаружения CνB состоит в использовании захвата космических реликтовых нейтрино на тритий т.е. , что приводит к индуцированной форме бета-распад.[8] Нейтрино CνB приведет к образованию электронов через реакцию , в то время как основной фон исходит от электронов, образующихся в результате естественного бета-распада . Эти электроны будут обнаружены экспериментальной установкой, чтобы измерить размер CνB. Последний источник электронов намного более многочисленен, однако их максимальная энергия меньше средней энергии CνB-электронов на удвоенную среднюю массу нейтрино. Поскольку эта масса крошечная, порядка нескольких эВ или меньше, такой детектор должен иметь отличное разрешение по энергии, чтобы отделить сигнал от фона. Один из таких предложенных экспериментов называется PTOLEMY, он будет состоять из 100 г тритиевой мишени.[9] Детектор должен быть готов к 2022 году.[10]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ ν (курсив ν) - греческая буква ню, стандартизированный символ для нейтрино.

Рекомендации

  1. ^ а б c d е Обнаружены космические нейтрино, подтверждающие последнее великое предсказание Большого взрыва - Forbes покрытие оригинальной бумаги: Фоллин, Брент; Нокс, Ллойд; Миллеа, Мариус; Пан, Чжэнь (2015). «Первое обнаружение фазового сдвига акустических колебаний, ожидаемого от фона космических нейтрино». Письма с физическими проверками. 115 (9): 091301. arXiv:1503.07863. Bibcode:2015ПхРвЛ.115и1301Ф. Дои:10.1103 / PhysRevLett.115.091301. PMID  26371637. S2CID  24763212.
  2. ^ а б Стивен Вайнберг (2008). Космология. Oxford University Press. п. 151. ISBN  978-0-19-852682-7.
  3. ^ Фиксен, Дейл; Мазер, Джон (2002). «Спектральные результаты прибора для абсолютного спектрофотометра дальнего инфракрасного диапазона на COBE». Астрофизический журнал. 581 (2): 817–822. Bibcode:2002ApJ ... 581..817F. Дои:10.1086/344402.
  4. ^ Мангано, Джанпьеро; и другие. (2005). «Отключение реликтовых нейтрино, включая колебания аромата». Ядерная физика B. 729 (1–2): 221–234. arXiv:hep-ph / 0506164. Bibcode:2005НуФБ.729..221М. Дои:10.1016 / j.nuclphysb.2005.09.041. S2CID  18826928.
  5. ^ Киберт, Ричард; и другие. (2005). «Новые ограничения BBN по физике за пределами стандартной модели He-4». Физика астрономических частиц. 23 (3): 313–323. arXiv:Astro-ph / 0408033. Bibcode:2005APh .... 23..313C. Дои:10.1016 / j.astropartphys.2005.01.005. S2CID  8210409.
  6. ^ Комацу, Эйитиро; и другие. (2011). "Семилетние наблюдения зонда Уилкинсона микроволновой анизотропии (WMAP): космологическая интерпретация". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 192 (2): 18. arXiv:1001.4538. Bibcode:2011ApJS..192 ... 18K. Дои:10.1088/0067-0049/192/2/18. S2CID  17581520.
  7. ^ Ade, P.A.R .; и другие. (2016). «Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика. 594 (A13): A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A ... 594A..13P. Дои:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  8. ^ Лонг, A.J .; Lunardini, C .; Сабанчилар, Э. (2014). «Обнаружение нерелятивистских космических нейтрино путем захвата на тритии: феноменология и физический потенциал». Журнал космологии и физики астрономических частиц. 1408 (8): 038. arXiv:1405.7654. Bibcode:2014JCAP ... 08..038L. Дои:10.1088/1475-7516/2014/08/038. S2CID  119102568.
  9. ^ Betts, S .; и другие. (2013). "Разработка эксперимента по обнаружению реликтовых нейтрино в PTOLEMY: Принстонская тритиевая обсерватория для света, ранней Вселенной, выхода массивных нейтрино". arXiv:1307.4738 [Astro-ph.IM ].
  10. ^ Мангано, Джанпьеро; и другие. (Коллаборация PTOLEMY) (2019). «Нейтринная физика с проектом ПТОЛЕМЫ». Журнал космологии и физики астрономических частиц. 07: 047. arXiv:1902.05508. Дои:10.1088/1475-7516/2019/07/047. S2CID  119397039.