Kosminen neutrino tausta - Cosmic neutrino background

Kosminen neutriinotausta ( CNB tai C $ν$ B ) on maailmankaikkeuden tausta hiukkasen säteilyn koostuu neutriinoja . Ne tunnetaan joskus jäänne neutriinoina .

C $ν$ B on alkuräjähdyksen jäänne ; kun taas kosminen mikroaaltosäteily (CMB) on peräisin siitä, kun maailmankaikkeus oli 379 000 vuotta vanha, C $ν$ B irrotettiin (erotettiin) aineesta, kun maailmankaikkeus oli vain sekunnin vanha. On arvioitu, että nykyään C $ν$ B: n lämpötila on suunnilleen1,95 K .

Koska neutriinot ovat harvoin vuorovaikutuksessa aineen kanssa, nämä neutriinot ovat edelleen olemassa. Niiden energia on hyvin alhainen, noin ^10-4 - ^10-6 eV . Jopa suuren energian neutriinoja on tunnetusti vaikea havaita , ja C $ν$ B: n energia on noin 10 ¹⁰ kertaa pienempi, joten C $ν$ B: tä ei ehkä voida tarkkailla yksityiskohtaisesti monien vuosien ajan, jos ollenkaan. Kuitenkin Big Bang kosmologian tekee monet ennustuksia C $ν$ B, ja siellä on erittäin vahva epäsuora todiste siitä, että C $ν$ B olemassa.

C $ν$ B -lämpötilan $johtaminen$

Kun otetaan huomioon lämpötila Kosmisen taustasäteilyn (CMB) lämpötila kosminen neutriinotausta (C $ν$ B) voidaan arvioida. Siihen kuuluu muutos kahden järjestelmän välillä:

Järjestelmä 1: Maailmankaikkeuden alkuperäinen tila on terminen tasapaino, jonka viimeisessä vaiheessa fotonit ja leptonit luovat toisiaan vapaasti tuhoamisen (leptonit luovat fotoneja) ja parituotannon (fotonit luovat leptoneja) kautta. Tämä oli hyvin lyhyt tila heti alkuräjähdyksen jälkeen. Sen viimeinen vaihe käsittää vain pienimmän mahdollisen fermionin, joka on vuorovaikutuksessa fotonien kanssa: elektronit ja positronit .

Järjestelmä 2: Kun maailmankaikkeus on laajentunut niin, että fotoneja + leptoni plasma on jäähtynyt niin paljon, että Big Bang fotonit ei enää ole tarpeeksi energiaa parinmuodostus alhaisin massa / energia leptoneiden, jäljellä elektroni - positroni paria annihiloituvat. Niiden luomat fotonit ovat viileitä, eivätkä sitten pysty luomaan uusia hiukkaspareja. Tämä on suurimman osan maailmankaikkeuden nykytila.

Hyvin korkeissa lämpötiloissa, ennen kuin neutriinot irrotettiin muusta aineesta, maailmankaikkeus koostui pääasiassa neutriinoista, elektroneista , positroneista ja fotoneista , jotka kaikki olivat lämpötasapainossa keskenään. Kun lämpötila laski suunnilleen2,5 MeV , neutriinot irrotettu muusta aineesta, ja käytännön syistä kaikki leptonin ja fotonin vuorovaikutukset näiden neutriinojen kanssa pysähtyivät.

Tästä irrotuksesta huolimatta neutriinot ja fotonit pysyivät samassa lämpötilassa kuin maailmankaikkeus laajeni edellisen järjestelmän 1 "fossiiliksi", koska molemmat jäähdytetään samalla tavalla samalla kosmisella laajentumisprosessilla samasta lähtölämpötilasta. Kuitenkin, kun lämpötila laski alle kaksinkertaisen elektronin massan, useimmat elektronit ja positronit tuhoutuivat siirtämällä lämmönsä ja entropiansa fotoneihin ja lisäämällä siten fotonien lämpötilaa. Joten suhde lämpötilan fotonien ennen ja jälkeen parintuho on sama kuin suhde lämpötilan neutriinot ja fotonit nykyisen järjestelmän 2. löytää suhde, oletamme, että entropia $s$ ja maailmankaikkeus säilyi suunnilleen elektronin ja positronin tuhoutumisen vuoksi. Sitten käyttämällä

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

jossa $g$ on todellinen vapausasteiden määrä ja $T$ on plasman tai fotonin lämpötila. Kun reaktiot lakkaavat, entropian $s$ pitäisi pysyä suunnilleen "jumissa" kaikissa raja-lämpötilan alapuolella olevissa lämpötiloissa, ja havaitsemme, että

{\ displaystyle {\ frac {\; T_ {1} \;} {T_ {2}}} = \ vasen ({\ frac {\; g_ {2} \;} {g_ {1}}} \ oikea) ^{\ tfrac {1} {3}} ~,}

Tässä tarkoitetaan alinta lämpötilaa, jossa parintuotanto ja tuhoutuminen olivat tasapainossa; ja tarkoittaa lämpötilaa sen jälkeen, kun lämpötila laski alle järjestelmä-shift lämpötila , sen jälkeen, kun jäljellä olevat, mutta ei enää päivity, elektroni - positroni paria oli tuhottu ja osaltaan koko fotonin energia. Vastaavat lämpötilat ja fotonien ( $γ$ ) ja neutriinojen ( $ν$ ) samanaikaiset lämpötilat , joiden suhde pysyy "jumissa" samalla arvolla loputtomiin ${\ displaystyle \; T_ {1} \ propto T _ {\ mathrm {\ nu}} \;}$ ${\ displaystyle \; T_ {2} \ propto T _ {\ mathrm {\ gamma}} \;}$ ${\ displaystyle \; T_ {1} \;}$ ${\ displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ gamma}} \;}$ ${\ displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ nu}} \;}$ ${\ displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ gamma}} <T_ {1} \ ;.}$

Kerroin määräytyy summan perusteella, joka perustuu alkuperäiseen tasapainoreaktioon osallistuviin hiukkaslajeihin: ${\ displaystyle \; g_ {1} \;}$

+ 2 jokaiselle fotonille (tai muille massattomille bosoneille , jos niitä on).

+ 74 jokaiselle elektronille, positronille tai muulle fermionille .

Kun taas tekijä on yksinkertaisesti 2, koska nykyinen järjestelmä koskee vain fotoneja, lämpötasapainossa enintään itsensä kanssa. ${\ displaystyle \; g_ {2} \;}$

Niin

{\ displaystyle {\ frac {\; T _ {\ mathrm {\ nu}} \;} {T _ {\ mathrm {\ gamma}}}} = {\ frac {\; T_ {1} \;} {T_ { 2}}} = \ vasen ({\ frac {\; g_ {2} \;} {g_ {1}}} \ oikea)^{\ tfrac {1} {3}} = \ vasen ({\ frac { 2} {\; 2+{\ tfrac {7} {4}}+{\ tfrac {\, 7 \,} {4}} \;}} \ oikea)^{\ tfrac {\, 1 \,} {3}} = \ vasen ({\ frac {4} {\; 11 \;}} \ oikea)^{\ tfrac {\, 1 \,} {3}} \ noin {0,714} ~.}

Koska kosmisen fotonin taustalämpötila on tällä hetkellä jäähtynyt , neutrino -taustalämpötila on tällä hetkellä ${\ displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ gamma}} = 2,725 \, \ mathrm {K} ~,}$

{\ displaystyle \; T _ {\ mathrm {\ nu}} \ noin {1,95} \, \ mathrm {K} ~.}

Yllä oleva keskustelu on teknisesti pätevä massattomille neutriinoille, jotka ovat aina relativistisia. Neutriinoille, joiden lepomassa on nollasta poikkeava, alhaisessa lämpötilassa, jossa neutriinoista tulee epärelativistisia, lämpötilan kuvaus ei ole asianmukainen. Toisin sanoen, kun neutriinot lämpöenergian ( $k$ on Boltzman vakio ) alittaa lepomassasta energia on matalan lämpötilan tapauksessa pitäisi sen sijaan puhua neutriinot kollektiivinen energian tiheys , joka on edelleen sekä asiaa ja hyvin määritelty. ${\ displaystyle \; {\ frac {3} {2}} \, k \, T _ {\ mathrm {\ nu}} \;}$ ${\ displaystyle \; m _ {\ mathrm {\ nu}} \, c^{2} \ ;;}$

Epäsuora todiste C $v$ B

Relativistiset neutriinot vaikuttavat maailmankaikkeuden säteilyenergiatiheyteen $ρ$ _R , joka on tyypillisesti parametroitu neutrinolajien tehokkaan lukumäärän $N$ $ν perusteella$ :

{\ displaystyle \ rho _ {\ mathrm {R}} = {\ frac {\ pi^{2}} {15}} T _ {\ mathrm {\ gamma}}^{4} (1+z)^{4 } \ vasen [1+{\ frac {7} {8}} N _ {\ mathrm {\ nu}} \ vasen ({\ frac {4} {11}} \ oikea)^{\ frac {4} {3 }} \ oikea],}

missä $z$ tarkoittaa punaista siirtymää . Ensimmäinen termi hakasulkeissa johtuu CMB, toinen tulee C $v$ B. Standard malli ja sen kolme neutrino lajin ennustaa arvo $N$ $v ≃$ 3,046 , kuten pieni korjaus aiheuttama ei-terminen vääristyminen spektrien aikana e ⁺ x e ^- tuhoaminen . Säteilytiheydellä oli suuri vaikutus eri fysikaalisiin prosesseihin varhaisessa maailmankaikkeudessa jättäen mahdollisesti havaittavia jälkiä mitattavissa oleviin määriin, jolloin voimme päätellä $N$ $ν:$ n arvon havainnoista.

Big Bangin nukleosynteesi

Koska sen vaikutus universumin laajentumisnopeuteen Big Bang -nukleosynteesin (BBN) aikana, teoreettiset odotukset valoelementtien alkukantaisuudesta riippuvat $N$ $ν .$ Alkuperäisen astrofyysiset mittaukset⁴
Hän
ja ²
D
runsaus johtaa arvoon $N$ $ν$ =3.140,70
-0,6568% cl , erittäin hyvässä vakiomallin odotusten mukaisessa suhteessa.

CMB -anisotropiat ja rakenteen muodostuminen

C $ν$ B: n läsnäolo vaikuttaa CMB-anisotropioiden kehittymiseen ja aineen häiriöiden kasvuun kahdella tavalla: Koska se vaikuttaa maailmankaikkeuden säteilytiheyteen (joka määrittää esimerkiksi aineen ja säteilyn tasa-arvon ajan), ja johtuen neutriinojen anisotrooppisesta jännityksestä, joka vaimentaa spektrien akustisia värähtelyjä. Lisäksi vapaasti virtaavat massiiviset neutriinot tukahduttavat rakenteen kasvun pienillä asteikoilla. WMAP avaruusaluksen viiden vuoden tiedot yhdistetään tyypin Ia supernova tiedot ja tietoja Baryoni akustista värähtelyä asteikolla tuotti $N$ $ν$ =4.34+0,88
−0,8668% cl , mikä antaa riippumattoman vahvistuksen BBN -rajoituksista. Planck avaruusalus yhteistyö on julkaissut tiukimmin sitoutuneen tasalla tehokkaan määrän neutriino lajeittain $N$ $ν$ =3,15 ± 0,23 .

Epäsuora todiste vaiheiden muutoksista kosmisessa mikroaaltouunissa (CMB)

Alkuräjähdyksen kosmologia esittää monia ennusteita C $ν$ B: stä, ja on olemassa erittäin vahvaa epäsuoraa näyttöä siitä, että kosminen neutriinotausta on olemassa, sekä alkuräjähdyksen heliumin runsauden ennusteista että kosmisen mikroaaltouunin anisotropioista . Yksi näistä ennusteista on, että neutriinot jättävät hienovaraisen jäljen kosmiselle mikroaaltotaustalle (CMB). On tunnettua, että CMB: llä on epäsäännöllisyyksiä. Jotkut CMB -vaihtelut olivat suunnilleen säännöllisesti, koska baryonin akustinen värähtely vaikutti . Teoriassa irrotetuilla neutriinoilla olisi pitänyt olla hyvin vähäinen vaikutus eri CMB -vaihtelujen vaiheeseen .

Vuonna 2015 raportoitiin, että tällaisia siirtymiä oli havaittu CMB: ssä. Lisäksi vaihtelut vastasivat neutriinoja, jotka olivat lähes täsmälleen Big Bang -teorian ennustaman lämpötilan ( 1,96 ± 0,02 K verrattuna 1,95 K: n ennusteeseen), ja täsmälleen kolmea neutriinotyyppiä, sama määrä neutrino -makuja, jotka tällä hetkellä ennustetaan standardimallissa .

Näkymät C $ν$ B : n suoralle havaitsemiselle

Vahvistus näiden jäänne neutrinoiden olemassaolosta voi olla mahdollista vain havaitsemalla ne suoraan käyttämällä kokeita maan päällä. Tämä on vaikeaa, koska C $ν$ B: n muodostavat neutriinot ovat suhteettomia, sen lisäksi, että ne ovat vain heikosti vuorovaikutuksessa normaalin aineen kanssa, joten niiden vaikutuksia ilmaisimessa on vaikea tunnistaa. Yksi ehdotettu menetelmä C $ν$ B: n suoraa havaitsemista varten on käyttää kosmisia jäänne neutriinoja tritiumilla eli johtaa indusoituun beetahajoamisen muotoon . ${\ displaystyle \; {}^{3} \ mathrm {H} \ ;,}$

C $ν$ B: n neutriinot johtaisivat elektronien tuotantoon reaktion kautta

{\ displaystyle \ mathrm {\ nu} +{}^{3} \ mathrm {H} \ nuoli oikealle {}^{3} \ mathrm {He} +e^{-} ~,}

kun taas tärkein tausta tulee luonnollisen beetahajoamisen kautta tuotetuista elektroneista

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

Kokeellinen laite havaitsisi nämä elektronit C $ν$ B: n koon mittaamiseksi . Jälkimmäinen elektronilähde on paljon lukuisampi, mutta niiden suurin energia on kaksi kertaa pienempi kuin C $ν$ B-elektronien keskimääräinen energia keskimääräinen neutrino -massa. Koska tämä massa on pieni, suuruusluokkaa muutaman eV: n tai vähemmän, tällaisella ilmaisimella on oltava erinomainen energian resoluutio signaalin erottamiseksi taustasta. Yksi tällainen ehdotettu kokeilu on nimeltään PTOLEMY, joka koostuu 100 g: sta tritiumitavoitetta. Ilmaisimen pitäisi olla valmis vuoteen 2022 mennessä.

Languages

In other projects

Kosminen neutrino tausta - Cosmic neutrino background

Sisällys

C $ν$ B -lämpötilan $johtaminen$

Epäsuora todiste C $v$ B

Big Bangin nukleosynteesi

CMB -anisotropiat ja rakenteen muodostuminen

Epäsuora todiste vaiheiden muutoksista kosmisessa mikroaaltouunissa (CMB)

Näkymät C $ν$ B : n suoralle havaitsemiselle

Katso myös

Huomautuksia

Viitteet

Languages

In other projects

Kosminen neutrino tausta - Cosmic neutrino background

C ν B -lämpötilan johtaminen

Epäsuora todiste C v B

Big Bangin nukleosynteesi

CMB -anisotropiat ja rakenteen muodostuminen

Epäsuora todiste vaiheiden muutoksista kosmisessa mikroaaltouunissa (CMB)

Näkymät C ν B : n suoralle havaitsemiselle

Katso myös

Huomautuksia

Viitteet

C $ν$ B -lämpötilan $johtaminen$

Epäsuora todiste C $v$ B

Näkymät C $ν$ B : n suoralle havaitsemiselle