Kozmické neutrínové pozadie

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Kozmológia
Ilc 9yr moll4096.png
Vesmír · Veľký tresk · Vek vesmíru · Chronológia vesmíru








z  d  u

Kozmické neutrínové pozadie (CNB alebo CνB[1]) je časticové žiarenie vesmírneho pozadia tvorené neutrínami. Niekedy sa označujú aj ako reliktné neutrína.

Podobne ako žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia (CMB), tak aj CNB je pozostatkom Veľkého tresku. Zatiaľ čo CMB vzniklo keď bol vesmír starý 379 000 rokov, tak CNB vzniklo keď mal vesmír len 2 sekundy. Odhaduje sa, že CNB má v súčasnosti teplotu zhruba 1,95 K. Nízkoenergetické neutrína s hmotou reagujú len veľmi zriedka a ich detekcia je veľmi zložitá, a preto pravdepodobne nikdy nebude možné CNB priamo pozorovať. Napriek tomu existuje presvedčivý dôkaz o jeho existencii.

Derivácia teploty CNB[upraviť | upraviť zdroj]

Teplotu CNB je možné odhadnúť, ak je známa teplotu CMB. Pred oddelením neutrín od zvyšku hmoty tvorili vesmír neutrína, elektróny, pozitróny a fotóny vo vzájomnej tepelnej rovnováhe. Neutrína sa oddelili od ostatnej hmoty pri teplote zhruba 2,5 MeV. Napriek oddeleniu si neutrína a fotóny počas rozpínania zachovali rovnakú teplotu. Po poklese teploty pod hmotnosť elektrónu väčšina elektrónov a pozitrónov anihilovala navzájom. Ich teplo a entropia sa preniesli na fotóny, čím sa zvýšila ich teplota. A tak je pomer teplôt fotónov pred a po anihilácii rovnaký ako pomer teploty fotónov a neutrín. Na zistenie tohoto pomeru sa predpokladá, že entropia vesmíru po anihilácii bola zhruba zachovaná. Potom zo vzorca

\sigma \propto gT^3,

kde σ je entropia, g je skutočný počet stupňov voľnosti a T je teplota vyplýva, že

\left(\frac{g_0}{g_1}\right)^{1/3} = \frac{T_1}{T_0},

kde T0 predstavuje teplotu pred anihiláciou a T1 po anihilácii. Faktor g0 je daný druhom častice:

  • 2 pre fotóny, keďže sú to bozóny bez hmotnosti[1]
  • 2(7/8) pre každý elektrón a pozitrón, keďže sú to fermióny[1]

g0 je iba 2 pre fotóny. Takže

\frac{T_\nu}{T_\gamma} = \left(\frac{4}{11}\right)^{1/3}.

Pri súčasnej hodnote Tγ= 2,725 K[2] je hodnota Tν ≈ 1,95 K.

Diskusia vyššie platí pre nehmotné neutrína, ktoré sú vždy relativistické. Pre neutrína s nenulovou hmotnosťou, potom ako sa stanú nerelativistickými, nie je tento opis teploty vhodný, napr. keď ich tepelná energia 3/2kTν dosiahne hodnotu nižšiu ako energia ich hmotnosti mνc2.

Nepriamy dôkaz CNB[upraviť | upraviť zdroj]

Relativistické neutrína prispievajú k hustote energie vo vesmíre ρR, typicky parametrizované z hľadiska efektívneho počtu druhov neutrín Nν:

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

kde z je červený posun. Prvý výraz v hranatej zátvorke pochádza z CMB a druhý z CNB. Štandardný model s tromi druhmi neutrín predpokladá hodnotu Nν ≃ 3,046 [3], vrátane malej korekcie spôsobenej netepelnými deformáciami spektier počas anihilácie e+ a e-. Hustota žiarenia má veľký dopad na rôzne fyzikálne procesy v rannom vesmíre, takže zanecháva potenciálne merateľné množstvá stôp, čo umožňuje odvodenie hodnoty Nν z pozorovaní.

Nukleosyntéza Veľkého tresku[upraviť | upraviť zdroj]

Pre svoj vplyv na rýchlosť rozpínania vesmíru počas BBN závisia teoretické predpoklady počiatočných množstiev ľahkých prvkov na Nν. Astrofyzikálne meranie množstva 4He a 2D stanovili hodnotu Nν = 3,14^{+0,70}_{-0,65} pri intervale istoty 68% ,[4] čo je veľmi dobrá zhoda s predpokladom Štandardného modelu.

Anizotropia CMB a vznik štruktúr[upraviť | upraviť zdroj]

Prítomnosť CNB ovplyvňuje vývoj anizotropnosti CMB, ako aj rast pertuberácií hmoty, dvoma spôsobmi: prínosom k hustote žiarenia vo vesmíre a tzv. anizotropným napätím neutrín, ktoré tlmí akustické vibrácie spektra. Navyše voľné hmotné neutrína potláčajú rast malých štruktúr. Kombinácia 5-ročných údajov sondy WMAP, údajov o supernovách typu Ia a informácií o rozsahu akustických oscilácií baryónov udala hodnotu Nν = 4,34^{+0,88}_{-0,86},[5] čím nezávisle potvrdila obmedzenia BBN. V blízkej budúcnosti sa súčasné chyby Nν rádovo vylepšia pomocou satelitov ako napr. Planck.[6]

Poznámka[upraviť | upraviť zdroj]

  1.  ν je písmeno gréckej abecedy a je štandardným symbolom na označenie neutrín.

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. a b Steven Weinberg (2008). Cosmology. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-852682-7.
  2. Fixsen, Dale, Mather, John (2002). "The Spectral Results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument on COBE". Astrophysical Journal 581 (2): 817–822. DOI:10.1086/344402.
  3. Mangano, Gianpiero, et al. (2005). "Relic neutrino decoupling including flavor oscillations". Nucl.Phys.B 729 (1–2): 221–234. DOI:10.1016/j.nuclphysb.2005.09.041.
  4. Cyburt, Richard, et al. (2005). "New BBN limits on physics beyond the standard model from He-4". Astropart.Phys. 23 (3): 313–323. DOI:10.1016/j.astropartphys.2005.01.005.
  5. Komatsu, Eiichiro, et al. (2010). "Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation". The Astrophysical Journal Supplement Series 192 (2): 18. DOI:10.1088/0067-0049/192/2/18.
  6. Bashinsky, Sergej, Seljak, Uroš (2004). "Neutrino perturbations in CMB anisotropy and matter clustering". Phys.Rev.D 69 (8): 083002. DOI:10.1103/PhysRevD.69.083002.