Відкрити головне меню

Нейтринне реліктове випромінювання

розділ космологі

Нейтринне реліктове випромінювання — фонове нейтрине випромінювання, що утворився у Всесвіті після відокремлення нейтрино від іншої речовини приблизно через 2 секунди після Великого вибуху. Воно є аналогом електромагнітного реліктового випромінювання, яке виникло лише через 380 000 років після народження нашого Всесвіту. Нейтрино відокремелись значно раніше ніж фотони, адже вже після 2 секунд розширення Всесвіт став недостатньо щільним, аби нейтрино могли розсіюватись на інших частинках, таким чином обмінюючись енергією, адже за своєю природою дуже вони слабо взаємодіють із іншою матерією. З цієї ж причини їх важко зареєструвати, особливо якщо мова йде про нейтрино низьких енергій. Проте існують непрямі свідчення існування нейтринного космологічного фону. Теоретично розрахована сучасна температура нейтринного фону (для безмасових нейтрино) становить 1,95К.

Зміст

Визначення температури нейтринного фонуРедагувати

Знаючи температуру реліктового випромінювання можна також знайти температуру нейтринного фону. Перед відокремленням нейтрино від решти речовини, Всесвіт переважно складався з нейтрино, електронів, позитронів та фотонів, всі вони перебували в термодинамічній рівновазі одне з одним. Як тільки температура впала нижче мас спокою W та Z-бозонів (носіїв слабкої взаємодії), нейтрино відокремились від решти матерії. Після відокремлення, нейтрино та фотони зберігали свою температуру у міру розширення Всесвіту. Однак, коли температура опустилась нижче рівня маси спокою електрона, більшість електронів та позитронів анігілювали, передаючи своє тепло та ентропію фотонам, таким чином збільшуючи їхню енергію (температуру). Тому співвідношення температур фотонів до та після електрон-позитронної анігіляції відповідає співвідношенню температур реліктових фотонів та нейтрино тепер. Для того, щоб знайти це співвідношення, припускається, що ентропія всесвіту збереглась завдяки електрон-позитронній анігіляції[джерело?]. Використовуючи формулу:

 ,

де   ентропія,   ефективне число ступенів свободи, та   - температура

знаходимо:

 ,

де 0 - до анігіляції, а 1 - опісля. Для того щоб знайти   додається певна кількість ступенів свободи електронам, позитронам та фотонам:

  • 2 для фотонів, оскільки вони не мають маси, як і всі носії взаємодій, бозони;
  • 2(7/8) для кожного електрону та позитрону, оскільки вони є ферміонами;

  лише для фотонів і має 2 ступені вільності. Далі отримуємо:

 .

Тому маючи сучасне значення температури реліктових фотонів:   легко отримати температуру реліктових нейтрино:  [джерело?].

Слід зауважити, що ці викладки справедливі лиш для безмасових нейтрино, які завжди є релятивістськими. Для нейтрино ж, які мають відмінну від нуля масу, функція температури матиме інший вигляд коли нейтрино перестануть бути релятивістськими. Тобто, коли їх термальна енергія   опуститься нижче рівня енергії маси спокою  . У такому випадку слід змістити акцент досліджень на густину енергії, яка залишатиметься добре визначеною[джерело?].

ДетектуванняРедагувати

Існує принципова можливість задетектувати нейтрино космологічного фону через реакцію

 

Для цього потрібно розділити електрони, що утворюються в цій реакцій від тих, що утворюються при природньому бета-розпаді тритію:

 

Їхня енергія слабо відрізнятиметься в цих реакція (приблизно на величину подвоєної маси нейтрино), тому сучасні детектори поки не знаходять цієї різниці, однак вони вже близькі до цієї можливості. [1]

Див. такожРедагувати

ПриміткиРедагувати

  1. https://arxiv.org/abs/1602.03347 Can one measure the Cosmic Neutrino Background?