Fondo de neutrinos cósmicos - Cosmic neutrino background

El fondo de neutrinos cósmicos ( CNB o C ν B ) es la radiación de partículas de fondo del universo compuesta por neutrinos . A veces se les conoce como neutrinos reliquia .

El C ν B es una reliquia del Big Bang ; mientras que la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) data de cuando el universo tenía 379.000 años, el C ν B se desacopló (separó) de la materia cuando el universo tenía solo un segundo de edad. Se estima que hoy, el C ν B tiene una temperatura de aproximadamente1,95  K .

Como los neutrinos rara vez interactúan con la materia, estos neutrinos todavía existen hoy. Tienen una energía muy baja, alrededor de 10 −4 a 10 −6 eV . Incluso los neutrinos de alta energía son notoriamente difíciles de detectar , y el C ν B tiene energías alrededor de 10 10  veces más pequeñas, por lo que es posible que C ν B no se observe directamente en detalle durante muchos años, si es que lo hace. Sin embargo, la cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el C ν B, y hay una fuerte evidencia indirecta de que existe C ν B.


Derivación de la temperatura C ν B

Dada la temperatura del fondo cósmico de microondas (CMB ), se puede estimar la temperatura del fondo cósmico de neutrinos (C ν B). Implica un cambio entre dos regímenes:

Régimen 1
El estado original del universo es un equilibrio térmico, cuya etapa final tiene fotones y leptones que se crean libremente entre sí mediante la aniquilación (los leptones crean fotones) y la producción de pares (los fotones crean leptones). Este fue el estado muy breve, justo después del Big Bang. Su última etapa involucra solo los fermiones de menor masa posible que interactúan con los fotones: electrones y positrones .
Régimen 2
Una vez que el universo se ha expandido lo suficiente como para que el plasma fotón + leptón se haya enfriado hasta el punto en que los fotones del Big Bang ya no tengan suficiente energía para la producción de pares de leptones de menor masa / energía, los pares restantes electrón - positrón se aniquilan. Los fotones que crean se enfrían y luego son incapaces de crear nuevos pares de partículas. Este es el estado actual de la mayor parte del universo.

A temperaturas muy altas, antes de que los neutrinos se desacoplaran del resto de la materia, el universo consistía principalmente en neutrinos, electrones , positrones y fotones , todos en equilibrio térmico entre sí. Una vez que la temperatura bajó a aproximadamente2,5  MeV , los neutrinos se desacoplaron del resto de la materia y, para fines prácticos, todas las interacciones de leptones y fotones con estos neutrinos se detuvieron.

A pesar de este desacoplamiento, los neutrinos y los fotones se mantuvieron a la misma temperatura que el universo expandido como "fósil" del Régimen 1 anterior, ya que ambos se enfrían de la misma forma por el mismo proceso de expansión cósmica , a partir de la misma temperatura inicial. Sin embargo, cuando la temperatura descendió por debajo del doble de la masa del electrón, la mayoría de los electrones y positrones se aniquilaron , transfiriendo su calor y entropía a los fotones y aumentando así la temperatura de los fotones. Entonces, la razón de la temperatura de los fotones antes y después de la aniquilación electrón-positrón es la misma que la razón de la temperatura de los neutrinos y los fotones en el Régimen actual 2. Para encontrar esta razón, asumimos que la entropía   s   de el universo fue conservado aproximadamente por la aniquilación electrón-positrón. Luego usando

donde   g   es el número efectivo de grados de libertad y T es la temperatura del plasma o fotón. Una vez que cesan las reacciones, la entropía   s   debe permanecer aproximadamente "atascada" para todas las temperaturas por debajo de la temperatura de corte, y encontramos que


Aquí denota la temperatura más baja donde la producción de pares y la aniquilación estaban en equilibrio; y denota la temperatura después de que la temperatura cayó por debajo de la temperatura de cambio de régimen , después de que los pares electrón - positrón restantes, pero que ya no se refrescaran, se hubieran aniquilado y contribuido a la energía total del fotón. Las temperaturas relacionadas y son las temperaturas simultáneas de los fotones ( γ ) y neutrinos ( ν ) respectivamente, cuya relación permanece "atascada" en el mismo valor indefinidamente, después de

El factor está determinado por una suma, basada en las especies de partículas involucradas en la reacción de equilibrio original:

+ 2 por cada fotón (u otros bosones sin masa , si los hay).
+   7/4   para cada electrón, positrón u otro fermión .

Mientras que el factor es simplemente 2, ya que el régimen actual sólo afecta a los fotones, en equilibrio térmico con ellos mismos como máximo.

Entonces

Dado que la temperatura de fondo de los fotones cósmicos en la actualidad se ha enfriado, se deduce que la temperatura de fondo de los neutrinos es actualmente

La discusión anterior es técnicamente válida para los neutrinos sin masa, que siempre son relativistas. Para neutrinos con una masa en reposo distinta de cero, a baja temperatura donde los neutrinos se vuelven no relativistas, una descripción en términos de temperatura no es apropiada. En otras palabras, cuando la energía térmica de los neutrinos ( k es la constante de Boltzman ) cae por debajo de la energía de la masa en reposo en un caso de baja temperatura, se debería hablar de la densidad de energía colectiva de los neutrinos , que sigue siendo relevante y bien definida.

Prueba indirecta de la C ν B

Los neutrinos relativistas contribuyen a la densidad de energía de radiación del universo ρ R , típicamente parametrizado en términos del número efectivo de especies de neutrinos N ν :

donde z denota el corrimiento al rojo . El primer término entre corchetes se debe al CMB, el segundo proviene del C ν B. El Modelo Estándar con sus tres especies de neutrinos predice un valor de N ν3.046 , incluida una pequeña corrección causada por una distorsión no térmica de los espectros durante e + × e - aniquilación . La densidad de radiación tuvo un impacto importante en varios procesos físicos en el universo temprano, dejando huellas potencialmente detectables en cantidades mensurables, lo que nos permite inferir el valor de N ν a partir de las observaciones.

Nucleosíntesis del Big Bang

Debido a su efecto sobre la tasa de expansión del universo durante la nucleosíntesis del Big Bang (BBN), las expectativas teóricas para las abundancias primordiales de elementos ligeros dependen de N ν . Medidas astrofísicas del primordial4
Él
y 2
D
abundancias dan lugar a un valor de N ν =3,14+0,70
−0,65
al 68% cl , muy de acuerdo con las expectativas del Modelo Estándar.

Anisotropías CMB y formación de estructuras

La presencia de C ν B afecta la evolución de las anisotropías CMB, así como el crecimiento de las perturbaciones de la materia de dos maneras: debido a su contribución a la densidad de radiación del universo (que determina, por ejemplo, el tiempo de igualdad materia-radiación), y debido a la tensión anisotrópica de los neutrinos que amortigua las oscilaciones acústicas de los espectros. Además, los neutrinos masivos de flujo libre suprimen el crecimiento de la estructura a pequeña escala. Los datos de cinco años de la nave espacial WMAP combinados con datos de supernova de tipo Ia e información sobre la escala de oscilación acústica bariónica arrojaron N ν = 4.34+0,88
−0,86
al 68% cl , lo que proporciona una confirmación independiente de las restricciones de BBN. La colaboración de la nave espacial Planck ha publicado el límite más estricto hasta la fecha sobre el número efectivo de especies de neutrinos, en N ν =3,15 ± 0,23 .

Evidencia indirecta de cambios de fase al fondo cósmico de microondas (CMB)

La cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el C ν B, y hay evidencia indirecta muy fuerte de que existe el fondo de neutrinos cósmicos, tanto de las predicciones de la nucleosíntesis del Big Bang de la abundancia de helio como de las anisotropías en el fondo cósmico de microondas . Una de estas predicciones es que los neutrinos habrán dejado una huella sutil en el fondo cósmico de microondas (CMB). Es bien sabido que el CMB tiene irregularidades. Algunas de las fluctuaciones del CMB se espaciaron aproximadamente con regularidad, debido al efecto de la oscilación acústica bariónica . En teoría, los neutrinos desacoplados deberían haber tenido un efecto muy leve en la fase de las diversas fluctuaciones del CMB.

En 2015, se informó que tales cambios se habían detectado en el CMB. Además, las fluctuaciones correspondían a neutrinos de casi exactamente la temperatura predicha por la teoría del Big Bang ( 1,96 ± 0,02 K en comparación con una predicción de 1,95 K), y exactamente tres tipos de neutrinos, el mismo número de sabores de neutrinos que actualmente predice el Modelo Estándar. .

Perspectivas para la detección directa de C ν B

La confirmación de la existencia de estos neutrinos reliquia solo puede ser posible detectándolos directamente mediante experimentos en la Tierra. Esto será difícil ya que los neutrinos que componen el C ν B no son relativistas, además de interactuar solo débilmente con la materia normal, por lo que cualquier efecto que tengan en un detector será difícil de identificar. Un método propuesto para la detección directa de C ν B es utilizar la captura de neutrinos reliquia cósmica en tritio, es decir, que conduce a una forma inducida de desintegración beta .

Los neutrinos del C ν B conducirían a la producción de electrones a través de la reacción

mientras que el fondo principal proviene de los electrones producidos a través de la desintegración beta natural

Estos electrones serían detectados por el aparato experimental para medir el tamaño de C ν B. La última fuente de electrones es mucho más numerosa, sin embargo, su energía máxima es más pequeña que la energía promedio de los electrones C ν B por dos veces. la masa media de neutrinos. Dado que esta masa es pequeña, del orden de unos pocos eV o menos, dicho detector debe tener una excelente resolución de energía para poder separar la señal del fondo. Uno de esos experimentos propuestos se llama PTOLEMY, que estará compuesto por 100 g de diana de tritio. El detector debería estar listo para 2022.

Ver también

Notas

Referencias