El fondo de neutrinos cósmicos ( CNB o CνB [1] ) es la radiación de partículas de fondo del universo compuesta por neutrinos . A veces se les conoce como neutrinos reliquia .
El CνB 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 CνB se desacopló (separó) de la materia cuando el universo tenía solo un segundo de edad. Se estima que hoy, el CνB 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 . [1] Incluso los neutrinos de alta energía son notoriamente difíciles de detectar , y el CνB tiene energías alrededor de 10 10 veces más pequeñas, por lo que es posible que el CνB no se observe directamente en detalle durante muchos años, si es que lo hace. [1] Sin embargo, la cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el CνB, y hay una fuerte evidencia indirecta de que el CνB existe. [1]
Derivación de la temperatura CνB
Dada la temperatura del CMB, se puede estimar la temperatura del CνB. 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 desacoplados del resto de la materia. A pesar de este desacoplamiento, los neutrinos y los fotones permanecieron a la misma temperatura a medida que el universo se expandía. Sin embargo, cuando la temperatura cayó por debajo de la masa del electrón, la mayoría de los electrones y positrones se aniquilaron , transfirieron su calor y entropía a los fotones y, por lo tanto, aumentaron la temperatura de los fotones. De modo que la relación entre la temperatura de los fotones antes y después de la aniquilación electrón-positrón es la misma que la relación entre la temperatura de los neutrinos y los fotones en la actualidad. Para encontrar esta relación, asumimos que la entropía del universo fue conservada aproximadamente por la aniquilación electrón-positrón. Luego usando
donde σ es la entropía, g son los grados efectivos de libertad y T es la temperatura, encontramos que
donde T 0 denota la temperatura antes de la aniquilación electrón-positrón y T 1 denota después. El factor g 0 es solo 2 para los fotones; g 1 está determinada por la especie de partícula:
- 2 para cada fotón, ya que son bosones sin masa [2]
- cada uno para electrones o positrones, ya que son fermiones . [2]
Entonces
Dado el valor actual de T γ = 2.725 K , [3] se sigue que T ν ≈ 1,95 K .
La discusión anterior es válida para los neutrinos sin masa, que siempre son relativistas. Para los neutrinos con una masa en reposo distinta de cero, la descripción en términos de temperatura ya no es apropiada después de que se vuelven no relativistas; es decir, cuando su energía térmica 3/2 kT ν cae por debajo de la energía de la masa en reposo m ν c 2 . En cambio, en este caso uno debería rastrear su densidad de energía, que permanece bien definida.
Prueba indirecta de la CνB
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 CνB. El modelo estándar con sus tres especies de neutrinos predice un valor de N ν ≃3.046 , [4] incluyendo una pequeña corrección causada por una distorsión no térmica de los espectros durante la aniquilación e + - e - - . 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
−0,65a 68% cl , [5] muy de acuerdo con las expectativas del Modelo Estándar.
Anisotropías CMB y formación de estructuras
La presencia de CνB 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 los datos de la supernova de tipo Ia y la información sobre la escala de oscilación acústica bariónica arrojaron N ν =4.34+0,88
−0,86al 68% cl, [6] proporcionando 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 . [7]
Evidencia indirecta de cambios de fase al fondo cósmico de microondas (CMB)
La cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el CνB, 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. [1]
En 2015, se informó que se habían detectado tales cambios 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. . [1]
Perspectivas para la detección directa del CνB
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 CνB 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 de detección directa del CνB es utilizar la captura de neutrinos reliquia cósmica en tritio, es decir., lo que lleva a una forma inducida de desintegración beta . [8] Los neutrinos del CνB 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 del CνB. La última fuente de electrones es mucho más numerosa, sin embargo, su energía máxima es menor que la energía promedio de los electrones CνB en el doble de la masa promedio 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 separar la señal del fondo. Uno de esos experimentos propuestos se llama PTOLEMY, que estará compuesto por 100 g de diana de tritio. [9] El detector debería estar listo para 2022. [10]
Ver también
- Radiación cósmica de fondo
- Materia oscura
- Fondo difuso de neutrinos de supernova
- Fondo de onda gravitacional
Notas
- ^ ν (cursivaν) es la letra griega nu , símbolo estandarizado deneutrinos.
Referencias
- ^ a b c d e Neutrinos cósmicos detectados, confirmando la última gran predicción del Big Bang - Cobertura de Forbes del artículo original: Follin, Brent; Knox, Lloyd; Millea, Marius; Pan, Zhen (2015). "Primera detección del cambio de fase de oscilación acústica esperado del fondo de neutrinos cósmicos". Cartas de revisión física . 115 (9): 091301. arXiv : 1503.07863 . Código Bibliográfico : 2015PhRvL.115i1301F . doi : 10.1103 / PhysRevLett.115.091301 . PMID 26371637 . S2CID 24763212 .
- ^ a b Steven Weinberg (2008). Cosmología . Prensa de la Universidad de Oxford . pag. 151. ISBN 978-0-19-852682-7.
- ^ Fixsen, Dale; Mather, John (2002). "Los resultados espectrales del instrumento espectrofotómetro absoluto de infrarrojo lejano en COBE" . Revista astrofísica . 581 (2): 817–822. Código bibliográfico : 2002ApJ ... 581..817F . doi : 10.1086 / 344402 .
- ^ Mangano, Gianpiero; et al. (2005). "Desacoplamiento de neutrinos reliquia incluyendo oscilaciones de sabor". Física B nuclear . 729 (1–2): 221–234. arXiv : hep-ph / 0506164 . Código Bibliográfico : 2005NuPhB.729..221M . doi : 10.1016 / j.nuclphysb.2005.09.041 . S2CID 18826928 .
- ^ Cyburt, Richard; et al. (2005). "Nuevos límites de BBN en física más allá del modelo estándar de He-4". Física de astropartículas . 23 (3): 313–323. arXiv : astro-ph / 0408033 . Código bibliográfico : 2005APh .... 23..313C . doi : 10.1016 / j.astropartphys.2005.01.005 . S2CID 8210409 .
- ^ Komatsu, Eiichiro; et al. (2011). "Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de siete años (WMAP): interpretación cosmológica". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 192 (2): 18. arXiv : 1001.4538 . Código bibliográfico : 2011ApJS..192 ... 18K . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 192/2/18 . S2CID 17581520 .
- ^ Ade, PAR; et al. (2016). "Resultados Planck 2015. XIII. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica . 594 (A13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A & A ... 594A..13P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201525830 . S2CID 119262962 .
- ^ Long, AJ; Lunardini, C .; Sabancilar, E. (2014). "Detección de neutrinos cósmicos no relativistas por captura en tritio: fenomenología y potencial físico". Revista de cosmología y física de astropartículas . 1408 (8): 038. arXiv : 1405.7654 . Código bibliográfico : 2014JCAP ... 08..038L . doi : 10.1088 / 1475-7516 / 2014/08/038 . S2CID 119102568 .
- ^ Betts, S .; et al. (2013). "Desarrollo de un experimento de detección de neutrinos reliquia en PTOLEMY: Observatorio de tritio de Princeton para rendimiento de luz, universo temprano, neutrinos masivos". arXiv : 1307.4738 [ astro-ph.IM ].
- ^ Mangano, Gianpiero; et al. (Colaboración PTOLEMY) (2019). "Física de neutrinos con el proyecto PTOLEMY". Revista de cosmología y física de astropartículas . 07 : 047. arXiv : 1902.05508 . doi : 10.1088 / 1475-7516 / 2019/07/047 . S2CID 119397039 .