En la cosmología del Big Bang , el desacoplamiento de neutrinos fue la época en la que los neutrinos dejaron de interactuar con otros tipos de materia, [1] y, por lo tanto, dejaron de influir en la dinámica del universo en los primeros tiempos. [2] Antes del desacoplamiento, los neutrinos estaban en equilibrio térmico con protones , neutrones y electrones , que se mantenía a través de la interacción débil . El desacoplamiento ocurrió aproximadamente en el momento en que la tasa de esas interacciones débiles era más lenta que la tasa de expansión del universo.. Alternativamente, fue el momento en que la escala de tiempo para las interacciones débiles se volvió mayor que la edad del universo en ese momento. El desacoplamiento de neutrinos tuvo lugar aproximadamente un segundo después del Big Bang, cuando la temperatura del universo era de aproximadamente 10 mil millones de kelvin , o 1 MeV . [3]
Como los neutrinos rara vez interactúan con la materia, estos neutrinos todavía existen hoy en día, de forma análoga al fondo de microondas cósmico mucho más tardío emitido durante la recombinación , alrededor de 377.000 años después del Big Bang. Forman el fondo de neutrinos cósmicos (abreviado CvB o CNB). Los neutrinos de este evento tienen una energía muy baja, alrededor de 10 a 10 veces más pequeña de lo que es posible con la detección directa actual. [4] Incluso los neutrinos de alta energía son notoriamente difíciles de detectar , por lo que es posible que el CNB no se observe directamente en detalle durante muchos años, si es que lo hace. [4] Sin embargo, la cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el CNB, y hay una fuerte evidencia indirecta de que el CNB existe.
Derivación del tiempo de desacoplamiento
Los neutrinos se dispersan (interfiriendo con la transmisión libre ) por sus interacciones con electrones y positrones , como la reacción
- .
La tasa aproximada de estas interacciones se establece por la densidad numérica de electrones y positrones, el producto promedio de la sección transversal para la interacción y la velocidad de las partículas. La densidad numéricade los electrones y positrones relativistas depende del cubo de la temperatura, así que eso . El producto de la sección transversal y la velocidad para interacciones débiles para temperaturas (energías) por debajo de las masas de bosones W / Z (~ 100 GeV) está dado aproximadamente por, dónde es la constante de Fermi (como es estándar en los cálculos de física de partículas , factores de la velocidad de la luz se establecen igual a 1). Poniéndolo todo junto, la tasa de interacciones débiles es
- .
Esto se puede comparar con la tasa de expansión que proporciona el parámetro de Hubble. , con
- ,
dónde es la constante gravitacional yes la densidad de energía del universo. En este punto de la historia cósmica, la densidad de energía está dominada por la radiación, de modo que. Como la tasa de interacción débil depende más fuertemente de la temperatura, caerá más rápidamente a medida que el universo se enfríe. Por lo tanto, cuando las dos tasas son aproximadamente iguales (eliminando términos de unidad de orden , incluido un término de degeneración efectivo que cuenta el número de estados de partículas que interactúan) da la temperatura aproximada a la que los neutrinos se desacoplan:
- .
Resolver por temperatura da
- . [5]
Si bien esta es una derivación muy aproximada, ilustra los importantes fenómenos físicos que determinaron cuándo se desacoplaron los neutrinos.
Evidencia observacional
Si bien el desacoplamiento de neutrinos no se puede observar directamente, se espera que haya dejado un fondo de neutrinos cósmicos , análogo a la radiación cósmica de fondo de microondas de la radiación electromagnética que se emitió en una época muy posterior. "La detección del fondo de neutrinos está mucho más allá de las capacidades de la actual generación de detectores de neutrinos". [6] Sin embargo, hay datos que indican indirectamente la presencia de un fondo de neutrinos. Una prueba es la amortiguación del espectro de potencia angular del CMB, que resulta de anisotropías en el fondo de neutrinos. [7]
Otra medida indirecta del desacoplamiento de neutrinos está permitida por el papel que desempeña el desacoplamiento de neutrinos en el establecimiento de la relación entre neutrones y protones . Antes del desacoplamiento, el número de neutrones y protones se mantiene en su abundancia de equilibrio mediante interacciones débiles, específicamente la desintegración beta y la captura de electrones (o desintegración beta inversa) según
y
- .
Una vez que la tasa de interacciones débiles es más lenta que la tasa característica de expansión del universo, este equilibrio no se puede mantener, y la abundancia de neutrones a protones "se congela" en un valor
- . [8]
Este valor se encuentra simplemente evaluando el factor de Boltzmann para neutrones y protones en el tiempo de desacoplamiento, de acuerdo con
- ,
dónde es la diferencia de masa entre neutrones y protones y es la temperatura de desacoplamiento. [5] Esta proporción es fundamental para la síntesis de átomos durante la nucleosíntesis del Big Bang , el proceso que formó la mayoría de los átomos de helio en el universo, ya que "es el factor dominante en la determinación de la cantidad de helio producida". [9] Como los átomos de helio son estables, los neutrones se bloquean y la desintegración beta de los neutrones en protones, electrones y neutrinos ya no puede ocurrir. Por lo tanto, los astrónomos pueden medir la abundancia de neutrones en la materia primordial y, como se determinó mediante la relación entre neutrones y protones en el desacoplamiento de neutrinos, la abundancia de helio mide indirectamente la temperatura a la que tuvo lugar el desacoplamiento de neutrinos, y está de acuerdo. con la figura derivada arriba. [10]
Evidencia indirecta de cambios de fase al fondo cósmico de microondas (CMB)
La cosmología del Big Bang hace muchas predicciones sobre el CNB, y existe una fuerte evidencia indirecta 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 las oscilaciones acústicas bariónicas . En teoría, los neutrinos desacoplados deberían haber tenido un efecto muy leve en la fase de las diversas fluctuaciones del CMB. [4]
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. . [4]
Ver también
- Cronología del universo
Referencias
- ↑ Rubakov, Gorbunov (2018), p.23
- ^ Longair (2006), p. 290
- ^ Longair (2006), p. 291
- ^ a b c d 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 (26 de agosto de 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 . ISSN 0031-9007 . PMID 26371637 . S2CID 24763212 .
- ↑ a b Bernstein (1989), p. 27.
- ^ Longair (2006), p. 302.
- ^ Trotta (2005), p. 1.
- ^ Longair (2006), p. 291–292.
- ^ Grupen (2005), p. 218.
- ^ Longair (2006), p. 293.
Bibliografía
- Bernstein, J .; Brown, LS y Feinberg, G. (1989). "Producción cosmológica de helio simplificada". Reseñas de Física Moderna . 61 (1): 25–39. Código Bibliográfico : 1989RvMP ... 61 ... 25B . doi : 10.1103 / RevModPhys.61.25 .
- Grupen, C .; Cowan, G .; Eidelman, S. y Stroh, T. (2005). Física de astropartículas . Saltador. ISBN 978-3-540-25312-9.
- Longair, Malcolm (2006). Formación de galaxias . Berlín: Springer. ISBN 978-3-540-73477-2.
- Trotta, R .; Melchiorri, A. (2005). "Indicación de anisotropías primordiales en el fondo de neutrinos de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson y la encuesta Sloan Digital Sky". Cartas de revisión física . 95 (1): 011305. arXiv : astro-ph / 0412066 . Código Bibliográfico : 2005PhRvL..95a1305T . doi : 10.1103 / PhysRevLett.95.011305 . PMID 16090604 . S2CID 53320517 .
- Rubakov, Valeriji; Gorbunov, Dimitrji (2018). Introducción a la teoría del universo temprano: teoría del Big Bang caliente . Nueva Jersey: World Scientific. ISBN 9789813209879.
enlaces externos
- Notas de los estudiantes de un curso de cosmología de UC Berkeley (consulte la página 16)
- Notas del profesor de un curso de astrofísica de la Universidad de Oregon