Nötrino dekuplajı - Neutrino decoupling

İçinde Büyük patlama kozmoloji, nötrino dekuplajı hangi çağda nötrinolar diğer madde türleriyle etkileşime girmeyi bıraktı ^[1]ve böylelikle şirketin dinamiklerini etkilemeyi bıraktı. Evren erken zamanlarda.^[2] Ayrılmadan önce nötrinolar Termal denge ile protonlar, nötronlar ve elektronlar ile sürdürülen zayıf etkileşim. Ayrılma, yaklaşık olarak, bu zayıf etkileşimlerin oranının hızından daha yavaş olduğu sırada meydana geldi. evrenin genişlemesi. Alternatif olarak, zayıf etkileşimler için zaman ölçeğinin kişinin yaşından daha büyük olduğu zamandı. Evren o zaman. Nötrino ayrıştırması, Big Bang'den yaklaşık bir saniye sonra gerçekleşti. sıcaklık evrenin% 10'u milyar Kelvin veya 1 MeV.^[3]

Nötrinolar madde ile nadiren etkileşime girdiğinden, bu nötrinolar bugün hala varlığını sürdürüyor ve çok daha sonra ortaya çıkan kozmik mikrodalga arka planına benziyor. rekombinasyon, Büyük Patlama'dan yaklaşık 377.000 yıl sonra. Oluştururlar kozmik nötrino arka plan (kısaltılmış CvB veya CNB). Bu olaydaki nötrinoların enerjisi çok düşüktür, yaklaşık 10⁻¹⁰ günümüzün doğrudan tespitiyle mümkün olandan kat daha küçük.^[4] Yüksek enerjili nötrinolar bile herkesin bildiği gibi tespit edilmesi zor bu nedenle CNB yıllarca doğrudan detaylı olarak gözlemlenemeyebilir.^[4] Bununla birlikte, Big Bang kozmolojisi, CNB hakkında birçok tahminde bulunur ve CNB'nin var olduğuna dair çok güçlü dolaylı kanıtlar vardır.

Ayrılma süresinin türetilmesi

Nötrinolar dağınıktır ( ücretsiz akış ) ile etkileşimleriyle elektronlar ve pozitronlar reaksiyon gibi

${ displaystyle e ^ {-} + e ^ {+} longleftrightarrow nu _ {e} + { bar { nu}} _ {e}}$.

Bu etkileşimlerin yaklaşık oranı, sayı yoğunluğu elektronların ve pozitronların ortalama ürünü enine kesit etkileşim için ve hız parçacıkların. Sayı yoğunluğu ${ displaystyle n}$ of göreceli elektronlar ve pozitronlar sıcaklığın küpüne bağlıdır ${ displaystyle T}$, Böylece ${ displaystyle n propto T ^ {3}}$. W / Z bozon kütlelerinin (~ 100 GeV) altındaki sıcaklıklar (enerjiler) için zayıf etkileşimler için kesit ve hızın çarpımı yaklaşık olarak ${ displaystyle langle sigma v rangle sim G_ {F} ^ {2} T ^ {2}}$, nerede ${ displaystyle G_ {F}}$ dır-dir Fermi sabiti (standart olduğu gibi parçacık fiziği hesaplamalar, faktörleri ışık hızı ${ displaystyle c}$ 1'e eşit olarak ayarlanmıştır). Hepsini bir araya getirirsek, zayıf etkileşimlerin oranı ${ displaystyle Gama}$ dır-dir

${ displaystyle Gama = n langle sigma v rangle sim G_ {F} ^ {2} T ^ {5}}$.

Bu, tarafından verilen genişleme oranıyla karşılaştırılabilir. Hubble parametresi ${ displaystyle H}$, ile

${ displaystyle H = { sqrt {{ frac {8 pi} {3}} G rho}}}$,

nerede ${ displaystyle G}$ ... yerçekimi sabiti ve ${ displaystyle rho}$ ... enerji yoğunluğu evrenin. Kozmik tarihin bu noktasında, enerji yoğunluğuna radyasyon hakimdir. ${ displaystyle rho propto T ^ {4}}$. Zayıf etkileşim oranı daha çok sıcaklığa bağlı olduğundan, evren soğudukça daha hızlı düşecektir. Böylece, iki oran yaklaşık olarak eşit olduğunda (emirlerin düşmesi birlik etkili bir yozlaşma etkileşim halinde olan parçacıkların durumlarının sayısını sayan terim) nötrinoların ayrıştığı yaklaşık sıcaklığı verir:

${ displaystyle G_ {F} ^ {2} T ^ {5} sim { sqrt {GT ^ {4}}}}$.

Sıcaklık verir

${ displaystyle T sim sol ({ frac { sqrt {G}} {G_ {F} ^ {2}}} sağ) ^ {1/3} sim 1 ~ { textrm {MeV}} }$.^[5]

Bu çok kaba bir türetme olsa da, nötrinolar ayrıştırıldığında belirlenen önemli fiziksel olayları göstermektedir.

Gözlemsel kanıt

Nötrino ayrışması doğrudan gözlemlenemezken, geride bir kozmik nötrino arka plan benzer kozmik mikrodalga arkaplan radyasyonu nın-nin Elektromanyetik radyasyon çok daha sonraki bir dönemde yayımlandı. "Nötrino arka planının tespiti, mevcut nötrino dedektörlerinin yeteneklerinin çok ötesindedir."^[6] Bununla birlikte, dolaylı olarak bir nötrino arka planının varlığını gösteren veriler vardır. Bir parça kanıt, açısal güç spektrumu Nötrino arka planındaki anizotropilerden kaynaklanan CMB.^[7]

Nötrino ayrıştırmasının başka bir dolaylı ölçümüne, nötrino ayrıştırmasının oranını belirlemede oynadığı rol tarafından izin verilir. nötronlar -e protonlar. Ayrıştırmadan önce, nötron ve protonların sayısı, özellikle zayıf etkileşimlerle denge bolluklarında tutulur. beta bozunması ve elektron yakalama (veya ters beta bozunması) göre

${ displaystyle n leftrightarrow p + e ^ {-} + { bar { nu}} _ {e}}$

ve

${ displaystyle p + e ^ {-} leftrightarrow nu _ {e} + n}$.

Zayıf etkileşim hızı, evrenin karakteristik genişleme hızından daha yavaş olduğunda, bu denge korunamaz ve nötronların protonlara bolluğu bir değerde "donar"

${ displaystyle sol [{ frac {n} {n + p}} sağ] = 0,21}$.^[8]

Bu değer, basitçe değerlendirilerek bulunur Boltzmann faktörü dekuplaj zamanında nötronlar ve protonlar için, göre

${ displaystyle { frac {n_ {n} (T)} {n_ {p} (T)}} = exp sol ({ frac {- Delta m} {T}} sağ)}$,

nerede ${ displaystyle Delta m}$ nötronlar ve protonlar arasındaki kütle farkı ve ${ displaystyle T}$ dekuplaj sırasındaki sıcaklıktır.^[5] Bu oran, sentezi için kritiktir. atomlar sırasında Big Bang nükleosentezi çoğunluğunu oluşturan süreç helyum Evrendeki atomlar, "üretilen helyum miktarını belirlemede baskın faktördür".^[9] Helyum atomları kararlı olduğundan, nötronlar kilitlenir ve beta bozunması nötronların protonlara, elektronlara ve nötrinolara dönüşmesi artık gerçekleşemez. Böylece, ilkel maddede nötronların bolluğu şu şekilde ölçülebilir: gökbilimciler ve nötrino ayrıştırmada nötronların protonlara oranıyla belirlendiği üzere, helyum bolluğu dolaylı olarak nötrino ayrışmasının meydana geldiği sıcaklığı ölçer ve yukarıda elde edilen şekil ile uyumludur.^[10]

Faz değişikliklerinden Kozmik Mikrodalga Arka Planına (CMB) dolaylı kanıt

Big Bang kozmolojisi, CNB hakkında birçok tahminde bulunur ve kozmik nötrino arka planının her ikisinden de var olduğuna dair çok güçlü dolaylı kanıtlar vardır. Big Bang nükleosentezi helyum bolluğunun tahminleri ve anizotropilerden kozmik mikrodalga arka plan. Bu tahminlerden biri, nötrinoların kozmik mikrodalga arka planında (CMB) ince bir iz bırakacağıdır. SPK'da usulsüzlüklerin olduğu iyi bilinmektedir. SPK dalgalanmalarının bazıları kabaca düzenli aralıklarla baryonik akustik salınımlar. Teoride, ayrıştırılmış nötrinoların çok hafif bir etkisi olmalıydı. evre çeşitli SPK dalgalanmaları.^[4]

2015 yılında SPK'da bu tür kaymaların tespit edildiği bildirildi. Dahası, dalgalanmalar, neredeyse tam olarak Big Bang teorisinin öngördüğü sıcaklıktaki nötrinolara karşılık geliyordu (1,96 ± 0,02 K 1,95 K tahminine ve tam olarak üç tür nötrinoya kıyasla, şu anda tahmin edilen aynı sayıda nötrino aroması Standart Model.^[4]

Ayrıca bakınız

• Evrenin kronolojisi

Referanslar

Kaynakça

• Bernstein, J .; Brown, L.S. & Feinberg, G. (1989). "Kozmolojik helyum üretimi basitleştirildi". Modern Fizik İncelemeleri. 61 (1): 25–39. Bibcode:1989RvMP ... 61 ... 25B. doi:10.1103 / RevModPhys.61.25.
• Grupen, C .; Cowan, G .; Eidelman, S. ve Stroh, T. (2005). Astropartikül Fiziği. Springer. ISBN  978-3-540-25312-9.
• Longair, Malcolm (2006). Galaksi Oluşumu. Berlin: Springer. ISBN  978-3-540-73477-2.
• Trotta, R .; Melchiorri, A. (2005). "Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası ve Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması'ndan Nötrino Arka Planında İlksel Anizotropiler Göstergesi". Fiziksel İnceleme Mektupları. 95 (1): 011305. arXiv:astro-ph / 0412066. Bibcode:2005PhRvL..95a1305T. doi:10.1103 / PhysRevLett.95.011305. PMID  16090604. S2CID  53320517.
• Rubakov, Valeriji; Gorbunov, Dimitrji (2018). Erken Evren Teorisine Giriş: Sıcak Big Bang Teorisi. New Jersey: World Scientific. ISBN  9789813209879.

Dış bağlantılar

• UC Berkeley kozmoloji kursundan öğrenci notları (bkz. sayfa 16)
• Profesör Oregon Üniversitesi astrofizik kursundan notlar