Kozmické neutrínové pozadie (CNB alebo CνB) je časticové žiarenie vesmírneho pozadia tvorené neutrínami. Niekedy sa označujú aj ako reliktné neutrína.

Podobne ako žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia (CMB), tak aj CNB je pozostatkom Veľkého tresku. Zatiaľ čo CMB vzniklo keď bol vesmír starý 379 000 rokov, tak CNB vzniklo keď mal vesmír len 2 sekundy. Odhaduje sa, že CNB má v súčasnosti teplotu zhruba 1,95 K. Nízkoenergetické neutrína s hmotou reagujú len veľmi zriedka a ich detekcia je veľmi zložitá, a preto pravdepodobne nikdy nebude možné CNB priamo pozorovať. Napriek tomu existuje presvedčivý dôkaz o jeho existencii.

Derivácia teploty CNB

Teplotu CNB je možné odhadnúť, ak je známa teplotu CMB. Pred oddelením neutrín od zvyšku hmoty tvorili vesmír neutrína, elektróny, pozitróny a fotóny vo vzájomnej tepelnej rovnováhe. Neutrína sa oddelili od ostatnej hmoty pri teplote zhruba 2,5 MeV. Napriek oddeleniu si neutrína a fotóny počas rozpínania zachovali rovnakú teplotu. Po poklese teploty pod hmotnosť elektrónu väčšina elektrónov a pozitrónov anihilovala navzájom. Ich teplo a entropia sa preniesli na fotóny, čím sa zvýšila ich teplota. A tak je pomer teplôt fotónov pred a po anihilácii rovnaký ako pomer teploty fotónov a neutrín. Na zistenie tohoto pomeru sa predpokladá, že entropia vesmíru po anihilácii bola zhruba zachovaná. Potom zo vzorca

${\displaystyle \sigma \propto gT^{3}}$,

kde σ je entropia, g je skutočný počet stupňov voľnosti a T je teplota vyplýva, že

${\displaystyle \left({\frac {g_{0}}{g_{1}}}\right)^{1/3}={\frac {T_{1}}{T_{0}}}}$,

kde T₀ predstavuje teplotu pred anihiláciou a T₁ po anihilácii. Faktor g₀ je daný druhom častice:

• 2 pre fotóny, keďže sú to bozóny bez hmotnosti^[1]
• 2(7/8) pre každý elektrón a pozitrón, keďže sú to fermióny^[1]

g₀ je iba 2 pre fotóny. Takže

${\displaystyle {\frac {T_{\nu }}{T_{\gamma }}}=\left({\frac {4}{11}}\right)^{1/3}}$.

Pri súčasnej hodnote T_γ= 2,725 K^[2] je hodnota T_ν ≈ 1,95 K.

Diskusia vyššie platí pre nehmotné neutrína, ktoré sú vždy relativistické. Pre neutrína s nenulovou hmotnosťou, potom ako sa stanú nerelativistickými, nie je tento opis teploty vhodný, napr. keď ich tepelná energia 3/2kT_ν dosiahne hodnotu nižšiu ako energia ich hmotnosti m_νc².

Nepriamy dôkaz CNB

Relativistické neutrína prispievajú k hustote energie vo vesmíre ρ_R, typicky parametrizované z hľadiska efektívneho počtu druhov neutrín N_ν:

${\displaystyle \rho _{\rm {R}}={\frac {\pi ^{2}}{15}}\,T_{\gamma }^{4}(1+z)^{4}\left,}$

kde z je červený posun. Prvý výraz v hranatej zátvorke pochádza z CMB a druhý z CNB. Štandardný model s tromi druhmi neutrín predpokladá hodnotu N_ν ≃ 3,046 ^[3], vrátane malej korekcie spôsobenej netepelnými deformáciami spektier počas anihilácie e⁺ a e^-. Hustota žiarenia má veľký dopad na rôzne fyzikálne procesy v ranom vesmíre, takže zanecháva potenciálne merateľné množstvá stôp, čo umožňuje odvodenie hodnoty N_ν z pozorovaní.

Nukleosyntéza Veľkého tresku

Pre svoj vplyv na rýchlosť rozpínania vesmíru počas BBN závisia teoretické predpoklady počiatočných množstiev ľahkých prvkov na N_ν. Astrofyzikálne meranie množstva ⁴He a ²D stanovili hodnotu N_ν = ${\displaystyle 3,14_{-0,65}^{+0,70}}$ pri intervale istoty 68% ,^[4] čo je veľmi dobrá zhoda s predpokladom Štandardného modelu.

Anizotropia CMB a vznik štruktúr

Prítomnosť CNB ovplyvňuje vývoj anizotropnosti CMB, ako aj rast pertuberácií hmoty, dvoma spôsobmi: prínosom k hustote žiarenia vo vesmíre a tzv. anizotropným napätím neutrín, ktoré tlmí akustické vibrácie spektra. Navyše voľné hmotné neutrína potláčajú rast malých štruktúr. Kombinácia 5-ročných údajov sondy WMAP, údajov o supernovách typu Ia a informácií o rozsahu akustických oscilácií baryónov udala hodnotu N_ν = ${\displaystyle 4,34_{-0,86}^{+0,88}}$,^[5] čím nezávisle potvrdila obmedzenia BBN. V blízkej budúcnosti sa súčasné chyby N_ν rádovo vylepšia pomocou satelitov ako napr. Planck.^[6]

Poznámka

1. ↑ ν je písmeno gréckej abecedy ní a je štandardným symbolom na označenie neutrín.

Referencie

Astronomický portál