خلفية النيوترينو الكونية

الخلفية الكونية للنيوترينو هي إشعاع جسيمات خلفية مقترح يتكون من النيوترينوات . تُعرف أحيانًا باسم النيوترينوات المتبقية أو تُختصر أحيانًا إلى CNB أو CνB ، حيث يرمز الحرف ν إلى الحرف اليوناني nu ، وهو الرمز القياسي في فيزياء الجسيمات للنيوترينو .

يُعدّ إشعاع CνB من بقايا الانفجار العظيم ؛ فبينما يعود تاريخ إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) إلى زمن كان فيه عمر الكون 379,000 سنة، انفصل إشعاع CνB عن المادة عندما كان عمر الكون ثانية واحدة فقط. ويُقدّر أن درجة حرارة إشعاع CνB اليوم تبلغ حوالي  1.95 ألف ​

نظرًا لأن النيوترينوات نادرًا ما تتفاعل مع المادة، فإنها لا تزال موجودة حتى اليوم. تتميز هذه النيوترينوات بطاقة منخفضة جدًا، تتراوح بين 10⁻⁴ ^و10⁻⁶ إلكترون فولت . ^{[ 1 ] [ 2 ]} حتى النيوترينوات عالية الطاقة يصعب رصدها ، وطاقة CνB أقل بحوالي 10 مرات ^، لذا قد لا يُرصد CνB بشكل مباشر ومفصل لسنوات عديدة، إن أمكن رصده أصلًا. ^{[1 ] [ 2 ] مع ذلك} ، يقدم علم الكونيات الخاص بالانفجار العظيم العديد من التنبؤات حول CνB ، وهناك أدلة غير مباشرة قوية جدًا على وجوده . ^{[ 1 ] [ 2 ]}  

كان الكون المبكر يتألف من بلازما كثيفة شديدة الحرارة تتمدد وتبرد. اصطدمت الجسيمات في البلازما وتفاعلت، محافظةً على حالة توازن وفقًا للتفاعلات الممكنة.  بعد حوالي ثانية واحدة من الانفجار العظيم، اختل التوازن بين الإلكترونات والبوزيترونات والنيوترينوات. وحدثت عدة تفاعلات إفناء مثل${\displaystyle {\text{e}}^{-}+{\text{e}}^{+}\longleftrightarrow \nu _{\text{e}}+{\bar {\nu }}_{\text{e}}}$توقف تمدد الكون لأن النيوترينوات أصبحت متباعدة جدًا في المتوسط ​​بحيث يتعذر عليها الالتقاء. ^{[ 3 ] : 327} يُقال إن النيوترينوات منفصلة . فبدلًا من التصادم والتفاعل، استمرت في حركتها، وهي حالة تُعرف بالتدفق الحر . ولأن الكون كان عبارة عن بلازما متجانسة تقريبًا، فقد حدث هذا الانفصال في جميع أنحاء الكون في الوقت نفسه. وقد ظلت هذه النيوترينوات تسافر في كون متمدد باستمرار لأكثر من 13 مليار سنة. وعلى الرغم من أعدادها الهائلة، إلا أن درجة حرارتها المميزة منخفضة للغاية.

على الرغم من أنه لا يمكن قياس درجة حرارة خلفية النيوترينو الكونية (CνB ) بشكل مباشر، إلا أنه يمكن تقديرها من درجة حرارة خلفية الموجات الميكروية الكونية (CMB) المقاسة وفيزياء الكون المبكر. كانت النيوترينوات والفوتونات في حالة توازن حراري. انفصلت النيوترينوات أولًا، ولكن قبل انفصال الفوتونات، أفنى الإلكترونات والبوزيترونات في البلازما الساخنة ، أي أنها اتحدت، منتجةً المزيد من الفوتونات ورافعةً درجة الحرارة. يسمح قانون حفظ الإنتروبيا بتقدير تسخين الفوتونات الناتج عن حدث الإفناء. ^{[ 4 ] : ​​340}

إن إنتروبيا كل جسيم في خليط متوازن تتناسب مع عدد درجات الحرية الفعالة له ، g :

${\displaystyle \ s_{i}\ \propto \ g_{i}\ T^{3}\ ,}$

حيث T هي درجة حرارة البلازما أو الفوتون. العامل${\displaystyle \ g_{i}\ }$بالنسبة لأنواع الجسيمات المشاركة في تفاعل التوازن الأصلي:

+2 لكل فوتون (أو بوزونات أخرى عديمة الكتلة ، إن وجدت)، ^{[ 5 ]}

+ 7 / 4 لكل إلكترون أو بوزيترون ^{أو فرميون} آخر . [ ⁵ ]

مجموع جميع إنتروبيات الجسيمات،${\displaystyle \ \textstyle {\sum }_{i}\ g_{i}\ T^{3}\ }$يتم الحفاظ على الطاقة. يُحوّل الإفناء إنتروبيا الفوتونات والإلكترونات والبوزيترونات إلى إنتروبيا الفوتونات فقط: $${\displaystyle \ {\frac {~s_{\gamma }+s_{{\text{e}}^{-}}+s_{{\text{e}}^{+}}\ }{s_{\gamma }}}=\left({\frac {\ 2+{\tfrac {7}{4}}+{\tfrac {7}{4}}\ }{2}}\right)={\frac {11}{\ 4\ }}}$$ وبالتالي، ستكون الفوتونات أكثر سخونة من النيوترينوات التي انفصلت سابقًا بمقدار الجذر التكعيبي للنسبة.${\displaystyle \ {\tfrac {~T_{\gamma }\ }{\ T_{\nu }}}\$ :} ^{[ 4 ] : 340}

${\displaystyle \ \left({\frac {~T_{\gamma }\ }{\ T_{\nu }}}\right)^{\tfrac {1}{3}}\ =\ \left({\frac {11}{\ 4\ }}\right)^{\tfrac {1}{3}}\ \approx \ 1.40102~}$

بما أن درجة حرارة خلفية الفوتونات الكونية قد انخفضت في الوقت الحاضر إلى${\displaystyle \ T_{\gamma }=2.725~{\mathsf {K}}\ ,}$^{[ 6 ]} ويترتب على ذلك أن درجة حرارة خلفية النيوترينو هي حاليًا

${\displaystyle \ T_{\nu }\approx 1.95~{\mathsf {K}}~.}$

لا يصح النقاش أعلاه إلا من الناحية التقنية بالنسبة للنيوترينوات عديمة الكتلة، والتي تكون نسبية دائمًا. أما بالنسبة للنيوترينوات ذات الكتلة السكونية غير الصفرية، فعند درجات الحرارة المنخفضة حيث تصبح النيوترينوات غير نسبية، فإن وصف سرعة النيوترينوات المتبقية بدلالة درجة الحرارة لم يعد مناسبًا، على الرغم من أن الطاقة الحركية المقابلة صحيحة. ويحدث تغيير السياق عندما تتغير الطاقة الحرارية للنيوترينوات.${\displaystyle \ {\tfrac {3}{2}}\ k\ T_{\nu }\ }$( حيث k هو ثابت بولتزمان ) ينخفض ​​عن طاقة كتلة السكون الخاصة بهم${\displaystyle \ m_{\nu }c^{2}\$ ;} في حالة درجات الحرارة المنخفضة، ينبغي بدلاً من ذلك الحديث عن كثافة الطاقة الجماعية للنيوترينوات، والتي تظل ذات صلة ومحددة جيدًا.

تساهم النيوترينوات النسبية في كثافة طاقة الإشعاع للكون ρ _R ، والتي يتم تحديدها عادةً من حيث العدد الفعال لأنواع النيوترينو N _ν :

${\displaystyle \ \rho _{\mathsf {R}}=\ {\frac {\ \pi ^{2}}{15}}\ T_{\gamma }^{4}\ (1+z)^{4}\left[\ 1+{\frac {7}{8}}N_{\nu }\left({\frac {4}{11}}\right)^{\tfrac {4}{3}}\right]\ ,}$

حيث يرمز z إلى الانزياح نحو الأحمر . يُعزى الحد الأول بين القوسين المربعين إلى إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، بينما يأتي الحد الثاني من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. ويتنبأ النموذج القياسي، بأنواعه الثلاثة من النيوترينوات ، بقيمة Nν _≃3.046 ، ^{[ 7 ]} بما في ذلك تصحيح طفيف ناتج عن تشوه غير حراري للأطياف أثناء ^إفناء الإلكترون - بوزيترون . كان لكثافة الإشعاع تأثير كبير على العديد من العمليات الفيزيائية في الكون المبكر، تاركةً بصمات قابلة للكشف على الكميات القابلة للقياس، مما يسمح لنا ^{باستنتاج} _قيمة Nν من الملاحظات .

قد لا يتسنى تأكيد وجود هذه النيوترينوات المتبقية إلا من خلال رصدها مباشرةً باستخدام تجارب على الأرض. سيكون هذا الأمر صعبًا لأن النيوترينوات المكونة لـ CνB غير نسبية، بالإضافة إلى تفاعلها الضعيف مع المادة العادية، وبالتالي سيكون من الصعب تحديد أي تأثير لها في الكاشف. جميع تفاعلات النيوترينوات التي تُقاس في كواشف الجسيمات الحالية هي مع نيوترينوات حديثة التكوين في الشمس ، والمفاعلات النووية ، والأسلحة ، ومسرعات الجسيمات ، واصطدامات الأشعة الكونية ، والمستعرات العظمى . وحتى من بين هذه التفاعلات، لا يمكن رصد سوى النيوترينوات ذات أعلى طاقات حركية. إنه وضع أشبه بـ"خسارة للجميع": فكلما انخفضت الطاقة الحركية للنيوترينو، انخفض احتمال تفاعله مع المادة، وبالتالي ستكون استجابة المادة أضعف وأقل وضوحًا حتى في حال وقوع حدث نادر.

إحدى الطرق المقترحة للكشف المباشر عن C ν B هي استخدام التقاط النيوترينوات الكونية المتبقية على التريتيوم ie ³ H، مما يؤدي إلى شكل مستحث من اضمحلال بيتا . ^{[ 11 ]}

ستؤدي النيوترينوات الناتجة عن تفاعل C ν B إلى إنتاج الإلكترونات عبر التفاعل

${\displaystyle \nu +{}^{3}{\text{H}}\rightarrow {}^{3}{\text{He}}+{\text{e}}^{-},}$

بينما تأتي الخلفية الرئيسية من الإلكترونات المنتجة عبر تحلل بيتا الطبيعي

${\displaystyle {}^{3}{\text{H}}\rightarrow {}^{3}{\text{He}}+{\text{e}}^{-}+{\bar {\nu }}.}$

سيتم الكشف عن هذه الإلكترونات بواسطة الجهاز التجريبي لقياس حجم جسيم C ν B. يُعدّ مصدر الإلكترونات الأخير أكثر عددًا بكثير، إلا أن طاقته القصوى أقل من متوسط ​​طاقة إلكترونات C ν B بمقدار ضعف متوسط ​​كتلة النيوترينو. ونظرًا لصغر هذه الكتلة، التي تبلغ بضعة إلكترون فولت أو أقل، يجب أن يتمتع هذا الكاشف بدقة طاقة ممتازة لفصل الإشارة عن الخلفية. إحدى هذه التجارب المقترحة تُسمى PTOLEMY في مختبرات غران ساسو الوطنية الإيطالية ، وستتكون من 100  غرام من هدف التريتيوم. ^{[ 12 ]} النموذج الأولي للكاشف (بحوالي 1${\displaystyle \mu }$سيكون (غرام من التريتيوم على الجرافين) جاهزًا بحلول عام 2027. ^{[ 13 ]} سيكون جهاز العرض التوضيحي لـ PTOLEMY حساسًا لكتلة النيوترينو.

• الإشعاع الكوني الخلفي
• المادة المظلمة
• خلفية نيوترينو المستعر الأعظم المنتشرة
• خلفية موجات الجاذبية