Astronomiya

Nötrinolar, qalaktikaları və qrupları orbitə çevirə bilməz, beləliklə hətta SOYUQ qaranlıq maddənin böyük bir hissəsini təşkil edirmi?

Nötrinolar, qalaktikaları və qrupları orbitə çevirə bilməz, beləliklə hətta SOYUQ qaranlıq maddənin böyük bir hissəsini təşkil edirmi?

Soyuq qaranlıq maddə, ən etibarlı şəkildə neytrino içerməyən qaranlıq maddənin növüdür. Fəqət neytrinonun özləri böyük bir sağ qalma təsbitinə meyl edirlər (“aşkar edə biləcəyiniz bütün neytrinonun nisbi sürətləri olmalıdır”) https://physics.stackexchange.com/questions/267035/where-are-all-the-slow-neutrinos

Qaya daşlarından daha çox çınqıl və mavi nəhənglərdən daha çox qırmızı cırtdan olduğu eyni prinsipə görə yavaş neytrinolar sürətli, aşkar edilə bilənlərdən daha çox olmalıdır.

Qeyri-nisbi (yavaş) neytrinolar - xüsusən də qalaktika qaçma sürətinin altına girənlər - soyuq qaranlıq maddənin əsas bir səriştəsi ola bilər: yavaş neytrinolar, qalaktikaların və qalaktik qrupların ətrafında dövrə vuracaq qədər yavaş ola bilər və beləliklə əhəmiyyətli dərəcədə cdm əmələ gətirir, bir qalaktik halo şəklində olmalıdır.

Neytrinolar bütün sürətlərdə istehsal olunarsa, qalaktik qaçma sürətinin altındakı bu ulduz (müasir) neytrinolar sonsuza qədər yığılacaqdır. Bu halo şəklində bir bulud yaratmalıdır və bu, böyük bir hissədən ibarət ola bilər (əlbəttə ki,% 15-i MACHO'lardır və s. Https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept17/Freese/Freese4.html - Burada düşünürəm çox komponentli DM) soyuq qaranlıq maddə.


Bu neytrinolar həqiqətən soyuq olmalı idi. Kosmik neytrino fonu 1.9K səviyyəsindədir və bunlar nəzərə alınır isti qaranlıq maddə, çünki quruluş meydana gəldiyi dövrdə olduqca nisbi idi. Soyuq qaranlıq maddə olaraq qəbul edilmək və eyni zamanda qalaktikalardakı orbitlərdə tutulmaq üçün neytrinolar daha soyuq olmalıdı - indi tamamilə nisbi deyil.

Gəlin hər bir neytrino üçün təxminən 0,1 eV-lik bir enerjini qəbul edək (ehtimal olunan istirahət kütlə enerjisinə bənzəyir). Hesab etmək üçün $ Omega _ { rm CDM} sim 0.3 $ olmalı idi $ 5 times 10 ^ {10} $ kubmetr başına və ya təxminən $10^{10}$ ləzzət başına kubmetr, orta hesabla kainat üzərində.

Gökadalardakı qaranlıq maddəni hesablamaq üçün (məsələn, Samanyolu) ehtiyacımız var $ sim 10 ^ {12} M_ odot $ təqribən 100 kpc içərisində, yəni bir sıra neytrinos sıxlığı deməkdir $10^{14}$ kubmetr üçün.

Bu neytrinolar spin 1/2 fermiondur və buna görə təxminən Fermi enerjisinə sahib olacaqlar $ 5 times 10 ^ {- 3} $ eV. Bu, 6 K-dan daha soyuq olsaydı, degenerasiya edər və dejenerasiya təzyiqi göstərərdi. Bu, halosların meydana gəlməsinin qarşısını almaq üçün kifayət edərdi - Tremaine & Gunn (1979), soyuq qaranlıq maddə haloslarının standart neytrinolar kimi aşağı kütlə leptonlarından edilə bilməyəcəyini göstərdi.

Redaktələr:

Zərfin arxasındakı Tremaine-Gunn sərhədinin (bax: Boyarsky et al. 2009) qalaktikanın qaçma sürətinin olduğunu düşünməkdir. $ v $, halosların radiusa sahib olduğu qaranlıq maddədir $ r $, ümumi kütlə $ M $ və neytrino kütləsi $ m $.

Bu həcmdə yarım fermionları bir impulsa qədər fırlatmaq üçün mövcud kvant vəziyyətlərinin sayı $ mv $ edir $$ N = sol ( frac {4 pi r ^ 3} {3} sağ) sol ( frac {8 pi} {3} sağ) sol ( frac {mv} {h} sağ) ^ 3 $$ Yaza bilərik $$ v = left ( frac {2GM} {r} right) ^ {1/2}. $$ Bu hissəciklərdəki kütlə, hər kvant vəziyyətini bir kütlə fermiyası ilə doldurduqdan çox ola bilməz $ m $ və bu qaranlıq maddəni izah etmək üçündürsə, bu kütlə olmalıdır $ sim M $. Beləliklə $$ M $$ mc ^ 2> 8.9 sol ( frac {r} { rm 100 kpc} sağ) ^ {- 3/8} sol ( frac {M} {10 ^ {12} M_ odot} sağ) ^ {- 1/8} { rm eV} . $$ Beləliklə, dinclik kütlələrinin enerjisi təxminən 10 eV-dən çox olmadığı təqdirdə fermionların halosunu yerləşdirmək üçün kifayət qədər kvant vəziyyəti yoxdur. Neytrinolar üçün 3 tatlar və anti hissəciklər vardır ki, bu da bunun sayını azaldır $6^{1/4}$, lakin əksinə artırılmalıdır, çünki halodakı hissəciklər 0 ilə arasında sürətdə bərabər paylana bilməz $ v $.

10 ev, bilinən neytronların ehtimal olunan istirahət kütlələrindən təxminən iki əmr böyükdür.

Ulduzlardan gələn neytrinonun qaranlıq maddə halosuna hər hansı bir töhfə verə biləcəyi fikri qəbuledilməzdir. Günəş neytrinosunun böyük əksəriyyətinin enerjisi 0,1 MeV-dən yüksəkdir və beləliklə, güman edilən neytrinonun kütlə enerjisi $ sim 0.1 $ eV, bunları aşan Lorentz faktorlarına sahibdirlər $10^6$ - yəni işıq sürətinə son dərəcə yaxın səyahət edirlər və qalaktikalarla məhdudlaşmırlar. Supernova partlayışları zamanı yayılan neytrinolar daha enerjidir. İkincisi, kinetik enerjisi 0,1 eV-dən az olan neytronlar istehsal edə bilən sehrli bir proses icad etsəniz də, yenə Tremaine-Gunn sərhədinə sahibsiniz hətta əgər hamısı bir qalaktikadakı bütün ulduzların qalan kütləsi neytrinoya çevrildi, bu kütlə qalaktikalarda qaranlıq maddəni izah etmək üçün lazım olan böyüklük sırasından daha çox azalacaqdı. Heç vaxt ulduza çevrilmiş kütlənin böyük əksəriyyəti bu gün də ulduz şəklində olduğundan və onsuz da yaşayıb ölmüş ulduzlar kiçik bir faiz olduğu üçün neytrinonun zamanla "yığılacağını" düşünə bilməzsiniz. qaranlıq maddə kütləsi tələb olunur.


Maraqlı, lakin əsəbi bir sualdır. ;)

Qeyd etdiyiniz kimi, yavaş neytronları aşkar edə bilmirik. Bunların birbaşa aşkarlanması heç vaxt texniki cəhətdən mümkün olmaya bilər. Bağlı sualın bir cavabında bəzilərinin olduğu qeyd edilir mümkündür cari hədlərin altında olan neytrinolar üçün dolayı aşkarlama üsulları, lakin nəzəri cəhətdən Böyük Partlayışın bir neçə mərhələsi ərzində sərbəst buraxılan və istehsal olunan çox sayda neytrino və antineutrinonun aşkar edilməsi daha çətindir. Bu neytrinolar, kosmik mikrodalğalı fondan daha böyük bir qırmızı sürüşmə yaşadılar. Bu linkdəki başqa bir cavab olaraq CNB (kosmik neytrino fonu) qırmızı sürüşmə qaydasında $10^{10}$, QMİ-nin 1100 ilə müqayisədə.

Aşağı enerjili neytrinonun sayını təxmin edə bilərik, amma nəzəriyyələrimizin nəzərdən qaçırdığı bəzi amillər ola bilər, buna görə də rəqəmlər bilər uzaqlaşmaq Bununla birlikdə, soyuq yavaş neytrinolar çox enerjiyə sahib deyildir, buna görə astronomik baxımdan böyük miqdarda olsa da, boşluq əyriliyinə çox təsir göstərmirlər, əlbəttə ki, kütləsi ilə dolayı yolla aşkarladığımız bütün qaranlıq maddələri hesablamaq üçün kifayət deyil.

Vikipediyanın Lambda CDM kosmoloji modeli ilə bağlı məqaləsinə görə relikt neytrinolar bilərdi Kainatların enerji məzmununun% 0.5-ni təşkil edir. OTOH, CMB fotonlarının üstünlük təşkil etdiyi EM radiasiyasına görə% 0,01-dən çoxdur.

İndiki ən həssas neytrino aşkarlama reaksiyamız olan Alsace-Lorraine texnikası (qallium → germanium → gallium ardıcıllığından istifadə etdiyi üçün belə adlanır) 233 keV eşikdədir. Yəni, bu neytrinonun kinetik enerjisi kütlə enerjisinin dörddəbir milyon qatından çoxdur. Dedektorlarımızın içindən keçən milyard başına 1 neytrino tutmaq şanslıdır. Qeyd edək ki, 233 keV bir elektronun (511 keV) qalan kütlə enerjisinin yarısından azdır.

Neytrinonun (qara dəliklər və ehtimal neytron ulduzları xaricində) bir şeyin orbiti üçün çox soyuq olması / yenidən dəyişdirilməsi lazımdır. Bir eV və ya daha çox kinetik enerjiyə sahib neytrinonun belə olduğunu unutmayın yenə də nisbi. Beləliklə, onları qalaktikalar və hətta ulduzlar yönləndirə bilər, lakin qapalı bir orbitə çıxa bilmirlər.

Daha əvvəl də söylədiyim kimi, CNB neytrinosu yüksək dərəcədə dəyişdirilmişdir və buna görə də (bəziləri) bacarmaq cazibə qüvvəsi ilə qalaktikalara və bəlkə də ayrı-ayrı ulduzlara bağlı olmalıdır. Beləliklə, onlar qaranlıq maddənin bir hissəsidir, lakin olduqca kiçikdir.


CNB-də Big Bang neytrinosunun əsas hissəsi (və antineutrinos, "nötrino" ifadəsi, hər iki növü əhatə edə bilər), böyük partlayış başladıqdan 1 saniyə sonra neytrinonun ayrılması zamanı sərbəst buraxıldı. Vikipediyadan:

Big Bang kosmologiyasında neytrinonun ayrılması, neytrinonun digər maddə növləri ilə qarşılıqlı təsirini dayandırdığı və bununla da erkən dövrlərdə kainatın dinamiklərinə təsirini dayandırdığı bir dövr idi. Ayrışmadan əvvəl neytronlar zəif qarşılıqlı əlaqə ilə qorunan protonlar, neytronlar və elektronlarla istilik tarazlığında idi.

Ayrışma, bu zəif qarşılıqlı təsir sürətinin kainatın genişlənmə sürətindən daha yavaş olduğu dövrdə baş verdi. Alternativ olaraq, zəif qarşılıqlı təsir üçün zaman miqyasının o dövrdəki kainatın yaşından daha böyük olduğu vaxt idi. Neutrino ayrılması, kainatın istiliyinin təxminən 10 milyard kelvin və ya 1 MeV olduğu Big Bangdən bir saniyə sonra baş verdi.

Ayrışmadan sonra neytronlar protona çevrildikdə və əksinə bəzi neytrinolar və antineutrinolar sərbəst buraxıldı. Proton → neytron konversiyası normal olaraq yüksək enerji mühiti tələb edir, çünki neytronların protondan daha çox kütləsi var. Əksinə sərbəst neytronlar qeyri-sabitdir, yarım ömrü 10 dəqiqədən biraz çoxdur. Hidrogenin heliuma çevrildiyi üçün Big Bang nükleosentezi zamanı (Böyük Partlayışdan təxminən 20 dəqiqə sonra sona çatdı) bəzi neytrinolar da meydana gəldi. BB nukleosintezi qalan sərbəst neytronların çoxunu təmizlədi.


Videoya baxın: Kainatdakı almaz planet (Sentyabr 2021).