Astronomija

Ar negalėtumėte sulėtinti neutrino skriejimo galaktikų ir spiečių, taip sudarydami didelę net ŠALTOS tamsiosios medžiagos komponentą?

Ar negalėtumėte sulėtinti neutrino skriejimo galaktikų ir spiečių, taip sudarydami didelę net ŠALTOS tamsiosios medžiagos komponentą?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Šaltoji tamsioji materija yra tamsiosios medžiagos rūšis, kurioje ryškiausiai nėra neutrino. Bet patys neutrinai patiria didelį išgyvenimo nustatymo šališkumą („visi neutrinai, kuriuos galite aptikti, būtinai turi turėti reliatyvistinį greitį“) https://physics.stackexchange.com/questions/267035/where-are-all-the-slow-neutrinos

Pagal tą patį principą, kad akmenukų yra daugiau nei riedulių, o raudonųjų nykštukų yra daugiau nei mėlynų milžinų, lėtųjų neutrinų turėtų būti daugiau nei greitų, aptinkamų.

Nereliatyvistiniai (lėtieji) neutrinai, ypač tie, kurie eina žemiau galaktikos pabėgimo greičio, galėtų būti pagrindinis šaltosios tamsiosios medžiagos veiksnys: lėti neutrinai gali būti pakankamai lėti, kad galėtų skrieti aplink galaktikas ir galaktikos grupes ir tokiu būdu sudaryti reikšmingą cdm kiekį, kuris turėtų būti suformuotas kaip galaktikos aureolė.

Jei neutrinai gaminami visais greičiais, tie žvaigždiniai (šiuolaikiniai) neutrinai, kurie yra mažesni už galaktikos pabėgimo greitį, kaupsis neribotą laiką. Tai turėtų sukurti aureolės formos debesį, ir tai gali sudaryti didelę dalį (žinoma, 15% yra MACHO ir kt. Https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept17/Freese/Freese4.html - aš čia darau prielaidą daugiakomponentis DM) šaltos tamsiosios medžiagos.


Šie neutrinai turėtų būti tikrai šalti. Kosminis neutrino fonas yra 1,9 K, ir jie yra laikomi karšta tamsiosios materijos, nes jos būtų buvusios labai reliatyvistiškos struktūros formavimosi epochoje. Kad neutrinai būtų laikomi šalta tamsiąja medžiaga ir būtų užfiksuoti galaktikų orbitose, jie turėtų būti daug šaltesni - visiškai nereliatyvūs.

Tarkime, kad vidutinė kiekvieno neutrino energija yra maždaug 0,1 eV (panaši į jų galimą ramybės masės energiją). Norint atsiskaityti $ Omega _ { rm CDM} sim 0,3 $ jų reiktų 5 USD kartus 10 ^ {10} $ už kubinį metrą, arba maždaug $10^{10}$ už kubinį metrą už skonį, vidutiniškai virš visatos.

Tam, kad apskaitytume tamsiąją medžiagą galaktikose (pvz., Paukščių Take), mums reikia $ sim 10 ^ {12} M_ odot $ maždaug 100 kpc, o tai reiškia neutrinų skaičiaus tankį $10^{14}$ už kubinį metrą.

Šie neutrinai yra sukami 1/2 fermionai, todėl jų Fermi energija būtų maždaug 5 USD kartus 10 ^ {- 3} $ e. Tai reikštų, kad jei jie būtų šaltesni nei 6 K, jie būtų išsigimę ir darytų degeneracijos spaudimą. To pakaks, kad būtų išvengta aureolių susidarymo - Tremaine & Gunn (1979) parodė, kad šaltos tamsiosios medžiagos halos negali būti pagamintos iš mažos masės leptonų, tokių kaip standartiniai neutrinai.

Redagavimai:

Užpakalinė voko Tremaine-Gunn riba (taip pat žr. Boyarsky ir kt. 2009) yra manyti, kad galaktikos pabėgimo greitis yra $ v $, tamsiosios medžiagos halos turi spindulį $ r $, bendra masė yra $ M $ o neutrino masė yra $ m $.

Galimų kvantinių būsenų skaičius, norint sukti pusę fermionų šiame tūryje, iki pat pagreičio $ mv $ yra $$ N = kairė ( frac {4 pi r ^ 3} {3} dešinė) kairė ( frac {8 pi} {3} dešinė) kairė ( frac {mv} {h} dešinėje) ^ 3 $$ Mes galime rašyti $$ v = kairė ( frac {2GM} {r} dešinė) ^ {1/2}. $$ Šiose dalelėse esanti masė negali būti didesnė, nei jei kiekvieną kvantinę būseną užpildytų vienas masės fermionas $ m $ ir jei tai paaiškina tamsiąją medžiagą, tada ši masė turi būti $ sim M $. Taigi $$ M ir $$ mc ^ 2> 8,9 left ( frac {r} { rm 100 kpc} right) ^ {- 3/8} left ( frac {M} {10 ^ {12} M_ odot} dešinėje) ^ {- 1/8} { rm eV} . $$ Taigi nėra pakankamai kvantinių būsenų, kad tilptų fermionų aureolė, nebent jų ramybės masės energija viršytų maždaug 10 eV. Neutrinams yra 3 skoniai ir anti dalelės, o tai sumažina šį skaičių $6^{1/4}$, bet atvirkščiai jis turi būti padidintas, nes halo dalelės negali būti tolygiai paskirstytos greičiu tarp 0 ir $ v $.

10 ev yra maždaug dviem dydžiais didesnė už galimas žinomų neutrinų ramybės mases.

Idėja, kad žvaigždžių neutrinai gali bet kokiu būdu prisidėti prie tamsiosios medžiagos aureolių, yra nepagrįsta. Daugumos saulės neutrinų energija viršija 0,1 MeV, todėl tariamai neutrino ramybės masės energija yra $ sim 0.1 $ eV, jie turi Lorentz veiksnius, kurie viršija $10^6$ - t. y. jie keliauja nepaprastai arti šviesos greičio ir neapsiriboja galaktikomis. Supernovos sprogimų metu išsiskiriantys neutrinai yra dar energingesni. Antra, net jei jūs sugalvosite stebuklingą procesą, galintį sukurti neutrinus, kurių kinetinė energija yra mažesnė nei 0,1 eV, vis tiek turite įveikti Tremaine-Gunn ribą. ir net jei visi visų galaktikos žvaigždžių likusi masė buvo paversta neutrinais, ta masė vis tiek sumažės daugiau nei didesne tvarka, nei reikia tamsiosios materijos paaiškinimui galaktikose. Jūs negalite įsivaizduoti, kad neutrinai laikui bėgant „kaupsis“, nes didžioji dauguma kada nors žvaigždėmis paverstos masės šiandien vis dar yra žvaigždžių pavidalu, o jau gyvenusios ir mirusios žvaigždės yra maža dalis reikalingos tamsiosios medžiagos masės.


Tai įdomus, bet varginantis klausimas. ;)

Kaip minėjote, mes negalime aptikti lėtų neutrinų. Tiesioginis jų aptikimas niekada negali būti techniškai įmanomas. Viename atsakyme į susietą klausimą minima, kad jų yra įmanoma netiesioginių neutrinų, esančių žemiau dabartinių ribų, aptikimo metodai, tačiau aptikti teoriškai didžiulį neutrino ir antineutrino kiekį, išsiskyrusį ir pagamintą per porą Didžiojo sprogimo fazių, yra daug sunkesnis pasiūlymas. Tie neutrinai patyrė kur kas didesnį raudoną poslinkį nei kosminis mikrobangų fonas. Kaip minimas kitas atsakymas toje nuorodoje, CNB (kosminio neutrino fono) raudonasis poslinkis yra $10^{10}$, palyginti su maždaug 1100 CMB.

Galime įvertinti mažos energijos neutrinų skaičių, tačiau gali būti tam tikras faktorius, kurio mūsų teorijos nepastebėjo, taigi ir skaičiai gali būti toli. Tačiau šalti lėti neutrinai neturi daug energijos, todėl net ir astronomiškai dideliais kiekiais jie neturi didelės įtakos erdvėlaikio kreivumui, be abejo, to nepakanka, kad būtų atsižvelgta į visą tamsiąją medžiagą, kurią netiesiogiai aptikome per jos masę.

Remiantis „Wikipedia“ straipsniu apie „Lambda CDM“ kosmologinį modelį, relikviniai neutrinai galėjo sudaro net 0,5% visatos energijos kiekio. OTOH, tai yra daugiau nei 0,01% dėl EM spinduliuotės, kurioje dominuoja CMB fotonai.

Mūsų dabartinė jautriausia neutrino aptikimo reakcija, Elzaso-Lotaringijos technika (taip pavadinta, nes naudojama galio → germanio → galio seka) turi 233 keV ribą. Tai reiškia, kad tų neutrinų kinetinė energija daugiau nei ketvirtį milijono kartų viršija jų (poilsio) masės energiją. Mūsų detektoriams pasisekė, kad pagauna apie 1 neutrino milijardą, kuris praeina pro juos. Atkreipkite dėmesį, kad 233 keV yra mažiau nei pusė elektronų ramybės masės energijos (511 keV).

Neutrinai turi būti labai šalti / persijungti per orbitą (išskyrus juodąsias skyles ir galbūt neutronų žvaigždes). Turėkite omenyje, kad net ir neutrinai, kurių kinetinė energija yra maždaug vienoda ar mažesnė, yra kinetinė energija vis tiek reliatyvistinis. Taigi juos gali nukreipti galaktikos ir net žvaigždės, tačiau jie negali patekti į uždarą orbitą.

Kaip jau sakiau anksčiau, CNB neutrinai yra labai raudoni ir todėl (kai kurie iš jų) gali būti gravitaciškai susietas su galaktikomis, o gal net su atskiromis žvaigždėmis. Taigi jie yra tamsiosios materijos komponentas, tačiau gana mažas.


Didžioji dalis Didžiojo sprogimo neutrino (ir antineutrinų, terminas „neutrinas“ gali apimti abu tipus, kai skirtumas tarp jų nėra reikšmingas) CNB buvo paleisti neutrino atsiejimo metu, praėjus 1 sekundei nuo didžiojo sprogimo pradžios. Iš Vikipedijos:

Didžiojo sprogimo kosmologijoje neutrino atsiejimas buvo epocha, kai neutrinai nustojo bendrauti su kitomis materijos rūšimis ir taip nustojo daryti įtaką visatos dinamikai ankstyvaisiais laikais. Prieš atsiejimą neutrinai buvo pusiausvyroje su protonais, neutronais ir elektronais, o tai palaikė silpna sąveika.

Atsiejimas įvyko maždaug tuo metu, kai tų silpnų sąveikų greitis buvo lėtesnis nei visatos plėtimosi greitis. Kita vertus, tai buvo laikas, kai silpnos sąveikos laiko skalė tapo didesnė nei tuo metu visatos amžius. Neutrino atsiejimas įvyko maždaug po sekundės po Didžiojo sprogimo, kai visatos temperatūra buvo maždaug 10 milijardų kelvinų arba 1 MeV.

Po atsiejimo kai kurie neutrinai ir antineutrinai išsiskyrė kaip neutronai, paversti protonais ir atvirkščiai. Protonų → neutronų konversijai paprastai reikia didelės energijos aplinkos, nes neutronai turi daugiau masės nei protonai. Ir atvirkščiai, laisvieji neutronai yra nestabilūs, jų pusinės eliminacijos laikas yra šiek tiek daugiau nei 10 minučių. Didžiojo sprogimo nukleosintezės metu (kuris baigėsi maždaug 20 minučių po Didžiojo sprogimo) taip pat buvo keletas neutrinų, nes vandenilis buvo paverstas heliu. BB nukleosintezė išvalė didžiąją dalį likusių laisvųjų neutronų.


Žiūrėti video įrašą: Neutrino Sun Particles - What Are Neutrinos Documentary (Gruodis 2022).