خلفية النيوترينو الكونية

يعتبر جسيم أولي بكتلة أصغر كثيرا من كتلة الإلكترون، وليست له شحنة كهربية. كتلة النيوترينو لم تحدد بعد لأن تفاعله مع المادة ضعيف جدا. تم استنتاج وجود النيوترينو بسبب ظاهرة تحلل بعض النظائر المشعة من خلال إطلاق أشعة بيتا التي هي عبارة عن إلكترونات. فعند تحلل العنصر المشع إلي عنصر آخر يحدث فقد معين في الطاقة، هذا الفقد في الطاقة هو عبارة عن الفرق بين طاقة العنصر المشع، وطاقة العنصر الناتج. والمفروض، لاحترام قانون عدم فناء الطاقة، أن يحمل الإلكترون -المنطلق من نواة الذرة والخارج علي هيئة شعاع من أشعة بيتا - أن يحمل هذا الفرق في الطاقة، ولكن القياسات تبين، أن الإلكترون يحمل طاقة أقل من الطاقة المفروضة خلال التحلل،.[5]

من أعظم نجاحات نظرية الانفجار العظيم هما تنبؤها بطيف جسمها الأسود المثالي، وتفاصيل توقعاتها بتوجهية الخواص في الخلفية الميكرونية الكونية و في علم الانفجار العظيم الكوني فأن فك الارتباط النيوترينو يشير إلى الحقبة التي توقفت النيوترونات في التفاعل مع المادة الباريونية، ويتوقف بالتالي التأثير على ديناميات الكون في أوقات مبكرة.وقبل فك الارتباط، كانت النيوترونات في توازن حراري مع البروتونات والنيوترونات، والإلكترونات، مع توسع الكون، تضعف كثافة الجسيمات وتنخفض درجات الحرارة.و التفاعلات الضعيفة تصبح غير فعالة للحفاظ على النيوترونات في اتصال حراري جيد مع البلازما

يتم الاحتفاظ النيوترونات من تدفق الحر بواسطة تفاعلاتها مع الإلكترونات والبوزيترونات، مثل رد الفعل

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

مثل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي فأن الخلفية النيوترينو الكونية مرتبطة بمخلفات الانفجار العظيم إشعاع الخلفية الكونية الميكروي تكون عندما كان عمرالكون 379,000 سنة اما النيوترنات فأنها بدات بالتفكك والتكون من المادة عندما كان عمر الكون ثانتين

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

حيث σ تشير إلى درجة العشوائية في نظام التفاعل الكوني.g درجة فعالةدرجة حرية (إحصاء) حيث يعتمد حساب الخصائص الإحصائية المختلفة على مجموعة من المعلومات أو البيانات وT هي درجة الحرارة، نجد أن

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

حيث يدل T0 درجة الحرارة قبل إبادة إلكترون-بوزيترون وT1 يدل بعد. يتم تحديد G0 عامل من أنواع الجسيمات:

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

ونظرا للقيمة الحالية للTγ = 2.725 K، [2] يترتب على ذلك أن Tν ≈ 1.95 K وكل ماسبق أعلاه صالحة لالنيوترونات عديمة الكتلة

ويقدرلعلماء اليوم أن خلفية النيوترينو الكونية لديه درجة حرارة حوالي 1.95 كلفن. بما ان النيوترونات ذات الطاقة المنخفضة تفاعلها ضعيف جدا مع المادة، لذلك فمن الصعوبة كشفها مباشرة، ومع ذلك فان الأدلة الغير المباشرة مقنعة للعلماء بانها موجودة

تساهم النيوترونات النسبية لكثافة الطاقة الإشعاعية للالكون ρR، توصف عادة من حيث عدد فعالية الأنواع نيوترينو Nν:

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

حيث يدل Z الانزياح نحو الأحمر. هو المصطلح الأول في الأقواس المربعة ويرجع ذلك إلى إشعاع الخلفية الكونية الميكروي والثاني يأتي من خلفية النيوترينو الكونية النموذج القياسي مع الأنواع النيوترينو الثلاث قدرت قيمتة Nν ≃ 3,046

بما في ذلك تصحيح صغير الناجم عن التشويه الغير الحراري للأطياف خلال إفناء بوزيترون البوزيترون Positron جُسيم أولي لا يدخل في تكوين المادة العادية، في نواة الذرة والنيوترون،

يجدر بالذكر أن كثافة الإشعاع له التأثير الكبير على العمليات الفيزيائية المختلفة في الكون في وقت مبكر، وترك بصمات يحتمل أن تكون قابلة للكشف وبي كميات قابلة للقياس، مما يسمح لنا أن نستنتج قيمة Nν .

نضرا لتأثير تمدد الكون اثناء التخليق النووي الابتدائي كانت توقعات النظرية والقياسات الفيزيائية الفلكية لوجود كمية كبيرة جدا من للهيليوم و ديوتيريوم و من العناصر الخفيفة تعتمد على Nν. ونتج عن ذلك ان تكون قيمة N_ν = 3.14+0.70
−0.65 at 68% مجال ثقة

c.l Confidence interval تعني مجموعة من القيم المحددة حتى لا يكون هناك احتمال محدد أن قيمة معلمة تكمن في داخلها. وهو نموذج قياسي جيد جدا.

• بوزيترون
• تمدد الكون
• إفناء
• المادة الباريونية
• هيليوم
• ديوتيريوم
• إشعاع الخلفية الكونية الميكروي
• مستكشف الخلفية الكونية
• مادة مظلمة
• انزياح أحمر

• بوابة علم الكون
• بوابة علم الفلك