Astronomi

Kunne ikke langsomme neutrinoer kredse om galakser og klynger og således omfatte en stor komponent af endda KALDT mørkt stof?

Kunne ikke langsomme neutrinoer kredse om galakser og klynger og således omfatte en stor komponent af endda KALDT mørkt stof?


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.

Koldt mørkt stof er den type mørkt stof, der er mest neutrino-fri. Men neutrinoer selv lider under en stor bias med påvisning af overlevende ("alle neutrinoer, du kan opdage, skal nødvendigvis have relativistiske hastigheder") https://physics.stackexchange.com/questions/267035/where-are-all-the-slow-neutrinos

Efter det samme princip, at der er flere småsten end stenblokke og flere røde dværge end blå kæmper, bør langsomme neutrinoer være mere rigelige end de hurtige, påviselige.

Ikke-relativistiske (langsomme) neutrinoer - især dem, der går under den galaktiske flugthastighed - kunne være en hovedkompetent for koldt mørkt stof: langsomme neutrinoer kunne være langsomme nok til at kredse om galakser og galaktiske klynger og således danne en betydelig mængde cdm, som skal formes som en galaktisk glorie.

Hvis der produceres neutrinoer ved alle hastigheder, akkumuleres disse stjern neutrinoer under galaktisk flugthastighed på ubestemt tid. Dette skal generere en glorieformet sky, og dette kan omfatte en stor del (selvfølgelig er 15% MACHO'er osv. Https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept17/Freese/Freese4.html - Jeg antager her en multikomponent DM) af koldt mørkt stof.


Disse neutrinoer skulle være rigtig kolde. Den kosmiske neutrino baggrund er på 1,9 K, og de betragtes som hed mørkt stof, fordi de ville have været meget relativistiske i epoken med strukturdannelse. For at blive betragtet som koldt mørkt stof og også for at blive fanget i kredsløb i galakser, skulle neutrinoerne være meget koldere - nu er det ikke helt relativistisk.

Lad os antage en gennemsnitlig energi derefter på ca. 0,1 eV for hver neutrino (svarende til deres sandsynlige hvile masse energi). For at tage højde for $ Omega _ { rm CDM} sim 0,3 $ der skulle være $ 5 gange 10 ^ {10} $ pr. kubikmeter eller ca. $10^{10}$ pr. kubikmeter pr. smag, gennemsnitlig over universet.

For at redegøre for mørkt stof i galakser (f.eks. Mælkevejen) har vi brug for $ sim 10 ^ {12} M_ odot $ inden for ca. 100 kpc, hvilket betyder en antal tætheder af neutrinoer på $10^{14}$ pr. kubikmeter.

Disse neutrinoer er 1/2 fermioner og vil således have en Fermi-energi på ca. $ 5 gange 10 ^ {- 3} $ eV. Det ville betyde, at hvis de var noget koldere end 6 K, ville de være degenererede og udøve et degenerations pres. Dette ville være tilstrækkeligt til at forhindre dannelse af haloer - Tremaine & Gunn (1979) viste, at kolde mørke stofhaloer ikke kan fremstilles af leptoner med lav masse som standardneutrinoer.

Redigeringer:

En bagside af kuvertens Tremaine-Gunn-grænse (se også Boyarsky et al. 2009) er at antage, at galakseens flugthastighed er $ v $, det er mørkt stof, glorier har radius $ r $, er den samlede masse $ M $ og neutrino massen er $ m $.

Antallet af tilgængelige kvantetilstande, der drejer halv fermioner i dette volumen, op til et momentum $ mv $ er $$ N = venstre ( frac {4 pi r ^ 3} {3} højre) venstre ( frac {8 pi} {3} højre) venstre ( frac {mv} {h} højre) ^ 3 $$ Vi kan skrive $$ v = left ( frac {2GM} {r} right) ^ {1/2}. $$ Massen indeholdt i disse partikler kan ikke være større, end hvis hver kvantetilstand er fyldt med en fermion af masse $ m $ og hvis dette er for at forklare mørkt stof, så må denne masse være $ sim M $. Dermed $$ M og $$ mc ^ 2> 8.9 left ( frac {r} { rm 100 kpc} right) ^ {- 3/8} left ( frac {M} {10 ^ {12} M_ odot} højre) ^ {- 1/8} { rm eV} . $$ Der er således ikke nok kvantetilstande til at rumme en halo af fermioner, medmindre deres hvilemasseenergier overstiger ca. 10 eV. For neutrinoer er der 3 smagsstoffer og antipartikler, hvilket reducerer dette antal med $6^{1/4}$, men omvendt skal det øges, fordi partikler i glorie ikke kan fordeles ensartet i hastighed mellem 0 og $ v $.

10 ev er omkring to størrelsesordener større end de kendte neutrinos sandsynlige hvilemasser.

Tanken om, at neutrinoer fra stjerner kan yde et hvilket som helst bidrag til mørke stof-haloer, er uholdbar. Langt størstedelen af ​​solneutrinoer har energier over 0,1 MeV, og så for en antaget neutrino-hvile masseenergi på $ sim 0,1 $ eV, de har Lorentz-faktorer, der overstiger $10^6$ - dvs. de rejser meget tæt på lysets hastighed og er ikke begrænset til galakser. Neutrinoerne, der udsendes under supernovaeksplosioner, er endnu mere energiske. For det andet, selvom du opfinder en magisk proces, der kan producere neutrinoer med kinetiske energier mindre end 0,1 eV, har du stadig Tremaine-Gunn-grænsen at overvinde og selvom alle resten af ​​massen af ​​alle stjernerne i en galakse blev omdannet til neutrinoer, den masse ville stadig være kort med mere end en størrelsesorden af ​​den krævede for at forklare mørkt stof i galakser. Du kan ikke forestille dig, at neutrinoerne ville "hober sig op" over tid, fordi langt størstedelen af ​​massen, der nogensinde er blevet forvandlet til stjerner, stadig er i form af stjerner i dag, og de stjerner, der allerede har levet og døde, er en lille procentdel af krævet masse af mørkt stof.


Det er et interessant, men frustrerende spørgsmål. ;)

Som du nævnte, kan vi ikke opdage langsomme neutrinoer. Direkte detektion af dem er muligvis aldrig teknisk mulig. Et svar på det sammenkædede spørgsmål nævner, at der er nogle muligt indirekte detektionsteknikker for neutrinoer under nuværende tærskler, men detektering af det teoretisk enorme antal neutrinoer & antineutrinoer frigivet og produceret i løbet af et par faser af Big Bang er et meget sværere forslag. Disse neutrinoer har oplevet en langt større rødforskydning end den kosmiske mikrobølgebaggrund. Som et andet svar på dette link nævner, er CNB (kosmisk neutrino baggrund) rød forskydning i størrelsesordenen $10^{10}$, sammenlignet med 1100 eller deromkring i CMB.

Vi kan estimere antallet af neutrinoer med lav energi, men der kan være en eller anden faktor, som vores teorier har overset, så tallene magt være langt væk. Imidlertid har kolde, langsomme neutrinoer ikke meget energi, så selv i astronomisk store mængder har de ikke meget indflydelse på krumning i rumtiden, bestemt ikke nok til at tage højde for alt det mørke stof, som vi indirekte har opdaget via dets masse.

Ifølge Wikipedia's artikel om Lambda CDM kosmologiske model, relikviene neutrinoer kunne tegner sig for så meget som 0,5% af universernes energiindhold. OTOH, det er mere end 0,01% på grund af EM-stråling, som er domineret af CMB-fotoner.

Vores nuværende mest følsomme neutrindetekteringsreaktion, Alsace-Lorraine-teknikken (såkaldt fordi den bruger en gallium → germanium → gallium-sekvens) har en tærskel på 233 keV. Det vil sige, at disse neutrinos kinetiske energi er over en kvart million gange deres (hvile) masseenergi. Og vores detektorer er heldige at fange ca. 1 neutrino per milliard, der passerer gennem dem. Bemærk, at 233 keV er mindre end halvdelen af ​​den resterende massenergi af et elektron (511 keV).

Neutrinoer skal være meget kolde / rødskiftede for at kredse om noget (bortset fra sorte huller og muligvis neutronstjerner). Husk, at selv neutrinoer med en eller flere kinetiske energier er stadig relativistisk. Så de kan afbøjes af galakser og endda stjerner, men de kan ikke komme ind i en lukket bane.

Som jeg sagde tidligere, er CNB-neutrinoer meget rødskiftede, og så (nogle af dem) kan være gravitationelt bundet til galakser og måske endda individuelle stjerner. Så de er en komponent af mørkt stof, men en ret lille.


Hovedparten af ​​Big Bang-neutrinoer (og antineutrinoer, udtrykket "neutrino" kan dække begge typer, når forskellen mellem dem ikke er relevant) i CNB blev frigivet under neutrino-afkobling, 1 sekund efter starten af ​​big bang. Fra Wikipedia:

I Big Bang-kosmologi var neutrino-afkobling den epoke, hvor neutrinoer ophørte med at interagere med andre typer materier og derved ophørte med at påvirke dynamikken i universet i tidlige tider. Før afkobling var neutrinoer i termisk ligevægt med protoner, neutroner og elektroner, som blev opretholdt gennem den svage interaktion.

Afkobling fandt sted omtrent på det tidspunkt, hvor hastigheden af ​​disse svage interaktioner var langsommere end universets ekspansion. Alternativt var det tidspunktet, hvor tidsskalaen for svage interaktioner blev større end universets alder på det tidspunkt. Neutrino-afkobling fandt sted cirka et sekund efter Big Bang, da temperaturen i universet var ca. 10 milliarder kelvin eller 1 MeV.

Efter afkobling blev nogle neutrinoer og antineutrinoer frigivet, da neutroner konverteret til protoner og omvendt. Proton → neutronkonvertering kræver normalt et miljø med høj energi, fordi neutroner har mere masse end protoner. Omvendt er frie neutroner ustabile med en halveringstid på lidt over 10 minutter. Der blev også produceret nogle neutrinoer under Big Bang nukleosyntese (som sluttede ca. 20 minutter efter Big Bang), da brint blev omdannet til helium. BB-nukleosyntese ryddede de fleste af de resterende frie neutroner op.


Se videoen: Galakser galakser 1234567890 (Oktober 2022).