الفلك

ألا يمكن أن تبطئ النيوترينوات في مدار المجرات والعناقيد ، وبالتالي تضم مكونًا كبيرًا حتى من المادة المظلمة الباردة؟

ألا يمكن أن تبطئ النيوترينوات في مدار المجرات والعناقيد ، وبالتالي تضم مكونًا كبيرًا حتى من المادة المظلمة الباردة؟


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.

المادة المظلمة الباردة هي نوع المادة المظلمة الخالية من النيوترينو بشكل بارز. لكن النيوترينوات نفسها تعاني من تحيز كبير في اكتشاف النجاة ("يجب أن تتمتع جميع النيوترينوات التي يمكنك اكتشافها بالضرورة بسرعات نسبية") https://physics.stackexchange.com/questions/267035/where-are-all-the-slow-neutrinos

وفقًا لنفس المبدأ القائل بوجود عدد أكبر من الحصى من الصخور ، وعدد الأقزام الحمراء أكثر من العمالقة الزرقاء ، يجب أن تكون النيوترينوات البطيئة أكثر وفرة من تلك السريعة التي يمكن اكتشافها.

يمكن أن تكون النيوترينوات غير النسبية (البطيئة) - على وجه الخصوص تلك التي تسير تحت سرعة الهروب من المجرة - مؤهلة رئيسية للمادة المظلمة الباردة: يمكن أن تكون النيوترينوات البطيئة بطيئة بما يكفي لتدور حول المجرات والعناقيد المجرية ، وبالتالي تشكل كمية كبيرة من cdm ، والتي يجب أن تكون على شكل هالة مجرية.

إذا تم إنتاج النيوترينوات بجميع السرعات ، فإن تلك النيوترينوات النجمية (الحديثة) التي تقل سرعة هروب المجرة سوف تتراكم إلى أجل غير مسمى. يجب أن يؤدي هذا إلى إنشاء سحابة على شكل هالة ، ويمكن أن يشتمل هذا على جزء كبير (بالطبع 15 ٪ من MACHOs وما إلى ذلك https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept17/Freese/Freese4.html - أفترض هنا متعدد المكونات DM) من المادة المظلمة الباردة.


يجب أن تكون هذه النيوترينوات باردة حقًا. تبلغ خلفية النيوترينو الكونية 1.9K ، وقد تم أخذها في الاعتبار الحار المادة المظلمة ، لأنها كانت ستصبح نسبية للغاية في عصر تكوين البنية. لكي تُعتبر مادة مظلمة باردة ، وأيضًا ليتم التقاطها في مدارات في المجرات ، يجب أن تكون النيوترينوات أكثر برودة - غير نسبية تمامًا الآن.

لنفترض أن متوسط ​​الطاقة يبلغ حوالي 0.1 فولت لكل نيوترينو (مشابه لطاقة كتلة السكون المحتملة). من أجل حساب $ Omega _ { rm CDM} sim 0.3 $ يجب أن يكون هناك 5 دولارات مرة 10 ^ {10} دولار لكل متر مكعب أو حوالي $10^{10}$ لكل متر مكعب لكل نكهة ، في المتوسط فوق الكون.

نحتاج إلى حساب المادة المظلمة في المجرات (مثل مجرة ​​درب التبانة) $ sim 10 ^ {12} M_ odot $ في حدود حوالي 100 كيلو باسكال ، مما يعني كثافة عدد نيوترينوات تبلغ $10^{14}$ لكل متر مكعب.

هذه النيوترينوات عبارة عن نصف فرميونات مغزلية ، وبالتالي سيكون لها طاقة فيرمي تقريبًا 5 دولارات مرات 10 ^ {- 3} دولار فولت. هذا يعني أنه إذا كانت درجة الحرارة أقل من 6 كلفن ، فإنها ستتدهور وتمارس ضغطًا تنكسيًا. سيكون هذا كافيًا لمنع تشكل الهالات - أظهر تريمين وجون (1979) أن هالات المادة المظلمة الباردة لا يمكن أن تتكون من لبتونات منخفضة الكتلة مثل النيوترينوات القياسية.

التعديلات:

الجزء الخلفي من المغلف Tremaine-Gunn Limit (انظر أيضًا Boyarsky وآخرون .2009) هو افتراض أن سرعة الهروب من المجرة هي $ v $، إنها هالات المادة المظلمة لها نصف قطر $ r $، الكتلة الكلية مليون دولار وكتلة النيوترينو هي $ م $.

عدد الحالات الكمومية المتاحة لتدوير نصف فرميونات في هذا المجلد ، وصولاً إلى الزخم $ mv $ هو $$ N = left ( frac {4 pi r ^ 3} {3} right) left ( frac {8 pi} {3} right) left ( frac {mv} {h} حق) ^ 3 $$ يمكننا الكتابة $$ v = left ( frac {2GM} {r} right) ^ {1/2}. $$ لا يمكن أن تكون الكتلة الموجودة في هذه الجسيمات أكبر مما لو تم ملء كل حالة كمية بفيرميون واحد من الكتلة $ م $ وإذا كان هذا يفسر المادة المظلمة ، فيجب أن تكون هذه الكتلة $ sim M $. هكذا $$ M و $$ mc ^ 2> 8.9 left ( frac {r} { rm 100 kpc} right) ^ {- 3/8} left ( frac {M} {10 ^ {12} M_ odot} right) ^ {- 1/8} { rm eV} . $$ وبالتالي لا توجد حالات كمومية كافية لاستيعاب هالة من الفرميونات ما لم تتجاوز طاقات كتلة سكونها حوالي 10 فولت. بالنسبة للنيوترينوات ، هناك 3 نكهات وجزيئات مضادة ، مما يقلل هذا العدد بمقدار $6^{1/4}$، ولكن على العكس من ذلك ، يجب زيادتها لأن الجسيمات في الهالة لا يمكن توزيعها بشكل موحد في السرعة بين 0 و $ v $.

10 ev أكبر بمقدار درجتين تقريبًا من كتل السكون المحتملة للنيوترينوات المعروفة.

فكرة أن النيوترينوات القادمة من النجوم يمكن أن تسهم بأي شكل في هالات المادة المظلمة هي فكرة غير مقبولة. تمتلك الغالبية العظمى من النيوترينوات الشمسية طاقات أعلى من 0.1 ميغا إلكترون فولت ، وبالتالي بالنسبة لنيوترينو مفترض طاقة كتلة من $ sim 0.1 دولار eV ، لديهم عوامل لورنتز التي تتجاوز $10^6$ - أي أنها تسافر بسرعة قريبة جدًا من سرعة الضوء ولا تقتصر على المجرات. تكون النيوترينوات المنبعثة أثناء انفجارات المستعر الأعظم أكثر نشاطًا. ثانيًا ، حتى لو ابتكرت عملية سحرية يمكنها إنتاج نيوترينوات ذات طاقات حركية أقل من 0.1 فولت ، فلا يزال لديك حد تريمين-غان للتغلب عليه و حتى و إن الكل تم تحويل الكتلة الباقية لجميع النجوم في المجرة إلى نيوترينوات ، وستظل تلك الكتلة أقل من تلك المطلوبة لتفسير المادة المظلمة في المجرات. لا يمكنك أن تتخيل أن النيوترينوات سوف "تتراكم" بمرور الوقت لأن الغالبية العظمى من الكتلة التي تحولت يومًا ما إلى نجوم لا تزال على شكل نجوم اليوم والنجوم التي عاشت وماتت بالفعل تشكل نسبة ضئيلة من مطلوب كتلة المادة المظلمة.


إنه سؤال مثير للاهتمام ولكنه محبط. ؛)

كما ذكرت ، لا يمكننا الكشف عن النيوترينوات البطيئة. قد لا يكون الكشف المباشر عنها ممكنًا من الناحية الفنية. إجابة واحدة على السؤال المرتبط تذكر أن هناك البعض ممكن تقنيات الكشف غير المباشر عن النيوترينوات التي تقل عن العتبات الحالية ، ولكن الكشف عن الأعداد الضخمة نظريًا من النيوترينوات ومضادات النوترينو التي تم إطلاقها وإنتاجها خلال مرحلتين من الانفجار العظيم هو اقتراح أصعب بكثير. لقد شهدت تلك النيوترينوات انزياحًا أحمر أكبر بكثير من الخلفية الكونية الميكروية. كما ورد في إجابة أخرى على هذا الرابط ، فإن الانزياح الأحمر CNB (الخلفية الكونية للنيوترينو) يكون بترتيب $10^{10}$، مقارنة بـ 1100 أو نحو ذلك من CMB.

يمكننا تقدير عدد النيوترينوات منخفضة الطاقة ، ولكن قد يكون هناك بعض العوامل التي تغفلت عنها نظرياتنا ، وبالتالي فإن الأرقام قد يكون بعيد المنال. ومع ذلك ، لا تحتوي النيوترينوات الباردة البطيئة على الكثير من الطاقة ، لذلك حتى في الكميات الهائلة من الناحية الفلكية ، ليس لها تأثير كبير على انحناء الزمكان ، وبالتأكيد ليست كافية لتفسير كل المادة المظلمة التي اكتشفناها بشكل غير مباشر من خلال كتلتها.

وفقًا لمقال ويكيبيديا حول نموذج Lambda CDM الكوني ، النيوترينوات المتبقية يستطع تمثل ما يصل إلى 0.5٪ من محتوى الطاقة في الأكوان. OTOH ، هذا أكثر من 0.01٪ بسبب الإشعاع الكهرومغناطيسي ، الذي تهيمن عليه فوتونات CMB.

تفاعلنا الحالي للكشف عن النيوترينو الأكثر حساسية ، تقنية الألزاس واللورين (سميت بهذا الاسم لأنها تستخدم تسلسل الغاليوم ← الجرمانيوم ← الغاليوم) لها عتبة 233 كيلو إلكترون فولت. وهذا يعني أن الطاقة الحركية لتلك النيوترينوات تزيد عن ربع مليون مرة من طاقتها الجماعية (السكونية). وكاشفاتنا محظوظة لالتقاط حوالي 1 نيوترينو في المليار يمر من خلالها. لاحظ أن 233 keV أقل من نصف طاقة الكتلة المتبقية للإلكترون (511 keV).

يجب أن تكون النيوترينوات شديدة البرودة / ذات انزياح أحمر لتدور حول أي شيء (باستثناء الثقوب السوداء وربما النجوم النيوترونية). ضع في اعتبارك أنه حتى النيوترينوات ذات الطاقة الحركية الكهربية الكهربية الكهربية أو نحو ذلك هي كذلك ما يزال نسبي. لذلك يمكن أن تنحرف عن طريق المجرات وحتى النجوم ، لكن لا يمكنهم الدخول في مدار مغلق.

كما قلت سابقًا ، فإن نيوترينوات CNB شديدة الانزياح نحو الأحمر ، وهكذا (بعضها) تستطيع تكون مرتبطة جاذبيًا بالمجرات ، وربما حتى النجوم الفردية. لذا فهي مكونة من المادة المظلمة ، لكنها صغيرة إلى حد ما.


تم إطلاق الجزء الأكبر من نيوترينوات الانفجار العظيم (ومضادات النيوترينوات ، مصطلح "نيوترينو" يمكن أن يغطي كلا النوعين عندما لا يكون الاختلاف بينهما مناسبًا) في CNB أثناء فصل النيوترينو ، بعد ثانية واحدة من بداية الانفجار العظيم. من ويكيبيديا:

في علم الكونيات Big Bang ، كان فصل النيوترينو هو الحقبة التي توقفت فيها النيوترينوات عن التفاعل مع أنواع أخرى من المادة ، وبالتالي توقفت عن التأثير على ديناميكيات الكون في الأوقات المبكرة. قبل الفصل ، كانت النيوترينوات في حالة توازن حراري مع البروتونات والنيوترونات والإلكترونات ، والتي تم الحفاظ عليها من خلال التفاعل الضعيف.

حدث الانفصال تقريبًا في الوقت الذي كان فيه معدل تلك التفاعلات الضعيفة أبطأ من معدل تمدد الكون. بدلاً من ذلك ، كان هذا هو الوقت الذي أصبح فيه المقياس الزمني للتفاعلات الضعيفة أكبر من عمر الكون في ذلك الوقت. حدث فصل النيوترينو بعد ثانية واحدة تقريبًا من الانفجار العظيم ، عندما كانت درجة حرارة الكون حوالي 10 مليار كلفن ، أو 1 إلكترون فولت.

بعد الفصل ، تم إطلاق بعض النيوترينوات ومضادات النوترينوات عندما تتحول النيوترونات إلى بروتونات والعكس صحيح. يتطلب تحويل البروتون ← النيوترونات عادةً بيئة عالية الطاقة ، لأن النيوترونات لها كتلة أكبر من البروتونات. على العكس من ذلك ، تكون النيوترونات الحرة غير مستقرة ، ولها نصف عمر يزيد قليلاً عن 10 دقائق. كان هناك أيضًا بعض النيوترينوات التي تم إنتاجها أثناء عملية التخليق النووي في Big Bang (والتي انتهت بعد حوالي 20 دقيقة من الانفجار العظيم) ، حيث تم تحويل الهيدروجين إلى هيليوم. قام تخليق النواة BB بتنظيف معظم النيوترونات الحرة المتبقية.


شاهد الفيديو: ألثقب ألاسود (قد 2022).