خلفية النيوترينو الكونية

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية صورة بالقمر الصناعي لأشعة الخلفية للكون. المناطق الصفراء والحمراء هي مناطق تجمع النجوم والمجرات

خلفية النيوترينو الكونية (بالإنجليزية: CNB, CvB, Cosmic neutrino background)‏

خلفية النيوترينو الكونية تتكون من جسيمات النيوترينو، المعروفة في بعض الأحيان على أنها بقايا النيوترونات، يؤثر CvB على تطور وبنية إشعاع الخلفية الكونية الميكروي CMB فضلا عن نمو الاضطرابات في المادة نظرا لمساهمتها في كثافة الإشعاع الكوني .[1][2][3][4]

النيوترينو[عدل]

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 إلى 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 على 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]

فك الارتباط نيوترينو[عدل]

من أعظم نجاحات نظرية الانفجار العظيم هما تنبؤها بطيف جسمها الأسود المثالي، وتفاصيل توقعاتها بتوجهية الخواص في الخلفية الميكرونية الكونية وفي 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. والتفاعلات الضعيفة تصبح غير فعالة للحفاظ على النيوترونات في اتصال حراري جيد مع البلازما

استنتاج زمن فك الارتباط[عدل]

يتم حفظ جسيمات النيوترنيو التدفق الحر بواسطة تفاعلاتها مع الإلكترونات والبوزيترونات، مثل رد الفعل

.

تقدير لدرجة حرارة فك الارتباط[عدل]

إشعاع الخلفية الكونية الميكروي تكون عندما كان عمرالكون 379,000 سنة اما النيوترنات فأنها بدات بالتفكك والتكون من المادة عندما كان عمر الكون ثانتين

,

حيث تشير إلى درجة العشوائية في نظام التفاعل الكوني. العدد الفعال لدرجات الحرية حيث يعتمد حساب الخصائص الإحصائية المختلفة على مجموعة من المعلومات أو البيانات و هي درجة الحرارة، نجد أن

,

حيث يدل درجة الحرارة قبل إفناء إلكترون-بوزيترون و يدل على الحرارة بعد. يتم تحديد عامل من أنواع الجسيمات:

.

ونظرا للقيمة الحالية ،[6] يترتب على ذلك أن ، وكل ماسبق أعلاه صالح لجسيمات النيوترينو عديمة الكتلة.

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

دليل رياضي غير مباشر[عدل]

تساهم جسيمات النيوترونيو النسبية في كثافة الطاقة الإشعاعية للكون ، والتي توصف عادة بدلالة العدد الفعال لأنواع النيوترينو :

حيث يدل z على الانزياح نحو الأحمر. يرجع الحد الأول في الأقواس المربعة إلى إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، والثاني من خلفية النيوترينو الكونية. ومن خلال أنواع النيوترينو الثلاث في النموذج القياسي يمكن التوقع بأن [7]، بما في ذلك تصحيح صغير ناجم عن التشويه غير الحراري للأطياف خلال إفناء إلكترون-بوزيترون.

يجدر بالذكر أن كثافة الإشعاع لها أثر كبير على العمليات الفيزيائية المختلفة في الكون في وقت مبكر، وتركت بصمات يحتمل أن تكون قابلة للكشف وبكميات قابلة للقياس، مما يسمح لنا أن نستنتج قيمة

تخليق الانفجار العظيم النووي[عدل]

نظراً لتأثيرها على تمدد الكون أثناء التخليق النووي الابتدائي كانت توقعات النظرية والقياسات الفيزيائية الفلكية لوجود كمية كبيرة جدا من الهيليوم و الديوتيريوم و من العناصر الخفيفة تعتمد على . ونتج عن ذلك ان تكون قيمة في 68% مجال ثقة.[8] وهذه النتيجة توافق بشكل جيد توقع النموذج المعياري

اقرأ أيضا[عدل]

مراجع[عدل]

  1. ^ Betts, S.؛ وآخرون (2013)، "Development of a Relic Neutrino Detection Experiment at PTOLEMY: Princeton Tritium Observatory for Light, Early-Universe, Massive-Neutrino Yield"، arXiv:1307.4738 [astro-ph.IM].
  2. ^ Cyburt, Richard؛ وآخرون (2005)، "New BBN limits on physics beyond the standard model from He-4"، Astropart. Phys.، 23 (3): 313–323، arXiv:astro-ph/0408033، Bibcode:2005APh....23..313C، doi:10.1016/j.astropartphys.2005.01.005.
  3. ^ Ade, P.A.R.؛ وآخرون (2016)، "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters"، Astron. Astrophys.، 594 (A13): A13، arXiv:1502.01589، Bibcode:2016A&A...594A..13P، doi:10.1051/0004-6361/201525830.
  4. ^ The Spectral Results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument o نسخة محفوظة 26 أغسطس 2020 على موقع واي باك مشين.
  5. ^ Study rejects "faster than light" particle finding - 20 November 2011 - Reuters نسخة محفوظة 21 نوفمبر 2011 على موقع واي باك مشين.
  6. ^ Fixsen, D. J.؛ Mather, J. C. (20 ديسمبر 2002)، "The Spectral Results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument on COBE"، The Astrophysical Journal (باللغة الإنجليزية)، 581 (2): 817، doi:10.1086/344402، ISSN 0004-637X.
  7. ^ Mangano, Gianpiero؛ Miele, Gennaro؛ Pastor, Sergio؛ Pinto, Teguayco؛ Pisanti, Ofelia؛ Serpico, Pasquale D. (2005-11)، "Relic neutrino decoupling including flavour oscillations"، Nuclear Physics B، 729 (1–2): 221–234، doi:10.1016/j.nuclphysb.2005.09.041. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تحقق من التاريخ في: |date= (مساعدة)
  8. ^ Cyburt, Richard H.؛ Fields, Brian D.؛ Olive, Keith A.؛ Skillman, Evan (01 أبريل 2005)، "New BBN limits on physics beyond the standard model from 4He"، Astroparticle Physics (باللغة الإنجليزية)، 23 (3): 313–323، doi:10.1016/j.astropartphys.2005.01.005، ISSN 0927-6505.