Fond de neutrinos cosmiques - Cosmic neutrino background

Le fond de neutrinos cosmiques ( CNB ou C ν B ) est le rayonnement de fond de particules de l'univers composé de neutrinos . Ils sont parfois appelés neutrinos reliques .

Le C ν B est un vestige du Big Bang ; alors que le rayonnement de fond cosmique micro-ondes (CMB) date de l'âge de 379 000 ans de l'univers, le C ν B s'est découplé (séparé) de la matière lorsque l'univers n'avait qu'une seconde. On estime qu'aujourd'hui, le C ν B a une température d'environ1,95  K .

Comme les neutrinos interagissent rarement avec la matière, ces neutrinos existent encore aujourd'hui. Ils ont une énergie très faible, de l'ordre de 10 -4 à 10 -6 eV . Même les neutrinos de haute énergie sont notoirement difficiles à détecter , et le C de B a des énergies environ 10 à 10  fois plus petit, de sorte que le C de B ne peut pas être observé directement en détail depuis de nombreuses années, le cas échéant. Cependant, Big Bang cosmologie fait beaucoup de prédictions sur le C de B, et il est très forte preuve indirecte que le C de existe B.


Dérivation de la température C ν B

Compte tenu de la température du fond cosmologique (CMB) , la température de l'arrière - plan du neutrino cosmique (C de B) peut être estimée. Il s'agit d'un changement entre deux régimes :

Régime 1
L'état d'origine de l'univers est un équilibre thermique, dont l'étape finale permet aux photons et aux leptons de se créer librement par annihilation (les leptons créent des photons) et la production de paires (les photons créent des leptons). C'était l'état très bref, juste après le Big Bang. Sa dernière étape ne fait intervenir que les fermions de masse la plus faible possible qui interagissent avec les photons : les électrons et les positons .
Régime 2
Une fois que l'univers s'est suffisamment étendu pour que le plasma photon+lepton se soit refroidi au point que les photons du Big Bang n'aient plus assez d'énergie pour produire des paires de leptons masse/énergie les plus faibles, les paires électron - positon restantes s'annihilent. Les photons qu'ils créent refroidissent et sont alors incapables de créer de nouvelles paires de particules. C'est l'état actuel de la plupart de l'univers.

À des températures très élevées, avant le découplage des neutrinos du reste de la matière, l'univers se composait principalement de neutrinos, d' électrons , de positons et de photons , tous en équilibre thermique les uns avec les autres. Une fois que la température est tombée à environ2,5  MeV , les neutrinos se sont découplés du reste de la matière, et à des fins pratiques, toutes les interactions leptons et photons avec ces neutrinos se sont arrêtées.

Malgré ce découplage, les neutrinos et les photons sont restés à la même température que l'univers s'étant étendu en tant que "fossile" du Régime antérieur 1, puisque les deux sont refroidis de la même manière par le même processus d' expansion cosmique , à partir de la même température de départ. Cependant, lorsque la température est tombée en dessous du double de la masse de l'électron, la plupart des électrons et des positons s'annihilent , transférant leur chaleur et leur entropie aux photons, augmentant ainsi la température des photons. Ainsi, le rapport de la température des photons avant et après l'annihilation électron-positon est le même que le rapport de la température des neutrinos et des photons dans le régime actuel 2. Pour trouver ce rapport, nous supposons que l'entropie   s   de l'univers a été approximativement conservé par l'annihilation électron-positon. Puis en utilisant

où   g   est le nombre effectif de degrés de liberté et T est la température du plasma ou du photon. Une fois que les réactions cessent, l'entropie   s   devrait rester approximativement "coincée" pour toutes les températures inférieures à la température de coupure, et nous constatons que


Dénote ici la température la plus basse où la production de paires et l' annihilation étaient en équilibre; et désigne la température après que la température est tombée en dessous de la température de changement de régime , après que les paires électron - positon restantes, mais plus rafraîchies, se soient annihilées et ont contribué à l'énergie totale des photons. Les températures associées et sont les températures simultanées des photons ( gamma ) et neutrinos ( v ) , respectivement, dont le rapport des séjours « collée » à la même valeur indéfiniment, à la suite

Le facteur est déterminé par une somme, basée sur les espèces de particules engagées dans la réaction d'équilibre d'origine :

+ 2 pour chaque photon (ou autres bosons sans masse , le cas échéant).
+   7/4   pour chaque électron, positon ou autre fermion .

Alors que le facteur est simplement 2, puisque le régime actuel ne concerne que les photons, en équilibre thermique avec au plus eux-mêmes.

Donc

Étant donné que la température de fond des photons cosmiques s'est actuellement refroidie, il s'ensuit que la température de fond des neutrinos est actuellement

La discussion ci-dessus est techniquement valable pour les neutrinos sans masse, qui sont toujours relativistes. Pour les neutrinos de masse au repos non nulle, à basse température où les neutrinos deviennent non relativistes, une description en termes de température n'est pas appropriée. En d'autres termes, lorsque l'énergie thermique des neutrinos ( k est la constante de Boltzman ) tombe en dessous de l'énergie de masse au repos dans un cas à basse température, il faut plutôt parler de la densité d' énergie collective des neutrinos , qui reste à la fois pertinente et bien définie.

Preuve indirecte pour le C ν B

Les neutrinos relativistes contribuent à la densité d'énergie de rayonnement de l'univers ρ R , typiquement paramétrée en termes de nombre effectif d'espèces de neutrinos N ν :

z désigne le redshift . Le premier terme entre crochets est dû au CMB, le second vient du C ν B. Le Modèle Standard avec ses trois espèces de neutrinos prédit une valeur de N ν3.046 , y compris une petite correction causée par une distorsion non thermique des spectres lors de l ' annihilation e + × e . La densité de rayonnement a eu un impact majeur sur divers processus physiques au début de l' univers, laissant potentiellement détectables sur empreintes des quantités mesurables, nous permettant ainsi de déduire la valeur de N ν à partir d' observations.

La nucléosynthèse du Big Bang

En raison de son effet sur le taux d'expansion de l'univers lors du Big Bang (BBN), les attentes théoriques pour les abondances primordiales d'éléments légers dépendent N ν . Mesures astrophysiques du primordial4
Il
et 2

les abondances conduisent à une valeur de N ν =3.14+0.70
−0.65
à 68% cl , en très bon accord avec les attentes du Modèle Standard.

Anisotropies du CMB et formation de structure

La présence du C ν B affecte l'évolution des anisotropies du CMB ainsi que la croissance des perturbations de la matière de deux manières : En raison de sa contribution à la densité de rayonnement de l'univers (qui détermine par exemple le temps d'égalité matière-rayonnement), et du fait de la contrainte anisotrope des neutrinos qui amortit les oscillations acoustiques des spectres. De plus, les neutrinos massifs en flux libre suppriment la croissance de la structure à petite échelle. Les données sur cinq ans du vaisseau spatial WMAP combinées aux données de supernova de type Ia et aux informations sur l' échelle d' oscillation acoustique du baryon ont donné N ν = 4.340,88
-0,86
à 68% cl , fournissant une confirmation indépendante des contraintes BBN. Le vaisseau spatial Planck collaboration a publié le plus serré lié à ce jour sur le nombre effectif d'espèces neutrino, à N de s =3,15 ± 0,23 .

Preuve indirecte des changements de phase du fond diffus cosmologique (CMB)

La cosmologie du Big Bang fait de nombreuses prédictions sur le C ν B, et il existe de très fortes preuves indirectes que le fond de neutrinos cosmiques existe, à la fois à partir des prédictions de la nucléosynthèse du Big Bang sur l'abondance de l'hélium et à partir des anisotropies du fond diffus cosmologique . L'une de ces prédictions est que les neutrinos auront laissé une empreinte subtile sur le fond diffus cosmologique (CMB). Il est bien connu que le CMB a des irrégularités. Certaines des fluctuations du CMB étaient à peu près régulièrement espacées, en raison de l'effet de l'oscillation acoustique du baryon . En théorie, les neutrinos découplés auraient dû avoir un très faible effet sur la phase des différentes fluctuations du CMB.

En 2015, il a été signalé que de tels changements avaient été détectés dans le CMB. De plus, les fluctuations correspondaient à des neutrinos de presque exactement la température prédite par la théorie du Big Bang ( 1,96 ± 0,02 K par rapport à une prédiction de 1,95 K), et exactement trois types de neutrinos, le même nombre de saveurs de neutrinos actuellement prédit par le modèle standard. .

Perspectives pour la détection directe du C ν B

La confirmation de l'existence de ces neutrinos reliques n'est possible qu'en les détectant directement à l'aide d'expériences sur Terre. Ce sera difficile car les neutrinos qui composent le C ν B sont non relativistes, en plus de n'interagir que faiblement avec la matière normale, et donc tout effet qu'ils ont dans un détecteur sera difficile à identifier. Une méthode proposée de détection directe du C ν B consiste à utiliser la capture de neutrinos reliques cosmiques sur le tritium , c'est - à - dire conduisant à une forme induite de désintégration bêta .

Les neutrinos du C ν B conduiraient à la production d'électrons via la réaction

tandis que le fond principal provient des électrons produits par la désintégration bêta naturelle

Ces électrons seraient détectés par le dispositif expérimental permettant de mesurer la taille de l' extrémité C de B. Cette dernière source d'électrons est bien plus nombreux, cependant leur énergie maximale est inférieure à l'énergie moyenne du C de B-électrons par deux fois la masse moyenne des neutrinos. Cette masse étant infime, de l'ordre de quelques eV ou moins, un tel détecteur doit avoir une excellente résolution en énergie afin de séparer le signal du fond. Une telle expérience proposée est appelée PTOLEMY, qui sera composée de 100 g de cible de tritium. Le détecteur devrait être prêt d'ici 2022.

Voir également

Remarques

Les références