중성미자는 은하와 성단의 궤도를 늦추지 못하여 차가운 암흑 물질의 큰 구성 요소를 구성 할 수 있습니까?
차가운 암흑 물질은 중성미자가 가장 현저하게없는 암흑 물질의 유형입니다. 그러나 중성미자는 생존율 감지 편향이 크다 (“감지 할 수있는 모든 중성미자는 반드시 상대 론적 속도를 가져야한다”).https://physics.stackexchange.com/questions/267035/where-are-all-the-slow-neutrinos
바위보다 자갈이 더 많고 청색 거성보다 적색 왜성이 더 많다는 동일한 원리에 따라 느린 중성미자는 빠르고 탐지 가능한 것보다 더 풍부해야합니다.
비 상대 론적 (느린) 중성미자, 특히 은하 탈출 속도 이하로가는 중성미자는 차가운 암흑 물질의 주요 능력이 될 수 있습니다. 느린 중성미자는 은하와 은하단의 궤도를 돌기에 충분히 느려서 상당한 양의 cdm을 형성 할 수 있습니다. 은하계의 후광 모양이어야합니다.
중성미자가 모든 속도로 생성되면 은하 탈출 속도 이하의 항성 (현대) 중성미자는 무기한 축적됩니다. 이것은 후광 모양의 구름을 생성해야하며 이것은 큰 부분을 구성 할 수 있습니다 (물론 15 %는 MACHO 등입니다)https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept17/Freese/Freese4.html -여기서는 차가운 암흑 물질의 다 성분 DM)이라고 가정합니다.
답변
이 중성미자는 정말 차가워 야합니다. 우주 중성미자 배경은 1.9K이고 뜨거운 암흑 물질 로 간주됩니다 . 왜냐하면 구조 형성 시대에 매우 상대 주의적이었을 것이기 때문입니다. 차가운 암흑 물질로 간주되고 또한 은하의 궤도에서 포착되기 위해서는 중성미자가 훨씬 더 차가워 야합니다. 이제 완전히 비 상대 론적입니다.
평균 에너지가 각 중성미자에 대해 약 0.1eV라고 가정 해 보겠습니다 (잠재 질량 에너지와 유사 함). 설명하기 위해$\Omega_{\rm CDM}\sim 0.3$ 있어야 할 것입니다 $5\times 10^{10}$ 입방 미터당 또는 약 $10^{10}$우주 에서 평균적으로 맛당 입방 미터당 .
은하계 (예 : 은하수)의 암흑 물질을 설명하려면 $\sim 10^{12} M_\odot$ 약 100kpc 이내, 이는 중성미자의 수 밀도를 의미합니다. $10^{14}$ 입방 미터당.
이 중성미자는 1/2 페르미온 스핀이므로 약 페르미 에너지를가집니다. $5\times 10^{-3}$eV. 즉, 6K보다 차가 우면 퇴화되고 퇴화 압력을 가할 것입니다. 이것은 후광 형성을 방지하기에 충분할 것입니다. Tremaine & Gunn (1979) 은 차가운 암흑 물질 후광은 표준 중성미자처럼 저 질량 렙톤으로 만들 수 없다는 것을 보여주었습니다.
편집 :
외피 Tremaine-Gunn 한계 ( Boyarsky et al. 2009 참조)의 뒷면은 은하의 탈출 속도가 다음과 같다고 가정하는 것입니다.$v$, 암흑 물질 후광에는 반경이 있습니다. $r$, 총 질량은 $M$ 중성미자 질량은 $m$.
이 볼륨에서 반 페르미온을 회전시키는 데 사용할 수있는 양자 상태의 수입니다. $mv$ 이다 $$ N = \left(\frac{4\pi r^3}{3}\right) \left(\frac{8\pi}{3}\right) \left(\frac{mv}{h}\right)^3$$ 우리는 쓸 수있다 $$ v = \left(\frac{2GM}{r}\right)^{1/2}.$$ 이 입자에 포함 된 질량은 모든 양자 상태가 하나의 페르미온 질량으로 채워지는 경우보다 클 수 없습니다. $m$ 그리고 이것이 암흑 물질을 설명하는 것이라면이 질량은 $\sim M$. 그러므로$$M < m\left(\frac{4\pi r^3}{3}\right) \left(\frac{8\pi}{3}\right) \left(\frac{m\sqrt{2GM/r}}{h}\right)^3$$ 과 $$mc^2 > 8.9\left(\frac{r}{\rm 100 kpc}\right)^{-3/8} \left(\frac{M}{10^{12}M_\odot}\right)^{-1/8}\ {\rm eV}\ .$$따라서 나머지 질량 에너지가 약 10eV를 초과하지 않는 한 페르미온의 후광을 수용하기에 충분한 양자 상태가 없습니다. 중성미자의 경우 3 가지 풍미와 안티 입자가있어이 수치를$6^{1/4}$그러나 반대로 후광의 입자는 0과 0 사이의 속도로 균일하게 분포 될 수 없기 때문에 증가해야합니다. $v$.
10ev는 알려진 중성미자의 나머지 질량보다 약 2 배 더 큽니다.
별의 중성미자가 암흑 물질 후광에 기여할 수 있다는 생각은 견딜 수 없습니다. 대부분의 태양 중성미자는 0.1 MeV 이상의 에너지를 가지고 있으므로 중성미자는$\sim 0.1$ eV, 그들은 초과하는 Lorentz 요인이 있습니다 $10^6$-즉, 그들은 빛의 속도에 매우 가깝게 이동하며 은하계에 국한되지 않습니다. 초신성 폭발 중에 방출되는 중성미자는 훨씬 더 에너지가 넘칩니다. 둘째, 당신은 0.1 eV의보다 운동 에너지와 중성미자를 생산할 수있는 마법의 과정을 발명하는 경우에도, 당신은 여전히 극복하기 위해 트레 메인-건 한계가 와 경우에도 모든 , 은하의 별 모두의 나머지 질량이 중성미자로 변환되었다 그 질량은 은하에서 암흑 물질을 설명하는 데 필요한 것보다 훨씬 더 부족할 것입니다. 중성미자는 시간이 지남에 따라 쌓이는 것을 상상할 수 없습니다. 왜냐하면 지금까지 별이 된 질량의 대부분은 오늘날에도 여전히 별의 형태이고 이미 살다가 죽은 별은 암흑 물질 질량이 필요했습니다.
흥미롭지 만 실망스러운 질문입니다. ;)
말씀 하셨듯이 느린 중성미자는 감지 할 수 없습니다. 직접 탐지는 기술적으로 불가능할 수 있습니다. 링크 된 질문 않습니다 중 하나 대답이 어떤 것을 언급 가능한 현재의 임계 값 아래 중성미자에 대한 간접 탐지 기술,하지만 빅뱅의 단계 몇 동안 출시 및 생산 중성미자 & antineutrinos의 이론적 거대한 수를 감지하는 것은 더 힘들어 제안입니다. 그 중성미자는 우주 마이크로파 배경보다 훨씬 더 큰 적색 편이를 경험했습니다. 해당 링크의 또 다른 답변에서 언급했듯이 CNB (우주 중성미자 배경) 적색 편이는$10^{10}$, CMB의 1100 정도에 비해.
우리는 저에너지 중성미자의 수를 추정 할 수 있지만, 우리 이론이 간과 한 몇 가지 요인이있을 수 있으므로 그 수는 어긋날 수 있습니다. 그러나 차갑고 느린 중성미자는 에너지가 많지 않기 때문에 천문학적으로 엄청난 양의 경우에도 시공간 곡률에 큰 영향을 미치지 않으며 질량을 통해 간접적으로 감지 한 모든 암흑 물질을 설명하기에 충분하지 않습니다.
Lambda CDM 우주 모델 에 대한 Wikipedia의 기사에 따르면 유물 중성미자 는 우주 에너지 함량의 0.5 %까지 차지할 수 있습니다. OTOH는 CMB 광자가 지배하는 EM 복사로 인해 0.01 % 이상입니다.
현재 가장 민감한 중성미자 검출 반응 인 Alsace-Lorraine 기술 (갈륨 → 게르마늄 → 갈륨 시퀀스를 사용하기 때문에 이름이 붙여 짐)은 임계 값이 233keV입니다. 즉, 이러한 중성미자의 운동 에너지는 (휴식) 질량 에너지의 25 만 배 이상입니다. 그리고 우리의 탐지기는 그들을 통과하는 10 억 개당 약 1 개의 중성미자를 잡을 수있어 행운입니다. 233keV는 전자의 나머지 질량 에너지 (511keV)의 절반 미만입니다.
중성미자는 (블랙홀 및 아마도 중성자 별을 제외하고) 모든 궤도를 돌기 위해 매우 차갑거나 적색 편이되어야합니다. eV 정도의 운동 에너지를 가진 중성미자조차도 여전히 상대 론적 이라는 것을 명심하십시오 . 그래서 그들은 은하와 별에 의해 굴절 될 수 있지만 닫힌 궤도에 들어갈 수는 없습니다.
앞서 말했듯이 CNB 중성미자는 고도로 적색 편이되기 때문에 (그 중 일부는) 은하, 심지어 개별 별에 중력 적으로 결합 될 수 있습니다. 그래서 그들은 암흑 물질의 구성 요소이지만 상당히 작은 것입니다.
CNB에있는 빅뱅 중성미자 (및 항 중성미자, 용어 "중성미자"라는 용어는 두 유형 모두를 다룰 수 있음)는 빅뱅이 시작된 후 1 초 후 중성미자 분리 중에 방출되었습니다. 에서 위키 백과 :
빅뱅 우주론에서 중성미자 디커플링은 중성미자가 다른 유형의 물질과 상호 작용을 중단하여 초기에 우주의 역학에 영향을주지 않는 시대였습니다. 디커플링 이전에 중성미자는 약한 상호 작용을 통해 유지되는 양성자, 중성자 및 전자와 열 평형을 유지했습니다.
디커플링은 약한 상호 작용의 속도가 우주의 팽창 속도보다 느 렸을 때 발생했습니다. 또는 약한 상호 작용의 시간 척도가 당시 우주의 나이보다 커진시기였습니다. 중성미자 디커플링은 우주의 온도가 약 100 억 켈빈 또는 1MeV였던 빅뱅 이후 약 1 초 후에 발생했습니다.
분리 후 일부 중성미자와 항 중성미자는 중성자가 양성자로 전환되고 그 반대의 경우로 방출되었습니다. 양성자 → 중성자 변환은 일반적으로 중성자가 양성자보다 더 많은 질량을 갖기 때문에 높은 에너지 환경을 필요로합니다. 반대로 자유 중성자는 불안정하며 반감기가 10 분 조금 넘습니다. 수소가 헬륨으로 전환됨에 따라 빅뱅 핵 합성 ( 빅뱅 후 약 20 분 후에 종료 됨) 중에 일부 중성미자가 생성되었습니다 . BB 핵 합성은 나머지 자유 중성자를 대부분 제거했습니다.