Czy nie mogłoby spowolnić neutrin orbitujących wokół galaktyk i gromad, w ten sposób zawierających duży składnik nawet ZIMNEJ ciemnej materii?
Zimna ciemna materia to rodzaj ciemnej materii, który jest najbardziej wolny od neutrin. Ale same neutrina są narażone na duże błędy w wykrywaniu przeżywalności („wszystkie neutrina, które można wykryć, muszą mieć relatywistyczne prędkości”)https://physics.stackexchange.com/questions/267035/where-are-all-the-slow-neutrinos
Zgodnie z tą samą zasadą, że jest więcej kamyków niż głazów i więcej czerwonych karłów niż niebieskich olbrzymów, wolne neutrina powinny występować w większej liczbie niż szybkie, wykrywalne.
Nierelatywistyczne (powolne) neutrina - w szczególności te poruszające się poniżej galaktycznej prędkości ucieczki - mogą być głównym kompetentnym elementem zimnej ciemnej materii: wolne neutrina mogą być wystarczająco wolne, aby okrążać galaktyki i gromady galaktyczne, a tym samym tworzyć znaczną ilość cdm który powinien mieć kształt galaktycznego halo.
Jeśli neutrina są produkowane przy wszystkich prędkościach, te gwiezdne (nowoczesne) neutrina poniżej galaktycznej prędkości ucieczki będą gromadzić się w nieskończoność. Powinno to wygenerować chmurę w kształcie halo, która może stanowić dużą część (oczywiście 15% to MACHO itp.https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept17/Freese/Freese4.html - Przyjmuję tutaj wieloskładnikowe DM) zimnej ciemnej materii.
Odpowiedzi
Te neutrina musiałyby być naprawdę zimne. Tło kosmicznych neutrin ma 1,9 K i są uważane za gorącą ciemną materię, ponieważ byłyby wysoce relatywistyczne w epoce formowania się struktury. Aby można je było uznać za zimną ciemną materię, a także uchwycić na orbitach galaktyk, neutrina musiałyby być znacznie zimniejsze - teraz całkowicie nierelatywistyczne.
Załóżmy, że średnia energia wynosi wtedy około 0,1 eV dla każdego neutrina (podobnie do ich prawdopodobnej energii masy spoczynkowej). Aby wyjaśnić$\Omega_{\rm CDM}\sim 0.3$ musiałby być $5\times 10^{10}$ na metr sześcienny, czyli około $10^{10}$na metr sześcienny na smak, średnio w całym wszechświecie.
Aby wyjaśnić ciemną materię w galaktykach (np. Drodze Mlecznej), potrzebujemy $\sim 10^{12} M_\odot$ w granicach około 100 kpc, co oznacza pewną liczbę neutrin o gęstości $10^{14}$ za metr sześcienny.
Te neutrina są fermionami o spinie 1/2, a zatem miałyby energię Fermiego około $5\times 10^{-3}$eV. Oznaczałoby to, że gdyby były zimniejsze niż 6 K, byłyby zdegenerowane i wywierałyby presję degeneracji. To byłoby wystarczające, aby zapobiec tworzeniu się halo - Tremaine i Gunn (1979) wykazali, że halo zimnej ciemnej materii nie może być wykonane z leptonów o małej masie, jak standardowe neutrina.
Edycje:
Z tyłu granicy Tremaine-Gunn (zob. Także Boyarsky et al. 2009 ) zakłada się, że prędkość ucieczki galaktyki jest$v$, to halo ciemnej materii ma promień $r$, masa całkowita wynosi $M$ a masa neutrin jest $m$.
Liczba dostępnych stanów kwantowych do obrócenia półfermionów w tej objętości, aż do momentu $mv$ jest $$ N = \left(\frac{4\pi r^3}{3}\right) \left(\frac{8\pi}{3}\right) \left(\frac{mv}{h}\right)^3$$ Możemy pisać $$ v = \left(\frac{2GM}{r}\right)^{1/2}.$$ Masa zawarta w tych cząstkach nie może być większa, niż gdyby każdy stan kwantowy był wypełniony jednym fermionem masy $m$ a jeśli to ma wyjaśniać ciemną materię, to ta masa musi być $\sim M$. A zatem$$M < m\left(\frac{4\pi r^3}{3}\right) \left(\frac{8\pi}{3}\right) \left(\frac{m\sqrt{2GM/r}}{h}\right)^3$$ i $$mc^2 > 8.9\left(\frac{r}{\rm 100 kpc}\right)^{-3/8} \left(\frac{M}{10^{12}M_\odot}\right)^{-1/8}\ {\rm eV}\ .$$Tak więc nie ma wystarczającej liczby stanów kwantowych, aby pomieścić halo fermionów, chyba że ich energia spoczynkowa przekracza około 10 eV. W przypadku neutrin istnieją 3 smaki i przeciwcząsteczki, co zmniejsza tę liczbę o$6^{1/4}$ale odwrotnie, należy ją zwiększyć, ponieważ cząstki w halo nie mogą być równomiernie rozłożone z prędkością między 0 a $v$.
10 ev jest o około dwa rzędy wielkości większe niż prawdopodobne masy spoczynkowe znanych neutrin.
Pomysł, że neutrina z gwiazd mogą w jakikolwiek sposób przyczyniać się do powstawania halo ciemnej materii, jest nie do utrzymania. Zdecydowana większość neutrin słonecznych ma energię powyżej 0,1 MeV, a więc dla założonej energii spoczynkowej neutrina wynoszącej$\sim 0.1$ eV, mają współczynniki Lorentza, które przekraczają $10^6$- tj. podróżują niezwykle blisko prędkości światła i nie są ograniczone do galaktyk. Neutrina emitowane podczas eksplozji supernowych są jeszcze bardziej energetyczne. Po drugie, nawet jeśli wymyślisz magiczny proces, który może wytworzyć neutrina o energiach kinetycznych mniejszych niż 0,1 eV, nadal masz do pokonania limit Tremaine-Gunn, a nawet jeśli cała reszta masy wszystkich gwiazd w galaktyce została przekształcona w neutrina, masa ta nadal byłaby mniejsza niż o rząd wielkości wymaganej do wyjaśnienia ciemnej materii w galaktykach. Nie możesz sobie wyobrazić, że neutrina „piętrzą się” z czasem, ponieważ ogromna większość masy, która kiedykolwiek została przekształcona w gwiazdy, nadal ma postać gwiazd, a gwiazdy, które już żyły i umarły, stanowią niewielki procent wymagana masa ciemnej materii.
To interesujące, ale frustrujące pytanie. ;)
Jak wspomniałeś, nie możemy wykryć wolnych neutrin. Bezpośrednie ich wykrycie może nigdy nie być technicznie wykonalne. Jedna z odpowiedzi na powiązane pytanie wspomina, że istnieją pewne możliwe pośrednie techniki wykrywania neutrin poniżej obecnych progów, ale wykrycie teoretycznie ogromnej liczby neutrin i antyneutrin uwolnionych i wyprodukowanych podczas kilku faz Wielkiego Wybuchu jest znacznie trudniejszą propozycją. Te neutrina doświadczyły znacznie większego przesunięcia ku czerwieni niż kosmiczne mikrofalowe tło. Jak wspomina inna odpowiedź w tym łączu, przesunięcie ku czerwieni CNB (tła kosmicznego neutrina) jest rzędu$10^{10}$, w porównaniu do 1100 lub więcej CMB.
Możemy oszacować liczbę neutrin o niskiej energii, ale może istnieć jakiś czynnik, który został przeoczony w naszych teoriach, więc liczby mogą być dalekie. Jednak zimne, powolne neutrina nie mają dużo energii, więc nawet w astronomicznie ogromnych ilościach nie mają dużego wpływu na krzywiznę czasoprzestrzeni, a na pewno nie na tyle, aby uwzględnić całą ciemną materię, którą pośrednio wykryliśmy poprzez jej masę.
Zgodnie z artykułem Wikipedii dotyczącym kosmologicznego modelu Lambda CDM , reliktowe neutrina mogą stanowić nawet 0,5% energii we wszechświecie. OTOH, to więcej niż 0,01% z powodu promieniowania EM, które jest zdominowane przez fotony CMB.
Nasza obecnie najbardziej czuła reakcja wykrywania neutrin , technika Alzacja-Lotaryngia (tak zwana, ponieważ wykorzystuje sekwencję gal → german → gal) ma próg 233 keV. Oznacza to, że energia kinetyczna tych neutrin jest ponad ćwierć miliona razy większa od ich (spoczynkowej) energii masowej. A nasze detektory mają szczęście, że wychwytują około 1 neutrino na miliard, które przez nie przechodzą. Należy zauważyć, że 233 keV to mniej niż połowa energii spoczynkowej masy elektronu (511 keV).
Neutrina muszą być bardzo zimne / przesunięte ku czerwieni, aby cokolwiek orbitować (poza czarnymi dziurami i prawdopodobnie gwiazdami neutronowymi). Należy pamiętać, że nawet neutrina z eV lub podobną energią kinetyczną są nadal relatywistyczne. Mogą więc zostać odchylone przez galaktyki, a nawet gwiazdy, ale nie mogą dostać się na zamkniętą orbitę.
Jak powiedziałem wcześniej, neutrina CNB są silnie przesunięte ku czerwieni, więc (niektóre z nich) mogą być grawitacyjnie związane z galaktykami, a może nawet z pojedynczymi gwiazdami. Są więc składnikiem ciemnej materii, ale dość małym.
Większość neutrin z Wielkiego Wybuchu (i antyneutrin, termin „neutrino” może obejmować oba typy, gdy różnica między nimi nie jest istotna) w CNB została uwolniona podczas rozprzęgania neutrin, 1 sekundę po rozpoczęciu Wielkiego Wybuchu. Z Wikipedii :
W kosmologii Wielkiego Wybuchu rozprzęganie neutrin było epoką, w której neutrina przestały oddziaływać z innymi rodzajami materii, a tym samym przestały wpływać na dynamikę wszechświata we wczesnym okresie. Przed odłączeniem neutrina znajdowały się w równowadze termicznej z protonami, neutronami i elektronami, która była utrzymywana przez oddziaływanie słabe.
Odsprzęganie nastąpiło mniej więcej w czasie, gdy tempo tych słabych interakcji było mniejsze niż tempo rozszerzania się wszechświata. Alternatywnie, był to czas, w którym skala czasowa oddziaływań słabych stała się większa niż wiek wszechświata w tamtym czasie. Rozprzęganie neutrin miało miejsce mniej więcej sekundę po Wielkim Wybuchu, kiedy temperatura Wszechświata wynosiła około 10 miliardów kelwinów, czyli 1 MeV.
Po odłączeniu niektóre neutrina i antyneutrina zostały uwolnione w postaci neutronów przekształconych w protony i odwrotnie. Konwersja proton → neutron zwykle wymaga środowiska o wysokiej energii, ponieważ neutrony mają większą masę niż protony. Z drugiej strony wolne neutrony są niestabilne, a ich okres półtrwania wynosi nieco ponad 10 minut. Było też kilka neutrin wyprodukowanych podczas nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu (która zakończyła się około 20 minut po Wielkim Wybuchu), gdy wodór został przekształcony w hel. Nukleosynteza BB oczyściła większość pozostałych wolnych neutronów.