Astronomia

Non potrebbero i neutrini rallentare orbitare attorno a galassie e ammassi, comprendendo così una grande componente anche di materia oscura FREDDA?

Non potrebbero i neutrini rallentare orbitare attorno a galassie e ammassi, comprendendo così una grande componente anche di materia oscura FREDDA?

La materia oscura fredda è il tipo di materia oscura più eminentemente priva di neutrini. Ma i neutrini stessi soffrono di un grande bias di rilevamento della sopravvivenza ("tutti i neutrini che puoi rilevare devono necessariamente avere velocità relativistiche") https://physics.stackexchange.com/questions/267035/where-are-all-the-slow-neutrinos

Per lo stesso principio che ci sono più ciottoli che massi e più nane rosse che giganti blu, i neutrini lenti dovrebbero essere più abbondanti di quelli veloci e rilevabili.

I neutrini non relativistici (lenti) - in particolare quelli che vanno al di sotto della velocità di fuga galattica - potrebbero essere i maggiori competenti della materia oscura fredda: i neutrini lenti potrebbero essere abbastanza lenti da orbitare attorno a galassie e ammassi galattici e quindi formare una quantità significativa di cdm, che dovrebbe essere modellato come un alone galattico.

Se i neutrini vengono prodotti a tutte le velocità, quei neutrini stellari (moderni) al di sotto della velocità di fuga galattica si accumuleranno indefinitamente. Questo dovrebbe generare una nuvola a forma di alone, e questo potrebbe comprendere gran parte (ovviamente il 15% sono MACHO ecc. https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept17/Freese/Freese4.html - Sto assumendo qui un DM multicomponente) di materia oscura fredda.


Questi neutrini dovrebbero essere davvero freddi. Lo sfondo del neutrino cosmico è a 1.9K e sono considerati caldo materia oscura, perché sarebbero stati altamente relativistici all'epoca della formazione della struttura. Per essere considerati materia oscura fredda, e anche per essere catturati nelle orbite delle galassie, i neutrini dovrebbero essere molto più freddi - totalmente non relativistici ora.

Assumiamo quindi un'energia media di circa 0,1 eV per ogni neutrino (simile alla loro probabile energia di massa a riposo). Per rendere conto di $Omega_{ m CDM}sim 0.3$ ci sarebbe bisogno di $5 imes 10^{10}$ per metro cubo, o circa $10^{10}$ per metro cubo per gusto, in media sopra l'universo.

Per spiegare la materia oscura nelle galassie (ad esempio la Via Lattea) abbiamo bisogno $sim 10^{12} M_odot$ entro circa 100 kpc, il che significa una densità numerica di neutrini di $10^{14}$ per metro cubo.

Questi neutrini sono fermioni con spin 1/2 e quindi avrebbero un'energia di Fermi di circa $5 imes 10^{-3}$ eV. Ciò significherebbe che se fossero più freddi di 6 K, sarebbero degenerati ed eserciterebbero una pressione degenerativa. Questo sarebbe sufficiente per prevenire la formazione di aloni - Tremaine e Gunn (1979) hanno dimostrato che gli aloni di materia oscura fredda non possono essere formati da leptoni di bassa massa come i neutrini standard.

Modifiche:

Un limite di Tremaine-Gunn sul retro dell'involucro (vedi anche Boyarsky et al. 2009) consiste nell'assumere che la velocità di fuga della galassia sia $v$, sono gli aloni di materia oscura che hanno raggio $r$, la massa totale è $ M $ e la massa del neutrino è $m$.

Il numero di stati quantistici disponibili per far girare metà dei fermioni in questo volume, fino a un momento $mv$ è $$ N = left(frac{4pi r^3}{3} ight) left(frac{8pi}{3} ight) left(frac{mv}{h} ight)^3$$ Possiamo scrivere $$ v = left(frac{2GM}{r} ight)^{1/2}.$$ La massa contenuta in queste particelle non può essere maggiore che se ogni stato quantistico fosse riempito da un fermione di massa $m$ e se questo deve spiegare la materia oscura, allora questa massa deve essere $sim M$. Così $$M < mleft(frac{4pi r^3}{3} ight) left(frac{8pi}{3} ight) left(frac{msqrt{ 2GM/r}}{h}destra)^3$$ e $$mc^2 > 8.9left(frac{r}{ m 100 kpc} ight)^{-3/8} left(frac{M}{10^{12}M_odot} a destra)^{-1/8} { m eV} .$$ Quindi non ci sono abbastanza stati quantistici per ospitare un alone di fermioni a meno che le loro energie di massa a riposo non superino circa 10 eV. Per i neutrini, ci sono 3 aromi e antiparticelle, il che riduce questo numero di $6^{1/4}$, ma al contrario deve essere aumentata perché le particelle nell'alone non possono essere distribuite uniformemente in velocità tra 0 e $v$.

10 ev è di circa due ordini di grandezza maggiore delle probabili masse a riposo dei neutrini conosciuti.

L'idea che i neutrini delle stelle possano dare un contributo agli aloni di materia oscura è insostenibile. La stragrande maggioranza dei neutrini solari ha energie superiori a 0,1 MeV, quindi per un'energia di massa a riposo presunta di un neutrino di $sim 0.1$ eV, hanno fattori di Lorentz che superano $10^6$ - cioè viaggiano molto vicino alla velocità della luce e non sono confinati alle galassie. I neutrini emessi durante le esplosioni di supernova sono ancora più energetici. In secondo luogo, anche se inventi un processo magico in grado di produrre neutrini con energie cinetiche inferiori a 0,1 eV, hai ancora il limite di Tremaine-Gunn da superare e anche se tutti la massa restante di tutte le stelle in una galassia è stata convertita in neutrini, quella massa sarebbe comunque inferiore di più di un ordine di grandezza di quella richiesta per spiegare la materia oscura nelle galassie. Non puoi immaginare che i neutrini si "accumulino" nel tempo perché la stragrande maggioranza della massa che è mai stata trasformata in stelle è ancora oggi sotto forma di stelle e le stelle che sono già vissute e morte sono una piccola percentuale della massa di materia oscura richiesta.


È una domanda interessante ma frustrante. ;)

Come hai detto, non possiamo rilevare i neutrini lenti. Il loro rilevamento diretto potrebbe non essere mai tecnicamente fattibile. Una risposta alla domanda collegata menziona che ce ne sono alcuni possibile tecniche di rilevamento indiretto per neutrini al di sotto delle soglie attuali, ma rilevare il numero teoricamente enorme di neutrini e antineutrini rilasciati e prodotti durante un paio di fasi del Big Bang è una proposta molto più difficile. Quei neutrini hanno subito uno spostamento verso il rosso molto maggiore del fondo cosmico a microonde. Come menziona un'altra risposta a quel link, il redshift CNB (fondo cosmico di neutrini) è dell'ordine di $10^{10}$, rispetto ai 1100 circa della CMB.

Possiamo stimare il numero di neutrini a bassa energia, ma potrebbe esserci qualche fattore che le nostre teorie hanno trascurato, quindi i numeri potrebbe essere lontano. Tuttavia, i neutrini lenti e freddi non hanno molta energia, quindi anche in quantità astronomicamente enormi non hanno molto impatto sulla curvatura dello spaziotempo, certamente non abbastanza per spiegare tutta la materia oscura che abbiamo rilevato indirettamente attraverso la sua massa.

Secondo l'articolo di Wikipedia sul modello cosmologico Lambda CDM, i neutrini reliquia poteva rappresentano fino allo 0,5% del contenuto energetico dell'universo. OTOH, è più dello 0,01% dovuto alla radiazione EM, che è dominata dai fotoni CMB.

La nostra attuale reazione di rilevamento dei neutrini più sensibile, la tecnica Alsazia-Lorena (così chiamata perché utilizza una sequenza gallio → germanio → gallio) ha una soglia di 233 keV. Cioè, l'energia cinetica di quei neutrini è oltre un quarto di milione di volte la loro energia di massa (a riposo). E i nostri rivelatori sono fortunati a catturare circa 1 neutrino per miliardo che li attraversa. Si noti che 233 keV è meno della metà dell'energia di massa a riposo di un elettrone (511 keV).

I neutrini devono essere molto freddi / spostati verso il rosso per orbitare intorno a qualsiasi cosa (a parte buchi neri e possibilmente stelle di neutroni). Tieni presente che anche i neutrini con un eV circa di energia cinetica sono ancora relativistico. Quindi possono essere deviati dalle galassie e persino dalle stelle, ma non possono entrare in un'orbita chiusa.

Come ho detto prima, i neutrini della CNB sono altamente spostati verso il rosso, e quindi (alcuni di loro) può essere legato gravitazionalmente alle galassie e forse anche a singole stelle. Quindi sono una componente della materia oscura, ma piuttosto piccola.


La maggior parte dei neutrini del Big Bang (e degli antineutrini, il termine "neutrino" può coprire entrambi i tipi quando la differenza tra loro non è rilevante) nel CNB è stata rilasciata durante il disaccoppiamento dei neutrini, 1 secondo dopo l'inizio del big bang. Da Wikipedia:

Nella cosmologia del Big Bang, il disaccoppiamento dei neutrini era l'epoca in cui i neutrini cessavano di interagire con altri tipi di materia, e quindi smettevano di influenzare la dinamica dell'universo nei primi tempi. Prima del disaccoppiamento, i neutrini erano in equilibrio termico con protoni, neutroni ed elettroni, che veniva mantenuto attraverso l'interazione debole.

Il disaccoppiamento si è verificato approssimativamente nel momento in cui la velocità di quelle interazioni deboli era più lenta della velocità di espansione dell'universo. In alternativa, era il momento in cui la scala temporale per le interazioni deboli diventava maggiore dell'età dell'universo in quel momento. Il disaccoppiamento dei neutrini è avvenuto circa un secondo dopo il Big Bang, quando la temperatura dell'universo era di circa 10 miliardi di kelvin, o 1 MeV.

Dopo il disaccoppiamento, alcuni neutrini e antineutrini sono stati rilasciati come neutroni convertiti in protoni e viceversa. La conversione protone → neutrone richiede normalmente un ambiente ad alta energia, perché i neutroni hanno più massa dei protoni. Al contrario, i neutroni liberi sono instabili, con un'emivita di poco più di 10 minuti. Ci sono stati anche alcuni neutrini prodotti durante la nucleosintesi del Big Bang (che è terminata circa 20 minuti dopo il Big Bang), poiché l'idrogeno è stato convertito in elio. La nucleosintesi BB ha ripulito la maggior parte dei neutroni liberi rimanenti.