Kozmické neutrínové pozadie

Kozmické neutrínové pozadie (CNB alebo CνB) je časticové žiarenie vesmírneho pozadia tvorené neutrínami. Niekedy sa označujú aj ako reliktné neutrína.
Podobne ako žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia (CMB), tak aj CNB je pozostatkom Veľkého tresku. Zatiaľ čo CMB vzniklo keď bol vesmír starý 379 000 rokov, tak CNB vzniklo keď mal vesmír len 2 sekundy. Odhaduje sa, že CNB má v súčasnosti teplotu zhruba 1,95 K. Nízkoenergetické neutrína s hmotou reagujú len veľmi zriedka a ich detekcia je veľmi zložitá, a preto pravdepodobne nikdy nebude možné CNB priamo pozorovať. Napriek tomu existuje presvedčivý dôkaz o jeho existencii.
Derivácia teploty CNB.
Teplotu CNB je možné odhadnúť, ak je známa teplotu CMB. Pred oddelením neutrín od zvyšku hmoty tvorili vesmír neutrína, elektróny, pozitróny a fotóny vo vzájomnej tepelnej rovnováhe. Neutrína sa oddelili od ostatnej hmoty pri teplote zhruba 2,5 MeV. Napriek oddeleniu si neutrína a fotóny počas rozpínania zachovali rovnakú teplotu. Po poklese teploty pod hmotnosť elektrónu väčšina elektrónov a pozitrónov anihilovala navzájom. Ich teplo a entropia sa preniesli na fotóny, čím sa zvýšila ich teplota. A tak je pomer teplôt fotónov pred a po anihilácii rovnaký ako pomer teploty fotónov a neutrín. Na zistenie tohoto pomeru sa predpokladá, že entropia vesmíru po anihilácii bola zhruba zachovaná. Potom zo vzorca
kde σ je entropia, g je skutočný počet stupňov voľnosti a T je teplota vyplýva, že
kde T0 predstavuje teplotu pred anihiláciou a T1 po anihilácii. Faktor g0 je daný druhom častice:
g0 je iba 2 pre fotóny. Takže
Pri súčasnej hodnote Tγ= 2,725 K je hodnota Tν ≈ 1,95 K.
Diskusia vyššie platí pre nehmotné neutrína, ktoré sú vždy relativistické. Pre neutrína s nenulovou hmotnosťou, potom ako sa stanú nerelativistickými, nie je tento opis teploty vhodný, napr. keď ich tepelná energia 3/2kTν dosiahne hodnotu nižšiu ako energia ich hmotnosti mνc2.
Nepriamy dôkaz CNB.
Relativistické neutrína prispievajú k hustote energie vo vesmíre ρR, typicky parametrizované z hľadiska efektívneho počtu druhov neutrín Nν:
kde z je červený posun. Prvý výraz v hranatej zátvorke pochádza z CMB a druhý z CNB. Štandardný model s tromi druhmi neutrín predpokladá hodnotu Nν ≃ 3,046 , vrátane malej korekcie spôsobenej netepelnými deformáciami spektier počas anihilácie e+ a e-. Hustota žiarenia má veľký dopad na rôzne fyzikálne procesy v ranom vesmíre, takže zanecháva potenciálne merateľné množstvá stôp, čo umožňuje odvodenie hodnoty Nν z pozorovaní.
Nukleosyntéza Veľkého tresku.
Pre svoj vplyv na rýchlosť rozpínania vesmíru počas BBN závisia teoretické predpoklady počiatočných množstiev ľahkých prvkov na Nν. Astrofyzikálne meranie množstva 4He a 2D stanovili hodnotu Nν = formula_5 pri intervale istoty 68% , čo je veľmi dobrá zhoda s predpokladom Štandardného modelu.
Anizotropia CMB a vznik štruktúr.
Prítomnosť CNB ovplyvňuje vývoj anizotropnosti CMB, ako aj rast pertuberácií hmoty, dvoma spôsobmi: prínosom k hustote žiarenia vo vesmíre a tzv. anizotropným napätím neutrín, ktoré tlmí akustické vibrácie spektra. Navyše voľné hmotné neutrína potláčajú rast malých štruktúr. Kombinácia 5-ročných údajov sondy WMAP, údajov o supernovách typu Ia a informácií o rozsahu akustických oscilácií baryónov udala hodnotu Nν = formula_6, čím nezávisle potvrdila obmedzenia BBN. V blízkej budúcnosti sa súčasné chyby Nν rádovo vylepšia pomocou satelitov ako napr. Planck.