**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

{\displaystyle \sigma \propto gT^{3}},
kde ***σ*** je entropia, ***g*** je skutočný počet stupňov voľnosti a ***T*** je teplota vyplýva, že

{\displaystyle \left({\frac {g\_{0}}{g\_{1}}}\right)^{1/3}={\frac {T\_{1}}{T\_{0}}}},
kde ***T0*** predstavuje teplotu pred anihiláciou a ***T1*** po anihilácii. Faktor ***g0*** je daný druhom častice:

* 2 pre fotóny, keďže sú to bozóny bez hmotnosti
* 2(7/8) pre každý elektrón a pozitrón, keďže sú to fermióny

***g0*** je iba 2 pre fotóny. Takže

{\displaystyle {\frac {T\_{\nu }}{T\_{\gamma }}}=\left({\frac {4}{11}}\right)^{1/3}}.
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 3/2***kTν*** 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***:

{\displaystyle \rho \_{\rm {R}}={\frac {\pi ^{2}}{15}}\,T\_{\gamma }^{4}(1+z)^{4}\left[1+{\frac {7}{8}}N\_{\rm {\nu }}\left({\frac {4}{11}}\right)^{4/3}\right],}
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*** = {\displaystyle 3,14\_{-0,65}^{+0,70}} 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*** = {\displaystyle 4,34\_{-0,86}^{+0,88}}, čím nezávisle potvrdila obmedzenia BBN. V blízkej budúcnosti sa súčasné chyby ***Nν*** rádovo vylepšia pomocou satelitov ako napr. Planck.

Poznámka
--------

1. ↑ ν je písmeno gréckej abecedy ní a je štandardným symbolom na označenie neutrín.

Referencie
----------

1. 1 2  Steven Weinberg. *Cosmology*. [s.l.] : Oxford University Press, 2008. Dostupné online. ISBN 978-0-19-852682-7. S. 151.
2. ↑  FIXSEN, Dale, Mather, John The Spectral Results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument on COBE. *Astrophysical Journal*, 2002, s. 817–822. DOI: 10.1086/344402.
3. ↑  MANGANO, Gianpiero, et al. Relic neutrino decoupling including flavor oscillations. *Nucl.Phys.B*, 2005, s. 221–234. DOI: 10.1016/j.nuclphysb.2005.09.041.
4. ↑  CYBURT, Richard, et al. New BBN limits on physics beyond the standard model from He-4. *Astropart.Phys.*, 2005, s. 313–323. DOI: 10.1016/j.astropartphys.2005.01.005.
5. ↑  KOMATSU, Eiichiro, et al. Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation. *The Astrophysical Journal Supplement Series*, 2010, s. 18. DOI: 10.1088/0067-0049/192/2/18.
6. ↑  BASHINSKY, Sergej, Seljak, Uroš Neutrino perturbations in CMB anisotropy and matter clustering. *Phys.Rev.D*, 2004, s. 083002. DOI: 10.1103/PhysRevD.69.083002.

|  |  |
| --- | --- |
| Portal | Astronomický portál |