Информационный портал профессоров РАН

Мы в

Наверх

Профессор РАН Игорь Колесников провел открытый урок для старшеклассников

марта 2, 2020

14.02.2020г., на базе Ростовского государственного университета путей сообщения состоялся открытый урок по физике.

Подробнее

Профессор РАН Игорь Колесников в преддверии Дня науки провел открытый урок

февраля 13, 2019

6 февраля 2019 года в детском противотуберкулезном санатории «Сосновая дача» города Ростова-на-Дону состоялся открытый урок по физике и химии.

Подробнее

Вопрос юристу с Алексеем Кузнецовым. Корпоративные закупки: вчера, сегодня, завтра

декабря 9, 2018

Профессор РАН Ольга Беляева приняла участие в передаче "Вопрос юристу с Алексеем Кузнецовым"

Подробнее

"Крутая история": "Возвращение профессора"

ноября 6, 2018

Ученый-кристаллограф профессор РАН Артём Оганов живет в подмосковной Варее, читает лекции по всему миру и создает материалы будущего. Однако раньше все было иначе.

Подробнее

Андрей Соболевский: Наша реальность сформирована строгой математикой

октября 15, 2018

Где сегодня проходит граница «полезной» и «бесполезной» математики

Подробнее

Роль нейтрино в космологии

Физик Дмитрий Горбунов о массе нейтрино, эволюции ранней Вселенной и измерении реликтового излучения.

Как нейтрино повлияли на темп расширения Вселенной? Почему сегодня невозможно точно измерить массу нейтрино? Как нейтрино из релятивистского компонента стали нерелятивистским? Об этом рассказывает доктор физико-математических наук, профессор РАН Дмитрий Горбунов.

Есть такие частицы — нейтрино. Это очень удивительные частицы, которые участвуют только в слабых взаимодействиях, имеют очень-очень слабую массу. И на самом деле в рамках стандартной физики частиц как таковой они должны были быть без массы. Тот факт, что они массивные, — это результат эксперимента. Есть явление нейтринных осцилляций, переходов нейтрино трех типов между собой. И это было экспериментально обнаружено в многочисленных лабораториях, проводились разного типа опыты. Это установленный факт, за который дали Нобелевскую премию — за нейтринные осцилляции, нейтринные массы.

Но какова величина этих масс — это сегодня неизвестно. Дело в том, что из результатов опытов по осцилляциям можно получить только разницы масс нейтрино, а саму величину массы получить не удается. Поскольку частица участвует только в слабых взаимодействиях, то есть она электрически нейтральна, увидеть ее напрямую довольно тяжело. Ее измеряют экспериментально по участию нейтрино в слабых процессах. Если вылетел откуда-то электрон, говорят: наверное, это нейтрино пролетело, провзаимодействовало, слабый процесс — появился электрон. Если вдруг вылетел мюон, то это мюонное нейтрино пролетело, провзаимодействовало — появился мюон.

Тем не менее масштаб масс более-менее известен, этот масштаб очень маленький, в миллионы раз меньше, чем массы электронов — самых легких частиц, которые электрически заряжены. Те самые электроны, которые вокруг нас везде, на 100% существенны для всей нашей жизни. В данном случае эти нейтрино имеют массы много меньше, в миллионы раз. Сегодня удивительным образом самые жесткие ограничения на массы нейтрино следуют из космологии, а вовсе не из обычной физики, не из обычных экспериментов по исследованию свойств слабых взаимодействий.

Как это получилось? Оказывается, что нейтрино в космологии играют очень важную роль. Есть много разных наблюдаемых, которые указывают на существование нейтрино и которые позволяют эту массу измерять.

Достаточно указать на тот факт, что наша Вселенная была горячей в прошлом, факт, который мы естественным образом с вами можем заключить. Сегодня Вселенная горячая, заполнена фотонами, чернотельный спектр, конечно же, это какая-то баня, плазма. Вселенная расширяется — температура падает. Значит, в прошлом была более горячая, плазма была, больше частиц, все очень понятно.

А вопрос: начиная с каких эпох, начиная с какой плотности этой плазмы, начиная с какой температуры это было так? Оказывается, что это температура примерно 1 млрд градусов. И эта температура отвечает эпохе, когда нейтрино за счет этих замечательных своих слабых взаимодействий перестало участвовать в процессах в плазме — как говорят, «отщепилось от плазмы». Но при этом оно осталось в этой плазме, и оно осталось в том количестве, которое дает нам теория термолизованного состояния, то есть все частицы, какие только в плазме могли родиться, там все есть. Если было три нейтрино, есть три нейтринных специи. Они перестали взаимодействовать, но их количество во Вселенной известно: определяется температурой этой плазмы.

Если встать на такую точку зрения, то можно определить полную плотность энергии в ту эпоху. В полную плотность энергии в ту эпоху делали вклад обычное вещество, фотоны и вот эти самые нейтрино, которые отщепились. Замечательно, что полную плотность энергии в ту эпоху мы можем независимо экспериментально определить. Таким образом, по уравнению Фридмана, которое описывает нам, как расширяется Вселенная, мы определяем темп расширения Вселенной. А дальше подождем еще немножко, Вселенная расширится еще больше, во Вселенной перестанут взаимодействовать в плазме нейтроны, которые тоже участвовали в слабых взаимодействиях. Из-за тех же самых слабых взаимодействий плотность частиц упала, нейтроны перестали взаимодействовать. В плазме отдельно болтаются нейтроны, протоны, электроны и фотоны. Протоны, электроны и фотоны по-прежнему взаимодействуют, а нейтрино и нейтроны — нет.

Тем не менее еще немножко разжижилась наша Вселенная, температура еще упала, и пошел процесс образования первичных ядер. Протоны и нейтроны стали образовывать первичные химические элементы: дейтерий, тритий, литий, гелий. Все эти реакции: реакции слияния, синтеза — мы отлично знаем из физики частиц, это такие же реакции, как в нашей лаборатории, поэтому темп этих процессов мы знаем. 

Что с этим темпом конкурирует? Конкурирует темп расширения Вселенной. А он определяется плотностью энергии во Вселенной.

Эти два темпа конкурируют, и от того, кто из них выше, зависит результат: сколько каких элементов у нас образовалось, сколько у нас лития, гелия и водорода. Этот результат мы можем измерять независимо. Астрономы могут смотреть за облаками вещества вдалеке от мест, где происходило впоследствии звездообразование — таким образом, химический состав остался реликтовым, — и по этим наблюдениям проверять предсказания такой картинки.

Предсказания замечательным образом согласуются. Есть один элемент — литий, с ним нет проблем. Это замечательным образом согласуется с гипотезой о том, что во Вселенной были температуры, по крайней мере достаточные для того, чтобы в первичной плазме были нейтрино. Это температуры в миллиарды градусов. Благодаря как раз нейтрино мы знаем, что такие температуры в ранней Вселенной были.

Дальше нейтрино остались во Вселенной, они не участвуют в процессе в плазме, но по-прежнему дают вклад в эффективное давление и плотность энергии во Вселенной и таким образом влияют на темпы расширения Вселенной.

Влияют они, в частности, до эпохи перехода. Дело в том, что в ранней Вселенной основную долю плотности энергии составляла так называемая релятивистская компонента — фотоны и нейтрино — частицы очень релятивистские, у которых масса много меньше, чем температура. И такая ситуация идет вплоть до температур примерно в тысячу раз больше, чем современная температура реликтового излучения. 

«До условной катастрофы у нас есть еще столько же времени, сколько уже прожила Вселенная — 15 млрд лет». 

В эту эпоху все меняется: во Вселенной доминирующей компонентой становится обычное вещество, обычная материя, или с точки зрения Вселенной пыль. Почему? Потому что в одном случае у вас плотность энергии релятивистской компоненты падает с масштабным фактором как масштабный фактор в четвертой степени, а для обычного вещества, материи, нерелятивистской компоненты, плотность энергии падает как масштабный фактор в кубе. В какой-то момент масштабный фактор настолько увеличился, что одна компонента над другой начинает доминировать.

Если говорить о нейтрино, то нейтрино, присутствуя в плазме, не участвуя в процессах в плазме, но присутствуя во Вселенной, влияет на темпы расширения Вселенной и вкладывает в определение того момента, когда этот переход произошел во Вселенной. Не было бы нейтрино — этот переход произошел бы раньше. А момент этот мы отлично, замечательно знаем по сравнению картины анизотропии реликтового излучения и по сравнению картины распространенности галактик,скоплений галактик в современной Вселенной. Почему мы это знаем?

Дело в том, что по стандартной космологической модели первичные неоднородности в распределении материи являются источниками как того, так и другого: как анизотропии реликтового излучения, так и будущих структур во Вселенной. Почему образуются структуры? Есть некое распределение частиц во Вселенной. Пусть пыли. Пыль — простая частица темной материи. Они на самом деле являются источником этих первичных гравитационных потенциалов, в которые потом все упало и образовало галактики. Есть некое распределение неоднородное этих частиц.

Там, где их больше, там больше гравитационный потенциал, и все остальные частицы в том направлении устремились. Там их стало еще больше. Еще больше гравитационный потенциал. И в конце концов эта область пространства перестала участвовать в расширении Вселенной и образовала будущую галактику.

Неоднородности в распределении частиц темной материи растут все время. Но пока мы находимся на стадии радиационного доминирования, они растут очень слабо, логарифмически. А как только мы вышли на стадию доминирования нерелятивистского вещества, рост этот с масштабным фактором линейный.

Соответственно, как выглядят эти неоднородности сегодня — а сегодня это галактики и скопления галактик, — сколько у нас галактик с массой 106 масс Солнца, сколько у нас галактик с массой 108масс Солнца, сколько у нас галактик с массой 1010 масс Солнца, определяется теми самыми неоднородностями, которые были в ту эпоху. Они же нам определяют анизотропию реликтового излучения — величину, показывающую, на сколько у нас температура реликтового излучения изменяется от точки к точке. Изменение это очень небольшое — в относительных единицах на уровне 10-4. 

Тем не менее одна анизотропия, спектр галактик и скопления галактик определяются одной и той же физикой — физикой в распределении этих первичных неоднородностей материи.

А ее эволюция зависит от того, какие компоненты были в ранней Вселенной. В данном случае компонента нейтрино, не участвующая ни в каких этих процессах, влияет на темп расширения Вселенной и на то, когда Вселенная переходит со стадии радиационного доминирования в стадию материального доминирования.

Таким образом, опосредованно мы знаем, что такая компонента была в ранней Вселенной.

В Стандартной модели нейтрино безмассово, и поэтому в данном случае делало бы вклад на том же уровне, на котором делают вклад обычные фотоны, — такую радиационную компоненту. Но мы знаем, что в физике в нашем мире нейтрино массивное. И, соответственно, если нейтрино массивное, то, пока температура в ранней Вселенной не опустилась до уровня, эффективного как бы их массе в таких энергетических единицах, релятивистское нейтрино выглядит как фотоны, дополнительная такая релятивистская компонента.

А когда температура во Вселенной опустилась ниже, такие нейтрино почувствовали, что они нерелятивистские, и стали выглядеть с точки зрения Вселенной на самом деле как темная материя: не участвуют во взаимодействиях с фотонами, видеть их никак нельзя, в плазме не взаимодействуют, — с точки зрения Вселенной как будто пыль такая.

Таким образом, нейтрино в какую-то эпоху перебежало из одной компоненты, из компоненты релятивистской, в компоненту нерелятивистскую. Когда оно перебежало, в этот момент у вас существенно уменьшилась радиационная компонента, существенно увеличилась материальная компонента. И таким образом изменилась эволюция неоднородностей и эволюция Вселенной. 

По анизотропии реликтового излучения и по распространенности галактик (каких масс галактик сколько) мы такую вещь вообще-то можем увидеть. Если мы очень хорошо их измерим, мы в конце концов эти две величины — анизотропию реликтового излучения и распространенность галактик — определим, в какой момент в ранней Вселенной произошел этот переход.

Пока мы такой момент еще не увидели. И современное ограничение имеется только на сумму масс нейтрино, потому что в данном случае все три нейтрино, какие есть, — все делают вклад, все есть во Вселенной. А для Вселенной все равно, как распределена масса между ними, ей важна сумма масс. Такой грубый взгляд Вселенной на физику частиц.

Тем не менее сумму масс мы пока не видим. И сегодня ограничение на величину суммы масс нейтрино примерно на уровне 0,3 эВ. Это самое сильное ограничение всех трех нейтрино. Если говорить о такой величине массы, то эта величина уже не очень далека от минимального ограничения снизу на массы нейтрино, которые идут из осцилляционных экспериментов. Дело в том, что, если мы знаем две разницы квадратов масс, измерили ее, мы знаем ограничение снизу на две массы. Если так подумать и представить, если знаем две разницы из трех масс, мы знаем, что по крайней мере две массы не меньше чего-то. И отсюда мы можем сказать, что сумма масс не меньше чего-то.

Есть два варианта. В одном варианте сумма масса нейтрино должна быть не меньше, чем примерно 0,1 эВ, а в другом варианте сумма масс нейтрино должна быть не меньше, чем 0,05 эВ.

Так вот, первый вариант может обнаружить эксперимент по измерению реликтового излучения —эксперимент Planck — из своих данных, которые он уже собрал и в 2014 году должен опубликовать и которые, возможно, нам скажут, что сумма масс нейтрино вот такая-то.

А может быть, и нет. Если это не получится, то нужно ждать следующих экспериментов по более точному измерению анизотропии реликтового излучения и следующих экспериментов по более точному измерению структур, измерению, каких галактик у нас сколько, чтобы сказать, какая сумма масс нейтрино у нас есть, — и эти эксперименты куда более точные, чем эксперименты, которые есть в физике частиц по прямому измерению масс нейтрино или по измерению параметров осцилляций.

Источник: https://postnauka.ru