إشعاع نيوترينوي للخلفية الكونية
{{علم الكون}}
[[ملف:WMAP 2008.png|250px|تصغير|[[مسبار تباين الخواص بالأمواج الصغرية ويلكنسون]] صورة بالقمر الصناعي لأشعة الخلفية للكون. المناطق الصفراء والحمراء هي مناطق تجمع النجوم والمجرات]]

'''الإشعاع النيوترينوي للخلفية الكونية''' {{إنج|Cosmic neutrino background، يُختصر إلى CNB أو C{{تعبير رياضي|ν}}B}} هو إشعاع يتكون من [[نيوترينو|جسيمات النيوترينو]]، المعروفة في بعض الأحيان على أنها بقايا [[نيوترون|النيوترونات]]، يؤثر هذا الإشعاع على تطور وبنية [[إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية]] CMB فضلا عن نمو الاضطرابات في المادة نظرا لمساهمتها في كثافة الإشعاع الكوني.<ref>{{استشهاد بأرخايف |eprint=1307.4738|الأخير1= Betts|الأول1= S. |إظهار المؤلفين=etal|عنوان= Development of a Relic Neutrino Detection Experiment at PTOLEMY: Princeton Tritium Observatory for Light, Early-Universe, Massive-Neutrino Yield|class= astro-ph.IM|سنة= 2013}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة | الأول = Richard | الأخير = Cyburt | عنوان =  New BBN limits on physics beyond the standard model from He-4 | سنة = 2005  | صحيفة = Astropart. Phys. | المجلد = 23 | العدد = 3 | صفحات = 313–323 | arxiv = astro-ph/0408033 | doi = 10.1016/j.astropartphys.2005.01.005|bibcode = 2005APh....23..313C |إظهار المؤلفين=etal}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة| الأول = P.A.R. | الأخير = Ade | عنوان = Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters | سنة = 2016 | arxiv=1502.01589|doi = 10.1051/0004-6361/201525830  | صحيفة =  Astron. Astrophys. | المجلد = 594 | العدد = A13 | صفحات = A13 | إظهار المؤلفين=etal| bibcode = 2016A&A...594A..13P }}</ref><ref>[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581..817F/abstract The Spectral Results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument o<!-- عنوان مولد بالبوت -->] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20200826023548/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581..817F/abstract |date=26 أغسطس 2020}}</ref>

== النيوترينو ==
{{مفصلة|نيوترينو}}
يعتبر [[جسيم أولي]] بكتلة أصغر كثيرًا من كتلة [[إلكترون|الإلكترون]]، وليست له [[شحنة كهربائية|شحنة كهربية]].
كتلة النيوترينو لم تحدد بعد لأن تفاعله مع المادة ضعيف جدا.
تم استنتاج وجود النيوترينو بسبب ظاهرة [[تحلل]] بعض [[نويدة مشعة|النظائر المشعة]] من خلال إطلاق [[جسيم بيتا|أشعة بيتا]] التي هي عبارة عن [[إلكترون]]ات.
فعند تحلل العنصر المشع إلى عنصر آخر يحدث فقد معين في الطاقة، هذا الفقد في الطاقة هو عبارة عن الفرق بين طاقة العنصر المشع، وطاقة العنصر الناتج. والمفروض، لاحترام قانون عدم فناء الطاقة، أن يحمل الإلكترون -المنطلق من نواة الذرة والخارج على هيئة شعاع من [[جسيم بيتا|أشعة بيتا]] - أن يحمل هذا الفرق في الطاقة، ولكن القياسات تبين، أن الإلكترون يحمل طاقة أقل من الطاقة المفروضة خلال التحلل.<ref>[https://www.reuters.com/article/us-science-neutrinos/study-rejects-faster-than-light-particle-finding-idUSTRE7AJ0ZX20111120 Study rejects "faster than light" particle finding] - 20 November 2011 - Reuters {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20111121183857/http://www.reuters.com/article/2011/11/20/us-science-neutrinos-idUSTRE7AJ0ZX20111120 |date=21 نوفمبر 2011}}</ref>

== تصوع النيوترينوهات ==
{{مفصلة|تصوع النيوترينوهات}}
من أعظم نجاحات نظرية [[الانفجار العظيم]] هما تنبؤها بطيف جسمها الأسود المثالي، وتفاصيل توقعاتها بتوجهية الخواص في الخلفية الميكرونية الكونية وفي علم الانفجار العظيم الكوني فأن تصوع النيوترينو يشير إلى الحقبة التي توقفت النيوترونات في التفاعل مع '''[[باريون|المادة الباريونية]]،''' ويتوقف بالتالي التأثير على ديناميات الكون في أوقات مبكرة.وقبل التصوع، كانت النيوترونات في توازن حراري مع البروتونات والنيوترونات، والإلكترونات، مع توسع الكون، تضعف كثافة الجسيمات وتنخفض درجات الحرارة. والتفاعلات الضعيفة تصبح غير فعالة للحفاظ على النيوترونات في اتصال حراري جيد مع [[بلازما (توضيح)|البلازما]]

== استنتاج زمن التصوع ==
يتم حفظ جسيمات النيوترنيو التدفق الحر بواسطة تفاعلاتها مع الإلكترونات والبوزيترونات، مثل رد الفعل
: <math>e^- + e^+ \longleftrightarrow \nu_e + \bar{\nu}_e</math>.
== تقدير لدرجة حرارة التصوع ==
إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية تكون عندما كان عمرالكون 379,000 سنة اما النيوترنات فأنها بدات بالتفكك والتكون من المادة عندما كان عمر الكون ثانتين
:<math>s \propto gT^3</math>,
حيث <math>s</math> تشير إلى [[إنتروبيا|درجة العشوائية]] في نظام التفاعل الكوني. <math>g</math> العدد الفعال [[درجة حرية (فيزياء)|لدرجات الحرية]] حيث يعتمد حساب الخصائص الإحصائية المختلفة على مجموعة من المعلومات أو البيانات و<math>T</math> هي درجة الحرارة، نجد أن
:<math>\left(\frac{g_0}{g_1}\right)^{1/3} = \frac{T_1}{T_0}</math>,
حيث يدل <math>T_0</math> درجة الحرارة قبل [[إفناء إلكترون-بوزيترون]] و<math>T_1</math> يدل على الحرارة بعد. يتم تحديد <math>g_0</math> عامل من أنواع الجسيمات:
:<math>\frac{T_\nu}{T_\gamma} = \left(\frac{4}{11}\right)^{1/3}</math>.
ونظرا للقيمة الحالية <math display="inline">T_{\gamma} = 2.725 \text{ K}</math>،<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| عنوان = The Spectral Results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument on COBE
| مسار = https://iopscience.iop.org/article/10.1086/344402/meta
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| تاريخ = 2002-12-20
| issn = 0004-637X
| صفحات = 817
| المجلد = 581
| العدد = 2
| DOI = 10.1086/344402
| لغة = en
| الأول = D. J.
| الأخير = Fixsen
| الأول2 = J. C.
| الأخير2 = Mather
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20220122145718/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/344402/meta | تاريخ أرشيف = 22 يناير 2022 }}</ref> يترتب على ذلك أن <math display="inline">T_{\nu} = 1.95 \text{ K}</math>، وكل ماسبق أعلاه صالح لجسيمات النيوترينو عديمة الكتلة.

ويقدر العلماء اليوم أن الإشعاع النيوترينوي للخلفية الكونية لديه درجة حرارة حوالي 1.95 كلفن. بما ان جسيمات النيوترينو ذات الطاقة المنخفضة تفاعلها ضعيف جدا مع المادة، لذلك فمن الصعوبة كشفها مباشرة، ومع ذلك فان الأدلة الغير المباشرة مقنعة للعلماء بانها موجودة
== دليل رياضي غير مباشر ==
تساهم جسيمات النيوترونيو النسبية في كثافة الطاقة الإشعاعية للكون <math>\rho_{\text{R}}</math>، والتي توصف عادة بدلالة العدد الفعال لأنواع النيوترينو <math>N_{\nu}</math>:

<math> \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]</math>

حيث يدل {{Mvar|''z''}} على [[انزياح أحمر|الانزياح نحو الأحمر]]. يرجع الحد الأول في الأقواس المربعة إلى [[إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية]]، والثاني من الإشعاع النيوترينوي للخلفية الكونية. ومن خلال أنواع النيوترينو الثلاث في [[نظرية النموذج المعياري|النموذج القياسي]] يمكن التوقع بأن <math>N_{\nu} \simeq 3.046</math> <ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| عنوان = Relic neutrino decoupling including flavour oscillations
| الأخير2 = Miele
| الأول6 = Pasquale D.
| الأخير5 = Pisanti
| الأول5 = Ofelia
| الأخير4 = Pinto
| الأول4 = Teguayco
| الأخير3 = Pastor
| الأول3 = Sergio
| الأول2 = Gennaro
| مسار = http://arxiv.org/abs/hep-ph/0506164
| الأخير = Mangano
| الأول = Gianpiero
| DOI = 10.1016/j.nuclphysb.2005.09.041
| العدد = 1-2
| المجلد = 729
| صفحات = 221–234
| تاريخ = 2005-11
| صحيفة = Nuclear Physics B
| الأخير6 = Serpico
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20220613232525/https://arxiv.org/abs/hep-ph/0506164 | تاريخ أرشيف = 13 يونيو 2022 }}</ref>، بما في ذلك تصحيح صغير ناجم عن التشويه غير الحراري للأطياف خلال [[إفناء إلكترون-بوزيترون]].

يجدر بالذكر أن كثافة الإشعاع لها أثر كبير على العمليات الفيزيائية المختلفة في الكون في وقت مبكر، وتركت بصمات يحتمل أن تكون قابلة للكشف وبكميات قابلة للقياس، مما يسمح لنا أن نستنتج قيمة <math>N_{\nu}</math>

== تخليق الانفجار العظيم النووي ==
{{مفصلة|تخليق الانفجار العظيم النووي}}
نظراً لتأثيرها على تمدد الكون أثناء التخليق النووي الابتدائي كانت توقعات النظرية والقياسات الفيزيائية الفلكية لوجود كمية كبيرة جدا من الهيليوم و الديوتيريوم و من العناصر الخفيفة تعتمد على <math>N_{\nu}</math>. ونتج عن ذلك ان تكون قيمة <math>N_{\nu}=3.14\,\,_{0.65-}^{0.70+}</math> في 68% [[مجال ثقة]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| عنوان = New BBN limits on physics beyond the standard model from 4He
| الأول = Richard H.
| الأول4 = Evan
| الأخير3 = Olive
| الأول3 = Keith A.
| الأخير2 = Fields
| الأول2 = Brian D.
| الأخير = Cyburt
| لغة = en
| مسار = https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S092765050500006X
| DOI = 10.1016/j.astropartphys.2005.01.005
| العدد = 3
| المجلد = 23
| صفحات = 313–323
| issn = 0927-6505
| تاريخ = 2005-04-01
| صحيفة = Astroparticle Physics
| الأخير4 = Skillman
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20220303013320/http://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S092765050500006X | تاريخ أرشيف = 3 مارس 2022 }}</ref> وهذه النتيجة توافق بشكل جيد توقع [[نظرية النموذج المعياري|النموذج المعياري]]

== اقرأ أيضا ==
* [[بوزيترون]]
* [[تمدد الكون]]
* [[إفناء]]
* [[باريون|المادة الباريونية]]
* [[هيليوم]]
* [[ديوتيريوم]]
* [[إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية]]
* [[مستكشف الخلفية الكونية]]
* [[مادة مظلمة]]
* [[انزياح أحمر]]

== مراجع ==

{{مراجع}}
{{فلك}}
{{مواضيع علم الكون}}
{{شريط بوابات|الفيزياء|علم الفلك|علم الكون}}

[[تصنيف:إشعاع الخلفية الكونية]]
[[تصنيف:علم الكون الفيزيائي]]
[[تصنيف:علم فلك النيوترينو]]
[[تصنيف:فيزياء الجسيمات]]
[[تصنيف:فيزياء نظرية]]
الإشعاع النيوترينوي للخلفية الكونية  هو إشعاع يتكون من جسيمات النيوترينو، المعروفة في بعض الأحيان على أنها بقايا النيوترونات، يؤثر هذا الإشعاع على تطور وبنية إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية CMB فضلا عن نمو الاضطرابات في المادة نظرا لمساهمتها في كثافة الإشعاع الكوني.The Spectral Results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument o 

 النيوترينو 

يعتبر جسيم أولي بكتلة أصغر كثيرًا من كتلة الإلكترون، وليست له شحنة كهربية.
كتلة النيوترينو لم تحدد بعد لأن تفاعله مع المادة ضعيف جدا.
تم استنتاج وجود النيوترينو بسبب ظاهرة تحلل بعض النظائر المشعة من خلال إطلاق أشعة بيتا التي هي عبارة عن إلكترونات.
فعند تحلل العنصر المشع إلى عنصر آخر يحدث فقد معين في الطاقة، هذا الفقد في الطاقة هو عبارة عن الفرق بين طاقة العنصر المشع، وطاقة العنصر الناتج. والمفروض، لاحترام قانون عدم فناء الطاقة، أن يحمل الإلكترون -المنطلق من نواة الذرة والخارج على هيئة شعاع من أشعة بيتا - أن يحمل هذا الفرق في الطاقة، ولكن القياسات تبين، أن الإلكترون يحمل طاقة أقل من الطاقة المفروضة خلال التحلل.Study rejects "faster than light" particle finding - 20 November 2011 - Reuters 

 تصوع النيوترينوهات 

من أعظم نجاحات نظرية الانفجار العظيم هما تنبؤها بطيف جسمها الأسود المثالي، وتفاصيل توقعاتها بتوجهية الخواص في الخلفية الميكرونية الكونية وفي علم الانفجار العظيم الكوني فأن تصوع النيوترينو يشير إلى الحقبة التي توقفت النيوترونات في التفاعل مع المادة الباريونية، ويتوقف بالتالي التأثير على ديناميات الكون في أوقات مبكرة.وقبل التصوع، كانت النيوترونات في توازن حراري مع البروتونات والنيوترونات، والإلكترونات، مع توسع الكون، تضعف كثافة الجسيمات وتنخفض درجات الحرارة. والتفاعلات الضعيفة تصبح غير فعالة للحفاظ على النيوترونات في اتصال حراري جيد مع البلازما

 استنتاج زمن التصوع 
يتم حفظ جسيمات النيوترنيو التدفق الحر بواسطة تفاعلاتها مع الإلكترونات والبوزيترونات، مثل رد الفعل
 .
 تقدير لدرجة حرارة التصوع 
إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية تكون عندما كان عمرالكون 379,000 سنة اما النيوترنات فأنها بدات بالتفكك والتكون من المادة عندما كان عمر الكون ثانتين
,
حيث  تشير إلى درجة العشوائية في نظام التفاعل الكوني.  العدد الفعال لدرجات الحرية حيث يعتمد حساب الخصائص الإحصائية المختلفة على مجموعة من المعلومات أو البيانات و هي درجة الحرارة، نجد أن
,
حيث يدل  درجة الحرارة قبل إفناء إلكترون-بوزيترون و يدل على الحرارة بعد. يتم تحديد  عامل من أنواع الجسيمات:
.
ونظرا للقيمة الحالية ، يترتب على ذلك أن ، وكل ماسبق أعلاه صالح لجسيمات النيوترينو عديمة الكتلة.

ويقدر العلماء اليوم أن الإشعاع النيوترينوي للخلفية الكونية لديه درجة حرارة حوالي 1.95 كلفن. بما ان جسيمات النيوترينو ذات الطاقة المنخفضة تفاعلها ضعيف جدا مع المادة، لذلك فمن الصعوبة كشفها مباشرة، ومع ذلك فان الأدلة الغير المباشرة مقنعة للعلماء بانها موجودة
 دليل رياضي غير مباشر 
تساهم جسيمات النيوترونيو النسبية في كثافة الطاقة الإشعاعية للكون ، والتي توصف عادة بدلالة العدد الفعال لأنواع النيوترينو :

حيث يدل  على الانزياح نحو الأحمر. يرجع الحد الأول في الأقواس المربعة إلى إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية، والثاني من الإشعاع النيوترينوي للخلفية الكونية. ومن خلال أنواع النيوترينو الثلاث في النموذج القياسي يمكن التوقع بأن  ، بما في ذلك تصحيح صغير ناجم عن التشويه غير الحراري للأطياف خلال إفناء إلكترون-بوزيترون.

يجدر بالذكر أن كثافة الإشعاع لها أثر كبير على العمليات الفيزيائية المختلفة في الكون في وقت مبكر، وتركت بصمات يحتمل أن تكون قابلة للكشف وبكميات قابلة للقياس، مما يسمح لنا أن نستنتج قيمة 

 تخليق الانفجار العظيم النووي 

نظراً لتأثيرها على تمدد الكون أثناء التخليق النووي الابتدائي كانت توقعات النظرية والقياسات الفيزيائية الفلكية لوجود كمية كبيرة جدا من الهيليوم و الديوتيريوم و من العناصر الخفيفة تعتمد على . ونتج عن ذلك ان تكون قيمة  في 68% مجال ثقة. وهذه النتيجة توافق بشكل جيد توقع النموذج المعياري

 اقرأ أيضا 
 بوزيترون
 تمدد الكون
 إفناء
 المادة الباريونية
 هيليوم
 ديوتيريوم
 إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية
 مستكشف الخلفية الكونية
 مادة مظلمة
 انزياح أحمر

 مراجع 

تصنيف:إشعاع الخلفية الكونية
تصنيف:علم الكون الفيزيائي
تصنيف:علم فلك النيوترينو
تصنيف:فيزياء الجسيمات
تصنيف:فيزياء نظرية