Реликтовые нейтрино, или космический нейтринный фон (CNB, Cosmic Neutrino Background), являются продуктом ранней стадии расширяющейся Вселенной, когда температура составляла около 1 МэВ, а нейтрино окончательно отделились от материи. Их температура в настоящее время оценивается как ~1,95 K, что соответствует среднему импульсу порядка 10−4 эВ. Эти значения делают прямое детектирование крайне сложным, поскольку взаимодействие нейтрино с веществом пропорционально энергии, а слабое взаимодействие нейтрино и низкая их энергия приводят к почти полной прозрачности обычных веществ для реликтовых нейтрино.
Основной экспериментальной задачей является регистрация крайне редких событий нейтрино-взаимодействий с целью подтверждения их существования и измерения свойств, таких как плотность и энергетическое распределение.
Одним из наиболее перспективных подходов является использование эффекта обратного β-распада, предложенного для трития:
νe+3H→3He+ + e−
Особенностью метода является то, что исходный β-распад трития
3H→3He+ + e− + ν̄e
имеет известную максимальную энергию электрона (конечная точка спектра). Поглощение реликтового нейтрино вызывает образование электрона с энергией на величину 2mν выше обычной конечной точки, что позволяет теоретически выделить сигнал на фоне обычного β-спектра. Основные сложности заключаются в:
Эксперименты вроде PTOLEMY направлены на реализацию этого подхода, используя массивы тритиевых атомов, адсорбированных на графеновых поверхностях, и сверхточные спектрометры.
На больших масштабах реликтовые нейтрино могут оказывать слабое влияние на структуру космоса:
Хотя эти эффекты не являются прямым детектированием, они позволяют косвенно ограничивать плотность и массу реликтовых нейтрино через сравнение моделей космологической эволюции с наблюдаемыми структурными характеристиками Вселенной.
Ядра с низкой энергией распада (Q-значение порядка нескольких кэВ или меньше) могут быть эффективными мишенями, так как вклад реликтового нейтрино оказывается сопоставимым с Q. Возможные кандидаты включают:
Энергетическое разрешение детектора должно быть на уровне 0,1–0,2 эВ, что требует использования криогенных микроканалов и технологий калориметрического измерения энергии отдельных электронов.
Существуют гипотетические предложения по использованию квазирезонансного взаимодействия реликтовых нейтрино с плотными нейтринными потоками, возникающими, например, вблизи нейтронных звезд или на границах активных галактических ядер. Эти методы пока остаются теоретическими, так как требуемые плотности реликтовых нейтрино в лабораторных условиях невозможно создать.
Низкая энергия частиц: реликтовые нейтрино обладают энергиями на уровне 10−4 эВ, что значительно ниже теплового движения атомов в обычной среде, что делает их практически невидимыми для стандартных детекторов.
Экспериментальный фон: любой сигнал на доли эВ легко теряется на фоне шумов от радиоактивности, термического шума и космических лучей.
Масштаб оборудования: для получения статистически значимых данных требуется массивная мишень, как в случае тритиевых экспериментов, что создаёт проблемы безопасности и транспорта радиоактивного вещества.
Энергетическое разрешение: современные спектрометры, даже с использованием электрохимических и криогенных технологий, едва достигают необходимой точности, что делает наблюдение редких событий крайне сложным.