Ключевой аспект: нейтрино, будучи почти безмассовыми
частицами, играют критическую роль в эволюции Вселенной. Их масса влияет
на процессы структурообразования, распределение вещества и параметры
космического микроволнового фона. Космологические наблюдения
предоставляют одни из самых строгих верхних ограничений на массу
нейтрино, зачастую превосходя возможности прямых лабораторных
измерений.
1. Роль нейтрино в космологии
Нейтрино — слабовзаимодействующие частицы, сохраняющие свою высокую
подвижность даже в поздние эпохи эволюции Вселенной. Основные влияния
нейтрино на космологические процессы включают:
- Энергетическая плотность: легкие нейтрино в ранней
Вселенной ведут себя как реликтовая «горячая» компонента тёмной материи,
что ускоряет расширение и влияет на динамику плазмы фотонов и
барионов.
- Структурообразование: масса нейтрино ограничивает
рост мелкомасштабных структур за счёт свободного распространения
(free-streaming). Чем больше масса, тем сильнее подавляется образование
плотных областей на малых масштабах.
- Космический микроволновой фон (CMB): влияние на
угловой спектр температурных флуктуаций, особенно на высоты вторичных и
третичных пиков, через изменение момента времени равновесия между
веществом и излучением.
2.
Космологические наблюдения и методы ограничения массы нейтрино
Существует несколько независимых источников данных, позволяющих
ставить ограничения на суммарную массу нейтрино ∑mν.
2.1 Измерения
космического микроволнового фона (CMB)
- Метод: точные наблюдения CMB, такие как от миссий
Planck и WMAP, дают данные о спектре температурных
флуктуаций и поляризации.
- Физическая связь: масса нейтрино изменяет момент
выхода на свободу плотностных флуктуаций и снижает амплитуду
мелкомасштабных флуктуаций.
- Результаты: совместный анализ данных CMB с данными
больших структурных обзоров обычно даёт верхний предел ∑mν ≲ 0.12 − 0.15
эВ.
2.2 Большие структуры
и галактические обзоры
- Метод: наблюдение распределения галактик (SDSS,
DES, Euclid) позволяет строить спектр мощности плотностных
флуктуаций.
- Эффект нейтрино: свободное распространение нейтрино
подавляет рост структуры на масштабах меньше 100 Мпк.
- Результаты: данные о спектре мощности и
кластеризации накладывают ограничения на сумму масс ∑mν,
согласующиеся с результатами CMB.
2.3
Линейный рост структур и слабая гравитационная линзация
- Метод: наблюдение слабой линзировки галактик и
квазаров позволяет измерять амплитуду плотностных флуктуаций σ8 на разных
масштабах.
- Эффект нейтрино: масса нейтрино уменьшает значение
σ8, что согласуется
с наблюдаемыми данными.
- Совместные ограничения: комбинация CMB + слабая
линзировка позволяет уменьшить неопределённость верхнего предела.
3. Ограничения на
массу нейтрино из наблюдений
Современные космологические ограничения на суммарную массу трёх типов
нейтрино формулируются как верхние пределы:
| Метод |
Верхний предел ∑mν |
| CMB (Planck 2018) |
0.12–0.15 эВ |
| CMB + BAO (барионные акустические осцилляции) |
~0.12 эВ |
| Большие структуры + слабая линзировка |
0.10–0.14 эВ |
| Совместный анализ всех данных |
≤0.11 эВ |
Ключевой вывод: текущие космологические данные не
подтверждают наличие тяжёлых нейтрино, но позволяют ставить строгие
верхние пределы, близкие к минимально возможной суммарной массе в
иерархии нормальных масс (~0.06 эВ).
4. Ограничения и иерархия
масс нейтрино
Нейтрино имеют три массы m1, m2, m3,
которые подчиняются двум известным квадратам разностей масс (Δm212, Δm322):
- Нормальная иерархия: m1 < m2 < m3
- Обратная иерархия: m3 < m1 < m2
Космологические ограничения суммарной массы ∑mν ≲ 0.11–0.12
эВ уже начинают исключать обратную иерархию с высокой вероятностью,
поскольку минимально возможная сумма масс для обратной иерархии
превышает этот предел.
5. Ограничения на
плотность реликтовых нейтрино
Масса нейтрино напрямую связана с их вкладом в плотность тёмной
материи:
$$
\Omega_\nu h^2 = \frac{\sum m_\nu}{93.14 \text{ эВ}}
$$
- При ∑mν = 0.12 эВ
вклад нейтрино в плотность Вселенной составляет Ων ∼ 0.0013, что
значительно меньше доли холодной тёмной материи (ΩCDM ∼ 0.27).
- Несмотря на малую долю, нейтрино оказывают заметное влияние на рост
структуры из-за их высокой скорости.
6. Перспективы будущих
наблюдений
- Проекты CMB-S4, Simons Observatory: ожидается
улучшение точности измерений спектра флуктуаций и поляризации.
- Euclid, LSST (Vera Rubin Observatory): точные карты
распределения галактик и слабой линзировки позволят сужать ограничения
на массу до 0.05–0.06 эВ.
- Комбинированные методы: объединение данных CMB,
BAO, слабой линзировки и кластеризации позволит различить нормальную и
обратную иерархию.