В первые секунды после Большого взрыва температура и плотность Вселенной достигали таких величин, что возникала полноценная термодинамическая среда, включающая фотонный, лептонный и барионный компоненты. Нейтрино, будучи частицами с крайне слабым взаимодействием, играли ключевую роль в переносе энергии и поддержании термодинамического равновесия.
Процесс слабого взаимодействия и «замораживание» нейтрино Нейтрино взаимодействовали с нуклонами через слабое взаимодействие, в частности, через процессы:
Эти реакции определяли соотношение числа протонов и нейтронов n/p до момента «замораживания» слабого взаимодействия. Температура, при которой скорость слабых процессов сравнялась с расширением Вселенной, определяла конечное значение n/p, что критически важно для формирования первичных ядер.
Влияние нейтрино на термодинамику ранней Вселенной Нейтрино, оставаясь в состоянии теплового равновесия с фотонами и электрон-позитронным газом до температуры ∼ 1 МэВ, существенно влияли на суммарную плотность энергии и давление. Плотность энергии нейтрино для одного поколения рассчитывается как:
$$ \rho_{\nu} = \frac{7}{8} \frac{\pi^2}{15} T_{\nu}^4 $$
где Tν — температура нейтрино. Вклад нейтрино в расширение Вселенной прямо влияет на скорость расширения, а значит, на сроки образования легких элементов.
Протон-нейтронное соотношение и синтез дейтерия Финальное соотношение n/p ≈ 1/7 после «замораживания» слабого взаимодействия стало определяющим для образования дейтерия через реакцию:
n + p → D + γ
Скорость образования дейтерия и его последующее превращение в 3He, 4He и 7Li напрямую зависела от содержания нейтрино. Нейтрино действовали как «термостат», регулируя соотношение протонов и нейтронов через поддержание слабого равновесия.
Образование гелия-4 Поскольку 4He образуется из двух нейтронов и двух протонов, его массовая доля Yp определяется из n/p:
$$ Y_p \approx \frac{2 (n/p)}{1 + (n/p)} \approx 0.25 $$
Любые изменения в числе активных нейтрино или в их температуре влияли на эту долю, что делает наблюдаемую массовую долю 4He одним из ключевых космологических индикаторов.
Неравновесные эффекты В момент аннигиляции электрон-позитронных пар e+e− нейтрино частично «разогреваются», что приводит к отклонению их спектра от идеального Ферми–Дирака. Это влияет на скорость слабых реакций и, как следствие, на точное значение n/p.
Число эффективных нейтрино Neff Классическая модель предсказывает Neff = 3 для трех поколений нейтрино. Любые новые легкие частицы или стерильные нейтрино, которые участвуют в космологическом расширении, могут изменять Neff и, соответственно, массовые доли легких элементов.
Современные наблюдения, включая космический микроволновой фон и абсорбционные линии в спектрах квазаров, позволяют точно определять массовые доли 4He, D и 7Li. Эти данные используются для:
Нейтрино, взаимодействуя с нуклонами и влияя на термодинамику, остаются одним из центральных компонентов в моделировании первичного нуклеосинтеза.
Даже малые массы нейтрино ( < 1 эВ) могут оказывать влияние на скорость расширения Вселенной в критические моменты синтеза легких элементов. В частности:
Эти эффекты делают первичный нуклеосинтез чувствительным «космологическим детектором» свойств нейтрино.