Neutrinos não relativísticos

Transcrição

1 Pedro Cunha de Holanda IFGW UNICAMP VI Workshop do Gefan Santo André, 06/2009

2 Sumário: Introdução Uma breve história do universo O papel do neutrino na cosmologia Limites cosmológicos à massa do neutrino Conclusão

3 Indicação de massa = regime não relativístico

4 Indicação de massa = regime não relativístico Decaimento beta do trítio: ponta do espectro produz neutrinos não relativísticos. Somente limites superiores.

5 Indicação de massa = regime não relativístico Decaimento beta do trítio: ponta do espectro produz neutrinos não relativísticos. Somente limites superiores. Oscilação: grande sensibilidade, pois são experimentos de interferência. Somente diferenças de massa.

6 Indicação de massa = regime não relativístico Decaimento beta do trítio: ponta do espectro produz neutrinos não relativísticos. Somente limites superiores. Oscilação: grande sensibilidade, pois são experimentos de interferência. Somente diferenças de massa. Decaimento beta duplo sem neutrinos: partículas de Majorana. Somente limites superiores.

7 Indicação de massa = regime não relativístico Decaimento beta do trítio: ponta do espectro produz neutrinos não relativísticos. Somente limites superiores. Oscilação: grande sensibilidade, pois são experimentos de interferência. Somente diferenças de massa. Decaimento beta duplo sem neutrinos: partículas de Majorana. Somente limites superiores. Neutrinos cosmológicos

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13 Neutrinos cosmológicos CMB: fótons cosmológicos que espalharam pela última vez com elétrons em torno de anos após o Big Bang (recombinação)

14 Neutrinos cosmológicos CMB: fótons cosmológicos que interagiram pela última vez com elétrons em torno de anos após o Big Bang (recombinação) Antes disso, neutrinos interagiram pela última vez com elétrons em torno de 0.1 s depois do Big Bang.

15 Neutrinos cosmológicos CMB: fótons cosmológicos que interagiram pela última vez com elétrons em torno de anos após o Big Bang (recombinação) Antes disso, neutrinos interagiram pela última vez com elétrons em torno de 0.1 s depois do Big Bang. Forte conexão entre temperatura de fótons e neutrinos:

16 Neutrinos cosmológicos CMB: fótons cosmológicos que interagiram pela última vez com elétrons em torno de anos após o Big Bang (recombinação) Antes disso, neutrinos interagiram pela última vez com elétrons em torno de 0.1 s depois do Big Bang. Forte conexão entre temperatura de fótons e neutrinos: Forte conexão entre número de fótons e de neutrinos: 113 /cm 3 por sabor

17 Neutrinos Cosmológicos Neutrino é parte da energia do Universo.

18 Neutrinos Cosmológicos Neutrino é parte da energia do Universo. Neutrinos relativísticos: Varia com a 4

19 Neutrinos Cosmológicos Neutrino é parte da energia do Universo. Neutrinos relativísticos: Varia com a 4 Neutrinos massivos: Varia com a 3

20 Neutrinos Cosmológicos Como H 0 =h x 100 km/s/mpc, c =3H 0 2 /8G: Neutrinos relativístico: Neutrinos massivos:

21 Neutrinos Cosmológicos Como H 0 =h x 100 km/s/mpc, c =3H 0 2 /8G: Neutrinos relativísticos: Neutrinos massivos:

22 Neutrinos Cosmológicos Como H 0 =h x 100 km/s/mpc, c =3H 0 2 /8G: Neutrinos relativísticos Neutrinos massivos:

23 Neutrinos Cosmológicos, como sabemos deles

24 Neutrinos Cosmológicos, como sabemos deles BBN requer que prótons e neutrons estivessem em equilíbrio no universo primordial.

25 Neutrinos Cosmológicos, como sabemos deles BBN requer que prótons e neutrons estivessem em equilíbrio no universo primordial. Neutrinos mantém este equilíbrio até T ~1 MeV, reduzindo a razão neutron/próton.

26 Neutrinos Cosmológicos, como sabemos deles BBN requer que prótons e neutrons estivessem em equilíbrio no universo primordial. Neutrinos mantém este equilíbrio até T ~1 MeV, reduzindo a razão neutron/próton. Depois do desacoplamento do neutrino, neutrons remanescentes formam deutério e núcleos de 4 He.

27 Neutrinos Cosmológicos, como sabemos deles BBN N = 2.4 ± 0.4 Steigman,

28 Limites na massa do neutrino

29 Limites na massa do neutrino Universo fechado: = 1, h = 0.7 (1) (1) WMAP5: arxiv/

30 Limites na massa do neutrino Universo fechado: = 1, h = 0.7 (1) Neutrino como matéria escura: dm h 2 = 0.11 (1) (1) WMAP5: arxiv/

31 Efeitos da massa do neutrino

32 Efeitos da massa do neutrino ou Quando neutrinos se tornam não relativísticos?

33 Efeitos da massa do neutrino ou Quando neutrinos se tornam não relativísticos?

34 Recombinação:

35 Recombinação: Anisotropias do CMB em princípio sensíveis a neutrinos com m ~ 0.1 ev.

36 Igualdade Matéria Radiação:

37 Igualdade Matéria Radiação: neutrinos massivos mudam época de igualdade matéria radiação

38 Igualdade Matéria Radiação: neutrinos massivos mudam época de igualdade matéria radiação Transição de universo dominado por radiação para dominado por matéria é crucial no crescimento de anisotropias de matéria.

39 Igualdade Matéria Radiação: neutrinos massivos mudam época de igualdade matéria radiação Transição de universo dominado por radiação para dominado por matéria é crucial no crescimento de anisotropias de matéria. neutrinos são não relativísticos hoje contam como CDM.

40 Igualdade Matéria Radiação: neutrinos massivos mudam época de igualdade matéria radiação Transição de universo dominado por radiação para dominado por matéria é crucial no crescimento de anisotropias de matéria. neutrinos são não relativísticos hoje contam como CDM. neutrinos eram relativísticos em a eq supressão no espectro de potências em pequena escala.

41 Igualdade Matéria Radiação: neutrinos massivos mudam época de igualdade matéria radiação Transição de universo dominado por radiação para dominado por matéria é crucial no crescimento de anisotropias de matéria. neutrinos são não relativísticos hoje contam como CDM. neutrinos eram relativísticos em a eq supressão no espectro de potências em pequena escala. Espectro de potência da matéria, em princípio, sensíveis a neutrinos com m ~ 0.1 ev.

42 Lentes Fracas:

43 Lentes Fracas: Daniel, é contigo...

44 WMAP5 m < 1.3 ev (95% C.L.) (1) WMAP + LSS m < 0.71 ev (95% C.L.) (2) WL + WMAP + SNe + BAO m < 0.54 ev (95% C.L.) (3) (1) WMAP5: Astrophys.J.Suppl.180, 306 (2009). (2) Fogli et.al: Phys.Rev.D 78, (2008). (3) Ichiki, Takada, Takahashi, Phys.Rev.D 79, (2009)

45 CONCLUSÕES

46 CONCLUSÕES Tudo muito interessante!