RED LIGHTHOUSE

 

The study and analysis of Super Massive Black Holes (SMBH) is of interest to determine characteristics in the Primordial Universe where matter had an enormous density, similar or higher than that of Neutron Stars.

But finding this type of SMBH objects in the form of quasars (with high redshift) far away, or in Active Galactic Nuclei (AGN) as in the center of our Milky Way, poses serious limitations that have to do with existing science and technology.

An alternative already mentioned in other posts by me, is the study of primordial Neutron Stars (NS). If SMBH could be formed without going through Population III stars (Pop III) that are that type of low metallicity stars (the first to form). Then there may also be primordial NS. The problem is detecting these objects.

One way to detect a "very cold" NS (just as a White Dwarf has a Debye-cooling regime thermal equilibrium process), would be to find it with an M Dwarf companion. The "red dwarfs" are stars (Pop III), which due to their size and low radiative emission can have a life equal to or greater than that of our universe. The M Dwarf that we look for in a Multiple Star System is in a group called Ultra poor mentality (UPM).

At present, the M Dwarfs have become objects of high interest for science, since they can be accompanied by other stars such as Multiple Star Systems or Exoplanets. And as I mention in this article there are multiple programs and observatories looking for them.

Discovered systems that are interesting.

Binary system. A colder NS with a partner (WD or NS) encountered radio telescopes. doi: 10.1088 / 0004-637X / 789/2/119

We also have the fusion of two massive objects that no visual remnant was found. The fusion of a 23 solar mass BH Object and a 2.6 solar mass companion (NS or BH). arXiv: 2006.12611v1

The characteristics of the M-Dwarf that interest me are: Ultra poor mentality (UPM). Of which there is an interesting list. arXiv: 1603.08040v2; doi: 10.1088 / 0004-637X / 745/2/118; doi: 10.1088 / 0004-6256 / 140/3/844.

 

Strategy: NS-M Dwarf detection and observation method.

In this case, Radial Velocity should be the main method (to rule out that the companion of an M Dwarf is of lower mass, we look for a very cold NS).

1) Various astrometric and photometric methods.

2) Radial velocity.

3) Astrometry.

4) Transit Time Variation (Transit Timing Varations, TTV).

5) Press Timing, PT.

 

Observation / Programs:

Chandra RX. eRosita RX. GAIA. Hubble Visible. XMM Newton. NICER RX (Pulsar’s). TESS. NGTS. ASPERA. KEPLER/2.

Keck Observatory NIR. Subaru NIR. VLBI. CRIRES: cryogenic high-resolution infrared echelle spectrograph for the VLT Telescope Carlos Sánchez (TCS), MuSCAT2. ALMA. STARE. The WASP Project and the SuperWASP Cameras – JSTOR. LIGO Livingston, LIGO Hanford y Virgo. Telescopios Magallanes - Las Campanas Observator. ALMA. STARE.

Note: In the future JWST, GMT, ELT, TMT telescope, Roman Telescope and mini space telescopes ...

 

LAMOST and eROSITA

We have two very special tech programs to mention in M ​​Dwarf's research.

LAMOST. M-dwarf stars are the most common stars in the galaxy and dominate the galaxy's population at weak magnitudes. Precise and exact stellar parameters for M dwarfs are of crucial importance for many studies. However, the atmospheric parameters of M dwarf stars are difficult to determine. In this article, we present a catalog of the spectroscopic stellar parameters (Teff and [M / H]) of ∼300,000 M dwarf stars observed by both LAMOST and Gaia using the Stellar LAbel Machine (SLAM). We trained a SLAM model using LAMOST spectra with APOGEE Data Release 16 tags with 2800 K <Teff <4500K and −2 dex <[M / H] <0.5 dex. The SLAM Teff agrees within 50 K compared to the previous study determined by the APOGEE observations, and the SLAM [M / H] agrees within 0.12 dex compared to the APOGEE observation. We also established a SLAM model trained by the BT-Settl atmospheric model with random uncertainties (in cross validation) at 60 K and agreeing within ∼90 K compared to previous studies.

LAMOST https://doi.org/10.3847/1538-4365/abe1c1

eROSITA (Extended ROentgen Study with an Imaging Telescope Array) is the main instrument on the Russian Spektrum-Roentgen-Gamma (SRG) mission. eROSITA is currently being built, assembled and tested under the leadership of the Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE). In the first four years of scientific operation after launch, eROSITA will perform an in-depth survey of the entire X-ray sky. In the soft X-ray band (0.5-2 keV), this will be approximately 20 times more sensitive than sounding ROSAT all sky, while in the hard band (2-10 keV) will provide the first true imaging study of the sky with those energies. Such a sensitive survey of the whole sky will revolutionize our view of the high-energy sky, and demands great efforts in synergistic, multi-wavelength wide-area studies in order to take full advantage of the scientific potential of X-ray data. The Whole Sky Survey The program will be followed by an estimated 3.5 years of spot observations, with open access through regular announcement of opportunities for the entire astrophysics’ community. With on-axis resolution similar to that of XMM-Newton, a comparable effective area at low energies and a field of view, eROSITA will provide a powerful and highly competitive X-ray observatory for the next decade.

NS detection

• Most are pulsars.

• Cold NS.

• NS without companion, emission detected by radio telescopes or RX telescopes and possibly gamma.

• Accompanied NS, binary or three-component system. Ideally, it would not interact with the partners absorbing mass (that will raise the temperature).

• DW-NS or M-Dwarf-NS network; Blue dim Dwarf-NS (No stars are known in the post-red dwarf stage). Low in Metallicity, possibly low mass, cold.

FARO ROJO

 

El estudio y análisis de Super Masivos Agujeros Negros (SMBH) tiene interés para determinar características en el Universo Primordial donde la materia tenía una densidad enorme, similar o superior a la de Estrellas de Neutrones.

Pero encontrar este tipo de objetos SMBH en forma de Queseares (con alto redshift) alejados, o en Núcleos Activos Galácticos (AGN) como en el centro de nuestra Vía Láctea, splantea serias limitaciones que tienen que ver con la ciencia y la tecnología existente.

Una alternativa ya mencionada en otras entradas por mí, es el estudio de Estrellas de Neutrones (NS) primordiales. Si se pudieron formaron SMBH sin pasar por estrellas Población III (Pop III) que son ese tipo de estrellas de baja metalicidad (las primeras en formarse). Entonces también puede que existan NS primordiales. El problema es detectar estos objetos.

Una forma de detectar una NS “muy fría” (igual que una Enana Blanca tienen un proceso de equilibrio térmico Debye-cooling regime), sería encontrarla con una compañera M Dwarf. Las “enanas rojas”, son estrellas (Pop III), que por el tamaño y la baja emisión radiativa pueden tener una vida igual o superior a la de nuestro universo. La M Dwarf que buscamos en un Sistema Múltiple Estelar está en un grupo que se llaman Ultra poor mentality (UPM).

En la actualidad las M Dwarf se han convertido en objetos de alto interés para la ciencia, ya que pueden estar acompañadas de otras estrellas como Sistemas Múltiples Estelares o de Exoplanetas. Y como menciono en este artículo hay múltiples programas y observatorios buscándolas.  

Sistemas descubiertos que resultan interesantes.

Sistema binario. Una NS con un compañero (WD o NS) más frías se encontraron con radiotelescopios.  doi:10.1088/0004-637X/789/2/119

También tenemos la fusión de dos objetos masivos que no se encontró remanente visual. La fusión de un Objeto BH de 23 masa solares y un compañero (NS o BH) de 2.6 masas solares. arXiv:2006.12611v1

Las características de la M-Dwarf que me interesan son: Ultra poor mentality (UPM). De las que hay una lista interesante. arXiv:1603.08040v2; doi:10.1088/0004-637X/745/2/118; doi:10.1088/0004-6256/140/3/844.

 

Estrategia: Método de observación y detección NS-M Dwarf.

En este caso Velocidad Radial debería ser el principal método (para descartar que el compañero de una M Dwarf sea de menor masa, buscamos una NS muy fría).

1) Varios métodos astrométricos y fotométricos.

2) Velocidad Radial.

3) Astrometría.

4) Variación del Tiempo de Tránsito (Transit Timing Varations, TTV).

5) Pulsar Timing, PT.

 

Observación/Programas:

 

Chandra RX. eRosita RX. GAIA. Hubble Visible. XMM Newton. NICER RX (Pulsar’s). TESS. NGTS. ASPERA. KEPLER/2.

Keck Observatory NIR. Subaru NIR. VLBI. CRIRES: cryogenic high-resolution infrared echelle spectrograph for the VLT Telescope Carlos Sánchez (TCS), MuSCAT2. ALMA. STARE. The WASP Project and the SuperWASP Cameras – JSTOR. LIGO Livingston, LIGO Hanford y Virgo. Telescopios Magallanes - Las Campanas Observator. ALMA. STARE.

 

Nota: A futuro JWST, GMT, ELT, TMT telescope, Roman Telescope y mini telescopios espaciales...

 

LAMOST y eROSITA

Tenemos dos programas tecnológicos muy especiales para mencionar en la investigación de M Dwarf.

LAMOST. Las estrellas enanas M son las estrellas más comunes de la galaxia y dominan la población de la galaxia en magnitudes débiles. Los parámetros estelares precisos y exactos para las enanas M son de crucial importancia para muchos estudios. Sin embargo, los parámetros atmosféricos de las estrellas enanas M son difíciles de determinar. En este artículo, presentamos un catálogo de los parámetros estelares espectroscópicos (Teff y [M / H]) de ∼300.000 M estrellas enanas observadas tanto por LAMOST como por Gaia usando la Stellar LAbel Machine (SLAM). Entrenamos un modelo SLAM usando espectros LAMOST con etiquetas APOGEE Data Release 16 con 2800 K <Teff <4500K y −2 dex <[M / H] <0,5 dex. El SLAM Teff está de acuerdo dentro de ∼50 K en comparación con el estudio anterior determinado por las observaciones de APOGEE, y el SLAM [M / H] está de acuerdo dentro de 0,12 dex en comparación con la observación de APOGEE. También establecimos un modelo SLAM entrenado por el modelo atmosférico BT-Settl con incertidumbres aleatorias (en validación cruzada) a 60 K y concordando dentro de ∼90 K en comparación con estudios anteriores.

LAMOST https://doi.org/10.3847/1538-4365/abe1c1

eROSITA (estudio ROentgen extendido con una matriz de telescopio de imágenes) es el instrumento principal en la misión rusa Spektrum-Roentgen-Gamma (SRG). eROSITA se está construyendo, ensamblando actualmente y probado bajo el liderazgo del Instituto Max-Planck de Física Extraterrestre (MPE). En los primeros cuatro años de operación científica después de su lanzamiento, eROSITA Realice un estudio profundo de todo el cielo de rayos X. En la banda de rayos X suave (0.5-2 keV), esto será aproximadamente 20 veces más sensible que el sondeo ROSAT all sky, mientras que en la banda dura (2-10 keV) proporcionará el primer estudio de imágenes verdadero del cielo con esas energías. Una encuesta tan sensible de todo el cielo revolucionar nuestra visión del cielo de alta energía, y exige grandes esfuerzos en sinérgico, de múltiples longitudes de onda estudios de área amplia con el fin de aprovechar al máximo el potencial científico de los datos de rayos X. La encuesta de todo el cielo El programa será seguido por un estimado de 3.5 años de observaciones puntuales, con acceso abierto a través de anuncio regular de oportunidades para toda la comunidad astrofísica. Con espacio en el eje resolución similar a la del XMM-Newton, un área efectiva comparable a bajas energías y un campo de visión, eROSITA proporcionará un observatorio de rayos X potente y altamente competitivo para la próxima década.

 

eROSITA Science Book: Mapping the Structure of the Energetic Universe.

Detección de NS

•           La mayoría son pulsares.

•           NS fría.

•           NS sin compañera, emisión detectada por radiotelescopios o telescopios de RX y posiblemente gamma.

•           NS acompañada, sistema binario o de tres componentes. Lo ideal sería que no interactuara con las compañeras absorbiendo masa (eso va a elevar la temperatura). 

•           Red DW-NS o M-Dwarf-NS; Blue tenue Dwarf-NS (No se conocen estrellas en la etapa posterior a una enana roja).  Baja en Metalicidad, posiblemente de poca masa, fría.

 

COSMIC NEUTRINES BACKGROUND

 

In homage to my maternal grandmother Ramona Rosa Bordón de Vallejos, to the first school of affection, respect and humility.

Introduction

To date there is no proof of the birth of the Universe from a singularity (In physics that does not exist, only in mathematics there are quotients that divide by zero in the metric of General Relativity). To give an ad hoc closure appears the theory of inflation (something that accelerates the universe to magical speeds and then in the same way stops without generating devastating waves like a tsunami, where matter and energy appear).

The FLRW metric has no cross terms, because there are no distortions in the form of gravitational radiation in the universe. We measure the same Hubble constant in all directions, the discrepancy occurs by epochs and not by direction in which we look at the universe. At least it is more or less what the technology at hand tells us. That means that the Hubble constant was not that constant in the life of the Universe.

We study primordial photons; this is where our understanding of the Early Universe goes. We can generate The Cosmic Microwave Background Radiation (CMB) spectrum of radiation powers. What is the only certain thing that you tell us that? That in the Early Universe the matter did not cool down at the same time, but in stages, like a sequence or process, those stages were recorded in peaks and valleys.

Then the imagination begins to play against us. As for example quotients of baryonic matter and dark matter or exotic matter that push the Universe, none of that is proven. And it has fewer adherents, even among those who most cling to defending the theory that bears the name "Big Bang" (the name does not mean anything, it is just a name, like calling Black Holes to wonderful objects that provide us with great information) .

Through scientific studies we can interpret that, if we have matter with a high density and we know the approximate chemical elements that compose it, we know how some particles behave in the case of photons and neutrinos (those discovered today).

Hence, the scientific community estimates that there was a non-instantaneous process of emission of NEUTRINES before photons (we schematized it as a wave in phase). It means that the neutrinos detached from the plasma before the photons.

These particles (neutrinos) in the Early Universe are a very valuable contribution of information that contrasts with photons. The challenge is to consolidate that data and of course to interpret it. For that, the physics of Neutron Stars advanced a lot and can give us information in the area of ​​Nuclear Physics. For example, the emission of neutrinos. Since the NEUTRON STARS STUDY has direct information on these processes in contrast to the masses of these astronomical objects.

ABOVE ANY THEORETICAL SPECULATION. LET US SAY IT IS MORE ADVANCED THAN OTHER AREAS.

What do I mean when I say interpretation of the results: When we see a graph of Powers of the CMB, many scientists are going to hear that it is an exact representation of what happened in the Early Universe, in which Dark Matter is taken into account.  We also know that if using an online calculator such as https://cmb.wintherscoming.we will not notice that the first peak increases if we remove the dark matter. Then you will say, solved the enigma, there is Dark Matter.

Well, Vera Rubín made a great discovery in the late 1960s and / or early 1970s, according to the bibliography. They discovered an effect on galactic halos. This effect is not necessarily "exotic" matter that we do not see or detect with any technology. It may be the effect of the drag force that the system produced when the galaxies were born, but that effect is not the direct equivalent of the mass, but rather the drag force that is equivalent to the mass and the speed with which it was moving. THE SYSTEM OR THE BORDER.

This drag force was printed on a fluid with a certain rotational speed and viscosity in its formation, while the center of the system accumulated more matter than the halos by gravity (the system decreased in density and temperature).

Over time the drag force was withdrawn and the center of the system with the greatest accumulation of matter, the radial or tangential velocity of the particle system increased at its center (where there was already more matter). You will find more information in the previous entry "Dark Age". Of course, that's just my hypothesis that it gets stronger every day.

This means that the interpretation of the "surplus of neutrinos" or higher value of Neff, in quotation marks since the energy in the decoupling of the plasma is studied and if there is any particle to discover. When we discover a new particle, we have to detect it by itself or by its residue (decomposition or decay) in other particles, and the interaction with the other particles of the standard model. What “for now” removes the possibility of sterile neutrinos. We continue with just three neutrino flavors and the respective antineutrinos. It is neither good nor bad, it is science ...

That information we are looking for is crucial and we must mature a more realistic idea in cosmological terms of a model that in reality can be demonstrated by the data and evidence set.

Today to 2021, after more than 60 years we will continue looking for ghosts for another 60 or 70 years ... I do not think it is a sin. Sin is closing ourselves to a single interpretation..

The baryonic mass of the Universe is 1.6 x 10 ^ 53 kg ten orders less than the baryonic mass plus dark matter which is 1.01 x 10 ^ 54 kg.

This formula is not to rule out dark matter, but to see that as the density of the universe decreases, the influence of that matter will be less on the light that moves. Also, that for obvious reasons, time is speeding up. Since time runs more slowly when there is greater influence of matter, and the universe over time becomes less dense.

 

 

By Pablo Fernández (Neff):

"Nothing less than processes like

1 °) Decoupling of neutrinos.

2 °) The annihilation of electron-positron pairs (e⁻e⁺).

3 °) The primordial nucleosynthesis ”.

“The effective number of neutrinos (represented mathematically as Neff) is a cosmological parameter, which means that its value indicates a certain property of the Universe. Specifically, the effective number of neutrinos measures the contribution to radiation that existed in the early universe that did not come from photons, the particles of light ”.

“Specifically, the Neff value is quantified in terms of the contribution corresponding to a single neutrino species in an idealized scenario. It should be noted, however, that the experimental value of Neff provides information not only on the three types of standard neutrinos that are known, but on any particle other than photons that contributed to the radiation of the early universe ”.

“Furthermore, as we have said, it is true that neutrino decoupling began before electron-positron pair annihilation did, but neither of these two processes is instantaneous. This means that the decoupling of the neutrinos ends when the annihilation of electron-positron pairs has already begun ”.

“The presence of a greater number of neutrinos of more energy implies a greater contribution to the radiation of the early Universe. That is, its contribution to the effective number of neutrinos is greater, so that Neff increases with respect to its ideal value.

Finally, if we carefully consider all the effects that change the value of Neff with respect to its ideal value (which would be 3), we arrive at the result that Neff = 3.044 ”.

 

Source: https://bloggy.ific.uv.es/bloggy/index.php/2021/06/16/el-universo-temprano-iii-el-numero-efectivo-de-neutrinos/

 

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The Cosmic Neutrino Background (CNB) is believed to have an approximate temperature of 1.95 K as of today. [1

Model: Science is in the race and there is no area more advanced in theoretical aspects than the study of Neutron Stars.

Within this area we have the Neutrino emission study.

 

Table [2]

 

 

PhD Thesis Teguayco Pinto Cejas Thesis

For Temperature in the range of [1; 0.3] MeV. At this time the decoupling of neutrinos takes place and a little later the annihilation of electrons and positrons transferring their entropy to the photons. At about this time, the weak interactions that interconvert neutrons and protons freeze. When this happens, the relationship between neutrons and protons is given by their equilibrium value.

(n / p) = 1/6

After thawing, this ratio doesn't really stay constant, but actually slowly decreases due to occasional weak interactions (eventually dominated by free neutron decays). At this time, light nuclear species are still found in NSE with very small abundances.

NSE: Under certain physical conditions, all direct and inverse reactions proceed so fast that the so-called NSE is established, when the concentrations of all nuclides and the thermodynamic properties of matter are determined by conditions of thermodynamic equilibrium.

For Range Temperature [0.3; 0.1] MeV. At that time, the number of degrees of freedom has decreased from 10.75 to 3.36 due to both the decoupling of neutrinos and the annihilation of electrons and positrons. Also, due to neutron decay, the proton fraction has dropped to ~ 1/7. It is then that the production of D (Deuterium) begins to be effective, giving rise to a chain reaction, which will result in the formation of 4He. Therefore, the amount of 4He produced depends on the expansion rate of the universe. If it spreads faster, there will be rapid cooling and therefore the amount of D that decays will be less and at the same time the number of neutrons will be greater, since there is not enough time for the neutrons to decay.

As we have seen, in summary, neutrinos have a double impact on BBN. On the one hand, through the processes of conversion n roundtrip to p mediated by weak interactions that are directly affected by the neutrino spectrum together with electrons, positrons and neutrinos, antineutrinos.

On the other hand, as a component of the background radiation, affecting the expansion rate of the universe through the relationship. The expansion rate determines when and how 4He production begins. This fact can be used to set a limit on the number of relativistic species.

Image [3]

electron-positrons, three thermally distributed neutrinos correspond to Neff = 3 in instantaneous decoupling.

OF COURSE SOMETHING THAT SEEMS NOT TO HAPPEN LIKE THAT. I stop reference bibliographies with the complete thesis.

 

[1] Beta Decay and the Cosmic Neutrino Background DOI: 10.1051 / epjconf / 20147100044.

[2] Neutrino Emission from Neutron Stars D.G. Yakovlev O.Y. Gnedin, A.D. Kaminker, and P. Haensel.

[3] Detailed study of the decoupling process of cosmological relic neutrinos PhD Thesis Teguayco Pinto Cejas June 2008.

 

 

 

 

 

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Neutrinos

 

THE WORK AHEAD IS SIMPLE, FIRST WE MEASURE EXPERIMENTALEMTNE (OBSERVATION) ON Neff, THE MOST RELIABLE VALUE WE CAN REACH. THEN, WE CONSOLIDATE A MODEL THAT EXPLAINS THAT VALUE. AND IF WE CAN DETECT PRIMORDIAL NEUTRINES, BETTER.

From the point of discrepancy in the radiation emission that is measured with Neff, although there are many interpretations due to circumstances, the most feasible for analysis are those of rotating objects inherited from Neutron Stars.

Neff analysis within what is the study of primordial neutrinos.

· We have the cosmic neutrino background CvB thanks to its discovery Baryonic Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) [1].

· We have the theoretical measure of the Neff measurement Theoretical measure of Neff = 3.0440 +/- 0.0002. to which we can add many more hypotheses. [2] What Planck 2015 measures is Neff = 3.046. [3]

· Possible direct detection of primordial neutrinos [4] DUNE and Hyper-K.

· We also have the study of the masses of neutrinos with two experiments 1 ° KATRIN Experiment and 2 ° PTOLEMY Experiment. [5]

· The experiments that will increase the certainty in the probability value are 1st DESI Survey and 2nd EUCLID spacecraft. [6]

· I discard corrections that create more hypotheses on unproven hypotheses such as Applying the Halo Model to Large Scale Structure Measurements of the Luminous Red Galaxies: SDSS DR7 Preliminary Results [7]

 

[1] First constraint on the neutrino-induced phase shift in the spectrum of baryon acoustic oscillations doi: 10.1038 / s41567-019-0435-6.

[2] Towards a precision calculation of Neff in the Standard Model II arxiv: 2012.02726v3.

[3] Planck 2015 results. XIII. Cosmological Parameters arXiv: 1502.01589v3.

[4] White Paper on New Opportunities at the Next-Generation Neutrino Experiments /

https://www.dunescience.org / http://www.hyper-k.org/en/.

[5] https://www.katrin.kit.edu and https://www.iff.csic.es/neutrino-physics-with-the-ptolemy-project-active-neutrino-properties-and-the-light -sterile-case /.

[6] Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) https://www.desi.lbl.gov and https://wpo-altertechnology.com/es/mision-euclid/.

[7] Nuclear Physics B (Proc. Suppl.) 194 (2009) 129-132; Beth A. Reid -Institute of Space Sciences (CSIC-IEEC), UAB, Barcelona 08193, Spain-.

FONDO DE NEUTRINOS CÓSMICOS

 En homenaje a mi abuela materna Ramona Rosa Bordón de Vallejos, a la primera escuela de cariño, respeto y humildad.

Introducción

Al día de hoy no hay ninguna prueba del nacimiento del Universo a partir de una singularidad (En física eso no existe, solo en matemática hay unos cocientes que dividen por cero en la métrica de la Relatividad General). Para darle un cierre ad hoc aparece la teoría de la inflación (algo que acelera el universo a velocidades mágicas y luego de la misma forma se detiene sin generar ondas devastadoras como un tsunami, donde aparece la materia y la energía).

La métrica FLRW no tiene términos cruzados, porque no hay distorsiones en forma de radiación gravitatoria en el universo. Medimos en todas direcciones la misma contante de Hubble, la discrepancia se da por épocas y no por dirección en la que miremos el universo. Por lo menos es más o menos lo que nos dice la tecnología al alcance. Eso significa que la constante de Hubble no fue tan constante en la vida del Universo.

Estudiamos los fotones primordiales, hasta ahí llega nuestra comprensión del Universo Temprano. Podemos generar El Espectro de Potencias de Radiación del Fondo Cósmico de Microondas (The Cosmic Microwave Background Radiation o CMB). ¿Qué lo único certero que nos dices eso? Que el Universo Temprano la materia no se enfrió al mismo tiempo, sino por etapas, como una secuencia o proceso, esas etapas quedaron registradas en picos y valles.

Luego comienza la imaginación a jugarnos en contra. Como por ejemplo cocientes de materia bariónica y materia oscura o materia exótica que empujan el Universo, nada de eso está probado. Y tiene menos adeptos incluso dentro de los que más se aferran a defender la teoría que lleva de nombre “Big Bang” (el nombre no quiere decir nada, es solo un nombre, como llamar Agujeros Negros a objetos maravillosos que nos aportan gran información).

Por estudios científicos podemos interpretar que, si tenemos materia con una alta densidad y conocemos los elementos químicos de forma aproximada que la componen, sabemos como se comportar algunas partículas en el caso de los fotones y los neutrinos (aquellos descubiertos al día de hoy).

De ahí que la comunidad científica estima que hubo un proceso, no instantáneo de emisión de NEUTRINOS antes que de fotones (lo esquematizamos como una onda en desfase). Significa que los neutrinos se despegaron del plasma antes que los fotones.

Estas partículas (neutrinos) en el Universo Temprano es un aporte de información muy valiosa que contrasta con los fotones. El desafío es consolidar esos datos y por supuesto interpretarlos. Para eso la física de Estrellas de Neutrones avanzó mucho y nos puede dar información en el área de la Física Nuclear. Por ejemplo, la emisión de neutrinos. Ya que el ESTUDIO DE ESTRELLAS DE NEUTRONES tiene información directa de esos procesos en contraste con las masas de esos objetos astronómicos.

POR ENCIMA DE CUALQUIER ESPECULACIÓN TEÓRICA. DIGAMOS QUE ESTÁ MÁS AVANZADA QUE OTRAS ÁREAS. 

A que me refiero cuando digo interpretación de los resultados: Cuando vemos un gráfico de Potencias de la CMB van a escuchar a muchos científicos que es una representación exacta de lo que pasó en el Universo Temprano, en el cual se toma en cuenta la Materia Oscura. También sabemos que si utilizando una calculadora online como por ejemplo https://cmb.wintherscoming.no vamos a notar que el primer pico aumenta si quitamos la materia oscura. Entonces ustedes dirán, resuelto el enigma, existe Materia Oscura.

Pues bien, Vera Rubín hizo un gran descubrimiento a finales de la década de los 60´ y/o principio de los 70, según la bibliografía. Descubrieron un efecto en los halos galácticos. Ese efecto no necesariamente es materia “exótica” que no vemos, ni detectamos con ninguna tecnología. Puede ser el efecto de la fuerza de arrastre que produjo el sistema cuando nacieron las galaxias, pero ese efecto no es el equivalente directo de la masa, sino a la FUERZA DE ARRASTRES QUE ES EQUIVALENTE A LA MASA Y LA VELOCIDAD CON LA QUE SE MOVÍA EL SISTEMA O LA FRONTERA.

Esa fuerza de arrastre se imprimió en un fluido con una determinada velocidad rotacional y viscosidad en su formación, mientras el centro del sistema acumulaba más materia que los halos por gravedad (el sistema decrecía en densidad y temperatura).

Con el tiempo la fuerza de arrastre se retiró y el centro del sistema con mayor acumulación de materia, la velocidad radial o tangencial del sistema de partículas aumentó en su centro (donde ya se encontraba más materia). Van a encontrar más información en la anterior entrada “Dark Age”.  Por supuesto que esa es solo mi hipótesis que cada día se hace más fuerte.

Esto quiere decir que la interpretación del “excedente de neutrinos” o valor más elevado de Neff, entre comillas ya que se estudia la energía en el desacople del plasma y si hay alguna partícula por descubrir. Cuando descubrimos una partícula nueva la tenemos que detectar por si misma o por su residuo (descomposición o decaimiento) en otras partículas, y la interacción con las demás partículas del modelo estándar. Lo que “por ahora” quita la posibilidad a neutrinos estériles. Seguimos con solo tres sabores de neutrinos y los respectivos antineutrinos. No es ni bueno, ni malo, es ciencia...

Esa información que buscamos es crucial y debemos madurar una idea más realista en términos cosmológicos de un modelo que en la realidad pueda demostrarse por el conjunto de datos y pruebas.

Hoy al 2021, después de más de 60 años vamos a seguir buscando fantasmas por otros 60 o 70 años más... No creo que sea un pecado. El pecado es cerrarnos a una sola interpretación.

La masa bariónica del Universo es 3.57 x 10^51 kg diez ordenes inferior a la masa bariónica más la materia oscura que es de 2.18 x 10^52 kg. Tomando un radio de 1.229 x 10^26 m con las respectivas densidades de materia bariónica y materia bariónica más Dark Matter.- (Densidad es igual a masa sobre volumen). 

Esta formula no es para descartar la materia oscura, sino para ver que a medida que baja la densidad del universo la influencia de esa materia va a ser menor sobre la luz que se desplaza. Además, que por obvias razones el tiempo se está acelerando. Ya que el tiempo corre más lentamente cuando hay mayor influencia de materia, y el universo con el tiempo se hace menos denso.

 

Por Pablo Fernández (Neff):

“Nada menos que procesos como el

1°) Desacoplamiento de los neutrinos.

2°) La aniquilación de pares electrón-positrón (e⁻e⁺).

3°) La nucleosíntesis primordial”.

“El número efectivo de neutrinos (representado matemáticamente como Neff) se trata de un parámetro cosmológico, lo cual quiere decir que su valor nos indica cierta propiedad del Universo. En concreto, el número efectivo de neutrinos mide la contribución a la radiación que hubo en el universo temprano que no procede de los fotones, las partículas de la luz”.

“En concreto, el valor de Neff está cuantificado en términos de la contribución correspondiente a una única especie de neutrino en un escenario idealizado. Conviene resaltar, no obstante, que el valor experimental de Neff ofrece información no solo de los tres tipos de neutrinos estándar que se conocen, sino de cualquier partícula distinta de los fotones que contribuyera a la radiación del universo temprano”.

“Además, como hemos dicho, es cierto que el desacoplamiento de los neutrinos comenzó antes de que lo hiciera la aniquilación de pares electrón-positrón, pero ninguno de estos dos procesos es instantáneo. Esto conlleva que el desacoplamiento de los neutrinos acabe cuando la aniquilación de pares electrón-positrón ya ha dado comienzo”.

“La presencia de un número mayor de neutrinos de más energía conlleva una mayor contribución a la radiación del Universo temprano. Es decir, su contribución al número efectivo de neutrinos es mayor, por lo que Neff aumenta con respecto a su valor ideal.

Finalmente, si tenemos en cuenta cuidadosamente todos los efectos que cambian el valor de Neff con respecto a su valor ideal (que sería 3), llegamos al resultado de que Neff = 3.044”.

 

Fuente: https://bloggy.ific.uv.es/bloggy/index.php/2021/06/16/el-universo-temprano-iii-el-numero-efectivo-de-neutrinos/

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Se cree que el Cosmic Neutrino Background (CNB) tiene una temperatura aproximada de 1.95 K al día de hoy. [1]

Modelo: La ciencia está en carrera y no hay área más avanzada en aspectos teóricos que el estudio de las Estrellas de Neutrones.

Dentro de esta área tenemos el estudio de emisión de Neutrinos.

Tabla [2]

 

 

 

Tesis PhD Thesis Teguayco Pinto Cejas

Para Temperatura en el intervalo de [1; 0,3] MeV. En esta época se produce el desacoplamiento de neutrinos y poco más tarde la aniquilación de electrones y positrones transfiriendo su entropía a los fotones. Aproximadamente en este momento, las interacciones débiles que interconvierten neutrones y protones se congelan. Cuando esto ocurre, la relación entre neutrones y protones viene dada por su valor de equilibrio.

(n/p) = 1/6

Después de descongelarse, esta proporción no permanece realmente constante, sino que en realidad disminuye lentamente debido a interacciones débiles ocasionales (eventualmente dominadas por desintegraciones de neutrones libres). En este momento, las especies nucleares ligeras todavía se encuentran en NSE con abundancias muy pequeñas.

NSE: Bajo ciertas condiciones físicas, todas las reacciones directas e inversas proceden tan rápido que se establece la llamada NSE, cuando las concentraciones de todos los nucleidos y las propiedades termodinámicas de la materia están determinadas por condiciones de equilibrio termodinámico.

Para Temperatura de intervalo [0,3; 0,1] MeV. En ese momento, el número de grados de libertad ha disminuido de 10,75 a 3,36 debido a ambos, el desacoplamiento de los neutrinos y la aniquilación electrones y positrones. Además, debido a la desintegración de neutrones, la fracción de protones ha caído a un valor de ~ 1/7. Es entonces cuando la producción de D (Deuterio) comienza a ser efectiva, dando lugar a una reacción en cadena, que dará como resultado la formación de ⁴He. Por lo tanto, la cantidad de ⁴He producido depende de la tasa de expansión del universo. Si se propaga más rápido, habrá un enfriamiento rápido y por lo tanto la cantidad de D que se desintegra será menor y, al mismo tiempo, la cantidad de neutrones será mayor, ya que no hay tiempo suficiente para que los neutrones se desintegran.

Como hemos visto, en resumen, los neutrinos tienen un doble impacto en BBN. Por un lado, a través de los procesos de conversión n ida y vuelta a p mediados por interacciones débiles que se ven directamente afectadas por el espectro de neutrinos junto a electrones, positrones y neutrinos, antineutrinos.

Por otro lado, como componente de la radiación de fondo, que afectan la tasa de expansión del universo a través de la relación. La tasa de expansión determina cuándo y cómo comienza la producción de ⁴He. Este hecho puede utilizarse para establecer un límite en el número de especies relativistas.

Imagen [3]

electrones-positrones, tres neutrinos distribuidos térmicamente corresponden a Neff = 3 en el desacople instantáneo.

POR SUPUESTO ALGO QUE PARECE NO OCURRIR ASÍ. Dejo de referencia bibliografías con la tesis completa.

 

[1] Beta Decay and the Cosmic Neutrino Background DOI: 10.1051/epjconf/20147100044.

[2] Neutrino Emission from Neutron Stars D.G. Yakovlev O.Y. Gnedin, A.D. Kaminker, and P. Haensel.

[3] Detailed study of the decoupling process of cosmological relic neutrinos PhD Thesis

Teguayco Pinto Cejas June 2008.

 

 

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Neutrinos

EL TRABAJO POR DELANTE ES SIMPLE, PRIMERO MEDIMOS EXPERIMENTALEMTNE (OBSERVACIÓN) SOBRE Neff, EL VALOR MÁS FIABLE QUE PODAMOS ALCANZAR. LUEGO, CONSOLIDAMOS UN MODELO QUE EXPLIQUE ESE VALOR. Y SI LOGRAMOS DETECTAR NEUTRINOS PRIMORDIALES MEJOR.

Desde el punto de discrepancia en la emisión de radiación que se mide con Neff del que si bien hay muchas interpretaciones por las circunstancias las más factibles de análisis son las de objetos en rotación heredadas de las Estrellas de Neutrones.

Análisis de Neff dentro de lo que se encuentra el estudio de neutrinos primordiales.

·         Tenemos el fondo de neutrinos cósmico CvB gracias a su descubrimiento Baryonic Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) [1].

·         Tenemos la medida teórica de la medición Neff Medida teórica de Neff= 3.0440 +/- 0.0002.  a la que le podemos sumar muchas hipótesis más. [2] 

·         Lo que mide Planck 2015 es de Neff = 3.046. [3]

·         Posible detección directa de neutrinos primordiales [4] DUNE and Hyper-K.

·         También tenemos el estudio de las masas de los neutrinos con dos experimentos 1° KATRIN Experiment y 2° PTOLEMY Experiment. [5]

·         Los experimentos que va a aumentar la certeza en el valor de probabilidad son 1° DESI Survey y 2° EUCLID nave space. [6]

·         Descarto correcciones que crean más hipótesis sobre hipótesis no probadas como Applying the Halo Model to Large Scale Structure Measurements of the Luminous Red Galaxies: SDSS DR7 Preliminary Results [7]

 

[1] First constraint on the neutrino-induced phase shift in the spectrum of baryon acoustic oscillations doi:10.1038/s41567-019-0435-6.

[2] Towards a precision calculation of Neff in the Standard Model II arxiv:2012.02726v3.

[3] Planck 2015 results. XIII. Cosmological Parameters arXiv:1502.01589v3.

[4] White Paper on New Opportunities at the Next-Generation Neutrino Experiments /

https://www.dunescience.org / http://www.hyper-k.org/en/.

[5] https://www.katrin.kit.edu y https://www.iff.csic.es/neutrino-physics-with-the-ptolemy-project-active-neutrino-properties-and-the-light-sterile-case/.

[6] Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) https://www.desi.lbl.gov y https://wpo-altertechnology.com/es/mision-euclid/.

[7] Nuclear Physics B (Proc. Suppl.) 194 (2009) 129–132; Beth A. Reid -Institute of Space Sciences (CSIC-IEEC), UAB, Barcelona 08193, Spain-.