宇宙中微子背景輻射 是由大爆炸 產生的中微子 構成的背景輻射 。與宇宙微波背景輻射 類似，它們都是大爆炸 的餘暉。這些中微子有時又稱作“殘留中微子”。
宇宙微波背景輻射 始于宇宙誕生后379,000年，而宇宙中微子背景輻射則起始于宇宙 誕生后2秒鐘。据估計，宇宙中微子背景輻射的溫度大概為7000195000000000000♠ 1.95 K [1] [2] 中微子 和正常物質僅有極其微弱的相互作用，宇宙中微子背景輻射極難檢測，也許永遠無法直接觀測。但是有大量間接證據表明，宇宙中微子背景輻射的確存在。
估計宇宙中微子背景輻射的溫度 宇宙微波背景輻射 的溫度已經由實驗測定。宇宙中微子背景輻射的溫度可以通過理論估計。在中微子 同其他物質解耦之前，宇宙主要由中微子 、電子 、正電子 和光子 構成，並處於熱平衡狀態。當溫度降低到大約6987400544121750000♠ 2.5 MeV 中微子 同其他物質發生分離。這時中微子 和光子 還處在同一溫度。當溫度進一步下降到電子 的質量時，絕大多數電子 和正電子 發生湮滅 ，釋放出巨大的能量。光子在吸收了這些能量和熵 后溫度升高。如果我們假設宇宙的熵 在電子 -正電子 湮滅 後保持不變，那麽光子 在電子 -正電子 湮滅 之前和之後的溫度比就是今天光子和中微子的溫度比。因為
σ ∝ g T 3 {\displaystyle \sigma \propto gT^{3}} 這裏的σ 熵 ，g 粒子 的有效自由度 ，T
( g 0 g 1 ) 1 / 3 = T 1 T 0 {\displaystyle \left({\frac {g_{0}}{g_{1}}}\right)^{1/3}={\frac {T_{1}}{T_{0}}}} T0 T1 電子 -正電子 湮滅 前、後的溫度。電子 -正電子 湮滅 后的宇宙溫度，即宇宙微波背景輻射 的溫度。g0 [3]
電子：g0 =2；正電子：g0 =7/8。它們都是費米子 。 對光子來説，g1
T ν T γ = ( 4 11 ) 1 / 3 {\displaystyle {\frac {T_{\nu }}{T_{\gamma }}}=\left({\frac {4}{11}}\right)^{1/3}} 宇宙微波背景輻射 的溫度Tγ 7000272500000000000♠ 2.725 K [4] Tν 7000195000000000000♠ 1.95 K
上述討論僅適用於零靜止質量的中微子。
宇宙中微子背景輻射存在的間接證據 標准模型的預測和實際觀測 現在發現中微子有三種不同“味”：電子中微子 （符號為 ν e {\displaystyle \ \nu _{e}} μ中微子 （符號為 ν μ {\displaystyle \ \nu _{\mu }} τ中微子 （符號為 ν τ {\displaystyle \ \nu _{\tau }} 標準模型 理論預言有效中微子類型數量為Nν 7000304600000000000♠ 3.046[5] Nν 太初核合成 中某些輕元素的丰度，這個量可以用實驗決定。通過對宇宙中核素4 He2 DNν 7000314000000000000♠ 3.14+0.70 [6] 標準模型 得到的理論值相當接近。
宇宙微波背景輻射與中微子背景輻射的相互作用 宇宙微波背景輻射 與中微子背景輻射存在微妙的相互作用。因此，通過觀測宇宙微波背景輻射，亦可得到有效中微子類型數量Nν 標準理論 的預測提供了一個極佳的第三方佐證。通過分析威尔金森微波各向异性探测器 五年來的數據、Ia型超新星 積累的數據以及對重子聲學震蕩的研究得出Nν 7000434000000000000♠ 4.34+0.88 [7] 普朗克探測器 有可能會在此基礎上將誤差降低一個量級。[8]
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宇宙中微子背景輻射, 是由大爆炸產生的中微子構成的背景輻射, 與宇宙微波背景輻射類似, 它們都是大爆炸的餘暉, 這些中微子有時又稱作, 殘留中微子, 宇宙微波背景輻射始于宇宙誕生后379, 000年, 而則起始于宇宙誕生后2秒鐘, 据估計, 的溫度大概為7000195000000000000, 每立方釐米宇宙空間就有大約300個殘留中微子存在, 但因爲低能量中微子和正常物質僅有極其微弱的相互作用, 極難檢測, 也許永遠無法直接觀測, 但是有大量間接證據表明, 的確存在, 目录, 估計的溫度, 存在的間接證據, 標准. 宇宙中微子背景輻射是由大爆炸產生的中微子構成的背景輻射 與宇宙微波背景輻射類似 它們都是大爆炸的餘暉 這些中微子有時又稱作 殘留中微子 宇宙微波背景輻射始于宇宙誕生后379 000年 而宇宙中微子背景輻射則起始于宇宙誕生后2秒鐘 据估計 宇宙中微子背景輻射的溫度大概為7000195000000000000 1 95 K 每立方釐米宇宙空間就有大約300個殘留中微子存在 1 2 但因爲低能量中微子和正常物質僅有極其微弱的相互作用 宇宙中微子背景輻射極難檢測 也許永遠無法直接觀測 但是有大量間接證據表明 宇宙中微子背景輻射的確存在 目录 1 估計宇宙中微子背景輻射的溫度 2 宇宙中微子背景輻射存在的間接證據 2 1 標准模型的預測和實際觀測 2 2 宇宙微波背景輻射與中微子背景輻射的相互作用 3 参考资料估計宇宙中微子背景輻射的溫度 编辑宇宙微波背景輻射的溫度已經由實驗測定 宇宙中微子背景輻射的溫度可以通過理論估計 在中微子同其他物質解耦之前 宇宙主要由中微子 電子 正電子和光子構成 並處於熱平衡狀態 當溫度降低到大約6987400544121750000 2 5 MeV 時 中微子同其他物質發生分離 這時中微子和光子還處在同一溫度 當溫度進一步下降到電子的質量時 絕大多數電子和正電子發生湮滅 釋放出巨大的能量 光子在吸收了這些能量和熵后溫度升高 如果我們假設宇宙的熵在電子 正電子湮滅後保持不變 那麽光子在電子 正電子湮滅之前和之後的溫度比就是今天光子和中微子的溫度比 因為 s g T 3 displaystyle sigma propto gT 3 這裏的s是宇宙的熵 g是粒子的有效自由度 T是溫度 所以 g 0 g 1 1 3 T 1 T 0 displaystyle left frac g 0 g 1 right 1 3 frac T 1 T 0 T0和T1分別代表電子 正電子湮滅前 後的溫度 電子 正電子湮滅后的宇宙溫度 即宇宙微波背景輻射的溫度 g0由粒子本身決定 3 光子 g0 2 因爲它們是玻色子 電子 g0 2 正電子 g0 7 8 它們都是費米子 對光子來説 g1 2 所以 T n T g 4 11 1 3 displaystyle frac T nu T gamma left frac 4 11 right 1 3 宇宙微波背景輻射的溫度Tg等於7000272500000000000 2 725 K 4 所以我們得出宇宙中微子背景輻射的溫度Tn約等於7000195000000000000 1 95 K 上述討論僅適用於零靜止質量的中微子 宇宙中微子背景輻射存在的間接證據 编辑標准模型的預測和實際觀測 编辑 現在發現中微子有三種不同 味 電子中微子 符號為 n e displaystyle nu e m中微子 符號為 n m displaystyle nu mu 和t中微子 符號為 n t displaystyle nu tau 標準模型理論預言有效中微子類型數量為Nn 7000304600000000000 3 046 5 因爲Nn決定了太初核合成中某些輕元素的丰度 這個量可以用實驗決定 通過對宇宙中核素4 He 和2 D 的觀測得出Nn 7000314000000000000 3 14 0 70 0 65 置信區間 68 6 這個結果同標準模型得到的理論值相當接近 宇宙微波背景輻射與中微子背景輻射的相互作用 编辑 宇宙微波背景輻射與中微子背景輻射存在微妙的相互作用 因此 通過觀測宇宙微波背景輻射 亦可得到有效中微子類型數量Nn 這為標準理論的預測提供了一個極佳的第三方佐證 通過分析威尔金森微波各向异性探测器五年來的數據 Ia型超新星積累的數據以及對重子聲學震蕩的研究得出Nn 7000434000000000000 4 34 0 88 0 86 置信區間 68 7 更靈敏的普朗克探測器有可能會在此基礎上將誤差降低一個量級 8 参考资料 编辑 Lazauskas R Vogel P Volpe C Charged current cross section for massive cosmological neutrinos impinging on radioactive nuclei Journal of Physics G 2008 35 025001 arXiv 0710 5312 page 3 1st paragraph Vogel Petr How difficult it would be to detect Cosmic Neutrino Background PDF lbl gov 2013 03 15 原始内容存档 PDF 于2012 05 16 Steven Weinberg Cosmology Oxford University Press 2008 151 2013 03 12 ISBN 978 0 19 852682 7 原始内容存档于2014 01 05 Fixsen Dale Mather John The Spectral Results of the Far Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument on COBE Astrophysical Journal 2002 581 2 817 822 Bibcode 2002ApJ 581 817F doi 10 1086 344402 引文使用过时参数coauthors 帮助 Mangano Gianpiero et al Relic neutrino decoupling including flavor oscillations Nucl Phys B 2005 729 1 2 221 234 Bibcode 2005NuPhB 729 221M arXiv hep ph 0506164 doi 10 1016 j nuclphysb 2005 09 041 引文使用过时参数coauthors 帮助 Cyburt Richard et al New BBN limits on physics beyond the standard model from He 4 Astropart Phys 2005 23 3 313 323 Bibcode 2005APh 23 313C arXiv astro ph 0408033 doi 10 1016 j astropartphys 2005 01 005 引文使用过时参数coauthors 帮助 Komatsu Eiichiro et al Seven Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP Observations Cosmological Interpretation The Astrophysical Journal Supplement Series 2010 192 2 18 Bibcode 2011ApJS 192 18K arXiv 1001 4538 doi 10 1088 0067 0049 192 2 18 引文使用过时参数coauthors 帮助 Bashinsky Sergej Seljak Uros Neutrino perturbations in CMB anisotropy and matter clustering Phys Rev D 2004 69 8 083002 Bibcode 2004PhRvD 69h3002B arXiv astro ph 0310198 doi 10 1103 PhysRevD 69 083002 引文使用过时参数coauthors 帮助 取自 https zh wikipedia org w index php title 宇宙中微子背景輻射 amp oldid 68380982, 维基百科，wiki ，书籍，书籍，图书馆，
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