宇宙中微子背景辐射

宇宙中微子背景辐射是由大爆炸产生的中微子构成的背景辐射。与宇宙微波背景辐射类似,它们都是大爆炸的余晖。这些中微子有时又称作“残留中微子”。

宇宙微波背景辐射始于宇宙诞生后379,000年,而宇宙中微子背景辐射则起始于宇宙诞生后2秒钟。据估计,宇宙中微子背景辐射的温度大概为1.95 K;每立方厘米宇宙空间就有大约300个残留中微子存在,[1][2]但因为低能量中微子和正常物质仅有极其微弱的相互作用,宇宙中微子背景辐射极难检测,也许永远无法直接观测。但是有大量间接证据表明,宇宙中微子背景辐射的确存在。

估计宇宙中微子背景辐射的温度

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宇宙微波背景辐射的温度已经由实验测定。宇宙中微子背景辐射的温度可以通过理论估计。在中微子同其他物质解耦之前,宇宙主要由中微子电子正电子光子构成,并处于热平衡状态。当温度降低到大约2.5 MeV时,中微子同其他物质发生分离。这时中微子光子还处在同一温度。当温度进一步下降到电子的质量时,绝大多数电子正电子发生湮灭,释放出巨大的能量。光子在吸收了这些能量和后温度升高。如果我们假设宇宙的电子-正电子湮灭后保持不变,那么光子电子-正电子湮灭之前和之后的温度比就是今天光子和中微子的温度比。因为

 ,

这里的σ是宇宙的g粒子有效自由度T是温度。所以

 ,

T0T1分别代表电子-正电子湮灭前、后的温度。电子-正电子湮灭后的宇宙温度,即宇宙微波背景辐射的温度。g0由粒子本身决定:[3]

  • 电子:g0=2;正电子:g0=7/8。它们都是费米子

对光子来说,g1=2。所以

 

宇宙微波背景辐射的温度Tγ等于2.725 K[4]所以我们得出宇宙中微子背景辐射的温度Tν约等于1.95 K

上述讨论仅适用于零静止质量的中微子。

宇宙中微子背景辐射存在的间接证据

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标准模型的预测和实际观测

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现在发现中微子有三种不同“味”:电子中微子(符号为 )、μ中微子(符号为 )和τ中微子(符号为 )。标准模型理论预言有效中微子类型数量为Nν3.046[5] 因为Nν决定了太初核合成中某些轻元素的丰度,这个量可以用实验决定。通过对宇宙中核素4
He
2
D
的观测得出Nν = 3.14+0.70
−0.65
(置信区间=68%)。[6] 这个结果同标准模型得到的理论值相当接近。

宇宙微波背景辐射与中微子背景辐射的相互作用

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宇宙微波背景辐射与中微子背景辐射存在微妙的相互作用。因此,通过观测宇宙微波背景辐射,亦可得到有效中微子类型数量Nν。这为标准理论的预测提供了一个极佳的第三方佐证。通过分析威尔金森微波各向异性探测器五年来的数据、Ia型超新星积累的数据以及对重子声学震荡的研究得出Nν = 4.34+0.88
−0.86
(置信区间=68%)。[7]更灵敏的普朗克探测器有可能会在此基础上将误差降低一个量级。[8]

参考资料

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  1. ^ 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
  2. ^ 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). 
  3. ^ 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). 
  4. ^ 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. 
  5. ^ 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. 
  6. ^ 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. 
  7. ^ 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. 
  8. ^ Bashinsky, Sergej; Seljak, Uroš. 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.