宇宙中微子背景輻射

维基百科,自由的百科全书
跳转至: 导航搜索

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。

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光子構成,並處於熱平衡狀態。當溫度降低到大約2.5 MeV時,中微子同其他物質發生分離。這時中微子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后溫度升高。如果我們假設宇宙的電子-正電子湮滅後保持不變,那麽光子電子-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

\sigma\propto gT^3,

這裏的σ是宇宙的g粒子有效自由度T是溫度。所以

\left(\frac{g_0}{g_1}\right)^{1/3}=\frac{T_1}{T_0},

T0T1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

\frac{T_\nu}{T_\gamma} = \left(\frac{4}{11}\right)^{1/3}

宇宙微波背景輻射的溫度Tγ等於2.725 K[4]所以我們得出宇宙中微子背景輻射的溫度Tν約等於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“風味”:電中微子(符號為\ \nu_{e})、μ中微子(符號為\ \nu_{\mu})和τ中微子(符號為\ \nu_{\tau})。標準模型理論預言有效中微子類型數量為Nν3.046[5] 因爲Nν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
2
D
的觀測得出Nν = 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Nν。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Nν = 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]

  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?. lbl.gov. [03 15, 2013]. 
  3. ^ Steven Weinberg. Cosmology. Oxford University Press. 2008: 151. ISBN 978-0-19-852682-7. 
  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. arXiv:hep-ph/0506164. Bibcode:2005NuPhB.729..221M. 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. arXiv:astro-ph/0408033. Bibcode:2005APh....23..313C. 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. arXiv:1001.4538. Bibcode:2011ApJS..192...18K. 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. arXiv:astro-ph/0310198. Bibcode:2004PhRvD..69h3002B. doi:10.1103/PhysRevD.69.083002.