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{{NoteTA|G1=Physics}}
'''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{{val|1.95|ul=K}}；每立方釐米宇宙空間就有大約300個殘留中微子存在，<ref>{{cite journal | title=Charged current cross section for massive cosmological neutrinos impinging on radioactive nuclei | author=Lazauskas, R. ; Vogel, P.; Volpe, C. | journal=Journal of Physics G | year=2008 | volume=35 | pages=025001 arXiv:0710.5312 | doi=}}, page 3, 1st paragraph</ref><ref>{{cite web | url=http://www-physics.lbl.gov/seminars/old/Petr_Vogel.pdf | title=How difficult it would be to detect   Cosmic Neutrino Background? | publisher=lbl.gov | accessdate=2013-03-15 | author=Vogel, Petr | archive-date=2012-05-16 | archive-url=https://web.archive.org/web/20120516193529/http://www-physics.lbl.gov/seminars/old/Petr_Vogel.pdf | dead-url=no }}</ref>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==

[[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{{val|2.5|ul=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

:<math>\sigma\propto gT^3</math>,

這裏的'''''σ'''''是宇宙的[[熵]]，'''''g'''''是[[粒子]]的[[自由度 (統計學)|有效自由度]]，'''''T'''''是溫度。所以 

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

'''''T<sub>0</sub>'''''和'''''T<sub>1</sub>'''''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。'''''g<sub>0</sub>'''''由粒子本身決定:<ref>{{cite book |url=http://books.google.com/books?id=48C-ym2EmZkC&pg=PA3 |author=Steven Weinberg |title=Cosmology |publisher=Oxford University Press |page=151 |year=2008 |isbn=978-0-19-852682-7 |access-date=2013-03-12 |archive-date=2014-01-05 |archive-url=https://web.archive.org/web/20140105065033/http://books.google.com/books?id=48C-ym2EmZkC&pg=PA3 |dead-url=no }}</ref>

*光子：g<sub>0</sub>=2，因爲它們是[[玻色子]]。

*電子：g<sub>0</sub>=2；正電子：g<sub>0</sub>=7/8。它們都是[[費米子]]。  

對光子來説，'''''g<sub>1</sub>'''''=2。所以

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

[[宇宙微波背景輻射]]的溫度'''''T<sub>γ</sub>'''''等於{{val|2.725|ul=K}}。<ref>{{cite journal|first=Dale|last=Fixsen|coauthors=Mather, John|title=The Spectral Results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument on COBE|year=2002|journal=Astrophysical Journal|volume=581|issue=2|pages=817–822|bibcode=2002ApJ...581..817F|doi=10.1086/344402}}</ref>所以我們得出宇宙中微子背景輻射的溫度'''''T<sub>ν</sub>'''''約等於{{val|1.95|ul=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<math>\ \nu_{e}</math>）、[[μ中微子]]（符號為<math>\ \nu_{\mu}</math>）和[[τ中微子]]（符號為<math>\ \nu_{\tau}</math>）。[[標準模型]]理論預言有效中微子類型數量為'''''N<sub>ν</sub>''''' ≃ {{val|3.046}}。<ref>{{cite journal | first = Gianpiero | last = Mangano | coauthors = et al. | title =  Relic neutrino decoupling including flavor oscillations | year = 2005  | journal = Nucl.Phys.B | volume = 729 | issue = 1–2 | pages = 221–234 | arxiv = hep-ph/0506164 | doi = 10.1016/j.nuclphysb.2005.09.041|bibcode = 2005NuPhB.729..221M }}</ref> 因爲'''''N<sub>ν</sub>'''''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{{SimpleNuclide2|Helium|link=yes}}和{{SimpleNuclide2|Deuterium|link=yes}}的觀測得出'''''N<sub>ν</sub>''''' = {{val|3.14|+0.70|-0.65}}（置信區間=68%）。<ref>{{cite journal | first = Richard | last = Cyburt | coauthors = et al. | title =  New BBN limits on physics beyond the standard model from He-4 | year = 2005  | journal = Astropart.Phys. | volume = 23 | issue = 3 | pages = 313–323 | arxiv = astro-ph/0408033 | doi = 10.1016/j.astropartphys.2005.01.005|bibcode = 2005APh....23..313C }}</ref> 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 ===
[[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'''''N<sub>ν</sub>'''''。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'''''N<sub>ν</sub>''''' = {{val|4.34|+0.88|-0.86}}（置信區間=68%）。<ref>{{cite journal | first = Eiichiro | last = Komatsu | coauthors = et al. | title =  Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation | year = 2010 | arxiv = 1001.4538|bibcode = 2011ApJS..192...18K |doi = 10.1088/0067-0049/192/2/18 | journal = The Astrophysical Journal Supplement Series | volume = 192 | issue = 2 | pages = 18 }}</ref>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。<ref>{{cite journal | first = Sergej | last = Bashinsky | coauthors = Seljak, Uroš | title = Neutrino perturbations in CMB anisotropy and matter clustering | year = 2004 | journal = Phys.Rev.D | volume = 69 | issue = 8 | pages = 083002 | arxiv = astro-ph/0310198 | doi = 10.1103/PhysRevD.69.083002|bibcode = 2004PhRvD..69h3002B }}</ref>

==参考资料==
{{reflist|2}}

{{物理宇宙学}}
[[Category:物理宇宙学]]
[[Category:宇宙背景輻射|N]]