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,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

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、正电子和光子构成,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。这时中微子和光子还处在同一温度。当温度进一步下降到电子的质量时,绝大多数电子和正电子发生湮灭,释放出巨大的能量。光子在吸收了这些能量和熵后温度升高。如果我们假设宇宙的熵在电子-正电子湮灭后保持不变,那么光子在电子-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

σ g T 3 {\displaystyle \sigma \propto gT^{3}} ,

这里的σ是宇宙的熵,g是粒子的有效自由度,T是温度。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}}}} ,

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:

对光子来说,g1=2。所以

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

宇宙微波背景辐射的温度Tγ等于2.725 K。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

标准模型的预测和实际观测

现在发现中微子有三种不同“风味”:电中微子(符号为   ν e {\displaystyle \ \nu _{e}} )、μ中微子(符号为   ν μ {\displaystyle \ \nu _{\mu }} )和τ中微子(符号为   ν τ {\displaystyle \ \nu _{\tau }} )。标准模型理论预言有效中微子类型数量为Nν3.046。 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%)。 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

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%)。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。

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