宇宙中微子背景輻射

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於宇宙誕生後379,000年，而宇宙中微子背景輻射則起始於宇宙誕生後2秒鐘。據估計，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，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後溫度升高。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

$\sigma \propto gT^{3}$,

這裏的σ是宇宙的熵，g是粒子的有效自由度，T是溫度。所以

$\left({\frac {g_{0}}{g_{1}}}\right)^{1/3}={\frac {T_{1}}{T_{0}}}$,

T₀和T₁分別代表電子-正電子湮滅前、後的溫度。電子-正電子湮滅後的宇宙溫度，即宇宙微波背景輻射的溫度。g₀由粒子本身決定:

• 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T_γ等於7000272500000000000♠2.725 K。所以我們得出宇宙中微子背景輻射的溫度T_ν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

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$\ \nu _{e}$）、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N_ν ≃ 7000304600000000000♠3.046。 因爲N_ν決定了太初核合成中某些輕元素的豐度，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N_ν = 7000314000000000000♠3.14+0.70
−0.65（置信區間=68%）。 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_ν。這為標準理論的預測提供了一個極佳的第三方佐證。通過分析威爾金森微波各向異性探測器五年來的數據、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_ν = 7000434000000000000♠4.34+0.88
−0.86（置信區間=68%）。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。