宇宙中微子背景辐射

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2.5MeV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T0和T1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:光子：g0=2，因为它们是玻色子。电子：g0=2；正电子：g0=7/8。它们都是费米子。对...

历史泡利的假设1930年，奥地利物理学家沃尔夫冈·鲍利为了解释β衰变中能量、动量以及自旋角动量守恒而提出了中微子假说。与尼尔斯·玻尔从统计角度上给出的解释不同，他认为在衰变过程中伴随着电子，还会产生一种当时尚未发现的一种电中性的粒子。他当时将这种粒子称为“中子”。玻尔非常反对这种解释并且准备承认β衰变中能量、动量以及自旋角动量并不守恒。1932年，詹姆斯·查德威克发现了一种具有较大质量的核子，并也将其命名为中子。这让这两种性质殊异的粒子具有了相同的名字。这种情形让泡利不得不重新为他所构想的粒子命名。“中微子”这个术语是经由恩里科·费米和泡利本人在1932年7月于巴黎举行的一次会议以及1933年10月举行的索尔维会议上提出的倡议而被国际科学界接受的。这一术语最初是由爱德华多·阿马尔迪（英语：EdoardoAmaldi）在一次与费米的对话中半开玩笑式地引入的。然而，直到1933年仍没有足够证据...

发现τ中微子是标准模型中最后发现的轻子和最近发现的粒子。费米实验室在20世纪90年代启动的DONUT实验（英语：DirectObservationoftheNuTau）专门为了检测τ中微子。这些努力终于取得了成功，DONUT协作项目在2000年7月宣布了τ中微子的发现。τ中微子是最后第二种被发现的标准模型所预测的粒子，最后一种是已初步确认存在的希格斯玻色子。相互作用DONUT实验已经分析了核靶上203种中微子的相互作用。2001年，来自美国、日本等国的科学家发表论文称，通过衰变研究发现了τ中微子的相互作用，该结果与标准模型的预测相同。参见PMNS矩阵

历史在1974年，美国国家航空航天局（NASA）公告了一个让天文学家参与的中小型探险家计划。由外界获得了121个提案，其中有三个是研究宇宙微波背景辐射的。虽然这些案子未能被红外线天文卫星（IRAS）所接受，但这三个提案已经很清楚的传达给美国国家航空航天局一个讯息。在1976年，美国国家航空航天局集合1974年这三个提案团队，重新提出一枚联合概念的卫星计划。一年后，这个新团队提出可以由航天飞机或戴尔他火箭发射的绕极卫星，并称之为宇宙背景探测者。他将携带下列的仪器升空：微差微波辐射计（DMR）–一个测量微波的仪器，能够描绘出宇宙微波背景辐射微小变动（各向异性）。（主要研究员为乔治·斯穆特。）远红外线游离光谱仪（FIRAS）–一个分光光度计，用来测量宇宙微波背景辐射。（主要研究员为约翰·马瑟。）漫射红外线背景实验（DIRBE）–一个多波长红外线探测器，用来测量尘粒发射的图谱。（主要研究员为麦克侯...

任务目的与团队组成紧接着大爆炸就发生的宇宙暴胀是超光速的空间膨胀，因此可能会产生可观测到的引力波。BICEP实验的目的主要是测量宇宙微波背景的偏振辐射，特别是B模偏振。BICEP实验室位于阿蒙森-斯科特南极站。经过多年作业，它的各种仪器已详细勘测在南天极附近的天空。操作实验的各个团队来自于以下研究机构：所有实验：加州理工学院、卡迪夫大学、芝加哥大学、哈佛－史密松天体物理中心、喷气推进实验室、电子情报技术研究所（Laboratoired"électroniquedestechnologiesdel"information）、明尼苏达大学、斯坦福大学。BICEP1、BICEP2：圣地牙哥加州大学。BICEP2、凯克阵列、BICEP3：国家标准技术研究所、英属哥伦比亚大学、多伦多大学。凯克阵列：凯斯西储大学BICEP1第一代BICEP望远镜观察天空中波频分别为100、150GHz（波长分别为3m...