우주 중성미자 배경 문서 원본 보기

{{위키데이터 속성 추적}}
{{물리우주론}}

'''우주 중성미자 배경'''({{llang|en|Cosmic neutrino background}}, '''CNB''' 또는 '''C{{수학|ν}}B''' {{Efn|The symbol {{math|ν}} (italic {{mvar|ν}}) is the Greek letter ''[[nu (letter)|nu]]'', standard [[particle physics]] symbol for a ''[[neutrino]]''. In this article, it is set in a mathematical font in order to help distinguish its shape from the extremely similar lower-case Latin letter&nbsp;"v", which in a sans-serif font is identical: Greek "ν" vs. Latin "v".}})은 [[중성미자]]로 구성되는 우주의 배경 입자 복사이다. 이들은 때로 '''유물적 중성미자'''(relic neutrino)로 알려져 있다.

C{{수학|ν}}B는 [[대폭발|빅뱅]]의 유산인데, [[우주 마이크로파 배경|우주 마이크로파 배경 복사]] (CMB)는 우주가 379,000년 경과 하였을 때 시작됨에 반하여, C{{수학|ν}}B는 우주가 생성후 단지 1초가 경과 하였을 때 물질과 분리되었다. C{{수학|ν}}B의 온도는 대략 {{Val|1.95}} K로 추정된다.

중성미자는 물질과 거의 상호 작용하지 않기 때문에 이러한 중성미자는 오늘날에도 여전히 존재한다. 이들은 10{{위 첨자|−4}} ~ 10 {{위 첨자|−6}} [[전자볼트|eV]]의 매우 낮은 에너지를 가지고 있다.<ref name=Follin-Knox-Millea-Pan-2015/>{{refn|name=Forbes-2016-09-09-cosmic-ν}} 중성미자는 고에너지이더라도 감지하기가 매우 어려운 것으로 악명이 높은데, C{{수학|ν}}B는 이보다 10<sup>10</sup> 배 더 작은 에너지를 가지고 있어서 C{{수학|ν}}B는 수년 동안 직접적으로 자세히 관찰되지 않을 수도 있다.<ref name=Follin-Knox-Millea-Pan-2015/>{{refn|name=Forbes-2016-09-09-cosmic-ν}} 그런데 [[대폭발|빅뱅]] 우주론에서는 C{{수학|ν}}B에 대해 많은 예측을 하고 있어 C{{수학|ν}}B가 존재한다는 매우 강력한 간접적 증거가 있다.<ref name=Follin-Knox-Millea-Pan-2015/>{{refn|name=Forbes-2016-09-09-cosmic-ν|
{{뉴스 인용
 |title=Cosmic neutrinos detected, confirming the Big Bang's last great prediction
 |date=2016-09-09
 |series=Starts with a Bang
 |magazine=[[Forbes]]
 |url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2016/09/09/cosmic-neutrinos-detected-confirming-the-big-bangs-last-great-prediction
}}
<br/>
Above is news coverage of the original academic paper:<ref name=Follin-Knox-Millea-Pan-2015/>
}}

== C{{수학|ν}}B 온도의 유도 ==
[[우주 마이크로파 배경]] (CMB)의 온도가 주어지면 우주 중성미자 배경(C{{수학|ν}}B)의 온도를 추정할 수 있다. 여기에는 두 체제 간의 변경이 포함된다.

; 체제 1
: 우주의 원래 상태는 열평형으로, 그 마지막 단계에서는 [[광자]]와 [[경입자]]가 [[쌍소멸|소멸]] (경입자가 광자를 생성)과 [[쌍생성]] (광자가 경입자를 생성)을 통해 서로 자유롭게 생성한다. 이것은 빅뱅 직후의 매우 짧은 상태였다. 그 마지막 단계에서는 광자와 상호작용하는 가능한 가장 작은 질량의 [[페르미온]]인 [[전자]]와 [[양전자]]만이 관여한다.

; 체제 2
: 일단 우주가 충분히 팽창하여 광자+경입자 플라즈마가 냉각되어 [[우주 마이크로파 배경|빅뱅 광자]]가 더 이상 가장 낮은 질량/에너지 경입자의 [[쌍생성]]을 하기에 충분한 에너지를 갖지 못하게 되면 나머지 [[전자]] - [[양전자]] 쌍은 소멸된다. 그들이 생성하는 광자는 차갑고 새로운 입자 쌍을 생성할 수 없다. 이것이 대부분 우주의 현재 상태이다.{{Efn|The exceptions are nuclear processes inside [[star]]s and [[white dwarfs]]. These produce "hot" neutrinos, unlike the "cold" C{{math|ν}}B. ''See'' [[Neutrino]] § [[Neutrino#Solar|Solar]].}}

매우 높은 온도에서 중성미자가 나머지 물질과 분리되기 전에 우주는 주로 서로 [[열평형|열평형 상태]]에 있는 중성미자, [[전자]], [[양전자]] 및 [[광자]]로 구성되어 있다. 온도가 약 {{Val|2.5}} MeV로 떨어지면, 중성미자는 나머지 물질과 분리되었으며 실용적인 목적에서 이러한 모든 렙톤 및 광자의 중성미자와의 상호 작용이 중단되었다.{{Efn|The neutrino interactions that are measured in current particle detectors are all with neutrinos newly [[neutrino#Solar|created in the Sun]], [[neutrino#Reactor neutrinos|nuclear reactors]] and [[neutrino#Nuclear weapons|weapons]], and [[neutrino#Accelerator neutrinos|particle accelerators]] and [[neutrino#Atmospheric|cosmic ray collisions]]. Even among those, only the neutrinos with the highest kinetic energies are feasibly detectable. It's something of a "lose-lose" situation: The lower a neutrino's kinetic energy, the lower it's probability of interacting with matter, and the even slighter, less noticeable, the matter's response will be even if some rare event were to occur.}}

이러한 분리에도 불구하고 중성미자와 광자는 이전의 제1 체제의 "화석"으로 우주가 팽창했을 때 동일한 온도로 유지되었는데, 이는 둘 다 동일한 시작 온도에서 동일한 [[우주팽창|우주 팽창]] 과정에 의해 동일한 방식으로 냉각되기 때문이다. 그러나 온도가 전자 질량의 2배 이하로 떨어지면 대부분의 [[전자-양전자 쌍소멸|전자와 양전자가 소멸]]되어 열과 엔트로피가 광자에 전달되어 광자의 온도가 상승한다. 따라서 전자-양전자 소멸 전후의 광자 온도의 비율은 현재의 제2 체제에서의 중성미자와 광자의 온도 비율과 동일하다. 이 비율을 찾기 위해 우리는 우주의 엔트로피&nbsp;{{수학 변수|s}}&nbsp;가 전자-양전자 소멸에 의해 거의 보존되었다고 가정한다. 그런 다음에 아래식

: <math> s \propto g \, T^3 ~,</math>

여기서 &nbsp;{{수학 변수|g}}&nbsp;는 '''유효 자유도'''이고 {{수학 변수|T}}는 플라즈마 또는 광자 온도인 식을 사용한다. 일단 반응이 멈추면 엔트로피&nbsp;{{수학 변수|s}}&nbsp;는 컷오프 온도 미만의 모든 온도에 대해 대략 "고착" 상태를 유지해야 하므로, 따라서 아래 식,

: <math>\frac{\; T_1 \;}{T_2} = \left(\frac{\; g_2 \;}{g_1}\right)^{\tfrac{1}{3}}~,</math>

이 성립한다.

여기서 <math>\; T_1 \propto T_\mathrm{\nu} \;</math>은 [[쌍생성|쌍 생성]]과 [[쌍소멸|소멸]] 이 평형을 이루는 최저 온도를 나타낸다. 또한 <math>\; T_2 \propto T_\mathrm{\gamma} \;</math>는 온도가 체제 이동 온도 <math>\; T_1 \;</math>아래로 떨어진 후의 온도를 나타내며, 잔존 이후에 하지만 더 이상 갱신되지 않은 후, [[전자]] - [[양전자]] 쌍이 소멸되어 총 광자 에너지에 기여한다. 관련 온도 <math>\; T_\mathrm{\gamma} \;</math> 및 <math>\; T_\mathrm{\nu} \;</math>는 각각 광자({{수학|γ}} )와 중성미자( {{수학|ν}} )의 동시 온도이며, 그 비율은 <math>\; T_\mathrm{\gamma} < T_1 \;</math> 이후에는 동일한 값에 무한정 "고착"된다.

인수 <math>\; g_1 \;</math>은 원래 평형 반응에 관여하는 입자 종을 기반으로 한 합계에 의해 결정된다.

: +&nbsp;2&nbsp;, 각 광자(또는 다른 질량이 없는 [[보손|보존]] 인 경우)에 대해.<ref name="Weinberg-2008-Cosmology">
{{서적 인용|url=https://books.google.com/books?id=48C-ym2EmZkC&pg=PA3|제목=Cosmology|성=Weinberg|이름=S.|저자링크=Steven Weinberg|연도=2008|출판사=[[Oxford University Press]]|쪽=151|isbn=978-0-19-852682-7}}</ref>
: +&nbsp;{{수직분수|7|4}}&nbsp;, 각 전자, 양전자 또는 기타 [[페르미온]]에 대해 .<ref name="Weinberg-2008-Cosmology" />

반면에 계수<math>\; g_2 \;</math>는 단순히&nbsp;2인데,&nbsp;이는 현재 체제는 기껏해야 그들 자신과 열적 평형 상태에 있는 광자에만 관련되기 때문이다.<ref name="Weinberg-2008-Cosmology"/>

따라서

: <math>\frac{\; T_\mathrm{\nu} \;}{T_\mathrm{\gamma} } = \frac{\; T_1 \;}{T_2} = \left(\frac{\; g_2 \;}{g_1}\right)^{\tfrac{1}{3}} = \left( \frac{ 2 }{\; 2 + \tfrac{7}{4} + \tfrac{\,7\,}{4} \;} \right)^{\tfrac{\,1\,}{3}} = \left( \frac{4}{\; 11 \;} \right)^{\tfrac{\,1\,}{3}} \approx {0.714} ~.</math>

현재의 우주 광자 배경 온도가 <math>\; T_\mathrm\gamma = 2.725\,\mathrm{ K } ~ </math>으로 냉각 되었기 때문에<ref name="Fixsen-Mather-2002">
{{저널 인용|제목=The spectral results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer instrument on COBE|저널=[[Astrophysical Journal]]|성=Fixsen|이름=Dale|성2=Mather|이름2=John|연도=2002|권=581|호=2|쪽=817–822|bibcode=2002ApJ...581..817F|doi=10.1086/344402}}</ref> 중성미자 배경 온도는 현재

: <math>\; T_\mathrm\nu \approx {1.95}\,\mathrm{ K }~.</math>

일 것이다.

위의 논의는 질량이 없는 중성미자에 대해 기술적으로 유효한데 중성미자는 항상 상대론적이다. 정지 질량이 0이 아닌 중성미자의 경우 중성미자가 상대론적이 되지 않는 저온에서 온도에 의한 설명은 적절하지 않다. 즉, 중성미자의 열에너지 <math>\; \frac{3}{2}\, k\,T_\mathrm{\nu} \;</math>( {{수학 변수|k}}는 [[볼츠만 상수]] )가 그 질량 에너지 <math>\; m_\mathrm{\nu} \,c^2 \; </math>이하가 되는, 저온 상태에서는 온도 대신에 중성미자의 집합 에너지 ''밀도에'' 대해 이야기해야 하는데, 이는 관련성도 있으며 잘 정의되어 있기 때문이다.

== C{{수학|ν}}B에 대한 간접 증거 ==
상대론적 중성미자는 일반적으로 중성미자의 유효 수 {{수학 변수|N}}{{수학|{{sub|ν}}}}로 매개변수화되는 우주의 복사 에너지 밀도 {{수학 변수|ρ}} {{아래 첨자|R}} 에 기여한다.

: <math>\rho_\mathrm{R} = \frac{\pi^2}{15} T_\mathrm{\gamma}^4 (1 + z)^4 \left[ 1 + \frac{7}{8} N_\mathrm{\nu} \left( \frac{4}{11} \right)^{\frac{4}{3}} \right],</math>

여기서 {{수학 변수|z}}는 [[적색편이]]를 나타낸다. 첫번째 사각 괄호 항은 CMB에 의한 것이고, 두번째는 C{{수학|ν}}B에 기인하는 것이다. 세가지 종류의 중성미자를 가지는 [[표준 모형|표준 모델]]에서는 [[전자|{{위 첨자|−}}]] [[양전자|e {{위 첨자|+}}]] × [[전자|e]] [[쌍소멸|- 소멸]] 동안의 비열적 스펙트럼의 왜곡에 기인하는 소량의 보정을 포함하여 {{수학 변수|N}} {{수학|{{sub|ν}} ≃}} {{Val|3.046}} 의 값을 예측한다.<ref name=Gianpiero-etal-2005/> 방사선 밀도는 초기 우주의 다양한 물리적 과정에 큰 영향을 미쳤으며, 측정 가능한 양에 잠재적으로 감지 가능한 흔적을 남겼고, 따라서 관측에서 {{수학 변수|N}} {{수학|{{sub|ν}}}} 의 값을 [[추론]]할 수 있게 되었다.

=== 빅뱅 핵합성 ===
이것이 [[대폭발 핵합성|빅뱅 핵합성]] (BBN) 동안 우주의 [[우주팽창|팽창 속도]]에 미치는 영향으로 인해, 가벼운 원소의 원시 풍부도에 대한 이론적 기대치는 {{수학 변수|N}} {{수학|{{sub|ν}}}} 에 의존한다. 원시적 H-4와 D-2의 풍부도에 대한 천체물리학적 측정에 의하면 {{수학 변수|N}} {{수학|{{sub|ν}}}} = {{Val|3.14|+0.70|−0.65}} at 68% [[신뢰 구간|cl]]의 값이 되는데,<ref name=Cyburt-etal-2005/> 이는 표준 모델 기대치와 매우 잘 일치한다.

=== CMB 이방성과 구조의 형성 ===
C{{수학|ν}}B의 존재는 CMB 이방성의 진화와 물질 섭동의 성장에 두가지 방식으로 영향을 미치는데, 하나는 우주의 복사압에 대한 기여(이는 예를 들어, 물질-복사 균등의 시기를 결정한다)에 의한 것이고, 하나는 스펙트럼의 음향 진동을 약화시키는 중성미자의 비등방성 응력에 의한 것이다. 또한, 자유롭게 흐르는 거대한 중성미자는 소규모 구조의 성장을 억제한다. [[윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기|WMAP]] 우주선의 5년간 데이터는 [[Ia형 초신성|Ia형]] [[초신성]] 데이터 및 [[중입자 음향 진동]] 스케일과 결합하여, {{수학 변수|N}} {{수학|{{sub|ν}}}} = {{Val|4.34|+0.88|−0.86}} at 68% [[신뢰 구간|cl]]의 값을 제공하고,<ref name=Komatsu-WMAP-etal-2011/> BBN 제약 조건에 대한 독립적인 확인도 제공하였다. [[플랑크 (인공위성)|플랑크 우주선]] 협력에서는 중성미자 유효 종수에 대하여 현재까지 가장 정밀한 수치로 {{수학 변수|N}} {{수학|{{sub|ν}}}} = {{Val|3.15|0.23}}를 발표하였다.<ref name=Ade-Planck-etal-2016/>

=== 우주배경복사(CMB)의 위상 변화에 따른 간접 증거 ===
빅뱅 우주론에서는 C{{수학|ν}}B에 대해 많은 예측을 하는데, 헬륨의 대량존재에 대한 [[대폭발 핵합성|빅뱅 핵합성]] 예측과, [[우주 마이크로파 배경]]의 비등방성의 양자로부터, 우주 중성미자 배경이 존재한다는 매우 강력한 간접적 증거가 있다. 이러한 예측 중 하나는 중성미자가 우주 마이크로파 배경(CMB)에 미묘한 흔적을 남길 것이라는 것이다. CMB에 불규칙성이 있다는 것은 잘 알려져 있다. CMB 변동 중 일부는 [[중입자 음향 진동|바리온 음향 진동]]의 영향으로 인해 대략적으로 규칙적인 간격을 유지했다. 이론상으로 분리된 중성미자는 다양한 CMB 변동의 [[위상]]에 아주 약간의 영향을 미쳤을 것이다.<ref name=Follin-Knox-Millea-Pan-2015/>{{refn|name=Forbes-2016-09-09-cosmic-ν}}

2015년에는 이러한 변화가 CMB에서 감지된 것으로 보고되었다. 더욱이 이 변동은 [[대폭발|빅뱅 이론]]에 의하여 예측되는 온도와 거의 동일한 온도( 예측값 1.95 K에 대하여 {{개행 금지|1.96 ± 0.02&nbsp;K}}의 값)의 중성미자와, 그리고 현재 [[표준 모형|표준 모델]]에 의해 예측되는 중성미자의 종류의 숫자와 정확하게 동일한 3종류의 중성미자에 해당하였다.<ref name=Follin-Knox-Millea-Pan-2015/>{{refn|name=Forbes-2016-09-09-cosmic-ν}}

== C{{수학|ν}}B의 직접 검출에 대한 전망 ==
이러한 유물 중성미자의 존재 확인은 지구에서의 실험을 통해 직접 탐지해야만 가능하다. C{{수학|ν}}B를 구성하는 중성미자는 일반 물질과 약하게만 상호작용하여 탐지기에 미치는 영향을 식별하기 어려울 뿐만 아니라, 비상대론적이기 때문에 이러한 탐지는 어려울 것이다. C{{수학|ν}}B를 직접 탐지하는 제안된 방법 중 하나는 [[삼중수소]] 즉<math> \; {}^3\mathrm{H} \; </math>에 우주 유물 중성미자를 포획하여 유도된 형태의 [[베타 붕괴]]로 진행하는 것을 이용하는 것이다.<ref name=Long-Lunardn-Sabanclr-2014/>

C{{수학|ν}}B의 중성미자는 다음 반응을 통해 전자를 생성한다.

: <math> \mathrm{\nu} + {}^3\mathrm{H} \rightarrow {}^3\mathrm{He} + e^{-} ~,</math>

이때 주된 배경은 자연 베타 붕괴를 통해 생성된 전자에서 비롯된다.

: <math> {}^3\mathrm{H} \rightarrow {}^3\mathrm{He} + e^{-} + \mathrm{\bar{\nu}} ~.</math>

이러한 전자는 C{{수학|ν}}B의 크기를 측정하기 위한 실험 장치에 의해 검출될 것이다. 후자의 전자원이 훨씬 더 많지만 최대 에너지는 C{{수학|ν}}B-전자의 평균 에너지보다 평균 중성미자 질량의 2배만큼 작다. 이 질량은 몇 [[전자볼트|eV]] 이하로 작기 때문에 이러한 검출기는 신호를 배경에서 분리하기 위해 우수한 에너지 분해능을 가져야 한다. 그러한 제안된 실험 중 하나는 PTOLEMY라고 하며, 이는 100g의 삼중수소 표적으로 구성된다.<ref name=Betts-PTOLEMY-etal-2013/> 탐지기는 2022년까지 준비될 예정이다.<ref name=Mangano-PTOLEMY-etal-2019/>

== 같이 보기 ==
* 우주 배경 방사선
* [[암흑물질|암흑 물질]]
* 확산 초신성 중성미자 배경
* 중력파 배경

== 각주 ==
{{각주|50em|refs=

<ref name=Ade-Planck-etal-2016>
{{저널 인용
 | first1 = P.A.R. | last1 = Ade
 | display-authors=etal
 | year = 2016
 | title = Planck&nbsp;2015 results. XIII. Cosmological parameters
 | journal = Astronomy & Astrophysics
 | volume = 594 | issue = | page = A13
 | bibcode = 2016A&A...594A..13P  | s2cid = 119262962
 | arxiv=1502.01589  |doi = 10.1051/0004-6361/201525830
}}
</ref>

<ref name=Betts-PTOLEMY-etal-2013>
{{ArXiv 인용
 |last1= Betts  |first1=S.
 |display-authors=etal
 |collaboration=PTOLEMY collaboration
 |year= 2013
 |title= Development of a relic neutrino detection experiment at PTOLEMY: Princeton Tritium Observatory for Light, Early-Universe, Massive-Neutrino Yield
 |class= astro-ph.IM
 |eprint=1307.4738
}}
</ref>

<ref name=Cyburt-etal-2005>
{{저널 인용
 | first1 = Richard | last1 = Cyburt
 | display-authors=etal
 | year = 2005
 | title =  New BBN limits on physics beyond the standard model from He-4
 | journal = [[Astroparticle Physics]]
 | volume = 23 | issue = 3 | pages = 313–323
 | arxiv = astro-ph/0408033 | doi = 10.1016/j.astropartphys.2005.01.005
 | bibcode = 2005APh....23..313C | s2cid = 8210409
}}
</ref>

<ref name=Follin-Knox-Millea-Pan-2015>
{{저널 인용
 |last1=Follin  |first1=Brent      |last2=Knox  |first2=Lloyd
 |last3=Millea  |first3=Marius     |last4=Pan   |first4=Zhen
 |year=2015
 |title=First detection of the acoustic oscillation phase shift expected from the cosmic neutrino background
 |journal=Physical Review Letters
 |volume=115  |issue=9  |page=091301
 |doi=10.1103/PhysRevLett.115.091301  |pmid=26371637
 |bibcode=2015PhRvL.115i1301F  |arxiv=1503.07863 |s2cid=24763212
}}
</ref>

<ref name=Gianpiero-etal-2005>
{{저널 인용
 | first1 = Gianpiero | last1 = Mangano
 | display-authors=etal
 | year = 2005
 | title =  Relic neutrino decoupling including flavor oscillations
 | journal = Nuclear Physics 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 | s2cid = 18826928
}}
</ref>

<ref name=Komatsu-WMAP-etal-2011>
{{저널 인용
 | first1 = Eiichiro | last1 = Komatsu
 | display-authors = etal
 | year = 2011
 | title =  Seven-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Cosmological interpretation
 | journal = The Astrophysical Journal Supplement Series
 | volume = 192 | issue = 2 | pages = 18
 | arxiv = 1001.4538  |bibcode = 2011ApJS..192...18K
 | doi = 10.1088/0067-0049/192/2/18  | s2cid = 17581520
}}
</ref>

<ref name=Long-Lunardn-Sabanclr-2014>
{{저널 인용
 |last1=Long       |first1=A.J.
 |last2=Lunardini  |first2=C. |author2-link=Cecilia Lunardini
 |last3=Sabancilar |first3=E.
 |year=2014
 |title=Detecting non-relativistic cosmic neutrinos by capture on tritium: phenomenology and physics potential
 |journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics
 |volume=1408 |issue=8 |page=038
 |doi=10.1088/1475-7516/2014/08/038  |arxiv=1405.7654
 |bibcode=2014JCAP...08..038L  |s2cid=119102568
}}
</ref>

<ref name=Mangano-PTOLEMY-etal-2019>
{{저널 인용
 |last1 = Mangano |first1 = Gianpiero
 |display-authors =etal
 |collaboration=PTOLEMY collaboration
 |year = 2019
 |title = Neutrino physics with the PTOLEMY project
 |journal = Journal of Cosmology and Astroparticle Physics
 |volume = 07  |page = 047
 |doi = 10.1088/1475-7516/2019/07/047
 |s2cid = 119397039 |arxiv = 1902.05508
}}
</ref>

}}
=== 내용주 ===
{{notelist}}

{{우주론}}

[[분류:중성미자 천문학]]
[[분류:물리우주론]]
[[분류:우주 배경 복사]]