우주 중성미자 배경

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1. 개요
2. CνB 온도의 유도
3. CνB에 대한 간접 증거
- 3.1. 빅뱅 핵합성(BBN)
- 3.2. 우주 마이크로파 배경(CMB) 이방성과 구조 형성
  - 3.2.1. CMB 위상 변화
4. CνB 직접 검출 전망
- 4.1. 삼중수소 베타 붕괴 활용
- 4.2. 과제와 전망
참조

1. 개요

우주 중성미자 배경(CνB)은 빅뱅 이후 우주에 존재하며, 우주 마이크로파 배경(CMB)과 유사하게 우주 초기의 정보를 담고 있다. CνB의 온도는 CMB의 온도를 바탕으로 추정할 수 있으며, 현재 약 1.95K로 예측된다. CνB는 빅뱅 핵합성 및 CMB 이방성 연구를 통해 간접적으로 증명되었으며, 삼중수소를 이용한 직접 검출 실험이 제안되었지만, 기술적인 어려움으로 인해 현재까지 직접적인 검출에는 성공하지 못했다.

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우주 중성미자 배경
개요
종류	배경 복사
입자	중성미자 (italic ) is the Greek 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 "v", which in a sans-serif font is identical: Greek "ν" vs. Latin "v".}}
기원	빅뱅
발견 시점	간접적 검출
첫 검출	2016년
상세 정보
설명	우주의 배경 입자 복사로, 중성미자로 구성됨.
기원	초기 우주
중요성	빅뱅 이론의 중요한 예측 중 하나이며, 우주론적 모델 검증에 사용됨.
검출 방법	우주 마이크로파 배경에 미치는 미세한 영향 분석을 통해 간접적으로 검출됨.
온도	약 로 추정됨. 이는 우주 마이크로파 배경 온도보다 약간 낮음.
밀도	중성미자의 종류에 따라 다르지만, 대략적으로 우주 마이크로파 배경 광자의 밀도와 비슷한 수준일 것으로 예상됨.
상호 작용	다른 물질과의 상호 작용이 매우 약하기 때문에 직접적인 검출이 어려움.
연구	우주 중성미자 배경의 특성을 연구함으로써 초기 우주의 물리적 조건과 중성미자의 성질에 대한 정보를 얻을 수 있음.
역사	빅뱅 이론에서 예측되었지만, 기술적인 어려움으로 인해 오랫동안 검출되지 못했음.
최신 연구	우주 마이크로파 배경 데이터 분석을 통해 우주 중성미자 배경의 존재를 간접적으로 확인하는 연구가 진행 중임.

2. CνB 온도의 유도

우주 마이크로파 배경(CMB)의 온도가 주어지면 우주 중성미자 배경(CνB)의 온도를 추정할 수 있다.

우주는 초기에 열평형 상태에 있었으며, 광자와 경입자는 쌍생성과 쌍소멸을 통해 서로 자유롭게 생성되었다. 이는 빅뱅 직후 매우 짧은 시간 동안 지속되었다. 이후 우주가 팽창하고 냉각되면서, 광자는 더 이상 경입자를 쌍생성할 만큼 충분한 에너지를 가지지 못하게 되었다. 이 시점에서 남은 전자와 양전자는 쌍소멸하고, 이들이 생성한 광자는 새로운 입자 쌍을 생성할 수 없었다.

중성미자 탈동조가 일어나기 전, 매우 높은 온도에서 우주는 중성미자, 전자, 양전자, 광자로 구성되었으며, 이들은 모두 서로 열평형 상태에 있었다. 온도가 약 2.5MeV (17.4G)로 떨어지면, 중성미자는 다른 물질과 분리되었다. 이러한 분리에도 불구하고 중성미자와 광자는 우주 팽창이라는 동일한 과정에 의해 동일한 초기 온도에서 동일한 방식으로 냉각되면서 동일한 온도를 유지했다. 그러나 온도가 전자의 질량의 두 배 이하로 떨어지면, 대부분의 전자와 양전자는 쌍소멸하여 열과 엔트로피를 광자로 전달하여 광자의 온도를 상승시킨다.

전자-양전자 쌍소멸 전후 광자의 온도 비율은 현재 중성미자와 광자의 온도 비율과 같다. 이 비율은 우주의 엔트로피가 전자-양전자 쌍소멸에 의해 거의 보존되었다는 가정 하에 다음과 같이 계산된다.

: $s \propto g \, T^3$

여기서 s는 엔트로피, g는 유효 자유도 수, T는 플라스마 또는 광자 온도이다. 반응이 멈춘 후, 엔트로피 s는 특정 온도 이하에서 거의 "고정"되므로, 다음 식이 성립한다.

: $\frac{\; T_1 \;}{T_2} = \left(\frac{\; g_2 \;}{g_1}\right)^{\tfrac{1}{3}}$

$\; T_1 \propto T_\mathrm{\nu} \;$ : 쌍생성과 쌍소멸이 평형을 이루던 가장 낮은 온도
$\; T_2 \propto T_\mathrm{\gamma} \;$ : 전자-양전자 쌍이 쌍소멸되어 광자 에너지에 기여한 후의 온도
$\; T_\mathrm{\gamma} \;$ , $\; T_\mathrm{\nu} \;$ : 각각 광자와 중성미자의 동시 온도 (특정 온도 이하에서 비율 고정)

\; g_1 \;

은 평형 반응에 참여한 입자 종류에 따라 결정된다.

광자 (질량이 없는 보손): + 2^[1]
전자, 양전자, 기타 페르미온): + ^[1]

\; g_2 \;

는 현재 체제에서 열평형 상태에 있는 광자만 고려하므로 2이다.^[1]

따라서,

:

\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}

현재 우주 광자 배경 온도(

\; T_\mathrm\gamma

)는 이므로,^[2] 중성미자 배경 온도(

\; T_\mathrm\nu

)는 약 로 추정된다.

위의 논의는 질량이 없는 중성미자에 대해 유효하며, 중성미자가 항상 상대론적일 때 해당한다. 정지 질량이 0이 아닌 중성미자의 경우, 중성미자가 비상대론적이 되는 낮은 온도에서는 온도에 의한 설명이 적절하지 않다.

2. 1. 열평형 상태와 중성미자 분리

중성미자 탈동조 전, 매우 높은 온도에서 우주는 중성미자, 전자, 양전자, 광자로 구성되었으며, 이들은 모두 서로 열평형 상태에 있었다. 온도가 대략 (

17.4\times 10^9

K)로 떨어지면, 중성미자는 다른 물질로부터 분리되었고, 실질적인 목적에서 이러한 중성미자와의 모든 렙톤 및 광자 상호작용은 중단되었다.^[18]

이러한 분리에도 불구하고, 중성미자와 광자는 이전의 제1 체제(우주의 원래 상태는 열평형 상태)의 "화석"처럼 우주가 팽창함에 따라 동일한 온도를 유지했다. 이는 둘 다 우주 팽창이라는 동일한 과정에 의해 동일한 초기 온도에서 동일한 방식으로 냉각되기 때문이다. 그러나 온도가 전자의 질량의 두 배 이하로 떨어지면, 대부분의 전자와 양전자가 소멸하여 열과 엔트로피를 광자로 전달하여 광자의 온도를 높였다. 따라서 전자-양전자 소멸 전후 광자의 온도 비율은 현재 제2 체제(광자+렙톤 플라스마가 냉각된 상태)에서 중성미자와 광자의 온도 비율과 같다.

2. 2. 전자-양전자 쌍소멸과 광자 가열

중성미자 탈동조 전, 매우 높은 온도에서 우주는 전자, 양전자, 광자, 중성미자 등으로 구성되었으며, 이들은 모두 서로 열평형 상태에 있었다. 온도가 약

17.4\times 10^9

K로 낮아지면, 중성미자는 다른 물질과 분리되기 시작했다. 이러한 분리에도 불구하고, 중성미자와 광자는 우주가 팽창하면서 동일한 온도를 유지했다. 이는 우주 팽창이라는 동일한 과정에 의해 같은 초기 온도에서 같은 방식으로 냉각되었기 때문이다.

하지만, 온도가 전자의 질량의 두 배 이하로 떨어지면, 대부분의 전자와 양전자는 쌍소멸하여 그 열과 엔트로피를 광자에 전달했고, 이로 인해 광자의 온도가 상승했다. 따라서 전자-양전자 쌍소멸 전후의 광자 온도 비율은 현재의 중성미자와 광자의 온도 비율과 같다.

이 비율을 구하기 위해, 우주의 엔트로피 가 전자-양전자 쌍소멸 과정에서 거의 보존되었다고 가정한다. 엔트로피는 다음 식과 같이 표현된다.

:

s \propto g \, T^3

여기서 는 유효 자유도 수이고, 는 플라스마 또는 광자의 온도이다. 반응이 멈춘 후, 엔트로피 는 특정 온도 이하에서 거의 "고정"되므로, 다음 식이 성립한다.

:

\frac{\; T_1 \;}{T_2} = \left(\frac{\; g_2 \;}{g_1}\right)^{\tfrac{1}{3}}

$\; T_1 \propto T_\mathrm{\nu} \;$ 는 쌍생성과 쌍소멸이 평형을 이루던 가장 낮은 온도
$\; T_2 \propto T_\mathrm{\gamma} \;$ 는 전자-양전자 쌍이 쌍소멸되어 광자 에너지에 기여한 후의 온도
$\; T_\mathrm{\gamma} \;$ 와 $\; T_\mathrm{\nu} \;$ 는 각각 광자()와 중성미자()의 동시 온도이며, 이들의 비율은 특정 온도( $\; T_\mathrm{\gamma} < T_1 \;$ ) 이후에는 영구적으로 고정

\; g_1 \;

은 원래 평형 반응에 참여한 입자 종류에 따라 결정되는 값으로, 다음과 같이 계산된다.

각 광자 (또는 질량이 없는 보손): + 2^[1]
각 전자, 양전자 또는 기타 페르미온): + ^[1]

반면,

\; g_2 \;

는 현재 체제에서 열평형 상태에 있는 광자만 고려하므로 단순히 2이다.^[1]

따라서,

:

\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}

현재 우주 광자 배경 온도(

\; T_\mathrm\gamma

)는 이므로,^[2] 중성미자 배경 온도(

\; T_\mathrm\nu

)는 약 로 추정된다.

2. 3. CνB 온도 추정

중성미자 탈동조 이전, 매우 높은 온도에서 우주는 중성미자, 전자, 양전자, 광자로 구성되었으며, 이들은 모두 서로 열평형 상태에 있었다. 온도가 약 2.5MeV (17.4G)로 떨어지면, 중성미자는 다른 물질로부터 분리되기 시작했다. 이러한 분리에도 불구하고, 중성미자와 광자는 우주가 팽창함에 따라 같은 온도를 유지했다. 이는 둘 다 우주 팽창이라는 동일한 과정에 의해 동일한 초기 온도에서 동일한 방식으로 냉각되기 때문이다.

그러나 온도가 전자의 질량보다 낮아지면, 대부분의 전자와 양전자는 쌍소멸하여 열과 엔트로피를 광자로 전이하고, 광자의 온도를 상승시킨다. 따라서 전자-양전자 쌍소멸 전후의 광자 온도 비율은 오늘날의 광자와 중성미자의 온도 비율과 같다.

이 비율을 구하기 위해, 우주의 엔트로피는 전자-양전자 쌍소멸에서 대략적으로 보존된다고 가정한다. 그런 다음 다음 식을 사용한다.

:

s \propto gT^3

여기서 s는 엔트로피, g는 실효 자유도 수, T는 플라스마 또는 광자 온도이다. 반응이 멈추면, 엔트로피 s는 컷오프 온도 이하의 모든 온도에서 거의 "고정"된 채로 유지되어야 하므로, 다음을 얻는다.

:

\left(\frac{g_0}{g_1}\right)^{1/3} = \frac{T_1}{T_0}

여기서, T₀는 전자-양전자 쌍소멸 전의 온도, T₁는 그 후의 온도를 나타낸다. g₀는 입자의 종류에 따라 다음과 같이 결정되는 값이다.

질량이 없는 보손인 광자는 2^[1]
페르미온인 전자와 양전자는 각각 2(7/8)^[1]

g₁는 광자에서 2 이므로,

:

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

여기서 현재 값인 T_γ = 를 대입하면^[2], T_ν = 가 된다.

위의 논의는 항상 상대론적인 질량이 없는 중성미자에서도 성립한다. 정지 질량이 0이 아닌 중성미자의 경우, 열 에너지 (3/2)kT_ν가 정지 질량 에너지 m_νc²보다 낮아지면, 온도 관점에서의 기술은 더 이상 적절하지 않다. 그 대신, 이러한 경우에는 명확하게 정의되는 에너지 밀도를 사용하게 된다.

3. CνB에 대한 간접 증거

상대론적 중성미자는 우주의 복사 에너지 밀도 ρ_R에 기여하며, 이는 일반적으로 유효 중성미자 종 수 N_ν로 매개변수화된다. 이 관계는 다음 수식으로 표현된다.

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

여기서 ''z''는 적색편이를 나타낸다. 첫 번째 대괄호 항은 CMB에 의한 것이고, 두 번째 항은 CνB에 의한 것이다. 세 가지 종류의 중성미자를 가지는 표준 모형에서는 N_ν ≃ 3.046 값을 예측하는데,^[24] 이는 전자-양전자 쌍소멸 동안의 비열적 스펙트럼 왜곡에 기인하는 소량의 보정을 포함한다.^[7]

이처럼 CνB는 초기 우주에 다양한 영향을 미쳤기에, 여러 관측을 통해 그 존재를 간접적으로 확인할 수 있다. 복사 밀도는 초기 우주의 다양한 물리적 과정에 큰 영향을 미쳤으며, 측정 가능한 양에 잠재적으로 감지 가능한 흔적을 남겨, 관측을 통해 N_ν 값을 추론할 수 있게 하기 때문이다.

3. 1. 빅뱅 핵합성(BBN)

상대론적 중성미자는 우주의 복사 에너지 밀도 ρ_R에 기여하며, 이는 일반적으로 유효 중성미자 종 수 N_ν로 매개변수화된다. 이 관계는 다음 수식으로 표현된다.

:

\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],

여기서 z는 적색편이를 나타낸다. 첫 번째 대괄호 항은 CMB에 의한 것이고, 두 번째 항은 CνB에 의한 것이다. 세 가지 종류의 중성미자를 가지는 표준 모형에서는 N_ν ≃ 3.046 값을 예측하는데,^[24] 이는 전자-양전자 쌍소멸 동안의 비열적 스펙트럼 왜곡에 기인하는 소량의 보정을 포함한다.^[7] 복사 밀도는 초기 우주의 다양한 물리적 과정에 큰 영향을 미쳤으며, 측정 가능한 양에 잠재적으로 감지 가능한 흔적을 남겨, 관측을 통해 N_ν 값을 추론할 수 있게 한다.

빅뱅 핵합성(BBN) 동안 우주의 팽창 속도에 미치는 영향으로 인해, 가벼운 원소 (헬륨-4, 중수소)의 초기 존재량에 대한 이론적 기대치는 N_ν에 의존한다. 초기 헬륨-4와 중수소의 존재량에 대한 천체물리학적 측정값은 68% 신뢰도 구간에서 N_ν = 3.14+0.70-0.65 값을 가지며,^[22] 이는 표준 모형의 예측과 매우 잘 일치한다.^[5]

3. 2. 우주 마이크로파 배경(CMB) 이방성과 구조 형성

상대론적 중성미자는 우주의 복사 에너지 밀도(ρ_R)에 기여하며, 이는 유효 중성미자 종 수(N_ν)로 나타낼 수 있다. 이 관계는 다음 수식으로 표현된다.

:

\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],

여기서 z는 적색편이를 나타낸다. 첫 번째 항은 우주 마이크로파 배경(CMB)에 의한 것이고, 두 번째 항은 우주 중성미자 배경(CνB)에 의한 것이다. 표준 모형에서는 N_ν ≃ 3.046을 예측한다.^[24]

CνB는 우주의 복사 밀도에 영향을 주고(물질-복사 균등 시기를 결정), 중성미자의 비등방성 응력은 CMB의 이방성 패턴과 물질 섭동의 성장에 영향을 미쳐 스펙트럼의 음향 진동을 약화시킨다. 또한, 자유롭게 흐르는(free-streaming) 거대한 중성미자는 소규모 구조의 성장을 억제한다.

WMAP의 5년간 관측 데이터와 Ia형 초신성 데이터, 중입자 음향 진동 스케일을 결합한 결과, N_ν = 4.34+0.88

−0.86 (68% 신뢰 구간)^[25]값을 얻었으며, 이는 빅뱅 핵합성(BBN) 제약 조건에 대한 독립적인 확인을 제공한다. 플랑크 우주선 협력에서는 N_ν = 3.15±0.23^[20]라는 가장 정밀한 값을 발표하였다.

3. 2. 1. CMB 위상 변화

우주 마이크로파 배경(CMB)에 불규칙성이 있다는 것은 잘 알려져 있으며, CMB 변동 중 일부는 중입자 음향 진동의 영향으로 대략 규칙적인 간격을 두고 있었다. 이론적으로, 분리된 중성미자는 다양한 CMB 변동의 위상에 아주 약간의 영향을 미쳤을 것이다.^[23] 2015년에는 이러한 변화가 CMB에서 감지된 것으로 보고되었다. 이 변동은 빅뱅 이론에서 예측하는 온도(예측값 1.95K에 대하여 1.96K)와 거의 일치하며, 현재 표준 모형에서 예측하는 중성미자의 종류 수와 동일한 3종류의 중성미자에 해당한다.^[23] 이러한 관측 결과는 빅뱅 이론의 예측과 일치하며, 우주 중성미자 배경(CνB)의 존재를 뒷받침하는 증거로 여겨진다.

4. CνB 직접 검출 전망

우주 중성미자 배경(CνB)의 존재를 확인하려면 지구에서 실험을 통해 직접 탐지해야 한다. CνB를 구성하는 중성미자는 일반 물질과 약하게 상호작용하며 비상대론적이어서 탐지가 매우 어렵다.^[26] 이러한 어려움 때문에, CνB 검출은 현재의 과학기술 수준으로는 매우 어렵고, 성공하더라도 경제적 파급 효과를 기대하기 어렵다는 주장이 나올 수 있다.

4. 1. 삼중수소 베타 붕괴 활용

우주 중성미자 배경(CνB)을 직접 검출하는 방법 중 하나는 삼중수소(${}^3\mathrm{H}$)에 CνB 중성미자를 포획하여 유도된 형태의 베타 붕괴를 일으키는 것이다.^[26]^[9]

CνB의 중성미자는 다음 반응을 통해 전자를 생성한다.

:

\mathrm{\nu} + {}^3\mathrm{H} \rightarrow {}^3\mathrm{He} + e^{-} ~,

이때 주된 배경은 자연 베타 붕괴를 통해 생성된 전자에서 비롯된다.

:

{}^3\mathrm{H} \rightarrow {}^3\mathrm{He} + e^{-} + \mathrm{\bar{\nu}} ~.

이러한 전자는 CνB의 크기를 측정하기 위한 실험 장치에 의해 검출된다. 자연 베타 붕괴로 생성된 전자가 훨씬 더 많지만, 최대 에너지는 CνB 전자의 평균 에너지보다 평균 중성미자 질량의 두 배만큼 작다. 이 질량은 몇 eV 이하로 작기 때문에, 신호를 배경에서 분리하려면 우수한 에너지 분해능을 가진 검출기가 필요하다. 이러한 실험 중 하나로 PTOLEMY가 제안되었으며, 100g의 삼중수소 표적으로 구성된다.^[21]^[4] 탐지기는 2022년까지,^[27] 탐지기 데몬스트레이터(약 0.2g의 삼중수소 포함)는 2025년까지 준비될 예정이었다.^[10]

4. 2. 과제와 전망

우주 중성미자 배경(CνB)의 직접 검출은 현재 기술로는 매우 어려운 과제이다. CνB를 구성하는 중성미자는 일반 물질과 약하게만 상호작용하고 비상대론적이기 때문에 탐지가 어렵다.^[26]

CνB 직접 검출을 위해 제안된 방법 중 하나는 삼중수소(

\; {}^3\mathrm{H} \;

)에 우주 유물 중성미자를 포획하여 유도된 형태의 베타 붕괴를 일으키는 것이다.^[26] 이 과정에서 다음 반응을 통해 전자가 생성된다.

:

\mathrm{\nu} + {}^3\mathrm{H} \rightarrow {}^3\mathrm{He} + e^{-} ~,

하지만 자연 베타 붕괴를 통해 생성되는 전자가 주요 배경(background)으로 작용한다.

:

{}^3\mathrm{H} \rightarrow {}^3\mathrm{He} + e^{-} + \mathrm{\bar{\nu}} ~.

CνB 측정 실험 장치는 이 전자들을 검출한다. 자연 베타 붕괴로 인한 전자가 훨씬 많지만, 최대 에너지는 CνB 전자의 평균 에너지보다 평균 중성미자 질량의 2배만큼 작다. 중성미자 질량은 몇 eV 이하로 매우 작기 때문에, 신호와 배경을 분리하려면 탐지기가 우수한 에너지 분해능을 가져야 한다.

이러한 실험 중 하나로 PTOLEMY가 제안되었으며, 100g의 삼중수소 표적으로 구성된다.^[21] 탐지기는 2022년까지 준비될 예정이었으며,^[27] 2025년까지는 약 0.2g의 삼중수소를 포함한 탐지기 데몬스트레이터가 준비될 예정이다.^[10]

참조

_[1] 서적 Cosmology https://books.google[...] Oxford University Press
_[2] 학술지 The spectral results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer instrument on COBE
_[3] 학술지 Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters
_[4] ArXiv Development of a relic neutrino detection experiment at PTOLEMY: Princeton Tritium Observatory for Light, Early-Universe, Massive-Neutrino Yield
_[5] 학술지 New BBN limits on physics beyond the standard model from He-4
_[6] 학술지 First detection of the acoustic oscillation phase shift expected from the cosmic neutrino background
_[7] 학술지 Relic neutrino decoupling including flavor oscillations
_[8] 학술지 Seven-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Cosmological interpretation
_[9] 학술지 Probing low energy neutrino backgrounds with neutrino capture on beta decaying nuclei
_[10] 학술지 Neutrino physics with the PTOLEMY project
_[11] 서적 ニュートリノ物理 ―ニュートリノで探る素粒子と宇宙―（基本法則から読み解く物理学最前線 9）共立出版
_[12] 서적 Cosmology https://books.google[...] Oxford University Press
_[13] 학술지 The Spectral Results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument on COBE
_[14] 학술지 Relic neutrino decoupling including flavor oscillations
_[15] 학술지 New BBN limits on physics beyond the standard model from He-4
_[16] 학술지 Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation
_[17] 학술지 Neutrino perturbations in CMB anisotropy and matter clustering
_[18] 서적 Cosmology https://books.google[...]
_[19] 학술지 The spectral results of the Far-Infrared Absolute Spectrophotometer instrument on COBE
_[20] 학술지 Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters
_[21] ArXiv Development of a relic neutrino detection experiment at PTOLEMY: Princeton Tritium Observatory for Light, Early-Universe, Massive-Neutrino Yield
_[22] 학술지 New BBN limits on physics beyond the standard model from He-4
_[23] 학술지 First detection of the acoustic oscillation phase shift expected from the cosmic neutrino background
_[24] 학술지 Relic neutrino decoupling including flavor oscillations
_[25] 학술지 Seven-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Cosmological interpretation
_[26] 학술지 Detecting non-relativistic cosmic neutrinos by capture on tritium: phenomenology and physics potential
_[27] 학술지 Neutrino physics with the PTOLEMY project

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