轻子是构成宇宙的基本粒子,它在我们理解粒子物理学和宇宙学中起着至关重要的作用。在粒子物理的标准模型中,已知有六种轻子,它们分为三种带电轻子(电子、缪子和τ子)及其对应的三种中微子。带电轻子尤其值得关注,因为它们的质量可以被测量,它们与其他粒子的相互作用也已被深入研究。然而,关于是否存在更多、更重的轻子一直是理论推测和实验研究的热点。
标准模型与轻子家族在粒子物理的标准模型中,轻子分为三代或三类:
第一代:电子(e^-)和电子中微子(ν_e)。
第二代:缪子(μ^-)和缪子中微子(ν_μ)。
第三代:τ子(τ^-)和τ子中微子(ν_τ)。
每一代轻子包括一个带电轻子(如电子、缪子或τ子)及其对应的中微子。这些轻子的质量随着代的增加而增加,其中电子最轻,缪子较重,τ子最重。另一方面,中微子的质量极小,过去曾被认为是无质量的,直到最近的发现证实它们确实具有非常小的质量。
标准模型成功地预测了这些粒子的行为,但其本身存在一些限制。例如,它无法解释轻子质量的具体数值,也没有机制来解释中微子的质量。此外,虽然标准模型包含了三代轻子,但从理论上讲,标准模型并未明确排除存在更多代或类型的轻子。这为探索是否存在更重的轻子及其在宇宙学中的影响提供了可能性。
宇宙学限制:早期宇宙1977年steigman提出,早期宇宙为检验超越标准模型的粒子物理学提供了独特的实验场所,特别是通过对宇宙微波背景(CMB)、大爆炸核合成(BBN)的观测。这些观测窗口对可能存在的粒子种类,包括重型轻子,施加了严格的限制。
大爆炸核合成(BBN)大爆炸核合成指的是在宇宙诞生的最初几分钟内,轻元素(如氢、氦和锂)的生成。这些轻元素的丰度对当时存在的相对论粒子种类的数量极为敏感,通常用“有效中微子种类数” (N_eff)来表示。
在标准模型中,N_eff的预测值略高于3,这是由于中微子脱耦过程中的小修正所致。然而,增加额外的相对论粒子(如无质量或轻质量的重型轻子)会改变这个数值,从而影响预测的元素丰度。当前的原始元素丰度观测结果与标准模型的预测值一致,表明任何额外的轻子种类必须要么非常重(因此在大爆炸核合成期间不是相对论性的),要么根本不存在。
因此,大爆炸核合成对额外的轻型轻子的存在施加了强有力的限制。如果有额外的轻子存在,它们必须具有足够大的质量(大于几MeV),以便在大爆炸核合成期间不显著贡献于相对论能量密度。
宇宙微波背景(CMB)宇宙微波背景是大爆炸后留下的辐射,提供了宇宙在38万年前的快照。CMB 是理解宇宙成分的重要工具,因为这种辐射的性质受到早期宇宙中相对论粒子种类数量的影响。
与BBN类似,CMB对N_eff非常敏感,N_eff影响宇宙的膨胀速度以及CMB中观测到的温度各向异性的详细结构。当前的CMB测量,特别是由普朗克卫星提供的数据,给出了一个非常精确的N_eff值,与标准模型的预测值 3.046 一致。这一一致性表明,任何额外的粒子种类(包括新的重型轻子)要么必须足够早地脱耦,要么必须足够重,以至于在CMB形成时不显著贡献于相对论能量密度。
因此,CMB观测排除了三代已知轻子之外的任何轻型或无质量的轻子存在。然而,这些观测并没有完全排除非常重的轻子的可能性,这些重子会在CMB形成之前很早就从热等离子体中脱耦,因此不会在CMB各向异性中留下可检测的印记。