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翻訳と辞書　辞書検索 [ 開発暫定版 ] スポンサード リンク 宇宙背景ニュートリノ ： ミニ英和和英辞書 宇宙背景ニュートリノ[ちょうおん] ===================================== 〔語彙分解〕的な部分一致の検索結果は以下の通りです。 ・ 宙 ： [ちゅう] 　【名詞】 1. space　2. air　3. midair　 ・ 背 ： [せ, せい] 　【名詞】 1. height　2. stature　 ・ 背景 ： [はいけい] 　【名詞】 1. background　2. scenery　3. setting　4. circumstance　 ・ ー ： [ちょうおん] 　(n) long vowel mark (usually only used in katakana) 宇宙背景ニュートリノ （ リダイレクト：宇宙ニュートリノ背景 ） ： ウィキペディア日本語版 宇宙ニュートリノ背景[うちゅうにゅーとりのはいけい] 宇宙ニュートリノ背景（うちゅうニュートリノはいけい）または宇宙背景ニュートリノ（うちゅうはいけいニュートリノ、Cosmic neutrino background、CNB、CνB）は、ニュートリノから構成される宇宙の背景粒子放射である。 宇宙マイクロ波背景放射(CMB)と同様に、CνBはビッグバンの残骸である。CMBは、宇宙の年齢が37万9000歳の頃に由来するが、CνBを生成したニュートリノデカップリングは、宇宙ができて2秒後から始まった。今日、CνBの温度は、約1.95 Kと推定されている。低いエネルギーのニュートリノは、物質と非常に弱い相互作用しかしないために検出が難しく、CνBは未だ直接検出されていない。しかしその存在については間接的な証拠が得られている。 ==宇宙背景ニュートリノの温度の誘導== CMBの温度が与えられるとCνBの温度を推定することができる。他の物質からニュートリノが分断される前、宇宙は、ニュートリノ、電子、陽電子、光子から構成され、全てが互いに熱平衡の状態にあった。温度が約2.5 MeVに達すると、ニュートリノは他の物質から分断され始めた。この分断にも関わらず、ニュートリノと光子は宇宙の拡大につれて同じ温度で存在し続けた。しかし、温度が電子の質量よりも低下すると、ほとんどの電子と陽電子は対消滅して熱とエントロピーを光子に転移し、光子の温度を上昇させる。そのため、電子と陽電子の対消滅前後での光子の温度の比は、今日の光子とニュートリノの温度の比と同じになる。この比を見いだすことで、宇宙のエントロピーは、電子と陽電子の対消滅でおおよそ保存されていることが推定される。それから以下の式を用いる。 :$\backslash sigma\; \backslash propto\; gT^3$ ここで、''σ''はエントロピー、''g''は実効自由度、''T''は温度である。すると、 :$\backslash left(\backslash frac\backslash right)^\; =\; \backslash frac$ ここで、''T0''は電子と陽電子の対消滅の前の温度、''T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'σ''はエントロピー、''g''は実効自由度、''T''は温度である。すると、 :$\backslash left(\backslash frac\backslash right)^\; =\; \backslash frac$ ここで、''T0''は電子と陽電子の対消滅の前の温度、''T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'はエントロピー、''g''は実効自由度、''T''は温度である。すると、 :$\backslash left(\backslash frac\backslash right)^\; =\; \backslash frac$ ここで、''T0''は電子と陽電子の対消滅の前の温度、''T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'g''は実効自由度、''T''は温度である。すると、 :$\backslash left(\backslash frac\backslash right)^\; =\; \backslash frac$ ここで、''T0''は電子と陽電子の対消滅の前の温度、''T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'は実効自由度、''T''は温度である。すると、 :$\backslash left(\backslash frac\backslash right)^\; =\; \backslash frac$ ここで、''T0''は電子と陽電子の対消滅の前の温度、''T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'T''は温度である。すると、 :$\backslash left(\backslash frac\backslash right)^\; =\; \backslash frac$ ここで、''T0''は電子と陽電子の対消滅の前の温度、''T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'は温度である。すると、 :$\backslash left(\backslash frac\backslash right)^\; =\; \backslash frac$ ここで、''T0''は電子と陽電子の対消滅の前の温度、''T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'T0''は電子と陽電子の対消滅の前の温度、''T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'は電子と陽電子の対消滅の前の温度、''T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'T1''はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'はその後の温度を表す。''g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'g0''は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'は粒子の種類によって次のように決まる値である。 *質量のないボソンである光子は2 *フェルミオンである電子と陽電子はそれぞれ2(7/8)〔 ''g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'g1''は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'は、光子ではちょうど2となるため、 :$\backslash frac\; =\; \backslash left(\backslash frac\backslash right)^$ ここで現在の値である''Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'Tγ'' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。' = を与えると、''Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'Tν'' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。' ? となる。 上述の議論は、常に相対論的である質量のないニュートリノでも成立する。静止質量が0ではないニュートリノでは、熱エネルギー3/2 ''kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'kTν'' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。' が静止質量エネルギー''mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'mνc2''を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。'を下回ると、温度の観点での記述はもはや適切ではなくなる。その代わり、このような場合は、明確に定義されるエネルギー密度を用いることになる。 抄文引用元・出典: フリー百科事典『 ウィキペディア（Wikipedia）』 ■ウィキペディアで「宇宙ニュートリノ背景」の詳細全文を読む 英語版ウィキペディアに対照対訳語「 Cosmic neutrino background 」があります。 スポンサード リンク 翻訳と辞書 : 翻訳のためのインターネットリソース Copyright(C) kotoba.ne.jp 1997-2016. 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