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（N）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。
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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N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。
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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。
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