三十年的数据，大小超过整整30tb，如果不是经过基因优化药剂的改造，单单分析这些数据，庞学林就需要几年时间。
但现在，对他而言，分析数据就是小儿科，最重要的，是如何从这些数据中获取自己想要的信息。
这种研究如同大海捞针，但庞学林却显得兴致勃勃。
以往穿越的那些世界，因为种种原因，庞学林虽然见识到了大量的黑科技，也学习了不少物理学、化学领域的前沿知识，但要说独立做研究，这还是第一次。
宇宙大爆炸中产生的大量光子在热大爆炸结束后遗留下来，随着宇宙膨胀而红移冷却，形成了我们今天观测到的宇宙微波背景辐射。
类似地，在宇宙大爆炸期间产生的大量中微子也遗留下来，形成了宇宙中微子背景。
早期宇宙中温度、密度都很高，因此中微子与其他粒子如重子、正负电子、光子等都发生充分的相互作用而形成热平衡流体，中微子可与其他粒子相互转化，这时中微子的分布符合极端相对论性的费米分布。对于一种极端相对论粒子，其数量和质量密度为n34f3π2gt3，p78fπ230gt4
其中t为温度，g为自由度，为黎曼zeta函数。对于费米子则适用前面有下角标f的因子，对玻色子该因子等于1。随着宇宙膨胀，弱相互作用反应速率迅速下降，难以维持中微子与其他粒子的热平衡。当弱相互作用反应速率Γ
但是，在中微子退耦后不久，早期宇宙中大量存在的正电子与负电子大量湮灭为光子对，这导致光子气体温度的下降在
一段时间内较中微子慢一些。一种简单的近似处理是考虑此过程中系统的熵：在正负电子对湮灭前，光子、正电子和负电子各有两个自旋态，而费米子需乘以因子78，因此总有效自由度为gsi2γ2e2e78112
正负电子对湮灭后相应的熵转移到光子中，自由度为2。总熵在此过程不变，则tf11413ti，最终光子气体的温度与中微子气体温度之间关系为tv41113tγ
今天宇宙微波背景辐射的温度为2725k，因此若中微子为无质量粒子，则其今天的温度将是1945k。实际上由于中微子有质量，其温度还要下降得更低一些。中微子振荡现象表明中微子质量不为零，但这个质量尚未测出。每种中微子包括正、反粒子今天的数量密度约为1123，据此可得今天的中微子相对密度为Σ938h2ev。
中微子退耦的时期也正是大爆炸核合成开始的时期。在这一时期，宇宙中的重子主要以质子和中子的形式存在。此后，质子和中子通过核反应形成氘核，进而继续反应生成氚，氦3，氦4等。由于氘的结合能较低，而重子数量远小于光子，因此氘很容易被大量黑体辐射光子中能量较高的少量光子破坏，因此尽管氘是质子中子直接反应的产物，但最后形成的量并不多，其丰度主要取决于重子数密度，稳定的氦则形成较多，其丰度与重子数密度和膨胀率都有关系。
中微子在这一过程中并不直接发挥重要作用，而是主要影响宇宙的膨胀速度。每种相对论粒子都会贡献部分宇宙密度，总的密度正比于有效相对论自由度g。在粒子物理标准模型中，有3代中微子。如果考虑存在非标准模型的中微子g107574Δn，这里1075是标准模型给出的大爆炸核合成时期的有效相对论自由度，而Δn，表示超出标准模型的轻中微子的种类，这里“轻”指的是中微子质量远小于大爆炸核合成时期的温度01v因而可以被视为极端相对论粒子。给定我们今天观测到的哈勃膨胀率h0，宇宙密度越大，也就意味着核合成时期的宇宙膨胀率越高。
而宇宙膨胀速率越高，相应地可供反应的时间尺度也越短，这对原初氦丰度的影响是，近似地，Δy0013Δn。因此，根据原初氦丰度，可以限制宇宙中存在的中微子的数量，人们据此推测只存在三种中微子，考虑到实际的中微子退耦过程不是瞬时的，常取标准值n3046。不过，氦丰度测量精度有限，氦原初丰度还要从测到的河外电离区氦丰度外插。近年来，氦原初丰度的测量值比过去大，目前的测量值从0246到0254都有，其差异大于统计误差。另外n与重子数密度存在简并，也限制了这种方法的精度。从氘和氦丰度，可以得出中微子数量的限制为18
实际上，用此方法给出的限制不限于中微子，任何“暗辐射”成分都可以被限制。一个大爆炸时和中微子同时处在热平衡中的零质量玻色子可等效为47057个中微子。更早地在正反μ子湮灭之前t100v退耦的零质量玻色子可等效为039个中微子。
整整三个月的时间，庞学林一步都没有踏出自己的房间。
饿了，自然有人会将食物送进来。
困了，倒头就睡。
至于洗澡什么的，那是不存在的。
如果说之前，庞学林在研究除数学意外的其他学科时，都带有某种目的的话，那这一次，他的研究要纯粹许多。
他头一次从基础物理学的研究中，找到了和研究数学类似的乐趣。
但现在，对他而言，分析数据就是小儿科，最重要的，是如何从这些数据中获取自己想要的信息。
这种研究如同大海捞针，但庞学林却显得兴致勃勃。
以往穿越的那些世界，因为种种原因，庞学林虽然见识到了大量的黑科技，也学习了不少物理学、化学领域的前沿知识，但要说独立做研究，这还是第一次。
宇宙大爆炸中产生的大量光子在热大爆炸结束后遗留下来，随着宇宙膨胀而红移冷却，形成了我们今天观测到的宇宙微波背景辐射。
类似地，在宇宙大爆炸期间产生的大量中微子也遗留下来，形成了宇宙中微子背景。
早期宇宙中温度、密度都很高，因此中微子与其他粒子如重子、正负电子、光子等都发生充分的相互作用而形成热平衡流体，中微子可与其他粒子相互转化，这时中微子的分布符合极端相对论性的费米分布。对于一种极端相对论粒子，其数量和质量密度为n34f3π2gt3，p78fπ230gt4
其中t为温度，g为自由度，为黎曼zeta函数。对于费米子则适用前面有下角标f的因子，对玻色子该因子等于1。随着宇宙膨胀，弱相互作用反应速率迅速下降，难以维持中微子与其他粒子的热平衡。当弱相互作用反应速率Γ
但是，在中微子退耦后不久，早期宇宙中大量存在的正电子与负电子大量湮灭为光子对，这导致光子气体温度的下降在
一段时间内较中微子慢一些。一种简单的近似处理是考虑此过程中系统的熵：在正负电子对湮灭前，光子、正电子和负电子各有两个自旋态，而费米子需乘以因子78，因此总有效自由度为gsi2γ2e2e78112
正负电子对湮灭后相应的熵转移到光子中，自由度为2。总熵在此过程不变，则tf11413ti，最终光子气体的温度与中微子气体温度之间关系为tv41113tγ
今天宇宙微波背景辐射的温度为2725k，因此若中微子为无质量粒子，则其今天的温度将是1945k。实际上由于中微子有质量，其温度还要下降得更低一些。中微子振荡现象表明中微子质量不为零，但这个质量尚未测出。每种中微子包括正、反粒子今天的数量密度约为1123，据此可得今天的中微子相对密度为Σ938h2ev。
中微子退耦的时期也正是大爆炸核合成开始的时期。在这一时期，宇宙中的重子主要以质子和中子的形式存在。此后，质子和中子通过核反应形成氘核，进而继续反应生成氚，氦3，氦4等。由于氘的结合能较低，而重子数量远小于光子，因此氘很容易被大量黑体辐射光子中能量较高的少量光子破坏，因此尽管氘是质子中子直接反应的产物，但最后形成的量并不多，其丰度主要取决于重子数密度，稳定的氦则形成较多，其丰度与重子数密度和膨胀率都有关系。
中微子在这一过程中并不直接发挥重要作用，而是主要影响宇宙的膨胀速度。每种相对论粒子都会贡献部分宇宙密度，总的密度正比于有效相对论自由度g。在粒子物理标准模型中，有3代中微子。如果考虑存在非标准模型的中微子g107574Δn，这里1075是标准模型给出的大爆炸核合成时期的有效相对论自由度，而Δn，表示超出标准模型的轻中微子的种类，这里“轻”指的是中微子质量远小于大爆炸核合成时期的温度01v因而可以被视为极端相对论粒子。给定我们今天观测到的哈勃膨胀率h0，宇宙密度越大，也就意味着核合成时期的宇宙膨胀率越高。
而宇宙膨胀速率越高，相应地可供反应的时间尺度也越短，这对原初氦丰度的影响是，近似地，Δy0013Δn。因此，根据原初氦丰度，可以限制宇宙中存在的中微子的数量，人们据此推测只存在三种中微子，考虑到实际的中微子退耦过程不是瞬时的，常取标准值n3046。不过，氦丰度测量精度有限，氦原初丰度还要从测到的河外电离区氦丰度外插。近年来，氦原初丰度的测量值比过去大，目前的测量值从0246到0254都有，其差异大于统计误差。另外n与重子数密度存在简并，也限制了这种方法的精度。从氘和氦丰度，可以得出中微子数量的限制为18
实际上，用此方法给出的限制不限于中微子，任何“暗辐射”成分都可以被限制。一个大爆炸时和中微子同时处在热平衡中的零质量玻色子可等效为47057个中微子。更早地在正反μ子湮灭之前t100v退耦的零质量玻色子可等效为039个中微子。
整整三个月的时间，庞学林一步都没有踏出自己的房间。
饿了，自然有人会将食物送进来。
困了，倒头就睡。
至于洗澡什么的，那是不存在的。
如果说之前，庞学林在研究除数学意外的其他学科时，都带有某种目的的话，那这一次，他的研究要纯粹许多。
他头一次从基础物理学的研究中，找到了和研究数学类似的乐趣。