他很清楚，如果宇宙中微子背景輻射所觀測到的數據與龐學林預測的保持一致，那么基礎物理學必將往前推進一大步，這個年輕人也將在物理學史上留下濃墨重彩的一筆。
諾貝爾物理學獎對他而言更是如同探囊取物。
“龐教授，稍等，我馬上去數據中心取數據！”
龐學林點點頭，看著喬安華的身影一路小跑著出了辦公室。
半小時后，龐學林從喬安華手中拿到了過去三十年宇宙中微子背景輻射陣列所觀測到的所有數據。
接下來的三個月，龐學林再次進入閉關狀態。
三十年的數據，大小超過整整30TB，如果不是經過基因優化藥劑的改造，單單分析這些數據，龐學林就需要幾年時間。
但現在，對他而言，分析數據就是小兒科，最重要的，是如何從這些數據中獲取自己想要的信息。
這種研究如同大海撈針，但龐學林卻顯得興致勃勃。
以往穿越的那些世界，因為種種原因，龐學林雖然見識到了大量的黑科技，也學習了不少物理學、化學領域的前沿知識，但要說獨立做研究，這還是第一次。
【宇宙大爆炸中產生的大量光子在熱大爆炸結束后遺留下來，隨著宇宙膨脹而紅移冷卻，形成了我們今天觀測到的宇宙微波背景輻射。
類似地，在宇宙大爆炸期間產生的大量中微子也遺留下來，形成了宇宙中微子背景。】
【早期宇宙中溫度、密度都很高，因此中微子與其他粒子如重子、正負電子、光子等都發生充分的相互作用而形成熱平衡流體，中微子可與其他粒子相互轉化，這時中微子的分布符合極端相對論性的費米分布。對于一種極端相對論粒子，其數量和質量密度為n=其中T為溫度，g為自由度，ζ為黎曼Zeta函數。對于費米子則適用前面有下角標F的因子，對玻色子該因子等于1。隨著宇宙膨脹，弱相互作用反應速率迅速下降（~T5），難以維持中微子與其他粒子的熱平衡。當弱相互作用反應速率Γ
【但是，在中微子退耦后不久，早期宇宙中大量存在的正電子與負電子大量湮滅為光子對，這導致光子氣體溫度的下降在
一段時間內較中微子慢一些。一種簡單的近似處理是考慮此過程中系統的熵：在正負電子對湮滅前，光子、正電子和負電子各有兩個自旋態，而費米子需乘以因子7/8，因此總有效自由度為g*si=2γ+(2e-+2e+)*7/8=11/2】
【正負電子對湮滅后相應的熵轉移到光子中，自由度為2。總熵在此過程不變，則Tf=(11/4)^1/3*Ti，最終光子氣體的溫度與中微子氣體溫度之間關系為今天宇宙微波背景輻射的溫度為2.725K，因此若中微子為無質量粒子，則其今天的溫度將是1.945K。實際上由于中微子有質量，其溫度還要下降得更低一些。中微子振蕩現象表明中微子質量不為零，但這個質量尚未測出。每種中微子（包括正、反粒子）今天的數量密度約為112cm-3，據此可得今天的中微子相對密度為中微子退耦的時期也正是大爆炸核合成開始的時期。在這一時期，宇宙中的重子主要以質子和中子的形式存在。此后，質子和中子通過核反應形成氘核，進而繼續反應生成氚（3H），氦3（3He），氦4（4He）等。由于氘的結合能較低，而重子數量遠小于光子，因此氘很容易被大量黑體輻射光子中能量較高的少量光子破壞，因此盡管氘是質子中子直接反應的產物，但最后形成的量并不多，其豐度主要取決于重子數密度，穩定的氦則形成較多，其豐度與重子數密度和膨脹率都有關系。】