第五百一十六章 潜心研究 (第5/6页)

地方，数学上只要是正确的推理，逻辑上基本上无懈可击。

    物理学的话，不管什么理论，即使非常符合理论，也需要诸多证据相互佐证，直到没有任何问题后，才会得到物理学界的广泛认可。

    这就好比当初苏联物理学家布鲁诺·庞特克威和弗拉基米尔·格利鲍夫在1969年提出的中微子振荡理论，这种想法最初被提出来时，并没有得到大多数物理学家的接受。

    但是随着时间的推移，越来越多的证据开始倾向于中微子振荡的存在。

    这种超出了标准模型框架的新物理，才得到了物理学界的认可。

    庞学林提出的惰性中微子理论也一样，即使他已经提出了足够多的证据，想要得到在座众人的完全认可，依旧很难。

    这时，季青青率先出声道：“庞教授，不可否认，你的理论以及所提交的证据，都非常具有说服力，但是这里，我有几个问题。”

    “季教授，请说！”

    “据我所知，虽然目前宇宙中微子背景辐射观测阵列卫星功率谱的测量精度已相当高。从中微子振荡实验可以知道，中微子中的最大质量至少超过0.04eV，现在的中微子质量限制已接近这一大小。不过，这里的一个问题是，尽管偏袒因子一般可以作为常数，但在较高的精度上这一假设仍有可能失效，偏袒因子如有微小的尺度依赖性，即b不是常数而是b(k)，就可能导致中微子质量测量的较大误差。你是如何解决这个问题的？”

    庞学林笑了笑，说道：“很简单，我们可以用几种不同的方法测量中微子质量，通过对比可以得出中微子卫星观测阵列数据中误差大小。例如，随着宇宙膨胀中微子的热速度弥散逐渐降低，同时不均匀的物质大尺度结构会引致中微子获得较大的本动速度——这是因为中微子本身质量小、速度弥散大，因此其传播中感受的引力场平均值与普通的冷暗物质不同，这导致中微子与暗物质间存在相对速度。而这种相对速度的存在，导致中微子密度相关函数或功率谱存在偶极矩。尽管中微子的密度本身无法直接观测，但中微子和暗物质密度会对不同类型的星系产生不同的影响，因此通过观测不同类型的星系互相关函数的偶极矩，可以测量上述中微子分布偶极矩。尽管这样测量的互相关函数也依赖偏袒因子，但偶极矩的大小对偏袒因子并不敏感，从而提供了一种极佳的中微子质量测量手段。此外，非线性的结构如暗物质晕也产生中微子尾迹，这种尾迹也存在偶极矩，未来可以通过弱引力透镜进行统计观测。”

    季青青沉吟片刻，脸上露出笑容道：“你这想法不错！”

    这时，曹广云也跟着出声道：“庞教授，目前较大的巡天包括斯隆数字巡天（SDSS）及其后续的BOSS，eBOSS等巡天，以及WiggleZ巡天。SDSS第7次释放数据（DR7）给出了其观测的亮红星系（LRG）红移分布数据。这些星系的恒星形成率较高而较蓝，虽然连续谱光度不很高，但因有显著的发射线谱线而便于进行红移测量。综合这些大尺度结构和CMB数据得到的中微子质量限制95%C.L.限制。而且加入引力透镜效应后限制稍弱但变化不大。在你的这篇论文中，星系引力透镜数据也可以用于限制功率谱和中微子质量，但目前的星系引力透镜数据还不精确且其给出的结果与其他观测数据存在一定冲突，你是如何解决这个问题的？”

    庞学林不慌不忙，淡淡笑道：“曹教授，你可以翻到论文第十三页，可以看到，SDSSLRG给出的限制比WiggleZ

    稍强，尽管后者有更大的巡天有效体积。我认为，这是因为SDSSLRG巡天的区域较为规则，其窗口函数更锐利一些，不同波数k的测量结果关联较小，而WiggleZ的窗口函数则比较宽。在综合了所有数据后，给出的最强限制是Σmν<0.11eV（95%C.L.）。除了星系外，当人们观测高红移的类星体时，在其光谱中可以看到拉曼α吸收线丛，这是光子在传播途径中被不同红移处的电离星系际介质内含有的少量中性氢吸收形成的，通常称为拉曼α森林，这反映了星系际介质的分布，提供

    了另一种测量有关尺度上物质密度涨落的手段。拉曼α谱线本身处在紫外波段，受地球大气吸收影响，低红移的类星体拉曼α吸收线在地面很难观测，但2.1

    会议室再次安静了下来，过了好一会儿，都没人说话。

    乔安华开口道：“大家都没什么疑问了吗？”

    众人均摇了摇头。