Measuring Dark Matter Power Spectrum from Cosmic Microwave Background
提出了一种从宇宙微波背景（CMB）中提取密度扰动投影功率谱的方法。通过引力透镜效应将畸变印在CMB上，并且可以使用CMB衍生物的产物的组合来提取。我们表明，未来的CMB实验，如普朗克将能够提取的功率谱具有较高的统计意义超过两个数量级的角度。这里提出的方法直接跟踪暗物质到更高的红移（高达$z \sim 1100$）和更大的规模（几个Gpc）比任何其他目前已知的方法。它还跟踪大尺度结构的线性制度，允许简单的解释，在宇宙学模型。通过对CMB初步分析提供更多的补充信息，它将进一步加强未来CMB实验的科学回报。
1998-10-06 astro-ph
Measuring Dark Energy Clustering with CMB-Galaxy Correlations
宇宙微波背景辐射中的积分萨克斯-沃尔夫效应（ISW）通过与星系的相关性来测量，这为研究暗能量的大尺度成团动力学提供了一个独特的机会。最终，一个深空星系调查到z~2可以使10 sigma或~10%的相关性测量和限制~3%的变化，在引力势或总密度波动由于暗能量集群的Gpc尺度。一个典型的单标量场或quintessence模型预测，这些聚集效应将出现在视界尺度上，其强度反映了暗能量密度的演化。在一个恒定的状态方程方面，这将允许测试模型的精髓预测，其中|1+W|> 0.05。
2004-12-01 astro-ph
QUIET - Measuring the CMB polarization with coherent detector arrays
膨胀在CMB极化模式中的足迹预计比当前极化测量的极限低一个数量级以上。大型接收器阵列是强制性的，以达到所需的灵敏度。我们在这里描述的Q/U成像实验（QUIET），将使用相干探测器阵列的方法。伪相关接收机已在40（90）GHz的小批量生产的芯片封装。2008年在智利的阿塔卡马沙漠部署了第一批19（91）个接收器的阵列，预计未来将扩大到$\sim$ 1000个接收器。这两个频率和选择具有最小前景和与其他即将进行的实验的良好重叠的观察区域将使得能够检测张量与标量的比率$r\sim10^{-2}$。
2008-06-26 astro-ph
A new method for measuring the CMB temperature quadrupole with an accuracy better than cosmic variance
提出了一种利用大尺度CMB极化测量CMB温度四极矩的新方法。该方法利用的事实，CMB极化是部分来源于本地温度四极。我们直接将温度与极化谱联系起来，将再电离开始时的局部四极子与它们两者联系起来。主要贡献是在l<30时，由于我们使用了许多l值，我们可以将误差显著降低到宇宙方差以下。特别是，对于我们的基准模型，温度四极杆的误差降低到24%。这有可能将低四极的概率降低两个数量级。
2004-02-20 astro-ph gr-qc
Measuring Distance Ratios with CMB-Galaxy Lensing Cross-correlations
本文提出了一种将宇宙微波背景（CMB）的引力透镜效应与宇宙剪切测量相结合的宇宙学测量方法。我们交叉相关的透镜平面的星系计数与两个不同的源平面：在$z \sim 1100$和星系的CMB在中间红移。星系计数/CMB透镜交叉相关的星系计数/星系透镜交叉相关的比率被证明是一个纯粹的几何量，仅取决于源星系的分布函数。通过结合普朗克，ADEPT和LSST的比率可以测量到$\sim 4%$的准确性，而未来的基于偏振的实验，如CMBPOL可以进行更精确的（$\sim 1%$）测量。对于允许曲率和状态方程参数变化的宇宙学模型，由这个比值的测量所确定的简并度方向与由重子声学振荡（BAO）测量所确定的简并度方向不同。将该方法与Hu，Holz and Vale（2007）提出的堆积星团质量重建宇宙学技术相结合，可以进一步降低比值的不确定性，改善对宇宙学参数的约束。在Doran和Robbers（2006）提出的参数化的背景下，我们还研究了透镜比测量对早期暗能量模型的影响。对于退化的CMB模型，我们发现两个BAO和透镜比测量是不敏感的早期组件的暗能量密度。
2008-10-21 astro-ph
Measuring Polarization with DASI
我们描述了一个实验来测量偏振的宇宙微波背景（CMB）与度角尺度干涉仪（DASI），一个紧凑的微波干涉仪优化检测CMB各向异性在多极140至900。该望远镜自2000年1月以来一直在阿蒙森-斯科特南极研究站运行。该望远镜在2000- 2001年夏季被改装为偏振计，并在整个2001年和2002年冬季对CMB进行了观测，对所有四个斯托克斯参数都很敏感。通过对人造源、月球、极化和非极化银河源的观测，望远镜的性能得到了广泛的表征。在271天的观测中，DASI将两个场中的CMB波动差异化到2.8 uK的均方根噪声水平。
2002-09-23 astro-ph
CLOVER - A new instrument for measuring the B-mode polarization of the CMB
我们描述的设计和预期的性能三叶草，一种新的仪器设计用于测量的B模式偏振的宇宙微波背景。拟议的仪器将包括三个独立的望远镜，工作频率分别为90、150和220千兆赫，计划安装在南极洲的Dome C。每个望远镜将向128个背景限制探测器的焦平面阵列馈电，并将测量角多极20 <l <1000的偏振信号。望远镜的独特设计和系统学的精心控制应该能够使引力波的B模式特征被测量到透镜混淆限制的张量与标量比r~0.005。
2004-07-07 astro-ph
Measuring the Anisotropy in the CMB: Current Status & Future Prospects
宇宙微波背景辐射也许是宇宙学上可观测到的最干净的。给定一个宇宙学模型，宇宙微波背景辐射的角谱可以计算到百分之十的精度。在观测方面，据我们所知，在精确测量和与理论的严格对抗之间几乎没有什么障碍。在这篇文章中，我们回顾了数据的状态，并指出了未来的发展方向。数据清楚地表明，角谱在$l\approx 200$处上升到大约为$δT_l=(l(l+1)C_l/2π)^{1/2}\approx 85~μ$ K的峰值，在较高的$l$处下降。特别是，$l=400$的$δT_l$显著低于$l=200$。对数据集的综合分析和TOCO的数据都表明了这一点。在具有$Ω_m = 0.35$的最简单的开放模型中，人们期望角谱中的峰值接近$l=400$。对于空间平坦模型，显示了$l=200$附近的峰，因此该模型是数据的首选。这一点，以及越来越多的证据表明，$Ω_m \approx 0.3$，表明一个宇宙学常数是必要的。峰的高度提供了宇宙学常数的进一步证据。这个结论与超新星的数据无关。
1999-11-11 astro-ph
Measuring $α$ in the Early Universe: CMB Polarization, Reionization and the Fisher Matrix Analysis
我们提出了一个详细的分析，现在和未来的宇宙微波背景的精细结构常数，$α$的值的限制。我们进行了更详细的分析的WMAP第一年的数据，推导出最先进的$α$的约束，并讨论了各种其他问题，如可能的提示运行的光谱指数。我们发现，在95% C. L.那个$0.95 < α_{\text{dec}} / α_0 < 1.02$。设置$dn_S /dlnk=0$，生成$0.94< α_{\text{dec}} / α_0 < 1.01$，如先前报告的。我们发现，较低的$α/ α_0$值使得$d n_S /dlnk = 0$值与数据更兼容。我们还进行了彻底的Fisher矩阵分析（包括温度和偏振，以及$α$和光学深度$τ$），以估计未来的CMB实验将如何能够约束$α$和其他宇宙学参数。我们发现，普朗克数据可以单独约束$τ$的顺序4%的精度，这个约束可以小到1.7%的理想宇宙方差有限的实验。对$α$的约束对于普朗克来说是0.3%的量级，并且原则上可以小到仅使用CMB数据的0.1%-更严格的约束将需要进一步的（非CMB）先验。
2003-09-08 astro-ph
Measuring the cosmological lepton asymmetry through the CMB anisotropy
宇宙中存在大的轻子不对称性仍然是一种可行的可能性，并导致许多有趣的现象，如高温下的规范对称性不恢复。我们表明，一个大的轻子不对称性改变预测的宇宙微波背景（CMB）各向异性和任何退化的遗迹中微子海将被测量到1%或更好的精度时，CMB各向异性测量的准确性预计将导致从计划中的卫星任务MAP和普朗克。事实上，目前的测量已经为宇宙的轻子不对称性设定了上限，这个上限比从原始核合成和结构形成的考虑中得出的上限更强。
1999-04-23 astro-ph hep-ph
Measuring CMB Polarization with BOOMERANG
BOOMERANG是一个气球载望远镜，设计用于围绕南极洲的长时间飞行。2003年1月，BOOMERANG进行了第二次LDB飞行。这次飞行的主要目的是测量CMB的偏振。接收器使用145 GHz的偏振敏感测辐射热计。偏振栅在245和345 GHz处提供偏振灵敏度。我们描述了BOOMERANG望远镜注意到2003年LDB飞行的变化，并讨论了一些问题，在测量偏振与测辐射热计。最后，我们报告了2003年的飞行，并提供了预期结果的估计。
2003-09-15 astro-ph
Measuring Statistical isotropy of the CMB anisotropy
假设宇宙微波背景（CMB）温度涨落的统计期望值在天空旋转下保持不变。这种假设的{ \em统计各向同性}（SI）的CMB各向异性应通过观测验证，因为违反SI的检测可能有深远的宇宙学意义。我们提出了一套措施，$κ_\ell$（$\ell=1,2,3, ...$），用于检测违反统计各向同性的观测CMB各向异性的天空地图表示的非零$κ_\ell$。我们定义了一个估计的$κ_\ell$频谱和分析计算其宇宙偏差和宇宙方差。结果与使用模拟天空图测量$κ_\ell$得到的结果相匹配。大于SI宇宙方差的非零（偏差校正）$κ_\ell$将意味着违反SI。本文提出的SI测量是一个适当的统计调查的SI违反在最近公布的WMAP数据的初步迹象。
2003-08-18 astro-ph gr-qc hep-th
Archeops: A CMB anisotropy balloon experiment measuring a broad range of angular scales
宇宙微波背景辐射是可以观测到的最古老的光子辐射，在宇宙大约30万年时发出。它在2.73 K下是黑体，并且几乎是完全各向同性的，各向异性约为1/100，000。然而，1992年COBE卫星探测到的这些各向异性限制了宇宙学参数，如宇宙的曲率。Archeops是一个气球实验，旨在绘制这些各向异性。该仪器由一个1.5米望远镜和冷却到85 mK的测辐射热计组成，用于探测150至550 GHz之间的辐射。为了降低寄生信号，仪器在北极夜晚由平流层气球携带。该仪器也是普朗克卫星任务的准备，因为它的设计类似于HFI。我们在这里讨论2001年1月29日从欧洲探空火箭发射场（瑞典基律纳附近）到俄罗斯的第一次科学飞行的结果，这次飞行导致了在该分辨率下前所未有的22%（亚）毫米天空覆盖率。在这里，我们把一些重点放在星际尘埃前景发射观测。
2001-12-01 astro-ph
Measuring the baryon content of the universe: BBN vs CMB
重子的残余丰度--我们唯一确定存在的稳定物质--是许多宇宙学过程的关键参数，也是标准模型之外存在新物理学的物质证据。我们讨论了最近确定的宇宙学重子密度的分析轻元素的丰度合成结束时的“前三分钟”，并从观察到的温度各向异性印在小角尺度上的宇宙微波背景时，宇宙是大约100，000岁。
2002-05-08 astro-ph hep-ph
SPOrt: an Experiment Aimed at Measuring the Large Scale Cosmic Microwave Background Polarization
SPOrt（Sky Polarization Observatory，天空偏振观测台）是一个在早期利用阶段在国际空间站上飞行的空间实验，旨在测量频率范围为22-90 GHz的微波偏振发射，半高宽= 7度。在较低的频率和宇宙微波背景（CMB）的极化，可以观察到银河系的极化发射在90 GHz，其中污染物预计是不太重要的。CMB偏振信号的极低水平（< 1 uK）要求使用本征稳定的辐射计。SPOrt仪器专门用于CMB偏振测量，整个设计经过优化，可将仪器偏振效应降至最低。在这方面的贡献，我们提出了相关技术的基础上的接收机架构，分析显示其固有的稳定性和自定义硬件开发进行检测这样一个低信号。
2002-12-03 astro-ph
Microwave polarization in the direction of galaxy clusters induced by the CMB quadrupole anisotropy
由于宇宙微波背景辐射温度分布中存在四极分量，在星系团方向测量的宇宙微波背景辐射（CMB）信号中，电子散射会引起极化。测量遥远星系团的极化提供了在中等红移（z~0.5-3）下观察宇宙微波背景四极演化的独特机会。我们证明，对于本地集群人口的偏振度将依赖于集群的天体位置。在天空中有两个相对的延伸区域，当v_t<1300 km/s时，在CMB谱的Rayleigh-Jeans部分（τ为星系团的汤姆逊光学厚度）偏振最大，为0.1（τ/0.02）microK，超过了星系团横向特有运动的贡献。人们可以希望通过测量大量的集群来检测这个小信号，从而有效地消除集群中产生的其他偏振分量的系统贡献。这些极化效应的数量级分别为（v_t/c）^2 τ、（v_t/c）τ ^2和（kT_e/m_ec^2）τ ^2，以及CMB四极子引起的极化，之前由Sunyaev和Zel'dovich针对瑞利-金斯区域进行了计算。我们完全证实了他们早期的结果，并提出了确切的频率依赖性，所有这些影响。在CMB光谱的Wien区域中，偏振相当高。
1999-03-18 astro-ph
Measuring the primordial power spectrum: Principal component analysis of the cosmic microwave background
利用宇宙微波背景（CMB）C_l数据和主成分分析技术，实现并研究了一种测量密度扰动的原始功率谱中尺度不变性偏离的方法。原始功率谱被分解成一个占主导地位的尺度不变的高斯绝热分量加上一系列的正交模式，其详细的形式只取决于一个特定的CMB实验的噪声模型。然而，一般来说，这些模式在0.01 < k < 0.2 Mpc^-1的波数范围内是局部的，在对应于声学峰值的尺度上显示出快速振荡，在这些峰值处，对原始功率谱的灵敏度最高。该方法的性能进行评估，使用模拟数据的普朗克卫星，和完整的宇宙学加功率谱参数空间集成使用马尔可夫链蒙特卡罗。作为一个概念的证明，我们应用这种数据压缩技术，目前的CMB数据从WMAP，ACBAR，CBI和VSA。根据WMAP的研究，我们没有发现从四个PCA模振幅的测量中破坏标度不变性的证据，这被转换为对标度谱指数n_S（k_0=0.04 Mpc^-1）=0.94+-0.04的约束。
2006-09-19 astro-ph
Measuring Statistical Isotropy of CMB Anisotropy
假设宇宙微波背景（CMB）的温度涨落和偏振的统计期望值在天空旋转下保持不变。我们调查的统计各向同性（SI）的CMB地图最近测量的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）使用双极球谐形式主义提出的CMB温度各向异性在Hajian和Souradeep 2003年和扩展到CMB极化Basak，Hajian和Souradeep 2006年。双极功率谱（BiPS）已被测量的全天空CMB各向异性地图的第一年的WMAP数据，现在为最近发布的三年的WMAP数据。我们还介绍了三年WMAP ILC地图和测量方向敏感的约化双极系数。与我们发表的第一年WMAP数据的结果一致，我们没有证据表明在大角尺度上违反了统计各向同性。然而，对最近发布的第一张WMAP偏振图的初步分析表明，即使前景污染区域被掩盖，SI也存在重大违反。需要进一步的工作来确认一个可能的宇宙起源，并排除（更可能的）观测伪影的起源，如高银河系纬度的前景残差。
2006-07-25 astro-ph gr-qc hep-th
Measuring cosmological bulk flows via the kinematic Sunyaev-Zeldovich effect in the upcoming cosmic microwave background maps
我们提出了一种新的方法来测量宇宙中可能的大规模整体流动的宇宙微波背景（CMB）地图从即将到来的任务，MAP和普朗克。这可以通过研究在许多X射线团位置的CMB温度场的统计特性来完成。在每个星团位置，CMB温度涨落将是Sunyaev-Zeldovich（SZ）运动学和热分量，宇宙学涨落和仪器噪声项的组合。当在许多这样的集群上平均时，最后三个将向下积分，而第一个将由可能的整体流分量主导。特别是，我们建议使用全天X射线集群目录，应该（或可能）很快从X射线卫星，然后评估的CMB场的偶极子分量在集群的位置。我们表明，对于MAP和普朗克任务参数的偶极子的主要贡献将是从条款由于SZ运动学效应产生的散装流（信号，我们寻求）和仪器噪声（在我们的信号中的噪声）。然后计算这种测量的预期信噪比，我们得到在95%置信水平下，对于大于100 h ^{-1} Mpc尺度的整体流，MAP数据可以探测到$< 200$ km/sec的振幅，而普朗克任务可以探测到仅30 km/sec的振幅。
2000-05-09 astro-ph
Large-Scale Sunyaev-Zel'dovich Effect: Measuring Statistical Properties with Multifrequency Maps
我们研究的前景提取详细的统计特性的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应与大尺度结构使用即将到来的多频CMB实验。探测大角度信号的最大障碍是主要各向异性本身所提供的混淆噪声，以及较小程度的银河系和河外前景。我们采用多频减法技术和最新的前景模型来确定检测阈值的回旋镖，MAP（几个microK）和普朗克CMB（亚microK）实验。校准一个简化的偏置示踪剂模型的气体压力关闭最近的流体动力学模拟，我们估计SZ功率谱，偏度和双谱通过解析标度和N体模拟的暗物质。我们表明，普朗克卫星应该能够测量SZ效应具有足够的精度，以确定其功率谱和高阶相关性，如偏度和双谱。普朗克还应该能够探测到SZ和CMB中的引力透镜效应之间的交叉相关。探测这些效应将有助于确定尚未探测到的气体的性质，包括气体压力追踪暗物质的方式。
2000-02-16 astro-ph
Measuring cosmological parameters with galaxy surveys
我们评估的准确性，未来的星系调查可以通过推导出一个方便的近似，我们验证数值测量宇宙学参数。我们发现星系巡天对未来的宇宙微波背景（CMB）实验有很好的补充作用。通过打破普朗克CMB卫星在冷暗物质宇宙学中的参数简并性，斯隆数字巡天可能能够将普朗克误差棒在大尺度功率归一化和再电离光学深度上降低约一个数量级，降至百分比水平。然而，精确定位可达到的精度比几个因素更好，关键取决于它是否将有可能从轻度非线性政权提取有用的信息。
1997-12-16 astro-ph
Measuring the Mach number of the Universe via the Sunyaev-Zeldovich effect
我们引入了一个新的统计量，以更准确地测量星系团在不同的红移宇宙声速。这个统计是通过互相关的宇宙微波背景（CMB）的波动所造成的Sunyaev-Zel'dovich效应从观察到的星系团与它们的红移进行评估。当星系团分布在宽度较窄的红移仓中时，可以测量星系团的均方特有速度，误差为σ_{C_S^2} \lsim（300{ \rm km/s}）^[2]。这可以在z>0.3附近完成，通量超过200 mJy的星团将被普朗克探测到，再加上高分辨率的微波图像，以消除宇宙微波背景辐射波动的宇宙学部分。后者可以通过计划中的ALMA阵列或NSF南极望远镜和其他调查进行观测。通过测量宇宙声速和大流量，例如，4个~ 100 h ^{-1}Mpc的球在z=0.3时，我们可以在95%的置信水平上直接测量物质密度0.21<Ω_m<0.47。
2003-12-16 astro-ph
Separating the Early Universe from the Late Universe: cosmological parameter estimation beyond the black box
我们提出了一种测量宇宙物质预算的方法，而无需假设推测的早期宇宙物理学，并测量原始功率谱P*（k）非参数，无论是通过结合CMB和LSS信息或通过使用CMB偏振。我们的方法补充了目前流行的“黑箱”宇宙学参数分析，约束宇宙学模型在一个更直观的物理方式映射测量CMB，弱透镜和集群丰度到k空间，在那里他们可以直接相互比较，并与星系和莱曼α森林集群。包括新的CBI结果，我们发现，CMB测量的P（k）重叠从2dF星系团超过一个数量级的规模，甚至与弱透镜测量重叠。我们描述了我们的方法如何可以用来提高超越宇宙学参数拟合的野心水平，随着数据的改善，测试，而不是假设的基础物理。
2002-09-17 astro-ph
Measuring the geometry of the Universe in the presence of isocurvature modes
宇宙微波背景（CMB）的各向异性限制了宇宙的几何形状，因为角功率谱的声学峰的位置强烈地依赖于底层三维空间的曲率。在这封信中，我们利用目前的观测，以确定宇宙的空间几何存在的isocurvature模式。以前的分析总是假设宇宙学扰动最初是绝热的。先验的人可能会认为，允许额外的等曲率模式将大大降低对宇宙曲率的约束。然而，我们发现，如果考虑额外的数据集，几何形状仍然受到很好的约束。当允许最一般的等曲率扰动时，单独的CMB只能很好地将几何形状约束为Omega_0=1.6+-0.3。包括大尺度结构（LSS）数据，得到Omega_0=1.07+-0.03，当由哈勃太空望远镜（HST）关键项目确定H_0和SNIa数据补充时，得到Omega_0=1.06+-0.02。
2005-07-20 astro-ph
Measuring the Small-Scale Power Spectrum of Cosmic Density Fluctuations Through 21 cm Tomography Prior to the Epoch of Structure Formation
在红移z~200处，宇宙气体的热演化与宇宙微波背景（CMB）的热演化解耦。在第一批恒星形成之后和之前，宇宙中性氢在其共振的21厘米自旋翻转跃迁中吸收了CMB通量。我们计算的自旋温度的演变，这种过渡和由此产生的各向异性，是由于在这个时代的线性密度波动的CMB天空上的印记。这些各向异性在10.56[（1+z）/50]米的观测波长处，包含的信息量比任何其他宇宙学探测器都大。它们的探测虽然具有挑战性，但可以严格限制暴胀（如WMAP所建议的），高斯性的微小偏差，或中微子或温暖的暗物质对宇宙质量预算的任何重大贡献的光谱指数的任何可能的运行。
2004-04-30 astro-ph hep-ph
Measuring the Curvature of the Universe
我们讨论了如何宇宙的曲率可以鲁棒测量仅采用总功能的CMB各向异性谱。虽然第一个峰值的位置是不鲁棒的，结构形成的模型中的不确定性可以通过使用声学峰值的间距和阻尼尾部的位置来消除。结合这些提供了重要的一致性测试，可以用来区分一个真正的异国情调的模型。
1996-06-21 astro-ph
The QMAP and MAT/TOCO Experiments for Measuring Anisotropy in the Cosmic Microwave Background
我们描述了两个测量宇宙微波背景（CMB）各向异性的相关实验。QMAP是一个球载望远镜，在1996年飞行了两次，收集了六个高电子迁移率晶体管放大器（HEMT）阵列的角度尺度数据。QMAP是第一个使用联锁扫描策略直接产生高信噪比CMB图的实验。QMAP座舱随后被改装用于MAT/TOCO实验的地面工作。1997年和1998年在智利北部的Cerro Toco从5200米处使用时域波束合成进行了观测。MAT/TOCO是第一个看到CMB角谱上升和下降的实验，从而将第一个峰的位置定位到l_{peak} =216 +/- 14。除了描述的仪器，我们讨论的数据选择方法，检查系统误差，我们比较MAT/TOCO的结果，从最近的实验。我们还校正了数据，以说明更新的校准和前景发射的小贡献。我们发现，对于160和240之间的l，第一个峰的幅度为T_{peak} =80.9 +/- 3.4 +/- 5.1 uK，其中第一个误差是统计误差，第二个误差来自校准。
2001-08-02 astro-ph
Circular scans for CMB anisotropy observation and analysis
许多测量宇宙微波背景各向异性的实验都采用了扫描策略，即沿着天空的圆形扫描测量温度波动。从大量这样的交叉圆形扫描中，有可能建立二维天空图以供后续分析。然而，由于仪器的影响-特别是多余的低频1/f噪声-项目到这样的二维地图在一个非平凡的方式，我们讨论的分析方法，侧重于在个人的圆形扫描所包含的信息。这种观察CMB数据的自然方式结合了傅立叶级数的优点，即用于计算可用于约束宇宙学场景的统计数据的优雅简单性，以及分析和量化大多数关键仪器效应的卓越效率。
1997-10-30 astro-ph
Measuring dark energy properties with 3D cosmic shear
我们目前的参数估计预测目前和未来的三维宇宙剪切调查。我们证明，结合宇宙微波背景（CMB）实验的结果，暗能量的属性可以很高的精度估计与大规模，全三维弱透镜调查。特别是，5波段、10，000平方度的地基测量到zm=0.7的中值红移可以实现1- $σ$的边际统计误差，结合CMB普朗克测量者预期的约束，即$Δ$ w 0 =0.108和$Δ$ wa=0.099，其中我们用w（a）= w 0 +wa（1-a）来参数化w，其中a是比例因子。这种测量可以用4米级望远镜上的宽视场照相机来实现。在z=0.368的中间枢轴红移处，w值的误差被限制为$Δ$ w（z=0.368）=0.0175。我们将三维弱透镜约束与计划中的重子声学振荡（BAO）和Ia型超新星实验测量的宇宙学和暗能量参数进行了比较和结合，发现三维弱透镜约束显著改善了边缘化误差。3D弱透镜、CMB和BAO实验的组合可以实现$Δ$ w 0 =0.037和$Δ$ wa=0.099。全三维弱剪切分析避免了损失的信息固有的层析binning，我们表明，系统误差的敏感性是少得多，结合的事实，透镜的物理是非常健全的基础上，这种分析表明，深，广角三维弱透镜调查是非常有前途的测量暗能量属性。
2006-11-15 astro-ph
MAXIPOL: A Balloon-borne Experiment for Measuring the Polarization Anisotropy of the Cosmic Microwave Background Radiation
我们讨论MAXIPOL，测热气球实验设计测量的E-模式偏振各向异性的宇宙微波背景辐射（CMB）的角度尺度为10弧分至2度。MAXIPOL是第一个利用旋转半波片和固定线栅偏振器的偏振计收集数据的CMB实验。我们提出了仪器的设计，阐述了旋光计的策略，并显示了仪器的性能在飞行过程中与一些时域数据。我们的主要数据集是在26小时的往返飞行中收集的，该飞行是从位于福特的国家科学实验室发射的。2003年5月，新墨西哥州萨姆纳。在这次飞行中，天空的五个区域被绘制出来。数据分析正在进行中。
2003-08-14 astro-ph
Interpreting CMB Anisotropy Observations: Trying to Tell the Truth with Statistics
据报道，从氘观测中推断的重子密度与最近BOOMERANG和MAXIMA从CMB观测中发现的重子密度之间存在冲突。尽管有一系列论文试图通过在早期宇宙中加入新的物理来解决这一冲突，但我们将证明，它可以通过更仔细地使用统计来解决。事实上，产生这种冲突的贝叶斯分析本质上不适合得出这种结论。正确定义的频率论分析可以直接解决这个问题，似乎没有发现冲突。最后，在测量氘丰度的系统不确定性的保守核算可以减少什么是名义上的3西格玛冲突1西格玛。
2001-05-01 astro-ph
Measuring the Primordial Deuterium Abundance During the Cosmic Dark Ages
我们讨论了如何测量宇宙暗时代中性气体对宇宙微波背景（CMB）光子吸收的涨落，在红移z ~ 7- 200，可以揭示宇宙的原始氘丰度。由中性氢21厘米谱线中CMB光子的共振吸收引起的亮度-温度波动与中性氘92厘米谱线中CMB光子的共振吸收引起的亮度-温度波动的互相关强度与大爆炸核合成（BBN）期间固定的化石氘氢比[D/H]成正比。虽然在技术上具有挑战性，但这种测量可以提供最干净的[D/H]测定，在较低的红移下不受结构形成过程的污染，并且有可能改善BBN对宇宙重子密度Ω_{b} h ^2的约束。我们还提出了我们的结果的热自旋变化截面的氘-氢散射，这可能是有用的，在一个更一般的情况下，比我们在这里描述。
2005-05-09 astro-ph physics.atom-ph
MAXIMA: Observations of CMB Anisotropy
本文件介绍了毫米波各向异性实验成像阵列（MAXIMA），这是一个球载实验，测量10弧分至5度角尺度上的宇宙微波背景（CMB）的温度各向异性。MAXIMA使用16个测辐射热探测器在以150 GHz、230 GHz和410 GHz为中心的光谱波段进行观测，在所有频率下的分辨率为10角分。接收器对CMB各向异性的综合灵敏度为40微K *（sec^0.5）。在总共8.5小时的CMB观测的两次飞行中，绘制了300平方度的天空。MAXIMA数据被用来区分宇宙学模型，并确定宇宙学参数，从1998年的飞行结果。从这些数据得到的角功率谱在l=200附近有一个窄峰，与暴胀大爆炸模型一致。估算了宇宙学参数，包括总密度Ω（total）=0.9（-0.16，+0.18），重子密度Ω（b）h^2=0.033（+/-0.013），功率谱归一化C（10）=690（-125，+200）微K ^2。最后一章讨论了CMB偏振各向异性，包括MAXIPOL的概述，MAXIMA的偏振敏感后续。
2003-02-07 astro-ph
Measuring $α$ in the Early Universe: CMB Temperature, Large-Scale Structure and Fisher Matrix Analysis
我们延长我们最近的工作的影响随时间变化的精细结构常数$α$在宇宙微波背景，通过提供一个彻底的分析之间的简并$α$和其他宇宙学参数，并讨论如何打破这些与现有的和/或即将到来的数据。特别是，我们提出了国家的最先进的CMB约束$α$，通过BOOMERanG，MAXIMA和DASI数据集的综合分析。我们还提出了一个新的讨论$α$来自大尺度结构观测的约束，特别是侧重于功率谱的2dF调查。我们的结果是一致的，没有变化$α$从重组时代到今天，并限制任何这样的（相对）变化小于约4%。我们表明，即将到来的MAP和（特别是）普朗克实验将能够打破大多数目前存在的退化之间的$α$和其他参数，并测量$α$，以更好的精度。
2002-05-10 astro-ph gr-qc hep-ph
The Microwave Background Bispectrum, Paper I: Basic Formalism
本文讨论了测量CMB各向异性双谱的重要性。我们开发了一个计算的双谱和测量它从微波背景图的形式主义。作为一个例子，我们计算了二阶Rees-Sciama效应产生的双谱，发现这在当前和即将到来的任务中是无法检测到的。
1999-01-04 astro-ph
An update on Archeops: flights and data products
Archeops是一种气球载仪器，专门用于在大部分天空中以高分辨率测量CMB温度各向异性。我们介绍了Archeops的飞行和数据产品，Archeops的结果，以及将来使用Archeops数据进行多实验数据分析。
2003-07-31 astro-ph
