Wolfgang Priester: from the big bounce to the Lambda-dominated universe
沃尔夫冈·普里斯特是德国最多才多艺、最不切实际的天体物理学家之一，他先后将自己重塑为射电天文学家、空间物理学家和宇宙学家，并对每个领域产生了持久的影响。我们在这个个人帐户集中在他对宇宙学的贡献，在那里他将最记得他与类星体，他的推广的想法，一个非奇异的“大反弹”在当前的膨胀阶段的开始，和他的认识的重要性，暗能量（爱因斯坦的宇宙学常数λ）之前，这成为宇宙学的标准范式。
2006-08-30 astro-ph
Modelling SCUBA sources in a Lambda-CDM cosmology: hot starbursts or cold extended galactic dust?
以前的模拟表明，它是很难重现的SCUBA源计数的标准层次结构形成模型的框架内，如果源被假定为高红移对应的本地超亮红外星系的尘埃温度在40-60 K。在这里，我们表明，计数更容易复制的模型中，其中大部分的亚毫米级的排放来自扩展，冷（20-25 K）的尘埃在物体的恒星形成率为50-100太阳质量每年。低温意味着典型的大小约为1（S_{850} /1 mJy}）^{1/2} arcsec，比用类似恒星爆发的光谱能量分布预测的大2 ~ 3倍。低尘埃温度也意味着光学/紫外线与850微米通量的比率，对于相同的光学深度，比具有热的星暴状SED的物体预期的小30-100倍。这可能有助于解释SCUBA源和莱曼破裂星系之间的小重叠。
2003-04-15 astro-ph
The Cosmological Dependence of Galactic Specific Angular Momenta
描述了在有和没有宇宙学常数（λ）的情况下，对空间平坦的冷暗物质（CDM）宇宙学中星系形成的流体动力学模拟。采用一个简单的恒星形成算法和辐射冷却后，才允许红移z=1，使足够的热气体可形成大，快速旋转的恒星盘，如果角动量近似守恒在崩溃。最终星系的特定角动量被发现是敏感的假设背景宇宙学。这种依赖性来自于气体开始坍缩时晕中所含的不同角动量以及随后晕演化的不均匀性。在λ主导的宇宙学中，恒星比角动量与暗物质晕比角动量的比值（在维里半径下测量）在z=0时的中值约为0.24。在λ =0的宇宙学中，相应的量要低3倍以上。它的结论是，所观察到的盘星系的频率和角动量的空间平坦的CDM模型与λ =0，但可能是一致的，以λ为主的CDM宇宙带来了显着的问题。
1999-08-26 astro-ph
Multiple Lambda cosmology: dark fluid with time-dependent equation of state as classical analog of cosmological landscape
我们讨论了含时EoS暗流体的FRW宇宙，它导致多重de Sitter空间。这个模型（以及它的标量张量版本）可以被认为是宇宙学景观的一些经典模拟。宇宙膨胀的历史可以看作是不同deSitter时代之间的过渡，这表明了宇宙学常数问题的有趣解决方案。对于特定的含时EoS暗流体，还建立了正负宇宙学常数宇宙区之间跃迁的可能性。
2007-02-22 astro-ph gr-qc hep-th
On lambda and omega measurements and acceleration of universe expansion
超新星宇宙学项目小组测量了高红移Ia超新星的亮度距离，并对红移和时间膨胀进行了相对论修正，得出了关于宇宙膨胀加速的耸人听闻的结论。高红移源的相对论性像差效应需要一个额外的校正因子来校正Ia超新星的观测光度，这可以减少数据以拟合λ = 0的宇宙，即没有加速。
2004-10-29 astro-ph
Decaying Lambda cosmology, varying G and holography
我们讨论一类均匀和各向同性，空间平坦，衰减的Lambda宇宙学，在一个模型的领域，其中引力常数G是宇宙学时间的函数。除了通常的德西特解决方案，在后期的模型的特点是由一个恒定的比例之间的物质和总能量密度。其中一个是惯性膨胀，其中物质密度参数等于1/3，宇宙年龄满足Ht = 1。从考虑符合全息猜想，有人认为，在非减速的解决方案中，惯性膨胀是唯一可以接受的从热力学的观点，和随时间变化的宇宙学项必须是正比于哈勃参数的平方，结果较早获得使用不同的参数。
2005-03-05 astro-ph gr-qc
The 2dF QSO Redshift Survey - IV. The QSO Power Spectrum from the 10k Catalogue
本文对2dF类星体红移巡天的10 K星表进行了功率谱分析。我们将类星体的红移-空间功率谱与星系和Abell团在低红移时的测量结果进行了比较，发现它们在50- 150 h ^{-1}Mpc的重叠范围内与P_QSO（k）\propto k^{-1.4}具有相似的形状。如果Omega_m=0.3和Omega_Lambda=0.7（Lambda宇宙学），则在z~1.4处的类星体功率谱的振幅几乎与现在的星系相当，如果Omega_m=1（EdS宇宙学），则要低3倍。类星体功率谱的振幅比今天测量的Abell星团的振幅低10倍左右。在更大的尺度上，类星体的功率谱继续强劲地上升到~400 h^{-1}Mpc，这意味着在大尺度上的功率比鲍和埃夫斯塔修测量的APM星系功率谱更大。我们将类星体样本分成两个红移仓，发现功率谱的振幅几乎没有变化。类星体的功率谱可能在λ宇宙学假设的~ 90 h ^{-1}Mpc或EdS宇宙学假设的~65 h^{-1} Mpc处显示尖峰特征。虽然尖峰似乎在南北两条带和两个独立的红移范围内重现，但它的统计意义仍然很小，需要更多的数据来进一步测试它的真实性。我们比较类星体的功率谱CDM模型，以获得一个约束的形状参数，伽玛。对于两种宇宙学选择（Omega_m=1，Omega_Lambda=0和Omega_m=0.3，Omega_Lambda=0.7），我们发现最佳拟合模型的Gamma为…
2001-09-25 astro-ph
Testing General Relativity on the Scales of Cosmology
宇宙学检验现在已经足够严密，足以表明弗里德曼-勒梅特λ CDM宇宙学模型几乎肯定是一个有用的近似。这意味着广义相对论通过了从重力物理学精确测试的长度尺度外推大约15个数量级的重要测试。
2004-10-11 astro-ph
Quasar Lensing Statistics and Omega_Lambda: What Went Wrong?
在WMAP之前，超新星-Ia-哈勃图之前的时代，类星体透镜的统计数据顽固地表明欧米茄_λ的值很低。相比之下，一些最近的透镜统计研究要么发现数据支持标准的Lambda-CDM图像，要么简单地将标准宇宙学参数作为给定。数据或分析是否发生了变化或改进，以及如何变化或改进？我回顾了几个“历史”和最近的研究，并表明，没有特别的测量，假设，或模型参数在旧的研究是严重错误的。相反，至少需要几种效应共同作用，才能使观测结果与当前标准的宇宙学相一致。这些效应中最有可能的是：椭圆星系的透镜截面比过去假设的要低一些;由于透镜的消光，光学样本中的透镜类星体会有一些损失;欧米茄_λ的值略低于标准值~ 0.6。最近的模型计算和无线电透镜调查的结果之间的协议可能是偶然的，并由于之间的错误之间的抵消输入参数的透镜人口和宇宙学，一方面，和源人口，另一方面。
2005-01-23 astro-ph
A New Relation between GRB Rest-Frame Spectra and Energetics and Its Utility on Cosmology
我们研究了20个伽马射线暴（GRB）在宇宙学静止坐标系中的光谱和能量特性。我们发现各向同性等效γ射线能量Eiso、νF_ν谱的局部峰值能量E 'p和GRB余辉光变曲线的局部破裂时间t' b之间存在着紧密的关系，即Eiso* t 'b \propto E' p ^{1.95 \pm 0.08}（χ^2_v =1.40; Ω_M=0.27，Ω_λ =0.73）。这种幂律关系可以通过伴随聚束效应的伽玛暴瞬发辐射的高能辐射过程来理解。然后，我们考虑这个关系作为观测到的伽玛暴样品的一个内禀关系，得到了一个关于质量密度的约束条件：对于平坦的Lambda CDM宇宙，Omega_M=0.24^{+0.16}_{-0.12}（1σ）;对于Omega_M \approx 0.3和Omega_Lambda \approx 0.7，χ^2_{dof}=1.33。雨燕时代正在进行的伽玛射线暴观测有望证实这种关系，并使其宇宙学效用取得很大进展。
2005-08-04 astro-ph
Route to Lambda in conformally coupled phantom cosmology
在这封信中，我们研究了具有共形耦合幻影场的平坦宇宙模型中的加速度，并证明了加速度是它的一般特征。我们将模型的动力学简化为一个3维动力系统，并在一个不变的2维子流形上进行分析。那么，具有宇宙学常数$Λ$的和谐FRW模型是位于二维不变空间上的全局吸引子。我们还研究了这个吸引子附近的行为，这可以近似的线性化的系统的一部分的动态。我们证明了具有简单二次势的共形耦合幻影标量场的轨迹在相空间中无限次地越过宇宙学常数势垒。计算了标量场及其势的普适性。我们的结论是，幻影标量场共形耦合到重力给出了一个自然的动力学机制，浓度的状态方程系数周围的神奇值$w_{\text{eff}}=-1$。我们通过穿越$w_{\text{eff}}=-1$幻影鸿沟的无限次演示了到达λ的路径。
2007-07-02 astro-ph hep-th
The Nearly Universal Merger Rate of Dark Matter Haloes in Lambda-CDM Cosmology
我们从Millennium模拟提供的迄今为止最大的暗物质晕数据库中构建合并树，以量化在后代晕质量（1 e12 < M0 <1 e15 Msun），祖先质量比（1 e-3 < xi < 1）和红移（0 < z < 6）的广泛范围内的晕合并率。我们发现每个晕的平均合并率B/n对M0，xi和z有非常简单的依赖性，并提出了一个通用的拟合形式B/n，精确到10- 20%。总的来说，B/n对晕质量的依赖性很弱（与M0 ^0.08成正比），对于较小的合并（xi < 0.1），B/n与母星质量比（与xi^-2成正比）呈幂律关系，而对于较大的合并，B/n则略有上升。作为时间的函数，我们发现每Gyr的合并率演化为（1+z）^n，n=2-2.3，而每单位红移的合并率几乎与z无关。几个测试进行评估，我们的合并率是如何受到影响，例如，千年输出之间的时间间隔，二与多祖合并，并在合并过程中的质量守恒和扩散吸积。特别是，我们发现晕碎片是一个普遍的问题，在合并树建设从N体模拟和比较两种方法来处理这些事件。我们比较我们的结果与预测的两个分析模型的基础上扩展的Press-Schechter（EPS）模型和凝聚理论的晕合并。我们发现每股收益模型高估了主要的合并率，低估了少数合并率的一个因素。
2008-02-05 astro-ph
Conspirative cosmology with variable constants
本文研究了一个光速（c）、引力常量（G）和宇宙学常数（Lambda）可变的宇宙学模型。该模型解决了早期宇宙的视界、平坦性和引力问题。我们发现，随着这些参数的某种变化，模型预测宇宙加速。该模型还预测，对于一个平坦的宇宙，λ在辐射和物质阶段都消失了。如果允许引力常量增加，那么我们可能不需要暗物质的存在。
2003-08-05 astro-ph gr-qc
The Einstein static universe in Loop Quantum Cosmology
圈量子宇宙学强烈修改了弗里德曼-罗伯逊-沃克模型的高能动力学，并消除了大爆炸奇点。我们研究LQC校正如何影响爱因斯坦静态宇宙的稳定性。在广义相对论中，具有正宇宙学常数λ的爱因斯坦静态模型对于齐次扰动是不稳定的。我们表明，LQC修改可以导致一个足够大的正值的Lambda的稳定中心。
2008-01-17 astro-ph gr-qc hep-th
Observational constraints on late-time Lambda(t) cosmology
宇宙学常数，即，宇宙中所有存在场的真实真空状态中储存的能量密度，是描述当前宇宙加速的最简单和最自然的可能性。然而，尽管它的观测成功，这种可能性加剧了众所周知的宇宙学常数问题，需要一个自然的解释，它的小，但非零，值。在本文中，我们研究了由一个变化的宇宙学项驱动的场景的宇宙学后果，其中真空能量密度随哈勃参数线性衰减。我们测试的可行性，这种情况下，研究一种可能的方法来区分它从目前的标准宇宙模型，使用最近的观察Ia型超新星（超新星遗产调查合作），测量重子声振荡从斯隆数字巡天和位置的宇宙微波背景角谱的第一个峰值从三年威尔金森微波各向异性探测。
2008-02-12 astro-ph gr-qc hep-th
Metallicity Evolution of Damped Lyman Alpha Systems In Lambda CDM Cosmology
利用一个新的，高质量分辨率的流体动力学模拟，我们计算阻尼莱曼α系统（DLAs）的金属丰度演化，并找到一个合理的协议与观测。特别是，观察到的DLA金属丰度的缓慢演变自然发生在模拟中，由于物理和观测选择的综合影响。缓慢的金属丰度演变是由于稳定的转变，随着时间的推移，最高的金属丰度系统的“星系”，从而耗尽这一类，而所有较低的金属丰度系统显示，个别地，金属丰度的增加。虽然DLA金属丰度随红移的变化趋势与观测结果吻合较好，但在探测的红移范围内（z=0-5），模拟DLA的平均金属丰度似乎比观测值高0.3-0.5 dex。我们的研究表明，这种差异可能归因于观测选择效应，由于尘埃遮蔽。如果我们考虑到尘埃遮蔽效应，我们的模型再现了所观察到的金属丰度演化的幅度和斜率。我们发现DLAs不是一个简单的总体，而是探测一系列不同的系统，并且混合随红移而变化。从z=5到z=1，气相中大约50%的金属都处于DLAs中，当金属被冲入IGM中较热的成分并被锁定在恒星中时，在z \le 1处迅速下降到z=0时的约20%。虽然不是本研究的主要重点，我们发现，该模型提供了很好的匹配观测相对于柱密度分布和中性气体含量的演变，如果考虑到相同的尘埃遮蔽。我们发现Omega_{DLA,comp} =（1-3）E-3，这取决于尘埃遮蔽的影响。
2003-07-29 astro-ph
Type Ia Supernovae and Cosmology
我讨论使用Ia型超新星（SNe Ia）的宇宙学距离测定。低红移的Ia超新星（z < 0.1）表明哈勃膨胀与H_0 = 72 +/-8 km/s/Mpc成线性关系，其他星系中的尘埃的性质与银河系中的尘埃的性质基本相似。测量到的Ia超新星的光度距离作为红移的函数表明，宇宙的膨胀目前正在加速，这可能是由于存在排斥性暗能量，如爱因斯坦的宇宙学常数（λ）。从大约200个Ia超新星中，我们发现Omega_Lambda - 1.4 Omega_M = 0.35 +/- 0.14。将我们的数据与其他结果相结合，我们发现Omega_M和Omega_Lambda的最佳拟合值分别为0.28和0.72。到目前为止，许多可能的系统效应（尘埃，超新星演化）似乎并没有消除Omega_Lambda > 0的必要性。最近，在z = 1.0-1.7的超新星Ia的分析提供了进一步的支持，目前的加速，并提供了初步的证据，早期的减速。宇宙的动力学年龄估计为13.1 +/- 1.5 Gyr。根据最新的数据集，超新星Ia在z > 1时的速率是低红移时的数倍，可能是因为很久以前恒星形成速率较高。此外，从祖星形成到超新星爆发的典型延迟时间似乎很长，约为3 Gyr。目前的项目包括测量几百个z = 0.2-0.8的Ia超新星，以更准确地确定暗能量的状态方程参数w = P/（ρc^2），其值现在被Ia超新星限制在-1.48 < w < …
2004-10-25 astro-ph
Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae
我们报告的质量密度，欧米茄_M，和宇宙常数能量密度，欧米茄_λ，宇宙的基础上分析的42个Ia型超新星发现的超新星宇宙学计划的测量。这些SNe的星等红移数据，在0.18和0.83之间的红移，与一组来自卡兰/托洛洛超新星巡天的SNe，在红移低于0.1，以产生宇宙学参数的值。所有SN峰值的大小都使用SN Ia光变曲线宽度-光度关系进行标准化。测量产生了宇宙学参数的联合概率分布，在感兴趣的区域（Omega_M <~ 1.5）中，其近似关系为0.8 Omega_M - 0.6 Omega_Lambda ~= -0.2 +/-0.1。对于一个平坦的（Omega_M + Omega_Lambda = 1）宇宙学，我们发现Omega_M = 0.28{+0.09，-0.08}（1 sigma统计）{+0.05，-0.04}（已识别的系统学）。这些数据与最简单的暴胀宇宙模型--λ = 0的平坦宇宙学--非常不一致。一个开放的，λ = 0的宇宙学也不能很好地拟合数据：数据表明宇宙学常数是非零的和正的，置信度P（λ> 0）= 99%，包括确定的系统不确定性。对于平坦宇宙学，宇宙相对于哈勃时间的最佳年龄是t_0 = 14.9{+1.4，-1.1}（0.63/h）Gyr。我们的样本量允许我们进行各种统计测试，以检查可能的系统误差和偏差。我们没有发现显着差异，无论是主机红化分布或Malmquist偏见之间的低…
1998-12-08 astro-ph hep-ex hep-ph
Testing the Dark-Energy-Dominated Cosmology by the Solar-System Experiments
根据最近的天文观测数据，宇宙中的大部分能量是以“暗”的形式存在的，这在爱因斯坦方程中可以用λ项来描述。到目前为止，所有支持暗能量的论点都是从与非常大（星系间）尺度相关的观测数据中获得的。有没有可能在更小的尺度上（例如在太阳系内部）找到暗能量的表现形式？
2008-08-08 astro-ph
X-ray Temperatures for the EMSS High Redshift Cluster Sample: Constraints on Cosmology and the Dark Energy Equation of State
我们用ASCA测量了Einstein扩展介质灵敏度巡天（EMSS）高红移（z > 0.3）样品中除一个星系团外的所有星系团的X射线温度（和光度）。我们将这些数据与一个完整的低红移星系团样本进行比较，该样本也具有温度测量值，从而提供宇宙学约束。我们将许多改进我们以前的工作。我们发现一个允许带的Omega_{m0} - Omega_{Lambda0}平面的不同方向的超新星Ia哈勃图和宇宙微波背景波动提供的约束带。所有三个条带在相同位置相交：Omega_{m0} ~ 0.3，Omega_{Lambda0} ~ 0.7。我们测量的状态参数的精髓方程为w = -（0.42 pm 0.21）（68%置信度为1个有趣的参数），与先前确定的上限一致。我们测量质量波动功率谱的归一化为sigms_8 = 0.66 pm 0.16（对于3个感兴趣的参数，置信度为68%）。对于我们的样本，仅sigma_8的系统误差大于统计误差，因此它的误差取决于温度-质量标准化的边缘化细节。
2004-04-06 astro-ph
A litmus test for Lambda
当今宇宙学的关键问题在于确定宇宙学常数是否是暗能量的基本成分。我们对暗能量物理学的深刻缺乏理解，严重限制了我们对它可能的动力学性质发表任何看法的能力。状态方程w（z）的引用错误严重依赖于必然过度简化的参数化，它们有可能变得毫无意义。此外，重建的w（z）与物质和曲率密度之间存在简并，这进一步削弱了任何结论。我们提出了一致性测试的宇宙学常数提供了一个直接的观测信号，如果λ是错误的，无论物质的密度和曲率。作为其实用性的一个例子，我们的平面案例测试可以警告在4-sigma时SNAP质量数据从w（z）=-1的20%的小转变，即使直接重建技术几乎没有发现偏离Lambda的证据。它成功地排除了广泛的非λ暗能量模型，不依赖于使用SNAP质量数据的Omega_m知识，并且使用LSST预测的10^5超新星的范围很大。
2008-07-28 astro-ph
Measuring Dark Energy with Gamma-Ray Bursts and Other Cosmological Probes
利用Ia型超新星（SNe Ia）、宇宙微波背景（CMB）各向异性、Sloan数字巡天（SDSS）的重子声学振荡（BAO）峰值、星系团中X射线气体质量分数以及2dF星系红移巡天（2dF Galaxy Redshift Survey）的z=0.15处微扰线性增长率等数据，可以对宇宙学参数和暗能量进行约束。最近，伽马射线暴（GRB）也被认为是有前途的宇宙学标准烛光。本文结合最近一个包含69个事件的伽玛暴样本和其他宇宙学探测结果，给出了宇宙学参数和暗能量的约束条件。首先，我们发现，对于LambdaCDM宇宙学，这种组合使得约束严格，最佳拟合接近平坦宇宙。其次，我们拟合了平坦的卡达西膨胀模型，发现这个模型与LambdaCDM宇宙学是一致的。第三，我们提出了几个双参数暗能量模型的限制，并发现这些模型也符合LambdaCDM宇宙学。最后，我们重建了暗能量状态方程参数w（z）和减速参数q（z）。我们看到，加速可以从z_T=0.40_{-0.08}^{+0.14}到z_T=0.65_{-0.05}^{+0.10}的红移开始。这种跃迁红移的差异是由于我们采用了不同的暗能量模型。对w（z）的最严格的约束位于z \sim 0.3-0.6的红移范围内。
2007-06-26 astro-ph
Detecting dark matter-dark energy coupling with the halo mass function
我们使用高分辨率模拟的大尺度结构的形成来分析相互作用的暗物质和暗能量的晕质量函数的演化的影响。使用卡方似然分析，我们发现显着差异的质量函数之间的耦合暗物质-暗能量和标准的一致性宇宙学λ CDM红移z=1.5。我们还发现了一个初步的迹象表明，暗能量调查应该能够区分这些模型的质量和红移约束的λ CDM。虽然我们可以区分这些模型的影响与具有不同基本参数的Lambda-CDM宇宙学，DES将需要独立的测量sigma-8来确认这些影响。
2008-10-03 astro-ph
Effective equation of state for dark energy: mimicking quintessence and phantom energy through a variable Lambda
虽然在实验宇宙学的各个方面都有越来越多的证据表明宇宙中存在着不消失的暗能量成分，但我们离理解它的最终性质还很远。一个基本的宇宙学常数，λ，是最自然的候选者，但许多动力学机制，以产生一个有效的λ已被设计出来，假设存在一个特殊的标量场（所谓的精华，及其推广）。这些模型本质上是特设的，但它们导致了具有非平凡状态方程（EOS）的时间演化暗能量的吸引人的可能性。大多数，如果不是全部，未来的精密宇宙学实验研究（例如SNAP和普朗克项目）非常仔细地解决了EOS参数化“a la quintessence”的确定。在这里，我们表明，通过将宇宙学数据拟合到这种状态方程，也可以解释为一个基本的，但随时间演化的宇宙学项的暗示：λ = λ（t）。我们通过研究与λ的重整化群（RG）模型相关的有效状态方程来验证这种可能性。我们发现有效EOS可以对应于正常本质和幻影暗能量，具体取决于RG模型单个参数的值。我们的结论是，背后的一个非平凡的状态方程的一个所谓的精髓或幻影标量场实际上可以有一个运行的宇宙学项的基本量子场论。
2005-08-20 astro-ph gr-qc hep-ph
Dynamics and chaos in the unified scalar field Cosmology
本文在统一暗物质（UDM）框架下研究了封闭标量场FRW宇宙学模型的动力学。执行的理论以及数值分析，我们发现，有一个强烈的迹象表明与以前的研究混沌。我们发现，一个积极的空间曲率值是必不可少的混沌的外观，虽然李雅普诺夫数似乎是独立的曲率值。接近平坦的模型在很长一段时间后会表现出混沌行为，而纯平坦模型不会表现出任何混沌。此外，我们发现，在UDM方案中的一些半平坦模型表现出类似的动力学行为的Lambda宇宙学，尽管他们的混沌。最后，我们比较测量的哈勃参数的演化来自被动演化星系的微分年龄与预期的半平坦统一标量场宇宙学。在一组特定的初始条件下，我们发现UDM的标量场模型与观测数据吻合得很好。
2008-02-15 astro-ph
Axially Symmetric Cosmological Models with Perfect Fluid and Cosmological Constant
在最近对真空能量密度的非零值的考虑和简单的Kantowski-Sachs模型可能适合宇宙学经典检验的认识之后，我们研究了三个各向异性和均匀模型的定性行为：Kantowski-Sachs，Bianchi I和Bianchi III宇宙，尘埃和宇宙学常数，以找出物理上允许的。事实上，除了Kantowski-Sachs模型（Omega_{ k_{0} }>0）的Omega_{Lambda_{0} }< Omega_{ Lambda_{M} }和Bianchi III模型（Omega_{ k_{0} }<0）的Omega_{Lambda_{0} }<Omega_{ Lambda_{M} }之外，这些模型都经历了各向同性化，观测结果将无法区分这些模型和标准模型。如果我们假设宇宙自上一个散射时期（z约为1000）以来应该是非常各向同性的，这意味着宇宙在所有方向上都应该具有近似相同的哈勃参数，那么我们将导致物质密度参数非常接近当前的1。
1998-06-27 astro-ph
Trans-Planckian footprints in inflationary cosmology
我们考虑在一个固定的能量标度λ的最小不确定真空选择作为一个有效的描述trans-Planckian物理，并讨论其影响的线性扰动的无质量标量场的幂律暴胀模型。我们发现可能的影响与数量级H/Λ的功率谱，在类比与de-Sitter时空以前的结果。
2003-11-14 astro-ph gr-qc hep-th
Confronting Dark Energy Models with Astrophysical Data: Non-Equilibrium vs. Conventional Cosmologies
我们讨论了宇宙学暗能量模型与高红移超新星数据的拟合。我们考虑一个传统的模型与冷暗物质和宇宙学常数（λ CDM），一个模型调用超视界扰动（SHCDM）和模型的基础上刘维尔弦，其中暗能量是由一个滚动的量子场（Q-宇宙学）。我们表明，一个完整的治疗Q-宇宙学需要仔细讨论非平衡的情况下（离壳效应）。两个主要的高红移超新星数据集提供兼容的LambdaCDM和其他模型的约束。我们恢复了众所周知的结果，LambdaCDM非常适合合并的超新星数据集，超视界模型。我们讨论了模型依赖的壳外修正的Q-宇宙学模型，相关的超新星数据，并表明，该模型同样适合的数据。这种分析可以扩展到宇宙学现象学的其他方面，特别是CMB和重子声学振荡，到目前为止，这些都是用壳层模型来处理的。
2006-10-19 astro-ph gr-qc hep-ph
Concentration, Spin and Shape of Dark Matter Haloes: Scatter and the Dependence on Mass and Environment
我们使用一系列的宇宙学N体模拟一个平坦的LCDM宇宙学的研究性质的暗物质晕的质量范围为3.0 e9 - 3.0 e13 Msun。这些性质包括浓度参数（c）、自旋参数（lambda）和平均轴比（q）。对于浓度-质量关系，我们发现c~M^（-0.11）与Bullock等人提出的模型一致，即使我们发现较低的归一化（15%）。lambda和q的结果与以前的研究结果吻合良好，而c和lambda是反相关的。为了消除非松弛的晕，我们使用偏移参数（xoff），定义为最受约束的粒子与质量质心之间的距离。去除具有大xoff的晕使c增加~ 10%，使lambda降低~ 15%，并且去除最长的晕。此外，它在很大程度上消除了c和lambda之间的反相关性，尽管不是完全消除。我们还研究了大规模环境的影响。我们发现，更密集的光环生活在密度更大的环境中。但是，请注意，与散点相比，趋势较弱。对于自旋参数，我们发现没有环境依赖性，而有一个微弱的迹象表明，最球形的晕居住在密集的区域。最后，使用一个简单的模型，磁盘星系形成，我们表明，晕主机低表面亮度星系预计将主办的一个偏见的子集晕。这些晕圈不仅具有大于平均值的自旋参数，而且在给定晕圈质量的情况下，它们的c也比平均值低15%。我们讨论了所有这些研究结果的影响，声称从LSB旋转曲线推断的晕浓度之间的分歧，和预期的LCDM宇宙学。（节略）
2007-04-02 astro-ph
Testing the "Dark-Energy"-Dominated Cosmology via the Solar-System Experiments
“暗能量“（即爱因斯坦方程中的λ项）的影响是通过比较两种不同方法获得的月球轨道长期增长率在行星际尺度上寻求的：（1）通过激光测距直接测量和（2）独立于地球自转减速的估计。第一个量涉及众所周知的地球物理潮汐效应和λ项的科特勒效应（即一种“局部”哈勃展开），而第二个量仅与潮汐影响相关。它们之间的差异为2.2 +/- 0.3 cm/yr，这可以归因于哈勃的局部膨胀，其速率为H_0^（loc）= 56 +/- 8 km/s/Mpc。假设哈勃膨胀仅由局部均匀分布的暗能量（λ项）形成，而全局也由聚集的物质（大部分是冷暗物质）形成，总的（大尺度）哈勃常数应该是H_0 = 65 +/- 9 km/s/Mpc。这与普遍接受的WMAP结果H_0 = 71 +/-3.5km/s/Mpc和超新星Ia分布的数据都是合理一致的。上述巧合可以作为支持暗能量的另一个论据。
2006-10-08 astro-ph gr-qc hep-ph
Condensate cosmology -- dark energy from dark matter
想象一下这样一个场景：暗能量是通过低红移的暗物质的凝聚而形成的。因此，康普顿波长在过渡处从小到非常大的变化，不像精粹或变态。通过对哈勃常数和与凝聚场Q相关的三个参数：Ω_Q、w_f和z_t（能量密度和状态方程，以及跃迁红移）进行四参数似然分析，研究了CMB、大尺度结构、超新星和射电星系对凝聚的约束。冷凝大致插在Lambda CDM（对于大z_t）和sCDM（低z_t）之间，并且提供比Lambda CDM稍微更好的数据拟合。我们证实了在H和z_t之间的CMB中没有简并，并讨论了Lyman-alpha森林的后期跃迁的含义。最后，我们讨论了凝聚和变态的非线性阶段，这是更有趣的比标准的精粹模型。
2003-06-06 astro-ph gr-qc hep-ph
The Principles of Self Creation Cosmology and its Comparison with General Relativity
目前，有几个引力和宇宙学异常;暗能量问题，λ问题，加速宇宙膨胀，异常的先锋航天器加速，地球自旋和从分析行星引力演化中观察到的G的明显变化。这些难题可以在自我创造宇宙学理论中得到解决，其中相互作用原理包含马赫原理和局部能量守恒。该理论在真空中与广义相对论共形等价，其结果是该理论的预言与标准太阳系实验中的广义相对论相同。其他可观测到的局部和宇宙学结果为上述异常现象提供了解释。SCC宇宙在爱因斯坦坐标系中线性膨胀，在约旦坐标系中是静态的;因此，由于没有密度、光滑度或视界问题，因此不需要暴胀。该理论确定总密度参数为1/3，冷暗物质密度参数为2/9，但在约旦框架中，宇宙类似于爱因斯坦最初的静态圆柱模型，空间平坦。因此，没有必要提出“暗能量”假说。由于场方程确定假真空能量密度是一个特定的、可行的小值，因此不存在“λ问题”。最后，SCC中的某些观测将探测到宇宙加速。
2005-12-22 astro-ph gr-qc hep-th
A simple quantum cosmology
一个简单的和令人惊讶的现实模型的宇宙起源可以开发使用弗里德曼方程从广义相对论，基本量子力学，和实验值的h，c，G和质子质量。该模型假设有N个空间维度（N > 6），并且约束不可见的N-3个紧致维度的半径r的势随r ^4而变化。在这个模型中，宇宙的总能量为零，它是从无到有创造出来的。没有初始奇点。如果时空是11维的，正如M理论所要求的那样，那么对应于紧凑维度大小的标量场将宇宙膨胀约26个数量级（60个e-折叠）。如果哈勃常数为65 km/sec Mpc，则暴胀后的标量场的能量密度为Ω-sub-Lambda = 0.68，这与最近的天体物理学观测结果一致。
2001-03-08 astro-ph gr-qc hep-ph
Simple quantum cosmology: Vacuum energy and initial state
一个静态的非奇异的10维普朗克尺度的封闭弗里德曼宇宙，充满了状态方程为w = -2/3的完美流体，可以通过11维时空中从无到有的量子涨落自发产生。从这种状态的量子跃迁可以引发参考文献2 [广义相对论和引力33，1415，2001 - gr-qc/0103021]中概述的暴胀量子宇宙学。在没有微调的情况下，宇宙学预测大约60个e-折叠的暴胀和真空能量密度，这只取决于额外空间维度的数量（7），G，h，c以及引力强度与强力强度之间的比率。这个真空能量在宇宙总能量中所占的比例取决于哈勃常数。根据WMAP、SDSS、哈勃关键项目和Sunyaev-Zeldovich的哈勃常数估计值以及X射线通量测量值，其范围为60至72 km/（Mpc sec）。在中程哈勃常数为65 km/（Mpc sec）的情况下，参考文献2中的模型预测Ω-sub-Lambda = 0.7
2005-01-05 astro-ph gr-qc hep-ph
Cosmology with variable parameters and effective equation of state for Dark Energy
宇宙学常数λ是解释宇宙中暗能量（DE）成分起源的最自然的候选者。然而，由于实验证据表明DE的状态方程（EOS）可能会随着时间/红移而演变（包括它可能在我们的时间附近表现得像幻影一样的可能性），这使得理论家强调可能存在一个动力学场（或它们的一些合适的组合）可以解释DE的行为。虽然这当然是一种可能性，但在这里我们表明，没有必要调用这样的动力学场，一个可变的宇宙学常数（也许也包括一个可变的牛顿常数）可以以一种自然的方式解释所有这些特征。
2006-01-04 astro-ph gr-qc hep-ph
The Cold Big-Bang Cosmology as a Counter-example to Several Anthropic Arguments
一般的弗里德曼大爆炸宇宙学可以通过固定六个宇宙学参数来定义，例如光子-重子比Eta、宇宙学常数Lambda、曲率尺度R和（假设尺度不变的）原始密度涨落的振幅Q。目前还没有建立理论来解释为什么这些参数会取我们从观测中推导出的特定值。这导致了对每个参数的观测值提出的“人择”解释，因为这是能够产生一个可以容纳智能生命的宇宙的唯一值。在这篇论文中，我通过发展一类宇宙学，明确地表明宇宙产生具有行星的类太阳恒星的要求并不固定这些参数。（基于经典的“冷大爆炸”模型），其中一些或所有宇宙学参数与标准的热大爆炸宇宙学假设的值相差几个数量级，而不排除智慧生命的存在。我也仔细讨论了宇宙学中人择论证的结构和背景，并指出了冷大爆炸模型的存在对人择论证的一些影响。
2001-07-12 astro-ph gr-qc hep-ph
