晚期Lambda（t）宇宙学的观测约束

共形耦合幻象宇宙学中的λ之路

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。

2dF QSO红移巡天- XIII。从QSO功率谱测量λ

The 2dF QSO Redshift Survey - XIII. A Measurement of Lambda from the QSO Power Spectrum

我们报告的测量宇宙学常数，λ，和红移空间畸变参数β = Ω m^0.6/b，基于分析的类星体功率谱平行和垂直于观察者的视线，从最终目录的2dF类星体红移调查。我们从功率谱的几何和红移空间畸变中推导出一个联合λ-β约束。通过结合这一结果与第二个约束的基础上大规模聚类进化，我们打破这种退化，并获得两个参数的强约束。假设宇宙学是平坦的，用λ宇宙学的r（z）函数将红移转换为同向距离，得到了最佳拟合值Omega_Lambda=0.71^{+0.09}_{-0.17}和beta（z~1.4）=0.45^{+0.09}_{-0.11}。我们发现，如果采用EdS宇宙学r（z），则得到的最佳拟合模型，即Ω_λ =0.64^{+0.11}_{-0.16}和β（z~1.4）=0.40^{+0.09}_{-0.09}，与λ r（z）的结果一致，但在95%以上的置信度下，与λ =0的平坦宇宙学不一致。

变常数的共谋宇宙学

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。

与Lambda一起生活

Living with Lambda

关于物理宇宙学中非零宇宙学常数的后果的简短教学笔记。

局部Ia型超新星的特殊速度及其对宇宙学的影响

The Peculiar Velocities of Local Type Ia Supernovae and their Impact on Cosmology

我们量化的Ia型超新星特有的速度的宇宙学参数的推导上的效果。用于超新星遗产调查第一年宇宙学报告的已发表的遥远和本地Ia SNe形成了本研究的样本。虽然以前的工作已经假设，当地SNe在CMB帧（无流假设）中处于静止状态，我们测试这一假设，通过应用特殊的速度校正到当地SNe使用三种不同的流模型。这些模型基于IRAS PSCz星系红移巡天，具有变化的β = Omega_m^0.6/b，并在CMB坐标系中再现了本星系群的运动。然后使用平坦度或Lambda CDM和BAO先验来拟合这些数据集的w、Omega_m和Omega_Lambda。卡方检验统计量用于检验速度修正对拟合质量的影响。最受欢迎的模型是beta=0.5模型，其拟合效果明显优于无流假设，与之前的特殊速度研究一致。通过比较无流假设和有利的模型，我们得出由于忽略特殊速度而引起的w的最大潜在系统误差为Δ w =+0.04。对于Omega_Lambda，潜在误差为Delta Omega_Lambda = -0.04，对于Omega_m，潜在误差为Delta Omega_m <+0.01。有利流动模型（beta=0.5）产生以下宇宙学参数：w = -1.08（+0.09，-0.08），Ω_m = 0.27（+0.02，-0.02），ω_λ = 0.80（+0.08，-0.07），ω_m = 0.27（+0.02，-0.02）。

暴胀宇宙学中的跨普朗克足迹

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。

暗能量的有效状态方程：通过可变λ模拟精粹和幻影能量

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。

沃尔夫冈·普里斯特：从大反弹到兰姆达主导的宇宙

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。

在Lambda-CDM宇宙学中模拟SCUBA源：热的星暴还是冷的扩展星系尘埃？

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。

银河系比角动量的宇宙学依赖性

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。

自造宇宙学原理及其与广义相对论的比较

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。

42颗高红移超新星的Ω和λ测量

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…

具有运行λ的Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker宇宙学模型

A Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker cosmological model with running Lambda

可变暗能量的想法在文献中已经被多次接受，并从许多不同的角度来看。Quintessence只是最近流行的一种实现这一想法的方式，但到目前为止收效甚微。另一种可能性是把宇宙项λ看作一个"运行量“，就像电磁耦合常数一样。然而，λ是一个四维参数的事实意味着它可能服从一个特殊的重整化群方程，在低能量下，该方程可能由普朗克尺度附近物理学产生的λ ~ H^2 M_P^2形式的“软扰动”贡献所支配。这个值与CMB和高Z超新星的测量值大致相同。这种“重整化”的FLRW宇宙学可能会揭示自己是一个健全的，可检验的，在弯曲时空中的量子场论中的变量λ模型的建议。

The 2dF QSO Redshift Survey - IV. The QSO Power Spectrum from the 10k Catalogue

(ABRIDGED) We present a power spectrum analysis of the 10K catalogue from the 2dF QSO Redshift Survey. We compare the redshift-space power spectra of QSOs to those measured for galaxies and Abell clusters at low redshift and find that they show similar shapes in their overlap range, 50-150h^{-1}Mpc, with P_QSO(k)\propto k^{-1.4}. The amplitude of the QSO power spectrum at z~1.4 is almost comparable to that of galaxies at the present day if Omega_m=0.3 and Omega_Lambda=0.7 (the Lambda cosmology), and a factor of ~3 lower if Omega_m=1 (the EdS cosmology) is assumed. The amplitude of the QSO powe…

在宇宙学尺度上检验广义相对论

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。

状态方程与Lambda-CDM的后期跃迁

A late-time transition in the equation of state versus Lambda-CDM

我们研究了一个暗能量模型，它的状态方程w（z）表现出快速变化，例如在真空变态中发生的变化。我们比较了模型预测与CMB，大尺度结构和超新星的数据，并表明，一个晚的时间过渡是稍微优于标准的λ-CDM。

用天体物理数据对抗暗能量模型：非平衡态与传统宇宙学

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。

GRB静止标架谱与能量学的新关系及其在宇宙学中的应用

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。

对撞机作为超对称暗物质和太尺度宇宙学的同时探测器

Colliders as a simultaneous probe of supersymmetric dark matter and Terascale cosmology

太尺度超对称性有可能为标准宇宙学中占主导地位的暗物质提供一个自然的解释。然而，一旦我们从当前的粒子物理数据中对最小超对称参数施加约束，令人满意的暗物质丰度就不再是表面上自然的了。这个中微子调谐问题可能是太尺度时代期间和/或之后的非标准宇宙学的暗示。为了量化这种可能性，我们引入了一个替代的宇宙学基准的基础上一个简单的模型的典型通货膨胀。这个基准没有自由参数，所以对于一个给定的超对称模型，它允许一个明确的预测暗物质遗迹密度。作为一个例子，我们扫描了参数空间的CMSSM，比较中性伴子遗迹密度预测与界限从WMAP。我们发现，WMAP-允许的区域的CMSSM是一个数量级更大，如果我们使用的替代宇宙学基准，而不是SDUDA-CDM。欧洲核子研究中心大型强子对撞机的初步结果将区分这两个允许的区域。

从太阳系实验看“暗能量“主导的宇宙学

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。

追逐拉姆达

Chasing Lambda

斯隆数字巡天最近对SNIa、CMB和BAO的天文观测表明，当前的宇宙已经进入了一个加速膨胀的阶段，其跃迁红移为$z \simeq 0.5$。虽然解释这一事实的最简单的候选者是宇宙学常数/真空能量，但存在一个严重的巧合问题。在理论宇宙学中，我们可以通过应用新的物理学或其他暗能量的概念来找到许多可能的方法来缓解这个问题。我们认为国家的最先进的候选人的描述加速宇宙的贝叶斯模型选择的框架。我们指出了这种方法的优点以及麻烦。我们发现，四个数据库的组合给出了严格的后验概率的$Λ$ CDM模型，这是74%。这个事实是现代宇宙学中关于$Λ$问题的混乱的一个定量例证。

假真空的晚期衰变、测量和量子宇宙学

Late Time Decay of the False Vacuum, Measurement, and Quantum Cosmology

最近的建议，晚时间量子动力学可能是重要的解决宇宙学问题与我们所观察到的宇宙需要考虑几个微妙的问题与量子宇宙学，我们在这里描述。如果我们能够正确地将概率测度与永恒暴胀和弦景观联系起来，那么解决这些问题将是重要的。

Lambda-CDM宇宙学中暗物质晕的近普适并合率

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。

凝聚态宇宙学--来自暗物质的暗能量

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。

重新思考透镜和Lambda

Rethinking Lensing and Lambda

传统上，强引力透镜是少数几个被认为与大宇宙学常数相反的现象之一;许多对透镜统计的分析给出了$Ω_Λ$的上限，这与和谐宇宙学略有不一致。这些结论是基于这样的模型，即中等红移（z~0.5-1）的星系预测数随着$Ω_Λ$的增加而显著增加。我认为，模型现在应该校准的计数遥远的星系。当这样做时，透镜统计就失去了对宇宙学常数的大部分敏感性。

Lambda支配宇宙中晚期ISW效应的解析方法

An analytic approach to the late ISW effect in a Lambda dominated universe

在λ占优宇宙中，积分萨克斯-沃尔夫（ISW）效应是影响宇宙微波背景起伏演化的重要因素。在空间平坦（K=0）的Friedman-Robertson-Walker（FRW）宇宙中充满无压理想流体的情况下，考虑宇宙学常数，给出了牛顿规范下爱因斯坦方程协变线性微扰的完全解析解.我们使用解析的扰动势的时间依赖性，推导出晚ISW效应的各向异性功率谱。我们选择了尺度不变的Harrison-Zeldovich谱来获得C_1动量，并表明我们的结果与以前的数值计算结果是一致的。

具有两种形式场的膜气体的晚期宇宙学

Late cosmology of brane gases with a two-form field

我们考虑了两种形式的场对膜气体宇宙学的后期动力学的影响。假设缠绕态处于热平衡，我们发现，即使缠绕自由度衰减为弦环的无压气体，形式场的存在也允许宇宙膨胀的后期阶段。最后，我们建议不要把宇宙的维数理解为热平衡条件的结果，而要把它理解为几何对称性的结果。

衰变快子物质的宇宙学

Cosmology with decaying tachyon matter

我们研究了在空间平坦的Friedman-Robertson-Walker时空中，均匀快子场与引力耦合的情况。假设场演化随时间呈指数衰减，我们求解场方程，并表明，在一定条件下，比例因子代表一个加速宇宙，减速膨胀的阶段。我们利用暗能量（p=-ρ）和暗物质（p=0）的模型，其中单个标量场（快子）控制两个暗分量的动力学。我们表明，这个模型适合目前的超新星数据以及规范的\LambdaCDM模型。我们给出了当前数据所允许的参数的界。

常现λ的一个强约束

A Strong Constraint on Ever-Present Lambda

我们表明，因果集的方法来创建一个永远存在的宇宙学“常数”在膨胀的宇宙是强烈的微波背景的各向同性的约束。随机λ产生产生的涨落与COBE和WMAP观测结果一致，但它太小，无法主导z<1000时的膨胀动力学，因此无法解释观测到的宇宙晚期加速。我们还讨论了其他观测约束的功率谱的星系集群，并表明，理论上的可能性永远存在的λ只出现在3+1维时空。

Lambda CDM宇宙学中阻尼Lyman α系统的金属丰度演化

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。

CNOC团簇的Omega_M-Omega_Lambda约束

The Omega_M-Omega_Lambda Constraint from CNOC Clusters

星系团的hocC红移巡天测量Omega_M的公式是Omega_e（z）= M/L x j/ρ_c，它可以应用于一个星系团一个星系团的测量。质光比，M/L，估计从丰富的星系团，校正到外地人口超过0.18至0.55红移范围。由于光度密度依赖于宇宙学体积，因此得到的Omega_e（z）对宇宙学有很强的依赖性，这允许我们将结果放置在Omega_M-Omega_Lambda平面中。如果Omega_Lambda>0，则所得Omega_M下降，并且我们发现Omega_Lambda<1.5。

Ia型超新星与宇宙学

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 < …

相对论MOND理论中一种可能的晚期类$Λ$ CDM背景宇宙学

A Possible Late Time $Λ$CDM-like Background Cosmology in Relativistic MOND Theory

在相对论MOND理论（TeVeS）的框架下，我们证明了通过选择一个特定的$F(μ)$，同时满足牛顿极限和MOND极限的存在，可以得到一个晚时间背景的$Λ$ CDM宇宙学.我们研究了标量场$ϕ$在我们选择的$F(μ)$下的动力学，并表明$ϕ$的“慢滚”机制对应于一个动力学吸引子，整个系统简化为$Λ$ CDM宇宙学。

Brans Dicke宇宙学中的晚期加速

Late time acceleration in Brans Dicke Cosmology

在这项工作中，我们已经调查的可能性，有一个晚的时间加速阶段的宇宙，建议最近的超新星观测，在背景下的Brans Dicke（BD）理论与对称性破缺的潜力和物质场。我们发现，一个完美的流体物质场（无压和压力）不能支持这种加速，但耗散压力的流体可以驱动这种后期的加速。我们还计算了模型中的一些宇宙学参数，以与观测结果相匹配。

用太阳系实验检验暗能量主导的宇宙学

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？

宇宙相对论中宇宙学常数的取值

Value of the Cosmological Constant in the Cosmological Relativity Theory

结果表明，宇宙学相对论预言宇宙学常数的值为λ = 1.934 x 10^-35 s^-2。这个λ值与最近由高Z超新星小组和超新星宇宙学计划获得的测量结果非常一致。

前7颗z >= 0.35超新星宇宙学参数Ω和λ的测量

Measurements of the Cosmological Parameters Omega and Lambda from the First 7 Supernovae at z >= 0.35

我们已经开发了一种系统地发现和研究高红移超新星的技术，可以用来测量宇宙学参数。我们在这里报告的结果是基于超新星宇宙学项目的高红移超新星搜索中发现的28颗超新星中的最初7颗。我们发现sigma_{M_B}的峰值星等的色散为0.27，在使用Calan/Tololo巡天（Hamuy et al. 1996）中发现的附近（z <= 0.1）Ia型超新星的光变曲线“宽度-光度”关系“校正”星等后，色散缩小到sigma_{M_B,corr} = 0.19。将我们的遥远（z = 0.35-0.46）超新星与附近的Ia型超新星的光曲宽度校正星等作为红移的函数进行比较，得到了质量密度的全球测量值，对于λ = 0的宇宙学，Ω_M = 0.88^{+0.69}_{-0.60}。对于空间平坦的宇宙（即，Omega_M +Omega_Lambda = 1），我们发现Omega_M = 0.94 ^{+0.34}_{-0.28}，或者等价地，一个宇宙学常数的测量值，Omega_Lambda = 0.06 ^{+0.28}_{-0.34}（在95%的置信水平下<0.51）。对于更一般的具有独立Omega_M和Omega_Lambda的Friedmann-Lemaitre宇宙学，结果被表示为Omega_M-Omega_Lambda平面上的置信区域。该区域不对应于减速参数q_0的唯一值。我们目前的统计和系统误差的分…

宇宙学与星系关联

Cosmology with Galaxy Correlations

在这篇评论中，我概述了使用星系的相关性来约束宇宙学参数。与宇宙微波背景（CMB）一样，暗物质和重子物质的密度在物质的波动上留下了重要的尺度，因此星系的聚集，例如，物质的粒子视界--辐射相等，复合的声音视界。通过重子声学振荡（BAO）对这些尺度的精确测量以及星系团的功率谱的大尺度形状，为Ω_m h ^2提供了限制。斯隆数字巡天（SDSS）和2dF星系红移巡天（2dFGRS）最近的测量强烈表明Omega_m < 0.3。这就形成了一个由宇宙学常数（λ）主导的扁平宇宙的基本证据（当结合CMB和超新星调查的结果时）。这个宇宙学模型的进一步证据是后期的积分萨克斯-沃尔夫效应（ISW），现在已经使用宇宙中大尺度结构的各种示踪剂检测到z>1的红移。ISW效应也提供了一个机会，以区分λ，动态暗能量模型和大尺度上的重力修正。

LHC物理学与宇宙学

LHC Physics and Cosmology

在这些讲座中，我回顾了粒子物理模型的可能限制，这些模型是通过将对撞机测量结果与天体物理数据相结合而获得的。我强调这些结果的理论模型依赖性。我讨论超对称暗物质的约束在对撞机（主要是大型强子对撞机）在各种理论背景下：标准的宇宙常数冷暗物质（λ CDM）模型，（超）弦启发的和非平衡弛豫暗能量模型。然后，我调查的能力，大型强子对撞机测量断言是否超对称物质（如果发现）构成部分，或全部，天体物理学的暗物质。我还讨论了在未来的精密设施，如国际直线对撞机的约束改善的前景。

EMSS高红移星系团样品的X射线温度：宇宙学和暗能量状态方程的约束

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。

暗能量：是Q还是Lambda？

Dark Energy: Is it Q or Lambda ?

对宇宙微波背景各向异性、超新星光度距离和星系团的新观测使我们对暗能量的认识更加深刻。在这里，我们提出了最新的限制。

非均匀宇宙学、暴胀和晚期加速宇宙

Inhomogeneous Cosmology, Inflation and Late-Time Accelerating Universe

爱因斯坦场方程的精确非均匀解被证明能够在早期宇宙中以非均匀的方式膨胀，并解释WMAP功率谱数据中的异常。该模型也可以用晚期非均匀结构来解释宇宙的加速膨胀。

Lambda的试金石

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。

太阳邻域的恒星形成历史：恒星与宇宙学的联系

Star formation history in the solar neighborhood: the link between stars and cosmology

利用银河系演化的宇宙学方法模拟银河系，计算了太阳邻域的恒星形成历史。我们获得的观测推论的良好协议表明，我们的物理模型准确地描述了长期/大的空间趋势的本地和全球银河系SFH。在这个模型中，恒星的形成是由盘引力不稳定性触发的，并由ISM中的能量平衡进行自我调节。SFH的驱动因素是宇宙学气体的注入速率和由原始自旋参数决定的气体表面密度。一个LambdaCDM宇宙学在整个过程中使用。

椭圆星系计数对[Omega_Matter-Omega_Lambda]平面的约束？

Constraints on the [Omega_Matter-Omega_Lambda]-plane from Elliptical Galaxy Counts ?

在这里，我们提出了一个试点研究椭圆星系是否单独计数，可以放置一个有用的限制欧米茄_M -欧米茄_λ平面。椭圆星系的数量来自三个巡天：千禧星系表（16 > B_KPNO > 20），B波段平行巡天（20 > B_AB >24）和哈勃深场（23 > B_AB > 28）。模拟中使用的椭圆光度函数是由千年星系表、2度视场星系红移巡天和斯隆数字巡天的组合导出的（当H_0 = 75 km/s/Mpc时，M_*=-19.90，phi_*=0.0019/Mpc ^3和alpha =-0.75）。我们采用一个基准模型，并通过其不确定性调整各种输入参数，以确定对计数的影响。我们发现，如果椭圆星系光度函数的暗端斜率已知优于0.1$，那么在16 < B < 23的星等范围内，计数最依赖于宇宙学，并且可以用来在[Omega_Matter-Omega_Lambda]平面上放置一个弱约束。

用伽马射线暴和其他宇宙学探测器测量暗能量

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。

哪一个宇宙模型有暗能量--幻影还是LambdaCDM

Which cosmological model with dark energy -- phantom or LambdaCDM

在宇宙学中，许多与过去（大爆炸与反弹）和未来（德西特与大撕裂）奇异点截然不同的场景与当今的观测结果是一致的。这个困难被称为退化问题。我们使用赤池和贝叶斯模型选择的信息标准，以克服这种退化，并确定这样一组参数的模型，它给出了最佳的拟合SNIa数据。我们考虑了七种有代表性的情形，即：具有宇宙学常数的CDM模型、具有拓扑缺陷的CDM模型、具有幻影场的CDM模型、具有弹跳的CDM模型、具有弹跳幻影场的CDM模型、具有膜的CDM模型和具有线性动力学状态方程参数的CDM模型。应用模型选择信息标准，我们表明，AIC表示平坦的幻影模型，而BIC表示平坦的幻影和平坦的$Λ$ CDM模型。最后我们得出结论，暗能量模型与SNIa数据比较所选择的基本参数是两个。

用晕质量函数探测暗物质-暗能量耦合

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。

CIW宇宙学专题讨论会：会议摘要-观测

CIW Cosmology Symposium: Conference Summary -- Observations

我回顾了会议关于观察的主要一致性和争议。宇宙学家对宇宙的整体宇宙学参数接近达成一致。一些参数仍然有很大的误差条，特别是Omega_mat，但随着对CMB的精确观测，这些窗口中的大多数将很快关闭。追求主要宇宙学参数的主要时代正在结束。在未来的一段时间里，宇宙学家们将继续致力于了解星系形成的所有混乱细节。高精度标准烛光的发展，如螺旋黑洞，为理解λ带来了希望，无论它是真正的恒定还是不断发展。这是宇宙学对下一代基础物理学的主要贡献。最后，我将讨论人择宇宙学。在宇宙学的历史上，人择推理至少有三次被证明是正确的。现在应用它会使我们认真对待其他宇宙的前景，这是一个理论家应该认真追求的概念。

2dF QSO红移巡天- VI。从功率谱中的红移空间畸变测量λ和β

The 2dF QSO Redshift Survey - VI. Measuring Lambda and Beta from Redshift-space Distortions in the Power Spectrum

当2dF类星体红移巡天（2 QZ）完成后，将有一个强有力的宇宙学常数的几何检验。通过比较沿着视线和穿过视线的聚集，并模拟红移空间中的特殊速度和整体运动的影响，可以检测到几何扭曲，如果假设错误的宇宙学，就会发生这种扭曲。在本文中，我们调查的效果的几何和红移空间失真的功率谱平行和垂直于观察者的视线。Ballinger等人开发了一个模型来估计宇宙学常数$Λ$和来自这些扭曲的重要参数$β\approx Ω_m^{0.6}/b$。我们将此模型应用于最终的25 k 2 QZ的详细模拟，使用Virgo Consortium的巨大{ \it Hubble Volume} N体$Λ$ -CDM光锥模拟产生。我们证实了Ballinger等人的结论;红移空间的形状和几何畸变非常相似。当考虑到所有不确定性时，我们发现只有联合$Λ- β$约束是可能的。然而，通过将这一结果与基于大规模聚类进化的第二个约束相结合，我们可以取得重大进展。我们预测，这种方法应该允许我们约束$β$约$\pm0.1$，和$Ω_{m}$ $\pm0.25$使用最终的目录。我们应用该方法的2 QZ目录的10000类星体，发现这个不完整的目录稍微有利于一个$Λ$宇宙学。

Galerkin作为宇宙学测试

Galaxies as a cosmological test

相对论性的LambdaCDM宇宙学模型已经通过了一个严格的测试网络，令人信服地证明它是一个有用的近似发生了什么回到高红移。但是，它在应用于星系尺度上的结构形成时存在异常，这表明我们有很多东西要了解这个理论实际上预测了什么，并且可能还有一些有价值的东西要了解观测宇宙学的基本理论基础。这是从一个世纪的宇宙学，威尼斯，2007年8月的贡献略有修订和扩大。

后依巴谷时代银河场λ牧夫座星的地位

The status of Galactic field lambda Bootis stars in the post-Hipparcos era

牧夫座λ星属于星族I，是B型晚期到F型早期的恒星，表面的Fe峰元素丰度低于太阳的100倍，而太阳的轻元素（C、N、O和S）丰度则低于太阳。为了限制现有的各种理论，试图解释这些奇特的恒星，我们调查的观测性能相比，正常恒星的参考样本的λ Bootis星。使用各种测光系统和依巴谷的数据，我们分析的有效性标准光度校准，元素丰度，和银河系的空间运动。这里清晰地显示了一组同质的星族I天体，它们在主序演化的各个阶段都有发现，峰值大约在1 Gyr。没有相关的天体物理参数，如预计的旋转速度或元素丰度与年龄的发现，这表明先验未知的机制，创造λ牧夫座恒星，工程不断晚B到早期F型恒星在主序星演化的所有阶段。令人惊讶的是，钠丰度似乎表明恒星与其周围环境之间存在相互作用。