New dark energy constraints from supernovae, microwave background and galaxy clustering
利用HST/GOODS计划新观测到的壮观的高红移超新星和以前的超新星、宇宙微波背景辐射和星系团数据，我们对暗能量密度rho_X作为宇宙时间的函数进行了迄今为止最精确的测量，并假设宇宙是平坦的，以一种与模型无关的方式对其进行了约束。我们发现，爱因斯坦的香草场景rho_X（z）是恒定的仍然符合这些新的严格约束，大挤压或大撕裂是超过50千兆年的更广泛的一类模型允许这样的灾难性事件。我们讨论了常见的陷阱和隐藏的先验：状态方程w_X（z）的参数化假设正的暗能量密度和没有大挤压，并且流行的参数化w_X（z）=w_0 +w_0' z名义上受到CMB的强约束，仅仅是因为w_0' > 0意味着非物理的指数爆破rho_X ~ e^{3 w_0' z}。
2004-04-23 astro-ph hep-ph
Determining Cosmological Parameters from the Microwave Background
最近资助的卫星将以前所未有的灵敏度和角分辨率绘制宇宙微波背景辐射图。假设只有原始绝热标量和张量扰动，我们评估如何准确地测量这种类型的实验的基本宇宙学参数$Ω$（宇宙的总密度），$Ω_b$（重子密度），$h$（哈勃常数），和$Λ$（宇宙学常数）。所提出的实验能够在百分之几的水平上测量这些参数。我们简要地讨论了这些估计的一般性和实际数据分析中出现的并发症。
1996-06-10 astro-ph
Observation of Cosmic Acceleration and Determining the Fate of the Universe
目前对Ia型超新星的观测提供了宇宙加速到红移$z \lsim 1$的证据，导致宇宙可能正在进入暴胀时代。然而，暴胀只有在真空能量（或其他能量密度足够慢的红移源）支配物理半径为1/H的区域的能量密度时才能发生。我们认为，对于从超新星数据推断出的$Ω_Λ$和$Ω_m$的最佳拟合值，必须确认宇宙加速至少达到$z \simeq 1.8$才能推断宇宙正在膨胀。
1999-12-07 astro-ph gr-qc
Robust Dark Energy Constraints from Supernovae, Galaxy Clustering, and Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations
Ia型超新星（SN Ia），星系团，宇宙微波背景各向异性（CMB）的数据提供了补充约束宇宙中的暗能量的性质。我们发现威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的三年观测给出了一个CMB位移参数R =（Ω_mH_0^2）^{1/2} \int_0^{z_{CMB}} dz '/H（z'）= 1.70 \pm 0.03。利用这个新的CMB位移参数的测量值，结合Sloan数字巡天（SDSS）的重子声学振荡（BAO）测量值，以及HST/GOODS计划和超新星遗产巡天第一年的超新星Ia数据，我们导出了与模型无关的暗能量暗能量ρ_X（z）和宇宙膨胀率H（z）的约束.我们还导出了暗能量状态方程w_X（z）=w_0+ w 'z（截止z=2）和w_X（a）=w_0+（1-a）w_a的约束条件。我们发现，目前的数据对rho_X（z）和H（z）作为红移的自由函数提供了稍微更严格的约束，而对w_X（z）的约束大约提高了两倍。宇宙学常数仍然与数据一致，然而，不确定性仍然很大的暗能量的模型无关的约束。在红移1和2之间观测到的Ia超新星数量的显著增加，加上改进的BAO和弱透镜宇宙学测量（正如联合暗能量任务的JEDI任务概念所预期的那样），将需要大大收紧与模型无关的暗能量约束。
2006-06-21 astro-ph
Constraints on Cardassian Expansion from Distant type Ia Supernovae
Perlmutter等人（1999）收集的遥远Ia型超新星数据被用来分析卡达西膨胀方案，该方案最近由Freese和Lewis（2002）提出，作为解释当前加速宇宙的宇宙学常数（或更普遍的暗能量分量）的替代方案。我们指出，在卡达西模型的两个参数$n$和$z_{eq}$所允许的区间内，宇宙的物质密度将非常低，这与目前由宇宙微波背景各向异性和星系团（星系团重子分数）的测量所得到的宇宙密度值是不一致的.因此，除非宇宙主要包含重子物质，否则这种卡达西膨胀提议似乎无法通过目前Ia型超新星数据的星等红移测试。
2003-03-03 astro-ph gr-qc hep-ph
Determining cosmic microwave background anisotropies in the presence of foregrounds
在宇宙微波背景（CMB）实验中，前景与信号的分离是一个很大的挑战。估计给定像素中的CMB温度的简单方法是拟合CMB和各种前景分量的幅度。该估计器的方差平方被示出为等于$[(FDF)^2\ \sigzt + \sigsh^2]$，其中$\sigz$是在前景不存在的情况下的方差; $\sigsh$是由于前景分量的形状的不确定性引起的方差;并且FDF是{ \it前景退化因子}。这一个数字，FDF，给出了一个很好的指示能力，一个给定的实验，以解开的CMB从前景来源。各种应用程序有关的规划和分析的实验。
1995-12-05 astro-ph
Observational constraints on the dark energy density evolution
我们从宇宙微波背景、大尺度结构和Ia超新星的测量中约束了暗能量密度的演化。虽然Ia超新星对当今暗能量的状态方程$w_0$最敏感，但宇宙微波背景和大尺度结构数据最能约束早期的暗能量演化。对于我们的模型中使用的参数化，我们发现$w_0 < -0.8$和暗能量分数在非常高的红移$Ω_{early} < 0.03$在95%的置信水平。
2005-08-04 astro-ph
Constraining Dark Energy with X-ray Galaxy Clusters, Supernovae and the Cosmic Microwave Background
通过对宇宙微波背景、超新星和X射线星系团观测数据的分析，提出了暗能量演化的新约束。我们的分析采用了最少的先验知识，并利用了这些数据集的互补性。我们研究了一系列具有三个自由参数的暗能量模型：当前的暗能量状态方程w_0，早期的状态方程w_et和跃迁时的标度因子a_t。通过对所有三个数据集的综合分析，假设状态方程是常数，宇宙是平坦的，我们测量到w_0 =-1.05 +0.10 - 0.12。包括w_et作为自由参数，并允许a_t在数据集具有鉴别能力的范围0.5 <a_t <0.95内变化，我们测量w_0 =-1.27 +0.33-0.39和w_et =-0.66 +0.44-0.62。我们没有发现暗能量状态方程参数随红移演化的显著证据。当分析中也包括星团约束时，超新星数据中的边缘演化暗示变得不那么重要。数据集的互补性导致了对平均物质密度Omega_m的严格约束，并解释了许多其他参数的简并，包括标量谱指数n_s、物理重子密度Omega_bh^2和光学深度τ之间的简并。这种互补的性质也允许我们检查模型，其中我们放弃了曲率的先验。对于具有常数状态方程的非平坦模型，我们测得w_0 =-1.09 +0.12 - 0.15和Omega_de = 0.70 +-0.03。我们的分析包括暗能量流体中的空间扰动，假设声速c_s^2 = 1。对于我们最一般的暗能量模型，不包括这样的扰动将导致对w_et的虚假…
2005-04-05 astro-ph
Cosmic Microwave Background and Supernova Constraints on Quintessence: Concordance Regions and Target Models
我们进行了详细的比较威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）测量的宇宙微波背景（CMB）的温度和偏振各向异性与经典宇宙学模型的预测暗能量。我们考虑了广泛的精髓模型，包括：一个恒定的状态方程;一个简单的参数化，随时间变化的状态方程;一类模型的早期精髓;标量场与逆幂律的潜力。我们还提供了一个联合适合的CBI和ACBAR CMB数据，和1a型超新星。使用这些选择约束，我们确定可行的，目标模型进行进一步分析。
2003-05-19 astro-ph
Determining cosmic microwave background structure from its peak distribution
提出了一种基于高斯宇宙微波背景宇宙微波背景（CMB）谱峰谷特性的快速准确提取CMB谱的新方法。我们构造了一个统计描述他们的角集群-类似于星系，2点角相关函数，$ξ_ν(θ)$。我们发现，增加峰值阈值，$ν$，$ξ_ν(θ)$强烈放大，并成为可测量的$ν\geq$ 1上的角度尺度$\leq 10^\circ$。它在每个尺度上的幅度唯一地依赖于CMB温度相关函数$C(θ)$，因此测量的$ξ_ν$可以被唯一地反转以获得$C(θ)$及其勒让德变换，CMB场的功率谱。因为在该方法中，CMB功率谱是从CMB场的高峰值/谷值推导出的，所以该过程仅进行$[f(ν)]^2N^2$操作，其中$f(ν)$是在$N$像素的图中具有$|δT|\geqν$标准偏差的像素的分数，并且例如对于$ν$ = 2和2.5分别为0.045和0.01。我们开发的方法的理论形式主义，并显示与详细的模拟，使用MAP任务参数，该方法允许非常准确地确定CMB功率谱从即将到来的CMB地图中只有$\sim(10^{-4}-10^{-3})\times N^2$操作。
2001-07-10 astro-ph
Bayesian Methods for Cosmological Parameter Estimation from Cosmic Microwave Background Measurements
我们提出了一个战略，统计上严格的贝叶斯方法来确定宇宙学参数的宇宙微波辐射背景中的各向异性的观测结果的问题。我们建议应用马尔可夫链蒙特卡罗方法，特别是大都市黑斯廷斯算法，估计参数。一个完整的统计分析，与大都市黑斯廷斯算法详细描述。
2000-06-28 astro-ph
Constraints on alternative models to dark energy
最近对Ia型超新星的观测有力地支持了宇宙现在正在加速，而在最近的过去减速。这可能是标准的弗里德曼方程崩溃的证据。我们考虑一个一般的修正的Friedmann方程。详细分析了三种不同的模型。目前的超新星数据和威尔金森微波各向异性探测数据被用来约束这些模型。从减速阶段到加速阶段的过渡的详细分析也被执行。
2005-07-13 astro-ph gr-qc
Supernovae observations and cosmic topology
关于我们对宇宙的描述，有两个基本问题涉及到三维空间的几何和拓扑。虽然几何是一个局部特征，给出了内在的曲率，拓扑是一个全局特征，表征了三维空间的形状和大小。几何图形约束但不决定空间拓扑。我们发现，除了确定的空间几何形状，空间拓扑结构的知识允许放置紧密的约束与暗物质（$Ω_m$）和暗能量（$Ω_Λ$）的密度参数。利用Poincaré十二面体空间作为可观测空间拓扑，重新分析了密度参数空间$Ω_{m} - Ω_Λ$上的Ia型超空间（SNe Ia）约束.从这个超新星Ia加上宇宙拓扑分析，我们发现最佳拟合值的密度参数，这是与一些独立的宇宙学观测。
2006-04-14 astro-ph gr-qc hep-th
Supernovae constraints on dark energy and modified gravity models
我们使用Ia型超新星的金样品来约束暗能量模型的参数，即卡达西，Dvali-Turner（DT）和广义Chaubergin气体（GCG）模型。在我们对这些暗能量建议的最佳拟合分析中，我们考虑了平坦和非平坦的先验。对于所有的模型，我们发现，放宽平坦性条件意味着数据有利于正曲率，此外，GCG模型是近平坦的，所需的宇宙微波背景（CMB）的观测。
2005-12-03 astro-ph
Lower limits on the Hubble Constant from models of Type Ia Supernovae
通过将Ia型超新星的观测结果与现有最佳数值模型的结果相结合，我们约束了哈勃常数，独立于任何外部校准器。我们发现Ho的绝对下限> 50 km/s/Mpc。此外，我们还利用哈勃流中12颗Ia型超新星的紫外光变曲线绘制了哈勃图，并采用由1-D和3-D爆燃模拟得到的典型事件中产生的（56）Ni量的最可能值，分别得到Ho $\geq$ 66、$\pm$ 8和$\geq$ 78 $\pm$ 9 km/s/Mpc。我们的结果可能很难调和与最近的文献中的讨论，因为它似乎是一个爱因斯坦-德西特宇宙需要Ho $\simeq$ 46 km/s/Mpc，以适应温度功率谱的宇宙微波背景和保持年龄的限制最古老的恒星。
2004-10-28 astro-ph
Learning Physics from the Cosmic Microwave Background
宇宙微波背景（CMB）提供了一个宝贵的窗口，在非常高的能量尺度的基础物理学，可能包括量子引力，大统一理论和超对称性。CMB已经使基于缺陷的通胀对手被抛弃，并将能够伪造许多通胀模型。结合其他的宇宙学观测，包括高红移超新星和大尺度结构的观测，宇宙微波背景正在提供宇宙密度的详细预算，以便与中微子和冷暗物质的粒子物理计算进行比较。因此，CMB测量补充了LHC和长基线中微子束的实验。
1999-02-17 astro-ph
New Constraints on Dark Energy
新的宇宙微波背景、星系团和Ia型超新星数据越来越多地限制了我们宇宙中的暗能量成分。虽然宇宙学常数的情况仍然与这些新的严格约束相一致，但数据并不排除状态方程参数小于-1的可能性。
2004-06-30 astro-ph gr-qc hep-ph
The Cosmic Microwave Background and Observational Convergence in the Omega_m - Omega_lambda Plane
我使用最新的宇宙微波背景（CMB）各向异性测量，以限制在Omega_m - Omega_lambda平面的领先的冷暗物质模型。优选窄三角形区域。这个三角形被拉长，即使与最近超新星的保守版本、星系团质光比和双射电源约束的交集也很小，并提供了Omega_m - Omega_lambda平面中当前的最佳极限：Omega_lambda = 0.62 +/- 0.16和Omega_m = 0.24 +/- 0.10。CMB和其他观测之间的互补性排除了Omega_lambda = 0模型在99%以上的置信水平。
1998-08-10 astro-ph
Type Ia Supernovae: Their Origin and Possible Applications in Cosmology
光谱学和光度学的证据表明Ia型超新星（SNe Ia）是吸积白矮星的热核爆炸。然而，超新星Ia的起源双星系统和流体动力学模型仍然存在争议。超新星Ia相对均匀的光变曲线和光谱演化使其成为确定宇宙学参数的标准烛光，如哈勃常数、密度参数和宇宙学常数。最近的进展包括用哈勃空间望远镜标定Ia型超新星的绝对最大亮度，利用Ia型超新星的光变曲线形状与最大亮度之间的关系减少哈勃图中的色散，以及发现许多具有高红移的Ia型超新星。
1997-06-06 astro-ph
Archeops' results on the Cosmic Microwave Background
Archeops是一个气球载实验，致力于测量从大角度尺度到大约10弧分的宇宙微波背景（CMB）的温度各向异性。下面是对CMB的简要介绍，然后是对Archeops实验的描述。Archeops于2002年2月7日在北极的夜晚从基律纳（瑞典）飞往俄罗斯。下面描述了对这些数据的部分分析，以及对$C_\ell$频谱的分析结果，首次显示了大尺度和第一个声学峰值之间的连续联系。我们最终得到了宇宙学参数的限制。我们证实了宇宙的平坦性。并且，结合Archeops数据与其他CMB实验数据和HST测量的$H_0$，我们第一次测量$Ω_Λ$独立于超新星的结果。
2003-06-02 astro-ph
II: Bayesian Methods for Cosmological Parameter Estimation from Cosmic Microwave Background Measurements
我们提出了一个战略，统计上严格的贝叶斯方法来确定宇宙学参数的观测结果的各向异性的宇宙微波背景的问题。我们的策略依赖于马尔可夫链蒙特卡罗方法，特别是大都会黑斯廷斯算法，执行必要的高维积分。我们详细描述了大都会黑斯廷斯算法，并讨论了我们的模拟数据的测试结果。
2001-03-08 astro-ph
Cross-Correlation of the Cosmic Microwave Background with Radio Sources: Constraints on an Accelerating Universe
基于宇宙微波背景（CMB）与远距离射电源分布之间不存在相关性，我们提出了一个新的宇宙学常数极限。在当前流行的宇宙学常数-冷暗物质模型中，假设射电源追踪局部（z=1）物质密度，这种相关性应该是通过积分萨克斯-沃尔夫效应产生的。我们发现没有证据表明COBE 53 Hz微波图和NVSS 1.4 GHz无线电调查之间的相关性。暗示的宇宙学常数的95% CL极限是λ < 0.74，与最近对CMB各向异性和IA型超新星观测的测量值（0.6 <λ < 0.7）勉强一致。如果宇宙学模型确实位于这个范围内，那么综合的萨克斯-沃尔夫效应应该可以通过即将到来的CMB地图和射电勘测来检测。
2001-11-14 astro-ph
Exploring the Properties of Dark Energy Using Type Ia Supernovae and Other Datasets
我们从两个互补的超新星数据集-新发布的黄金+HST样本和SNLS重建暗能量属性。虽然Gold+HST数据比SNLS更倾向于演化暗能量，但得到的结果在$2σ$误差条内与标准$Λ$ CDM模型一致。利用重子声学振荡和宇宙微波背景辐射的互补数据来约束暗能量，我们发现在这种情况下我们的结果强烈依赖于物质密度$Ω_m$的当前值.因此，除非$Ω_m$的值能精确到百分之几，否则仅从这些数据中无法得出关于暗能量密度恒定性或可变性的确切结论。然而，如果将这些数据与超新星数据结合使用，可能的变异性就会受到很大的限制。
2006-12-14 astro-ph
Gravitational lensing of Type Ia supernovae
最近，Holz和Wald（1998）提出了一种确定非均匀宇宙中引力透镜效应的方法。他们对真实星系模型的使用仅限于具有固定质量的奇异截断等温球。在本文中，他们的方法进行了推广，使物质分布更准确地描述星系的实际属性，来自观测和N体模拟。这包括Navarro，Frenk和White提出的密度分布，以及星系质量的分布。作为该方法可能应用的一个例子，我们考虑透镜效应对超新星光度分布的影响。我们发现，不同的质量分布的光滑暗物质晕的结果是非常相似的，使得透镜效应可预测的范围广泛的晕配置文件。我们还注意到，与其他研究一致，人们应该能够区分光滑晕和致密天体中占主导地位的暗物质。例如，100颗红移z=1的超新星样本可以99%的确定性区分所有物质都在致密物体中的情况和物质在光滑晕中的情况。
2000-06-20 astro-ph gr-qc
Large Scale Cosmic Microwave Background Anisotropies and Dark Energy
本文研究了具有常数状态方程的暗能量分量的微扰对大尺度宇宙微波背景各向异性的影响。包含扰动增加了大尺度功率。我们研究了w<-1的更投机的暗能量模型，发现了相反的行为。总的来说，在暗能量分量中包含微扰增加了简并性。我们概括的参数化的暗能量波动，允许一个任意的常数的声音速度，并显示如何从宇宙微波背景实验的约束改变，如果这是包括在内。结合宇宙微波背景、大尺度结构、哈勃参数和超新星观测，我们得到w=-1.02+-0.16（1 σ）作为状态方程的约束条件，它几乎与声速无关。通过所提出的分析，我们发现对暗能量分量的恒定声速没有显着限制。
2003-08-29 astro-ph
Determining Neutrino Mass from the CMB Alone
引力透镜引起的宇宙微波背景（CMB）温度和偏振图的畸变，具有高角分辨率和高灵敏度，可用于测量中微子质量。假设有两个无质量的粒子和一个质量为m_nu的粒子，我们预测普朗克卫星的sigma（m_nu）= 0.15 eV，而观测结果的sigma（m_nu）=0.04 eV，观测结果的角分辨率为2倍，灵敏度约为20倍。由于观测大气中的中微子振荡需要质量平方差大于约（0. 04 eV）^[2]，因此在这种更高的灵敏度下探测是可能的。
2003-10-21 astro-ph hep-ph
First Sources in Infrared Light: Stars, Supernovae and Miniquasars
宇宙红外背景（IRB）在1微米和3微米之间的波长提供了一个有用的探测早期恒星形成之前和期间再电离。为了解释电子散射的高光学深度，正如威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）所测量的那样，我们需要在红移10或更高的地方有显着的恒星形成活动。除了大质量恒星外，IRB通量可能是由早期的迷你类星体群贡献的。我们研究了第一恒星、超新星和类星体在高红移时对IRB的相对贡献，以获得合理的恒星形成率。如果微型类星体在爱丁顿极限下有效地辐射，那么目前的背景测量将第一颗恒星中转化为种子黑洞的质量比例限制在大约10%以下。在超新星的情况下，虽然单个超新星比祖星亮得多，但由于寿命较短，只有几个月，与来自恒星的相同贡献相比，对IRB的贡献率保持在10%以下。然而，未来的大型地面和太空望远镜可能会直接探测到明亮的超新星。
2004-05-10 astro-ph
Limits on the Dark Energy Parameters from Cosmic Microwave Background experiments
全套的当今宇宙微波背景（CMB）数据，当结合哈勃常数和宇宙年龄或大尺度结构的弱先验信息时，为我们宇宙中类似真空的暗能量的非零密度提供了强有力的指示。这一结果独立地支持了超新星Ia（SN 1a）数据的结论。当模型参数空间扩展到考虑产生暗能量的动力学场Q的状态方程参数w_Q的范围时，发现CMB数据在95%CL处给出了弱的上限w_Q < -0.4，然而结合SN 1a数据，它强烈地支持w_Q <-0.8，与类λ项行为一致。
2003-01-16 astro-ph
The Future of Microwave Background Physics
宇宙微波背景现在正在履行它的承诺，确定描述我们宇宙的基本宇宙学参数。未来的微波背景研究将主要针对两个基本问题：初始扰动的完整表征，以及宇宙结构非线性演化的探测。在这两个领域的基本科学问题进行审查，以及解决这些问题的可能性，在更高的灵敏度和更小的角度尺度进一步微波背景测量。拟议中的ACT实验将以角分分辨率和微开尔文灵敏度在三个微波频段绘制200平方度的天空图，作为迅速发展的实验技术的一个例子作了简要介绍。
2003-01-08 astro-ph
Constraints on Hubble's Constant, Omega_baryon and Lambda from Cosmic Microwave Background Observations
在本文中，我们将数据与理论进行比较。我们使用最新的宇宙微波背景（CMB）测量结果来约束哈勃常数h、重子分数Omega_b和宇宙学常数lambda。我们拟合的h-，欧米茄_b-和β-依赖的功率谱的数据。我们考虑的模型是平坦的冷暗物质（CDM）占主导地位的宇宙与平坦（n=1）的功率谱，因此所获得的结果只适用于这些模型。CMB观测可以排除一半以上的h-Omega_b参数空间.宇宙微波背景辐射的数据支持哈勃常数的低值; h \approx 0.35。优选低的Omega_b值（Omega_b ~ 0.03），但卡方最小值较浅，我们获得Omega_b < 0.28。一个模型的h \approx 0.40，Omega_b \approx 0.15和Omega_CDM \approx 0.85是允许的约束条件下的CMB数据，BBN，星系团重子分数和形状参数γ来自星系和星系团的质量密度功率谱。对于flat-lambda模型，CMB数据与BBN约束相结合排除了大部分h - lambda平面。Omega_o \approx 0.3、lambda \approx 0.7和h \approx 0.75的模型与CMB数据完全一致，但被超新星严格的新q_{o}限制排除在外（Perlmutter等人，1996）。CMB数据的拟合优度统计，BBN和超新星在h-λ平面上的约束的组合，将哈勃常数限制在0.23 < h …
1997-04-03 astro-ph
Constraints from High Redshift Supernovae upon Scalar Field Cosmologies
最近对高红移Ia型超新星的观测对宇宙学常数$Λ$提出了严格的限制。我们探讨了这些SNe观测的宇宙学模型中，一个经典的演变标量场目前占主导地位的宇宙的能量密度的影响。这些模型已经被证明具有$Λ$模型的优点：与空间平坦性预测的暴胀兼容;宇宙比标准的爱因斯坦-德西特模型更古老;并且，结合冷暗物质，预测大尺度结构的形成与星系巡天的数据非常一致。与宇宙学常数相比，这些标量场模型与较低物质密度$Ω_{m0} \sim 0.2$和较高年龄$H_0 t_0 \gtrsim 1$的SNe观测结果一致。结合标量场模型在宇宙微波背景各向异性上留下了独特的印记这一事实，它们目前仍然是可行的，在不久的将来应该是可以检验的。
1997-09-08 astro-ph
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。
2002-12-30 astro-ph
Measuring Baryon Acoustic Oscillations with Millions of Supernovae
由于Ia型超新星（SNe）在星系中爆炸，原则上它们可以作为与其宿主相同的大尺度结构的示踪剂来测量重子声学振荡（BAO）。为了实现这一点，必须在大部分天空中获得密集的综合SNe采样，这可能只能通过未来的项目（如大型综合巡天望远镜）在光度上实现。SNBAO的优点是SNe比星系有更均匀的光度和更精确的光度红移，但缺点是它们是短暂的，在高红移时很难大量获得。我们发现，一个半天空测光SN调查红移z = 0.8是能够测量的SN空间功率谱中的重子签名。虽然来自SN BAO的暗能量约束较弱，但它们可以显著改善来自相同数据的SN光度距离的结果，并且两者的组合不再对宇宙微波背景先验敏感。
2008-01-23 astro-ph
Prospects for the Determination of H_0 through Observation of Multiply Imaged Supernovae in Galaxy Cluster Fields
我们评估确定哈勃常数H_0的可能性，通过测量多个图像之间的时间延迟的超新星引力透镜丰富的星系团，并结合这些延迟测量与详细的集群潜力模型的基础上其他透镜约束。这种H_0的透镜测定将是对从星系类星体透镜研究中获得的结果的补充，并可能得到更好的校准。我们发现，相对较低的红移（z约0.2），显着的椭圆形集群有可观的透镜截面可观察到的图像配对与易于处理的时间延迟的顺序上几年，尽管大的透镜质量尺度。我们发现，有针对性地搜索这样的图像对将是一个重要的任务，目前的天文台，但它将是适当的设施，如拟议的大口径天气巡天望远镜。
2003-04-02 astro-ph
The Age of the Universe and the Cosmological Constant Determined from Cosmic Microwave Background Anisotropy Measurements
如果Omega_tot = 1，结构形成于绝热初始条件，那么宇宙的年龄，由宇宙微波背景（CMB）的测量所限制，是t_0=14.0 +/- 0.5 Gyr。考虑到单独的CMB数据既不显着限制h也不显着限制Omega_Lambda，因此不确定性出奇地小。这是由于紧密的（和偶然的）相关性，在这些模型中，年龄与最后散射表面上的声音地平线所对的角度，从而与确定的声峰位置。如果我们假设HST关键项目结果h = 0.72 \pm .08或简单地假设h > 0.55，我们就会发现Omega_Lambda > 0.4，置信度为95%--这是独立于超新星观测的暗能量的另一个论据。我们的分析大大简化了蒙特卡洛马尔可夫链方法的贝叶斯推断结合快速计算角功率谱的方法。
2002-02-19 astro-ph
Dark Energy Search with Supernovae
为了从观测数据中确定暗能量的性质，我们必须使用模型独立和最佳的方法。我们应该用它的密度（允许它是宇宙时间的自由函数）而不是它的状态方程来探测暗能量。我们应该通过通量平均来最大限度地减少对超新星的引力透镜效应。我们需要以一致的方式包括补充数据（例如，来自宇宙微波背景[CMB]和大尺度结构[LSS]），以帮助打破暗能量密度和物质密度分数之间的简并性。我们应该推动雄心勃勃的未来超新星调查，可以观察到大量的超新星在最高可能的红移。我将讨论这些和其他一些问题，这些问题对于我们揭开暗能量的本质之谜至关重要。目前的超新星、宇宙微波背景辐射和大射电望远镜的数据已经排除了暗能量模型，因为暗能量密度随时间变化很大;宇宙学常数模型提供了一个非常好的数据拟合。作为宇宙时间的自由函数的暗能量密度的精确测量将对粒子物理学和宇宙学产生根本性的影响。
2004-04-25 astro-ph
Evolution of Type Ia Supernovae on Cosmological Time Scales
由于Ia型超新星的最大亮度和均匀性，它们被广泛用于宇宙学研究，特别是用于估计河外距离和哈勃常数。最近，在高红移位置发现的Ia型超新星的数量有所增加，这为确定质量密度参数、宇宙学常数和减速参数提供了可能。观测到的超新星似乎比预期的更远-即使是一个空的宇宙-这意味着一个低密度的宇宙，而且是一个加速的宇宙。在各种不确定性，我们解决的可能性，老超新星不等于目前的超新星。根据第一原理，可以预期祖细胞随时间的演化。此外，一些观测结果表明，观测到的性质依赖于星系的类型和颜色。我们的目标是研究CO白矮星在不同质量和金属丰度的中质量恒星演化之后的爆炸结果。一旦确定了祖细胞的这种影响，就可以纠正观察结果。在本项目的现阶段，我们无法适当量化这一影响。有一个结果是清楚的，最大值的差异预计很小（$\sim$ 0.2等），但这与正宇宙学常数（$\sim$ 0.25等）的所有证据是同一量级的。
1999-05-05 astro-ph
Redshift-Independent Distances to Type Ia Supernovae
我们描述了一个程序，准确地确定光度距离Ia型超新星（SNe Ia）没有红移的知识。该过程可以用作当前使用的各种距离确定方法中的任何一种的扩展，该过程基于对红移的边缘化，去除了先验地知道$z$的要求。我们证明，哈勃图散射的距离测量与这种技术是近似等于来自传统的红移特定的方法为一组60个附近的超新星Ia的距离。这表明，宇宙学Ia型超新星的精确距离可以在不需要光谱红移的情况下确定，而光谱红移通常是现代巡天可以收集到的超新星数量的限制因素。消除这一限制将大大增加目前和未来的超新星巡天能够精确测量距离的超新星数量。该方法也可用于高$z$超新星Ia，在没有红移信息的情况下确定宇宙学密度参数。
2004-08-04 astro-ph
Radio Supernovae as Distance Indicators
用甚大天线阵（VLA）对超新星射电辐射进行的长期监测表明，射电“光曲线”以系统的方式演变，在每个频率上都有一个明显的峰值通量密度（因此，结合距离，峰值光谱光度），以及从爆炸到峰值的明确时间。研究这两个量在6厘米波长，峰值光谱光度（L_{6 cm peak}）和爆炸日期后达到峰值的时间（t_{6 cm peak} - t_0），我们发现它们似乎相关。特别是，根据两个天体，Ib型超新星可能近似于射电"标准烛光“，峰值亮度为6厘米L_{6 cm peak} \approx 19.9 X 10^{26} erg s^{-1} Hz^{-1};同样基于两个对象，Ic型超新星可能近似于射电"标准烛光“，峰值亮度为6厘米L_{6 cm peak} \approx 6.5 X 10^{26} erg s^{-1} Hz^{-1};根据12个天体，II型超新星似乎遵循关系式L_{6 cm peak} \simeq 5.5 X 10^{23}（t_{6 cm peak} - t_0）^{1.4}尔格·s^{-1} Hz^{-1}，时间以天为单位。如果这些关系得到进一步观测的支持，它们就提供了一种从纯粹的射电连续统观测确定超新星距离的方法，从而也就提供了一种确定超新星到其母星系距离的方法。
1998-01-21 astro-ph
Accurately determining inflationary perturbations
宇宙微波各向异性卫星保证了对宇宙中扰动幅度的极其精确的测量。我们使用一个数值代码来测试现有的近似表达式的准确性所产生的扰动的振幅单场膨胀模型。我们发现，二阶Stewart-Lyth计算给出了非常准确的结果，通常优于1%。我们使用我们的代码进行扩展的一般幂律通货膨胀的解决方案，提供了一个拟合函数给出更高的精度的结果。
1997-01-08 astro-ph
Determining the Motion of the Local Group Using SN Ia Light Curve Shapes
我们测量了银河系相对于遥远星系的运动，在遥远星系中观察到Ia型超新星（SN Ia）。该样品的有效后退速度为7000 km/s $^{-1}$，接近Lauer和Postman（1994）对最亮星系团的巡天深度。我们使用光变曲线形状（LCS）方法来推导到Ia超新星的距离，提供单个超新星的相对距离估计，精度为$\sim$ 5\%（Riess，Press，\& Kirshner 1995）。分析主要从Calán/Tololo巡天获得的13个最近的Ia超新星的纯哈勃流的速度残差在天空中的分布（Hamuy 1993 a，1994，1995 a，1995 b，Maza等人1994），我们发现在该帧中局部群的运动的最佳解是在方向b=260 $°$上600 $\pm 350$ km s $^{-1}$ {\it 1}=+54 $°$，1 $σ$误差椭圆测量90 $°$乘25 $°$。这个解与由宇宙背景探测器（COBE）测量偶极温度各向异性（Smoot等，1992）确定的宇宙微波背景（CMB）的静止坐标系是一致的。这与Lauer和Postman观察到的速度不一致。
1994-12-06 astro-ph
Inverse Compton gamma-ray models for remnants of Galactic type Ia supernovae?
我们从理论上和唯象上研究了Ia型超新星SN 1006、第谷超新星SN和开普勒超新星SN的残余物的γ射线发射是否可以仅仅是电子加速的结果。观测到的三个残留物的同步辐射光谱被用来确定作为假设的磁场强度的函数的非热电子的平均动量分布。然后计算了宇宙微波背景光子场中的逆康普顿发射光谱，并与这些源的甚高能γ射线通量的现有上限进行了比较。结果表明，预期的星际磁场大大高估甚至这些伽马射线的上限。只有相当强的放大磁场才能与如此低的伽马射线通量兼容。然而，这将需要加速的核粒子的强分量，其能量密度大大超过同步加速器电子的能量密度，与核粒子和电子的现有理论加速模型兼容。尽管定量的论证过于简单，但它们似乎排除了过于简单的现象学主张，而支持这些源的逆康普顿伽马射线场景。
2008-09-15 astro-ph
Broad Band Polarimetry of Supernovae: SN1994D, SN1994Y, SN1994ae, SN1995D and SN 1995H
我们对三颗Ia型超新星（SN Ia）和两颗II型超新星（SN II）进行了偏振观测。对于任何低于0.2\%水平的Ia型超新星都没有检测到明显的极化，而对于两个II型超新星1994 Y和1995 H则检测到$1.0\%$级的极化。所有的SNe与极化数据的目录编译，显示了一个明显的趋势，所有5个SN II与足够的极化数据显示在约1%的极化，而没有9个SN Ia样品中显示出内在的极化。这种超新星极化的系统性差异，如果得到证实，将引发许多关于超新星爆炸机制的有趣问题。我们的观察增强了Ia型超新星作为通过各种技术确定距离尺度的工具的使用，但建议在使用II型超新星进行距离测定时必须非常谨慎。然而，我们警告说，超新星的非球面性和测量的“固有”偏振之间的联系是复杂的反射光从拱星物质和干预星际物质，所谓的光回波。这种效应对超新星II的贡献可能比对超新星Ia的贡献更大。Ia型超新星偏振的严格限制可能会限制具有广泛散射星云的祖先模型，如共生星和其他大量质量损失的系统。
1996-02-29 astro-ph
A Probabilistic Approach to Classifying Supernovae Using Photometric Information
本文提出了一种新的方法，用于确定超新星候选者属于一个已知的超新星类型（如Ia，Ibc，IIL，\emph{etc.}）的概率，单独使用其光度信息。它是用蒙特卡罗方法以及空间和地面数据进行验证的.我们研究的方法，以及采样差的超新星光变曲线的应用，并调查到何种程度上最好的目前可用的超新星模型可以用于超新星候选人的类型。该方法的核心是假设超新星候选人属于一组可以建模的对象，因此，我们讨论了可能的方法，从样品中删除异常或不太了解的事件。这种方法对于分析超新星样品的纯度是至关重要的，或者对于那些重要的是知道某种类型的超新星候选者（\emph{e.g.}，在超新星速率研究中）的数量的分析特别有利。
2006-12-09 astro-ph
Improved Distances to Type Ia Supernovae with Multicolor Light Curve Shapes: MLCS2k2
我们提出了一个更新版本的多色光曲线形状的方法来测量距离Ia型超新星（SN Ia），将新的程序K-校正和消光校正。我们还开发了一个简单的模型来解开固有的颜色变化和变红的灰尘，并扩展的方法，将U波段的光变曲线，更容易地适应任何模型参数的先验约束。我们将这种方法应用于133个附近的Ia超新星，包括95个哈勃流中的天体（cz >= 2500 km/s），这些天体在距离上的固有色散小于7%。哈勃流样本，这是至关重要的所有宇宙学用途的超新星Ia，是有史以来最大的均匀距离。我们发现Hd >= 7400 km/s的哈勃流超新星产生的膨胀率比从该距离内的超新星确定的膨胀率低6.5 +/- 1.8%，这可能对SN Ia的暗能量状态方程的测量产生很大的影响。Ia型超新星宿主星系在本星系群静止坐标系中的奇异速度与在宇宙微波背景中测得的偶极相一致。直接拟合的Ia型超新星由于其宿主星系中的尘埃而显著变红，其平均消光律可用R_V ~= 2.7来描述，但光色本身对R_V的约束很弱。
2006-12-21 astro-ph
A Balloon-Borne Millimeter-Wave Telescope for Cosmic Microwave Background Anisotropy Measurements
我们报告中尺度各向异性测量（MSAM），毫米波，球载望远镜，已被用来观察各向异性的宇宙微波背景辐射（CMBR）0 \fdg 5角尺度的特点和设计细节。座舱能够在一夜飞行期间确定并保持绝对方位至几弧分。重点放在光学和指向性能以及重量和功率预算。我们还讨论了整个气球/吊舱机械系统。来自该系统的摆动是指向系统上的普遍扰动。开发下一代球载仪器需要对这些领域有详细的了解。
1995-12-02 astro-ph
The globular cluster mass/low mass X-ray binary correlation:implications for kick velocity distributions from supernovae
对六个邻近星系的光学和X射线研究表明，球状星团成为X射线源的概率与其质量成线性比例。我们表明，这一结果是一致的孤立的射电双星的速度踢分布的一些最近的估计-这些是两个麦克斯韦的总和，与较慢的分布在约100公里/秒-只要一个大部分的保留的双星系统与其他大质量的恒星。我们确认，在一个大样本的星系，金属丰度显然是一个因素，在确定一个球状星团是否将包含一个X射线二进制，我们估计的颜色和金属丰度之间的转换为大量的光学滤波器组合。我们还表明，核心的相互作用率是大致线性成正比的恒星质量的球状星团的银河系时，一个箱的集群质量。
2006-08-01 astro-ph
Cosmic Confusion: Degeneracies among Cosmological Parameters Derived from Measurements of Microwave Background Anisotropies
在不久的将来，对宇宙微波背景（CMB）各向异性的观测将提供许多基本宇宙学参数的精确测定。在本文中，我们分析宇宙学参数之间的退化，以说明一些固有的局限性CMB参数估计。为了简单起见，在我们的分析中，我们假设一个冷的暗物质宇宙具有幂律绝热标量和张量涨落谱。我们发现，宇宙学参数估计的方差大部分是由少数（两个或三个）主成分。精确的似然分析表明，通常的Fisher矩阵方法可以显着高估宇宙学参数的误差。我们发现，小的相关误差的CMB功率谱的估计水平远低于宇宙方差的限制，（造成的，例如，由银河系前景或扫描误差）可能会导致显着的宇宙学参数的偏差。通过对张量分量施加理论上的限制和从更传统的天文观测中得到的外部约束，如对哈勃常数的测量、1a型超新星的距离以及对星系团和特殊速度的观测，可以非常显著地改进对宇宙学参数的估计。
1998-07-10 astro-ph
Probing the dark side: Constraints on the dark energy equation of state from CMB, large scale structure and Type Ia supernovae
本文用几组宇宙学数据重新分析了暗能量状态方程参数w_Q = P/ρ的约束条件，并放宽了通常的约束条件w_Q >-1。结合宇宙微波背景辐射、大尺度结构和Ia型超新星数据，我们发现了一个非平凡的w_Q下界。在95.4%的置信度下，我们发现，假设宇宙的几何形状是平坦的，-2.68 < w_Q-1的界限< -0.78 if w_Q is taken to be a completely free parameter. Reassuringly we also find that the constraint w_Q >不会显著地偏离w_Q的整体允许区域。当施加此约束时，95.4%置信界限为-1 < w_Q <-0.71。此外，一个纯宇宙学常数（w = -1）是所有可用数据的极好拟合。基于对未来普朗克CMB实验、SNAP和SNfactory超新星实验数据的模拟，我们估计在未来将w_Q限制在5%的水平是可能的。
2002-08-31 astro-ph
Weak Lensing and the Measurement of q0 from Type Ia Supernovae
正在进行的发现红移z = 0.3 - 1的Ia型超新星的项目，加上改进的技术，以缩小在SN Ia峰值幅度的色散，重新确定宇宙减速参数q_0的前景。我们估计了由于宇宙结构的弱透镜效应，使得遥远的标准烛光的视亮度随机移动，从而在哈勃图中确定q_0的预期不确定性。虽然结果对小尺度上的密度功率谱敏感，但对于z \leq 0.5的源，感应通量色散σ_m < 0.04 Omega_{m,0} ^{1/2}等，远低于附近SN Ia星等的"本征”扩展σ_M \simeq 0.2等。因此，密度不均匀性不会显著影响当前测量q_0的程序，与最近一项索赔相比。然而，如果光变曲线形状和其他校准器可以在高z时将有效本征扩散减小到0.1 mag，则弱透镜效应可以在z > 1时SNe的Omega_{m,0} =1宇宙中将观测到的扩散增加30%。
1996-08-13 astro-ph
Synchrotron Emission from Hot Accretion Flows and the Cosmic Microwave Background Anisotropy
目前对最敏感的宇宙微波背景（CMB）实验频率范围内的射电源数量的估计明显低于具有强烈反转光谱的源。在邻近星系核中的超大质量黑洞周围的热吸积流被期望通过热同步辐射产生反向射电谱。我们计算这些源的温度波动和功率谱在普朗克勘测30 GHz的能量通道，预计他们的发射峰值。我们发现，它们的潜在贡献一般是可比的仪器噪声，并在小角度尺度的CMB各向异性水平的方法。即将到来的CMB任务，这将提供一个大的统计样本的倒谱源，将是至关重要的，以确定在附近的静止星系核的热吸积流的分布。在不同的频率通道中检测这些源将有助于限制它们的频谱特性，从而限制它们的物理特性。
2000-05-11 astro-ph
Is cosmic expansion of the universe accelerating?
目前可用的Ia型遥远超新星观测数据似乎支持宇宙膨胀正在加速的证据。这个出乎意料的结果超出了现代宇宙学的任何标准模型。提出了一个新的概念来解释加速现象，即暗能量或具有负压的精华。大多数分析使用这种新形式的能量描述的观测数据具有很高的准确性，虽然还没有实验室证实它。目前的工作分析的后果汤姆逊散射的Ia型超新星数据有两个重要的原因;（i）最近的观测数据显示，（氢）星系际介质中的暗物质，汤姆逊散射的必要成分，和（ii）它的影响还没有被认为是以前在确定距离的超新星从他们观察到的距离模量。根据观测数据和修正汤姆逊散射的定量结果，目前的调查是一致的哈勃宇宙膨胀的预测。主题词：宇宙学：理论-距离和红移-超新星，哈勃膨胀：宇宙的组成-缺失的暗物质
2008-03-21 astro-ph
Contributions to the Power Spectrum of Cosmic Microwave Background from Fluctuations Caused by Clusters of Galaxies
本文估计了静态和运动学Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应以及运动星系团（MCG）效应对宇宙微波背景辐射（CMBR）功率谱的贡献。我们的结论是，与其他研究一致，在足够小的尺度上，由集群引起的二次波动提供了重要的贡献CMBR。在$\ell \gtrsim 3000$，这些次级波动相对于透镜原始波动变得重要。小角度尺度下的引力透镜被认为是一种在确定基本宇宙学参数时打破"几何简并“的方法。我们表明，这种方法需要分离的静态SZ效果，但运动SZ效果和MCG效果不太重要。由星系团引起的次级涨落的功率谱，如果从透镜原始涨落的谱中分离出来，可能会对几个重要的宇宙学参数提供独立的约束。
2000-02-13 astro-ph
Evidence for short-lived SN Ia progenitors
我们使用VESPA算法和斯隆数字巡天的光谱来研究257颗Ia型超新星的宿主星系的恒星形成历史。我们发现5 $σ$证据的寿命小于180万年的祖先寿命短的人口，表明Ia型超新星通道产生的恒星质量范围$\sim$ 3.5-8 $M_\odot$。Ia型超新星作为可观测的烛光，在确定宇宙的膨胀历史中扮演着重要的角色，但为了对未来的宇宙学调查有用，峰值光度需要在1- 2%的水平上不受未校正的系统效应的影响。如果不同的祖先路径导致超新星的性质有很小的差异，那么这些差异需要单独校正，否则它们可能会导致未来超新星调查的系统性偏差，因为快速路径可能会在高红移时增加重要性。宿主的VESPA分析可能是一个有价值的工具，通过确定哪种祖先途径最有可能。
2008-10-07 astro-ph
