银河系同步辐射对CMB各向异性测量的影响。I.全天巡天总强度的角功率谱分析

具有非对称窗函数的CMB试验的全天空关联函数

Full-sky correlation functions for CMB experiments with asymmetric window functions

我们讨论了仪器光束与CMB天空信号在CMB单碟和干涉测量实验中的全天卷积，使用的方法（Chalmor等2000），测量的温度和偏振各向异性的定义全局上的三维旋转的组流形上的Wigner D函数的手段。我们重新推导了各向异性和偏振关联函数与非对称窗函数，然后显式计算了单碟椭圆高斯光束和干涉高斯光束。

RATAN-600新天顶外业测量与CMB问题

RATAN-600 new zenith field survey and CMB problems

我们提出了新的RATAN-600数据的同步加速器银河系辐射的普朗克任务和WMAP频率在高银河系纬度高达l=3000。WMAP组的标准同步加速器模板（l<50）和RATAN-600数据之间的差异用强同步加速器“经度象限不对称”检测。它可能会改变WMAP估计的z_{reheating}从低l极化数据。在普朗克高通量干涉仪上进行极深观测（<< 1微K）时，在l>200尺度下没有探测到偏振同步辐射噪声。E模式（500<l<2000）中的“萨哈罗夫振荡”即使在~10 GHz也应该很明显。在100 GHz以下，遗迹引力波（1 ~80）的偏振噪声可能与同步加速器星系的B模偏振噪声混淆，但在高频干扰波段没有问题。

用于CMB分析的Gauss-Legendre天空像素化（GLESP）软件包的首次发布

First Release of Gauss-Legendre Sky Pixelization (GLESP) software package for CMB analysis

我们报告发布的高斯-勒让德天空像素化（GLESP）软件包版本1.0。在这份报告中，我们提出了处理和操纵天空信号的主要特点和功能。CMB极化功能正在开发中，并将纳入未来版本。感兴趣的读者可以访问http://www.glesp.nbi.dk（www.glesp.nbi.dk）并注册接收该软件包。

WMAP数据后的CMBP实验的偏振同步加速器模板

A polarized synchrotron template for CMBP experiments after WMAP data

我们建立模板地图偏振银河同步辐射的大角度尺度（FWHM =~7 $^\circ$），在20-90 GHz的微波范围内，通过使用WMAP数据。在最近的工作中提出的方法，需要一个同步辐射总强度调查和{ \it偏振视界}来模拟偏振强度和星光偏振图来模拟偏振角。利用WMAP小组发布的同步辐射图，在23 GHz处直接获得了基本模板，天空覆盖率约为94%。外推到32，60和90 GHz的计算同步加速器光谱指数图，这大大减少了以前的不确定性，从低（1.4 GHz）到微波频率。与低频数据不同，我们的模板都没有呈现出银河平面之外的相关结构。我们在90 GHz的地图表明，在银河系高纬度的同步辐射是足够低的，以允许一个强大的检测$E$模式组件的宇宙信号在大尺度上，即使在模型与低-再电离（$τ= 0.05$）。在最大尺度（$\ell < 10$）上较弱的$B$ --模式的检测可能会受到危害，除非WMAP发现的$τ= 0.17$值得到确认，并且$T/S > 0.1$。对于较低水平的引力波背景的$B$ -模式似乎只能在$\ell \sim 100$峰和选定的低同步辐射区。

偏振银河系同步加速器的角功率谱

The angular power spectra of polarized Galactic synchrotron

根据2.4 GHz的Parkes巡天图，我们导出了36 < l <10 ^3范围内银河系同步辐射强度和偏振的角功率谱。直到l \simeq 10^3的电宇称和磁宇称的极化谱都可以很好地用斜率系数为\simeq 1.4的幂律来近似，这与CMB谱有很大不同。我们表明，没有问题，应该出现从银河系同步加速器测量宇宙微波背景偏振的宇宙学窗口。

快速球谐分析：生成和/或反演全天空、高分辨率CMB各向异性地图的快速算法

Fast Spherical Harmonic Analysis: a quick algorithm for generating and/or inverting full sky, high resolution CMB Anisotropy maps

我们提出了一种快速算法，用于生成全天空，高分辨率（$\sim 5'$）模拟的CMB各向异性图案。我们还讨论了逆问题，即从这样的地图评估的全套$a_{\ell m}$的和频谱系数$C_\ell$。我们表明，使用等距圆柱投影的天空大大加快了计算。因此，利用当今的计算机技术可以容易地实现生成和/或反转全天空、高分辨率地图。

CMB地图的高斯-勒让德天空像素化（GLESP）

Gauss--Legendre Sky Pixelization (GLESP) for CMB maps

提出了一种新的CMB天空像元化方案。该计划是基于高斯-勒让德多项式零点，并允许一个创建严格的正交扩展的地图。实现了相应的代码，并与其它方法进行了比较.

热吸积流的同步辐射与宇宙微波背景各向异性

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。

Archeops：绘制CMB各向异性的高分辨率、大天空覆盖气球实验

Archeops: A High Resolution, Large Sky Coverage Balloon Experiment for Mapping CMB Anisotropies

Archeops是一种球载仪器，专门用于以高角分辨率（8弧分）在毫米域的大部分天空（25%）测量宇宙微波背景（CMB）温度各向异性。基于普朗克高频仪器（HFI）技术，冷却测辐射热计（0.1 K）在总功率模式下以恒定高度的大圆圈扫描天空。在24小时的北极夜气球飞行过程中，Archeops将在以143，217，353和545 GHz为中心的四个频带中观察天空上的完整环形，对于9万个20弧分平均像素中的每个像素，对CMB波动的预期灵敏度为100 μ K。我们描述的仪器和它的性能在1999年7月从特拉帕尼（西西里岛）到西班牙的试飞。

在CMB偏振的单频测量中前景和背景信号的分离

Separation of foreground and background signals in single frequency measurements of the CMB Polarization

宇宙微波背景（CMB）的偏振是现代宇宙学的一个强有力的观测工具。它允许打破基本宇宙学参数的简并性，人们无法仅使用各向异性数据获得，并提供了对早期宇宙中存在的条件的新见解。许多实验正在进行中，其目的是检测CMB的各向异性和偏振。然而，CMB偏振的测量受到偏振前景存在的阻碍，首先是我们银河系的同步辐射，其重要性随着频率的降低而增加，并且在低于约50 GHz的频率下主导偏振漫射辐射。在过去，CMB和同步加速器的分离是结合在不同频率下对同一天空区域的观测进行的。在本文中，我们表明，同步加速器和尘埃前景的偏振分量的统计特性是不同的CMB的偏振分量的统计特性，因此可以建立一个统计估计，允许提取的偏振分量的CMB从单频数据时，偏振CMB信号只是一小部分的总偏振信号。我们的估计提高了信号/噪声比的CMB的偏振分量，并减少从约50 GHz到约20 GHz的频率以上的CMB的偏振分量可以从单频图的漫射辐射提取。

来自全天空关联函数的透镜CMB功率谱

Lensed CMB power spectra from all-sky correlation functions

CMB的弱透镜效应改变了非透镜效应下的温度各向异性和偏振功率谱。考虑透镜效应对于从敏感的CMB观测中获得精确的参数约束是至关重要的。使用低阶微扰展开来计算透镜功率谱的方法不足以获得高精度。非微扰平天方法更精确，但曲率效应在0.3-1%的水平上改变光谱。我们描述了一种新的，准确和快速的，全天空的相关函数的方法计算的CMB功率谱的透镜效应优于0.1%，在l<2500（在近似的透镜势是线性和高斯）。我们还讨论了引力势的非线性演化对透镜功率谱的影响。我们的快速数字代码是公开的。

类星体X射线喷流：同步加速器和逆康普顿假设的Gamma-ray诊断，3C 273事例

Quasar X-ray jets: Gamma-ray diagnostics of the synchrotron and inverse Compton hypotheses, the case of 3C 273

钱德拉探测到的强大类星体大规模喷流的X射线发射过程是一个持续争论的问题。两个主要的竞争者是外部康普顿（EC）散射的宇宙微波背景（CMB）光子（EC/CMB）和同步辐射从那些产生无线电-红外辐射的电子分离的人口。到目前为止，还没有明确的诊断方法来区分两者中的哪一个（如果有的话）是实际的X射线发射机制。在这里，我们提出了这样的诊断的基础上，这两个模型之间的根本区别：同步加速器X射线的生产需要多TeV的电子，而EC/CMB模型需要一个截止的电子能量分布（EED）低于TeV的能量。这对这两个模型预测的伽马射线发射有重要意义，可以通过对附近明亮的类星体3C 273的GeV和TeV观测进行测试。我们展示了现有和未来的GeV和TeV观测如何证实或反驳上述假设之一或两者。

CMB全天空透镜重建

CMB Lensing Reconstruction on the Full Sky

暗物质对微波背景辐射的引力透镜效应主要来自于投射引力势的大角度波动，因此为研究大尺度下暗区的物理提供了一个独特的机会。如果调查的范围超过天空的百分之一，则需要采用将天空曲率纳入其中的技术。我们为这些研究奠定了基础，推导出全天空的最小方差二次估计的透镜潜在的CMB温度和偏振场。我们还提出了一个一般的技术来构建这些估计，谐波空间卷积取代真实的空间产品，这是适当的全天空极限和平坦的天空近似。这也扩展了以前的治疗，包括涉及温度-偏振互相关的估计，并应是有用的下一代实验中，大多数来自偏振的额外信息来自这个通道，由于灵敏度的限制。

来自WMAP的全天空、低前景、高分辨率CMB地图

A full sky, low foreground, high resolution CMB map from WMAP

WMAP卫星提供了22至94千兆赫五个频带的高质量天空图，其主要科学目标是研究宇宙微波背景的各向异性。然而，这些地图包含了各种天体物理来源的混合发射，叠加在CMB发射上。目前工作的目标是制作一个高分辨率的CMB地图，其中由银河系和银河系外前景以及仪器噪声造成的污染尽可能低。所使用的方法是一个约束的线性组合的信道与最小误差方差，维纳滤波，在一个框架的球面小波称为针状，允许局部化的像素空间和谐波空间中的过滤。我们得到了一个低污染低噪声的CMB地图的分辨率WMAP W通道，它可以用于一系列的科学研究。我们也得到一个维纳滤波的版本，最小的综合误差。由此产生的CMB地图提供了显着更好的拒绝银河系前景比以前的CMB地图从WMAP数据。它们可以被认为是迄今为止最精确的全天空CMB温度图。

Archeops，从大到小的角标度绘制CMB天空

Archeops, mapping the CMB sky from large to small angular scales

Archeops是一个气球载实验，旨在以高角分辨率（10角分）和高灵敏度（每像素$60μK$）测量天空大区域（$\simeq 30%$）上CMB的温度波动。Archeops将测量从大角度尺度（$\ell\simeq 30$）到小角度尺度（$\ell \simeq 800$）的CMB各向异性功率谱。Archeops于1999年7月首次进行了从西西里岛到西班牙的试飞，并于2001年1月进行了从瑞典到俄罗斯的首次科学飞行。数据分析正在进行中，我在这里提出初步结果，现实的模拟显示了预期的准确性测量的功率谱和前景的入境航班（冬季2001/2003）。

0.5度分辨率的CMB地图I：全天空模拟和基本结果

CMB Maps at 0.5 degree Resolution I: Full-Sky Simulations and Basic Results

我们已经模拟了全天空的宇宙微波背景（CMB）各向异性预计冷暗物质（CDM）模型在0.5和1.0度角分辨率的地图。地图的统计特性作为天空覆盖率，角分辨率，和仪器噪声的函数，这些结果的多普勒峰值的可观测性的影响进行了讨论。图中的均方根波动不是多普勒峰值存在的特别可靠的探测器，然而，完全相关分析可以提供合理的灵敏度。我们发现，多普勒峰值的灵敏度主要取决于天空覆盖的分数，只有次要的角分辨率和噪声水平。彩色板和一维扫描的地图，以直观地说明各向异性。

偏振同步辐射

Polarized synchrotron emission

银河系同步辐射是宇宙微波背景辐射（CMB）在角尺度$θ\gsim 1^\circ$和频率$ν\lsim 70$ GHz的各向异性观测中最相关的前景污染。准确理解CMB的偏振特性是提取CMB偏振各向异性所包含的宇宙学信息的关键。在$ν\sim 1$ GHz的无线电调查提供了独特的机会来研究银河系同步辐射，它代表了主导成分，可能除了区域接近银河系平面的自由-自由发射也很重要。本文综述了$θ\gsim 0.5^\circ$尺度上银河系射电巡天的观测状况。莱顿调查，由于其频率覆盖范围从0.408 GHz到1.411 GHz，仍然是理解去极化现象的根本重要性。最近在1.42千兆赫（总强度和偏振）的调查，具有更好的灵敏度和天空采样，现在覆盖两个天体半球，并允许准确地映射扩散同步辐射的相关特性。我们提出了一个分析这些调查的角度功率谱。一个简单的频率外推这些结果与最近的WMAP结果的比较表明，我们接近映射大部分的扩散同步辐射偏振波动，并了解相应的影响CMB实验。

宇宙微波背景引力透镜的大天区模拟

A Large Sky Simulation of the Gravitational Lensing of the Cosmic Microwave Background

大尺度结构使宇宙微波背景（CMB）光子偏转。由于大尺度结构中的大角度尺度对引力透镜效应有显著的贡献，所以对CMB透镜效应的真实模拟需要足够大的天空区域。我们描述的模拟，包括这些影响，并提出了有效的和多个平面光线跟踪版本的算法，它采用球谐空间，不使用平坦的天空近似。我们模拟了角分辨率为~0.9弧分的透镜CMB地图。模拟天空的角功率谱与分析预测吻合得很好。以这种方式生成的地图是一个有用的工具，用于分析和解释即将到来的CMB实验，如普朗克和ACT。

针检测WMAP CMB天空中的特征及其对各向异性和半球不对称性的影响

Needlet Detection of Features in WMAP CMB Sky and the Impact on Anisotropies and Hemispherical Asymmetries

我们将球形针状物应用于威尔金森微波各向异性探测器5年宇宙微波背景（CMB）数据集，以寻找CMB天空中非各向同性特征的印记。我们使用针状定位属性来解决在CMB天空中的特殊功能，并研究这些功能如何有助于各向异性功率谱的CMB。除了现在众所周知的南半球CMB地图的“冷点”之外，我们还发现了两个高于99%置信水平的热点，同样位于南半球，更接近银河平面。虽然冷点有助于在l=6至l=33之间的多极子中的各向异性功率谱，但发现热点在l=6和l=18之间的范围内主导各向异性功率。掩蔽冷点和两个热点导致I =10附近CMB的角功率谱的幅度减小约15%。当功率谱估计掩盖这些特征（除了WMAP小组的KQ 85掩模）时，宇宙学参数的变化在WMAP掩模公布的1 $σ$误差范围内。我们还研究了北半球和南半球的角功率谱之间的不对称性。当检测到的功能被掩盖的针头，我们发现，在功率的差异，测量的各向异性方差之间的l=4和l=18，减少了一个因素2。我们提供了一个面具相关的针状功能更详细的研究在CMB各向异性天空的不对称性。

CMB中的各向异性

Anisotropies in the CMB

天空中的宇宙微波背景（CMB）辐射温度的微开尔文变化编码了大量关于宇宙的信息。未来10年，宇宙微波背景辐射的全天空高分辨率地图将以前所未有的精度确定宇宙学参数，并对暴胀理论和其他早期宇宙理论进行严格的检验。

在原始磁场存在下全天空CMB图的快速模拟

Fast simulation of the whole-sky CMB map in the presence of primordial magnetic field

我们提出了一种新的方法来产生宇宙微波背景（CMB）各向异性地图集，再现与阿尔文湍流相关的$Δł=2$。该方法是基于非线性变换的CMB地图，这是从蒙特卡罗模拟的统计各向同性的高斯信号得到的。我们的方法计算速度快，效率高。我们已经应用了两个估计（互相关估计在多极域的$ł+1,m$和$ł-1,m$模式和圆形相位矩）来测试导出的地图的统计特性。这两个统计数据证实了我们生成方法的有效性。我们相信，我们的方法可以是有用的快速生成的非高斯地图存在的原始磁场，是一个有价值的工具，非高斯调查的CMB在未来的普朗克数据分析的框架。

普朗克高频仪器，第三代CMB实验和全天空亚毫米测量

The Planck High Frequency Instrument, a 3rd generation CMB experiment, and a full sky submillimeter survey

普朗克的高频仪器（HFI）是有史以来计划的最灵敏的CMB实验。CMB本身的统计波动（光子噪声）将是CMB通道灵敏度的主要限制。更高频率的频道将测量银河系的前景。与低频仪器一起，这将成为一个独特的工具来测量整个天空，并分离其频谱的各个组成部分。测量这些不同分量的偏振将给出CMB的新图像。此外，HFI将为科学界提供六个频率的强度和偏振的新的全天空地图，具有前所未有的角分辨率和灵敏度。本文介绍了流行的逻辑定义HFI和预期的性能，从这个工具。它详细介绍了迄今为止尚未公布的HFI设计的几个功能。

球面上的Gabor变换及其在CMB功率谱估计中的应用

Gabor Transforms on the Sphere with Applications to CMB Power Spectrum Estimation

用窗函数切趾的数据集的傅里叶变换被称为Gabor变换。在本文中，我们扩展的Gabor变换形式主义的目的是将其应用到CMB数据分析的领域。研究了不同窗口大小下球面上的Gabor系数的伪功率谱。通过假设伪功率谱系数是高斯分布的，我们制定了一个似然估计使用这些作为输入参数来估计全天空的功率谱从天空上的补丁。由于这种可能性可以快速计算，而不必对巨大的矩阵求逆，这允许快速功率谱估计。将天空上多个斑块的伪功率谱结合起来，可以从全天或近全天观测数据中估计全天功率谱。

DRAO 1.4 GHz极化调查的角功率谱分析：对CMB观测的影响

An angular power spectrum analysis of the DRAO 1.4 GHz polarization survey: implications for CMB observations

本分析的目的是提高知识的银河系漫同步辐射，这限制了敏感的CMB各向异性测量的统计特性。我们分析了新的DRAO 1.4 GHz极化调查与Stockert 1.4 GHz的总强度调查，并推导出角功率谱（APS）的总强度，极化发射，以及它们的互相关为整个调查和三个低强度区域。漫同步辐射的APS模型的幂律。对于$E$和$B$模，在多极区$\sim [30,300]$的斜率为$α\sim [-3.0,-2.5]$.通过将这些结果外推到70 GHz，我们可以估计CMB各向异性的银河系同步辐射污染，并且我们发现的结果与WMAP 3年数据的结果是一致的.在低强度区，当张量标量比为$T/S \gsim 0.5$和同步辐射温度谱指数为$β\sim -3$时，在$\ell \sim 100$处的宇宙学原始B模峰应该是清晰可见的。在前景与CMB信号的分离可以以$\sim 5-10%$的精度实现的情况下，其检测对于$T/S \gsim 0.005$和$β\sim -3$也是可能的。对于TE模式，从勘测中排除$|b_{gal}| \le 5^{\circ}$（用于$β\sim -3.0$）或$|b_{gal}| \le 20^{\circ}$（用于$β\sim -2.8$）的掩模足以使前景污染可忽略不计，从而证实WMAP具有清楚地观察温度-偏振相关峰和反峰系列的能力。

在CMB观测中确定前景污染：MAXIMA-I场中的弥散银河辐射

Determining Foreground Contamination in CMB Observations: Diffuse Galactic Emission in the MAXIMA-I Field

宇宙微波背景辐射的观测可能会受到来自银河尘埃和同步辐射等源的漫射前景辐射的污染。在这些情况下，污染源的形态是已知的，从不同频率的观察，但不是其振幅在感兴趣的频率为CMB。我们开发了一种技术来解释这种情况下这种发射的影响，并同时估计宇宙微波背景辐射观测中的前景振幅。我们将该技术应用于来自MAXIMA-1实验的CMB数据，使用IRAS和DIRBE观测组合的银河尘埃发射图，以及银河同步辐射观测的汇编。MAXIMA观测到的150- 450 GHz范围内的尘埃辐射谱与较好的模式一致，但对CMB功率谱观测的影响可以忽略不计。

使用CCA的WMAP 3年数据：异常发射和组分分离对CMB功率谱的影响

WMAP 3yr data with the CCA: anomalous emission and impact of component separation on the CMB power spectrum

相关成分分析（CCA）使我们能够估计如何在CMB实验中混合不同的扩散排放，利用其他调查的补充信息。处理可能的附加组件特别有用。CCA的应用WMAP地图假设只有典型的银河系的排放量存在，突出了广泛存在的光谱平坦的“同步加速器”的组成部分，很大程度上不相关的同步加速器模板，这表明一个额外的前景确实需要。我们已经测试了这种成分的各种光谱形状，即如果它是平坦的同步加速器，则如预期的幂律，以及可能适合旋转尘埃发射的两种光谱形状：logS - log（频率）平面中的抛物线和灰体。对重建的CMB图进行的质量测试显然不利于两种模型。利用三个幸存的前景模型重建的CMB图估计的CMB功率谱与WMAP的功率谱基本一致，尽管其中至少有一个给出了比WMAP团队发现的更高的四极矩。考虑到前景建模的不确定性，我们发现，三个“好”模型的平均四极振幅低于标准LambdaCDM模型的预期小于1西格玛。此外，除了l~40处的过剩屈光度外，发现其他报告的模型预测偏差在统计学上不显著。我们证实了在大尺度（l < 20）CMB各向异性中存在显著的南北不对称性的证据。我们还提出了第一个，虽然是初步的，全天空地图的“异常”组件。

在微波天空中探测WIMP

Detecting WIMPs in the Microwave Sky

在冷暗物质模拟中观察到的等级聚集导致了高度聚集的星系晕。如果我们晕中的暗物质是由弱相互作用的大质量粒子（WIMP）组成的，那么它们的湮灭产物应该在密度较高的区域和附近的团块中被探测到。我们认为WIMP是中性伴子，并在银河系磁场的存在下计算了它们湮灭产物的同步辐射通量。我们推导出一个自洽的发射光谱，包括对湮灭，同步自吸收，和同步自康普顿反应。由此产生的辐射跨越微波频率，可以在宇宙微波背景的各向异性上观察到。这些同步辐射源应该可以通过它们的空间结构或它们独特的射电频谱来识别为WIMP团块。

中尺度各向异性CMB的蒙特卡罗模拟

Monte Carlo Simulations of Medium-Scale CMB Anisotropy

最近的探测宇宙微波背景（CMB）的各向异性在半度角尺度显示相当大的分散在所报告的振幅，即使在类似的角分辨率。我们使用蒙特卡罗技术来模拟当前的一组中等规模的CMB观测，包括天空覆盖和测量技术的所有相关方面。所报告的振幅的散射在标准冷暗物质（CDM）宇宙学模型预期的范围内，并且主要来自每个实验的有限天空覆盖范围。在标准CDM的范围内，目前对CMB各向异性的观测支持在CMB功率谱中检测到“多普勒峰”，这与哈勃常数H_0 = 50 km/s/Mpc时重子密度0.01 < Omega_b < 0.13（95%置信度）一致。的不确定性大致平均分为仪器噪声和宇宙方差所产生的有限的天空覆盖范围。

从匹配圆检验的角度看WMAP CMB图的前景污染

Foreground contamination of the WMAP CMB maps from the perspective of the matched circle test

WMAP提供了宇宙微波背景辐射的全天空图。原始数据受到前景污染，特别是在银河平面附近。已经导出了前景清洁图，例如，Bennett等人的内部线性组合（ILC）图和Tegmark等人的减少的前景TOH图。使用S统计，我们检查在前景清洁的图中是否留下残余的前景污染。特别是，我们指定前景清洁地图的哪些部分对于天空中的圆圈签名足够准确。我们推广的S统计量，称为D统计量，这样的圆测试可以处理CMB地图中的污染区域的天空被排除与面具。

CMB引力透镜的全天空图

Full-sky maps for gravitational lensing of the CMB

针对宇宙微波背景辐射的引力透镜效应，利用大尺度宇宙学千禧年模拟（MS），构造了第一张全天空的引力透镜势图和偏转角图，目标是适当地包含小尺度非线性和非高斯性。利用玻恩近似，我们实现了一个地图制作过程的基础上直接射线追踪通过引力势的MS。我们堆叠的模拟盒在红移壳高达$z\sim 11$，产生连续的全天空地图与弧分角分辨率。随机化方案避免了沿着视线的结构的重复，并且添加大于MS盒尺寸的结构以将大尺度（LS）结构的缺失贡献提供给透镜化信号。投影透镜势的角功率谱和偏转角模量在几个弧分的尺度上与半解析估计相当吻合，而我们发现在小尺度上的功率略有过剩，我们将其解释为MS中的非线性聚类。我们的绘图程序，结合LS添加技术，非常适合于研究CMB各向异性的透镜，用于分析与前景结构的互相关，或其它次级CMB各向异性，例如Rees-Sciama效应。

一种从多频CMB天图中减去前景的方法

A method for subtracting foregrounds from multi-frequency CMB sky maps

本文提出了一种改进的从宇宙微波背景（CMB）星图中扣除污染物的方法，并用于估计未来实验恢复原始CMB涨落的能力。我们发现，朴素的方法减去前景（如灰尘排放，同步辐射，自由-自由-排放，未解决的点源，等）的像素像素为基础，可以提高一个以上的数量级，利用相邻像素的相关性的排放。最佳的多频减法改进了简单的逐像素减法，既考虑到噪声水平，并通过利用的事实，大多数污染物的角功率谱，大大不同于CMB的。结果很自然地在二维平面中可视化，轴由多极l和频率v定义。我们简要概述了该平面的地理位置，显示了各种实验探测的区域以及我们预计污染物占主导地位的区域。我们说明的方法，估计如何以及拟议的欧空局COBRAS/SAMBA任务将能够恢复CMB波动对污染的前景。

CMB天空透镜变形中的非高斯特征。一种新的光线跟踪方法

Non-Gaussian Signatures in the Lens Deformations of the CMB Sky. A New Ray-Tracing Procedure

我们在一个具有宇宙学常数的暴胀冷暗物质宇宙的框架下工作，其中宇宙学不均匀性被认为是CMB光子的引力透镜。这种透镜效应使CMB图的角分布变形，使得所引起的变形不是高斯的。我们的主要目标是估计的偏差相对于高斯出现在变形的分布。在本文中使用的新方法中，物质的演变与粒子网格N体代码，然后，一个有用的光线跟踪技术，旨在计算由非线性结构引起的透镜变形的相关性。我们的方法进行了详细描述和测试。各种相关性估计在一个适当的角度尺度。所得值指出相对于高斯统计的偏差和透镜变形中的低水平相关性。

测量和校准银河系同步辐射

Measuring and calibrating Galactic synchrotron emission

我们在银河系中的位置需要全天空的观测来揭示它的大尺度性质。全天空测量的零级校准不同于标准的“相对”测量，其中源相对于其周围环境进行测量。全天巡天的目标是包括超过其角分辨率的所有角尺度的发射结构，包括各向同性发射分量。同步辐射是银河系中最主要的辐射过程，频率高达几GHz，其中存在高达1.4 GHz的总强度的许多地面调查。它的偏振特性最近刚刚在1.4 GHz的整个天空中被绘制出来。WMAP提供的23千兆赫及以上频率的全天总强度和线性极化图已经可用，并补充了现有的天空图。使用大型单碟或综合望远镜进行银河平面巡天具有较高的角分辨率。偏振漫射发射显示出与星际介质中法拉第旋转效应引起的总强度发射无关的结构。这些偏振结构的解释关键取决于斯托克斯U和Q的绝对零度水平的正确设置。

CMB极化观测的盲分量分离

Blind component separation for polarized observations of the CMB

本文提出了PolEMICA（Polarized Expectation-Maximization Independent Component Analysis）算法，该算法是对SMICA（Spectral Matching Independent Component Analysis）温度多探测器多组分（MD-MC）组分分离方法（Delabrouille et al. 2003）的偏振扩展。该算法允许我们在谐波空间中盲估计多个物理分量从多探测器偏振天空地图。假设分量的线性噪声混合，我们能够联合重建每个模式T、E和B的分量的各向异性电磁谱，以及每个物理分量和每个检测器上的噪声的温度和偏振空间功率谱TT、EE、BB、TE、TB和EB。PolEMICA是专门开发的，用于从天空观测（包括CMB和前景发射）中估计CMB温度和偏振功率谱。这已被密集测试，作为第一种方法，全天空模拟普朗克卫星偏振通道的14个月的名义任务，假设一个简化的线性天空模型，包括CMB，并可选银河同步辐射和高斯尘埃排放。最后，我们已经将我们的算法应用于更现实的普朗克全天模拟，包括同步加速器，现实的灰尘和自由的排放。

从1年WMAP资料得到的全天空CMB和前景图相位的自相关和互相关

Auto and cross correlation of phases of the whole-sky CMB and foreground maps from the 1-year WMAP data

非高斯性问题不仅关系到原初涨落起源理论的区别，而且对于在暴胀范式框架下确定宇宙学参数也至关重要。本文提出了一种检验全天空CMB各向异性非高斯性的改进方法。该方法基于Kuiper统计量来探测关联相位的周期映射正方形上的二维均匀性：导出CMB的相位的返回映射（类似于自相关）以及导出CMB的相位与前景之间的互相关。由于相位反映形态学，相位的互相关的检测意味着导出的CMB图中的前景信号的污染。该方法的优点是可以交叉检查导出的CMB和前景的相位的自相关和互相关，并且标记出其中非高斯性由前景污染导致的那些多极子。我们将此统计量应用于从1年WMAP数据导出的信号。ILC图的相位自相关显示了对17个球谐多极子的随机相位假设的95%CL以上的显著性，其中一些与前景图具有明显的互相关。我们的结论是，在导出的CMB图中发现的大多数非高斯性来自前景污染，除了，除其他外，l=6。有了这种方法，我们就能更好地为即将到来的普朗克任务处理原始起源的非高斯性问题。

椭圆形CMB天空

Elliptic CMB Sky

研究了威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）测量的宇宙微波背景各向异性光斑的椭圆率。我们发现一个平均椭圆率约为2，证实了一个更大的统计发现类似的结果，首先为COBE-DMR CMB地图，然后为BOOMERanG CMB地图。对于各向异性点的结晶度没有优选的方向。平均椭圆率是独立的温度阈值，并存在于尺度上都小于和大于地平线上的最后散射。测得的椭圆率特征与双曲宇宙中测地线混合的效应一致，标志着CMB椭圆率作为描述宇宙的一个新的可观测常数的出现。没有办法模拟这种效果。因此，我们不能排除所观察到的测量椭圆率的行为可能是由流行的平坦$Λ$ -CDM模型中的平凡拓扑或非平凡拓扑引起的。

来自3年WMAP数据的同步加速器发射的B模式污染

B-Mode contamination by synchrotron emission from 3-years WMAP data

研究了银河系同步辐射对天空低辐射区宇宙微波背景偏振（CMBP）B模的污染。WMAP 3年数据发布的22.8 GHz极化图被用于识别和分析这些区域。选择了两个信噪比S/N<2和S/N<3的区域，分别覆盖天空的~16%和~26%。这两个区域的偏振功率谱在大角度尺度（多极子l < 15）上由天空信号主导，而在度尺度上噪声占主导地位。角外推表明，同步辐射与CMBP B-模式信号的张量-标量扰动功率比$T/S = 10^{-3}$ - $10^{-2}$在70 GHz的16%的最低发射天空（S/N<2的区域）。在S/N<3的区域，这些值恶化了约5倍。新颖之处在于，我们的估计考虑了整个最低排放区域，并且比WMAP团队发现的整个银河系高纬度天空（T/S>0.3）更好地勾勒出污染。这样的区域允许直接测量$T/S \sim 10^{-3}$，其近似对应于通过使用15%的天空覆盖所施加的限制。这为研究最低排放区域的暴胀模型空间开辟了有趣的视角。

非圆梁CMB各向异性实验的窗函数

Window Function for Non-Circular Beam CMB Anisotropy Experiment

我们开发了计算快速的方法来计算一个宇宙微波背景各向异性实验的窗口函数与一个非圆形的光束，扫描在天空中的大角度。为了具体说明这些方法，我们计算Python V实验的窗口函数，该实验用椭圆高斯光束在天空上扫描大角度。

非圆波束和不完全天空覆盖下的CMB功率谱估计

CMB power spectrum estimation with non-circular beam and incomplete sky coverage

在过去的十年中，CMB各向异性的测量已经率先将宇宙学转变为精确科学。然而，解决越来越敏感的系统性影响，高分辨率，“全”天空测量不同的CMB实验提出了严峻的挑战。分析技术不仅必须在计算上快速以应对庞大的数据量，而且更高的灵敏度也限制了简化的假设，然后可以调用这些假设来实现所需的速度，而不会影响最终的精度目标。虽然极大似然法是一种理想的功率谱估计方法，但由于伪C_1法计算量大，在高分辨率数据下，不可避免地要采用次优的功率谱估计方法。我们提供了一个（半）分析框架来估计由于波束非圆度和非均匀天空覆盖（包括不完整/掩蔽的天空地图和扫描策略）的影响而导致的功率谱偏差。该方法是微扰的光束从非圆形的失真，允许快速计算时，光束是轻度非圆形的。我们主张，这是计算上有利的，采用“软”的方位角切趾掩模，其球谐变换消失与m的快速。我们数值实现我们的方法为非旋转光束。我们提出了计算成本的初步估计，以评估即将到来的CMB各向异性探测器l_max~3000的偏差，角分辨率与普朗克勘测任务。我们进一步表明，这种实现和估计是适用于旋转光束等decompensate扫描，并可能可以扩展到简单的近似其他扫描策略。

关于CMB大尺度角关联

On the CMB large-scales angular correlations

本文利用WMAP观测数据研究了天球中Kp 0或Kp 2切空掩模外的几个球冠区域的宇宙微波背景（CMB）温度起伏的大尺度角相关特征。我们最近提出的方法CMB温度图，它允许通过使用归一化直方图的数量对这样的对象与一个给定的角间距与它们的角间距在天球的角度相关性的准确分析。该方法允许从观测数据的结果与预期的CMB的角度相关的统计各向同性的宇宙，根据WMAP最佳拟合的Lambda CDM模型从蒙特卡洛地图计算的一个更好的比较。我们发现，已知的，异常缺乏大规模的力量，在全天空的CMB地图主要是由于丢失的角相关的四极子样签名。这个结果是强大的频率CMB地图和切割天空面具。此外，我们还证实了以前的结果，关于不均匀分布在天空中的大规模功率的WMAP数据。在用全协方差矩阵的卡方统计量进行的面元到面元相关分析中，我们发现在98%~ 99%的置信水平上，相对的两个银河半球的角度相关信号是异常的。

非高斯天空分布的样本方差

Sample Variance of non-Gaussian Sky Distributions

宇宙微波背景（CMB）各向异性的非高斯分布已被提出来调和不同实验之间的差异在半度尺度（Coulson等，1994）。每个实验探测天空的不同部分，此外，天空覆盖范围非常小，因此每个实验的样本方差可能很大，特别是当天空信号是非高斯时。我们建模度尺度CMB天空作为一个$χ_{n}^{2}$领域与$n$ -度的自由，并表明，样本方差是由一个因素的$ {(n +6)/ n}$的高斯分布增强。计算不同实验的样本方差，包括高斯分布和非高斯分布。我们还表明，如果分布是高度非高斯的$(n \ltwid 4)$在半度尺度，那么非高斯签名的CMB可以检测到的FIRS地图，虽然可能不是在COBE地图。

1.4GHz低同步辐射场的偏振观测

Polarization observations in a low synchrotron emission field at 1.4 GHz

我们提出的第一个观察的扩散偏振同步辐射的补丁（$\sim 3^\circ \times 3^\circ$）在BOOMERanG领域，与最低的CMB前景发射的领域之一。这项工作已经进行了与澳大利亚望远镜紧凑型阵列在1.4 GHz的3.4弧分分辨率和灵敏度的$\sim 0.18$毫焦光束$^{-1}$。平均偏振信号被发现是$P_{rms} = \sqrt{(Q_{rms}^2 + U_{rms}^2)} = 11.6 \pm 0.6$ mK，几乎比银道面低一个数量级。外推宇宙学调查的兴趣频率表明，偏振同步辐射前景噪声应该允许检测CMB偏振$E$ -模式已经在32 GHz，使我们相信，在90 GHz，它是可以访问的，没有相关的前景污染。最后但并非最不重要的是，即使是$T/S > 0.01$的$B$-模式检测也不排除在这样的低发射贴片中。

CMB的弱透镜效应：谐波方法

Weak Lensing of the CMB: A Harmonic Approach

功率谱和高阶统计量的CMB各向异性和偏振的弱透镜可以直接在谐波空间中处理，而无需求助于实空间关联函数。对于功率谱，这种方法不仅简化了计算，而且通过用球谐函数代替傅里叶谐函数，很容易从通常的平天近似推广到精确的全天形式。与直觉相反，由于这种效应的非线性性质，平天近似的误差在较小的尺度上不会改善。它们在声学状态下保持在10%的水平，并且足够大，值得采用全天空形式主义。对于bispectra，宇宙方差有限检测的相关性与二次各向异性有一个数量级更大的信噪比的组合，涉及磁宇称极化比那些涉及单独的温度。然而，即使使用普朗克卫星，这些双谱的检测也会受到严重的噪声和前景限制，这为更高灵敏度的实验留下了改进的空间。我们还提供了一个一般性的研究之间的对应关系，平面和所有的天空潜力，偏转角，收敛和剪切的功率谱和双谱。

全天空银河系同步加速器强度和线性偏振模型：Parkes数据的再分析

Towards a model of full-sky Galactic synchrotron intensity and linear polarisation: a re-analysis of the Parkes data

我们分析了角功率谱的帕克斯射电连续谱和偏振调查的南银道面在2.4 GHz。我们发现，在多极范围l=40-250内，极化强度的角功率谱可用一个幂律谱很好地描述，其拟合谱指数α_L = 2.37 ± 0.21。在相同的多极范围内，极化信号的E和B分量的角功率谱明显更平坦，拟合的谱指数分别为α_E = 1.57 ± 0.12和α_B = 1.45 ± 0.12。E和B分量的温度波动主要由偏振角的变化决定。我们将这些结果与来自现有无线电调查的其他数据相结合，以产生银河系同步辐射强度和高频（> 10 GHz）线性偏振的全天空玩具模型。这可用于研究测量宇宙微波背景偏振的可行性与即将到来的实验和卫星任务。

用宇宙微波背景干涉仪进行镶嵌

Mosaicking with cosmic microwave background interferometers

用干涉仪测量宇宙微波背景（CMB）各向异性比单碟观测有几个优点。分析干涉仪CMB数据的形式主义在平天近似下得到了很好的发展，适用于小视场。随着天空面积的增加，以获得更好的光谱分辨率，这种近似需要放松。我们扩展的形式主义的CMB干涉，包括温度和偏振，马赛克的观测覆盖任意大面积的天空，每个人都指向躺在平天近似。我们提出了一种方法，用于计算任意指向中心和基线之间的相关性，并说明天空曲率的影响，可以从马赛克的l-空间分辨率。

绘制CMB天空图：BOOMERANG实验

Mapping the CMB Sky: The BOOMERANG experiment

我们描述了BOOMERanG实验，一个平流层气球望远镜，旨在测量宇宙微波背景各向异性在几度和十角分之间的角标度。该实验已优化，以便在1998年底进行长时间（7至14天）的环绕南极飞行。1997年8月30日在德克萨斯州进行了试飞。试飞中达到的性能水平是令人满意的，符合长时间飞行的要求。

CMBR偏振中的环形滤波E模和B模

The Annulus-Filtered E and B Modes in CMBR Polarization

虽然它以前已经认识到，CMB偏振测量的天空环是能够分离的B和E模式的模式，我们表明，旋转对称的CMB偏振测量确实是独特的，因为它使B和E模式被单独测量在一个简单和干净的方式。B和E模式的分离原则上甚至可以用任意光束图案的单偏振检测器来实现。基于这一前提，一个具体的观测策略，其中望远镜扫描沿天圆与偏振计轴总是定向到一个固定的方向相对于天圆的径向方向。通过选择适当的光束尺寸来抑制意外的E模式泄漏，可以进一步改进B模式测量的观测策略。我们提出的预期方差的测量E和B模式的表面亮度波动的天空环半径和光束大小的函数。测得的峰值功率预计将高达10%的CMB偏振波动中包含的B和E模式的总功率。温度-偏振或T-E相关性也可以通过本方法测量。通过采用这种策略，AMiBA实验预计将在340小时内在单个天空环中检测到1σ$B模式信号。

天空的精确方位角像素化

Exactly Azimuthal Pixelizations of the Sky

我们调查各种像素化的天空，允许快速球形变换，在全天空CMB实验，如普朗克和MAP的实施。我们研究了不同像素形状和面积对CMB功率谱提取的影响。我们认为有一个真正的方位角，或'圆顶'像素化的好处。这样的像素化是简单的，并允许快速，精确的模拟像素化的天空。它们还允许进行精确的校正，这说明了像素平滑对提取的多极矩的影响。

微波天空与星系巡天的互相关

Cross-correlating the Microwave Sky with Galaxy Surveys

我们目前的WMAP第一年宇宙微波背景（CMB）各向异性数据和光学星系巡天：APM和SDSS DR 1目录之间的互相关的结果。我们在大角度（θ> 4度）上对CMB-星系正相关的测量，得到了积分萨克斯-沃尔夫（ISW）效应的显著探测，并给出了宇宙暗能量的新估计：Ω_Λ=0.69-0.86（2 σ范围）。此外，小角度（θ<1度）的相关信号揭示了团簇内热气体在CMB光子中留下的印记：热Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应

如何在不丢失信息的情况下测量CMB偏振功率谱

How to measure CMB polarization power spectra without losing information

本文提出了一种在天空覆盖不完全的情况下测量CMB偏振功率谱的方法，并用Boomerang 2001和MAP等模拟实例进行了验证。通过增加一个额外的步骤的二次估计方法，我们发现，E和B的功率谱可以有效地解开角尺度上大大小于宽度的天空补丁在西北方向。我们发现，基本的二次和最大似然方法显示出不必要的灵敏度系统误差时，涉及到的T-E互相关，并显示如何消除这个问题可以忽略不计的成本，在增加的错误酒吧。我们还测试了广泛使用的近似值，样本方差尺度与天空覆盖范围成反比，并发现它是一个很好的近似尺度大大小于天空补丁。

神经网络与星图中宇宙微波背景和天体物理信号的分离

Neural networks and separation of Cosmic Microwave Background and astrophysical signals in sky maps

独立分量分析（ICA）算法实现为一个神经网络，用于分离天体物理天图中不同来源的信号。由于它的自组织能力，它的工作没有事先假设的信号，既不是对他们的频率缩放，也不是对信号映射本身;相反，它直接从输入数据学习如何分离物理成分，利用它们的统计独立性。为了测试这种方法的能力，我们应用ICA算法的天空补丁，从模拟和观测，在微波频率，这将是深入探讨在几年内对整个天空，由微波各向异性探测器（MAP）和{ \sc普朗克}测量卫星。这些地图是在{ \sc Planck}卫星上的低频仪器（LFI）的频率（30、44、70和100 GHz）上绘制的，并包含模拟的天体物理射电源、宇宙微波背景（CMB）辐射以及来自热尘埃和同步加速器的银河漫射辐射。我们表明，ICA算法是能够恢复每个信号，精度从10%的银河系组件的百分之CMB，无线电源几乎完全恢复到对应于$0.7σ_{CMB}$，其中$σ_{CMB}$是CMB波动的均方根水平的通量限制。恢复的信号在大于像素尺寸的所有尺度上具有相同的质量。此外，我们表明，输入信号的频率标度可以部分地从ICA输出推断，在占主导地位的组件，无线电源和CMB的百分比精度。

TRIS II：在0.60、0.82和2.5 GHz下搜索CMB频谱失真

TRIS II: search for CMB spectral distortions at 0.60, 0.82 and 2.5 GHz

利用TRIS实验，我们在$δ= +42^{\circ}$上，在$ν=$ 0.60、0.82和2.5 GHz的频率下，对天空圆中的天空亮度进行了绝对测量。在本文中，我们讨论了用于分离不同的天空辐射的贡献的技术，并给出了宇宙微波背景的绝对温度的评估。对于CMB的黑体温度，我们得到：$ν=0.60$ GHz处的$T_{cmb}^{th}=(2.837 \pm 0.129 \pm 0.066)K$; $ν=0.82$ GHz处的$T_{cmb}^{th}=(2.803 \pm 0.051 ^{+0.430} _{-0.300})K$; $ν=2.5$ GHz处的$T_{cmb}^{th}=(2.516 \pm 0.139 \pm 0.284)K$。第一个误差条是统计的（1 $σ$），而第二个是系统的。这些结果代表了相对于先前测量的显著改进。我们还对自由-自由失真$ -6.3 \times 10^{-6} < Y_{ff} < 12.6 \times 10^{-6}$设置了新的限制，并略微改进了玻色-爱因斯坦上限$|μ| < 6 \times 10^{-5}$，两者都在95%的置信水平。

Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Bayesian Estimation of CMB Polarization Maps

We describe a sampling method to estimate the polarized CMB signal from observed maps of the sky. We use a Metropolis-within-Gibbs algorithm to estimate the polarized CMB map, containing Q and U Stokes parameters at each pixel, and its covariance matrix. These can be used as inputs for cosmological analyses. The polarized sky signal is parameterized as the sum of three components: CMB, synchrotron emission, and thermal dust emission. The polarized Galactic components are modeled with spatially varying power law spectral indices for the synchrotron, and a fixed power law for the dust, and their…

Poincare十二面体的各向异性

CMB Anisotropy of the Poincare Dodecahedron

以庞加莱十二面体为例，分析了多连通球形宇宙的宇宙微波背景的各向异性。我们比较了庞加莱十二面体宇宙的温度关联函数和角功率谱与第一年的WMAP数据，发现这个多连通宇宙可以解释WMAP发现的大尺度上令人惊讶的低CMB各向异性，只要总的能量密度参数Omega_tot在1.016 ~ 1.018之间。1.020.假设原始扰动的系综平均是尺度不变的Harrison-Zel'dovich谱。研究了天空中的圆信号，发现目前对CMB天图的分析可能会遗漏六对匹配圆的信号。