重建暗能量
Reconstructing the dark energy
摘要：
由于数值问题，本文已被作者撤回，以获得可行的结果。
英文摘要：
This paper has been withdrawn by the authors due to numerical problems to get viable results.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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重建暗物质与全息暗能量之间的相互作用
Reconstructing the interaction between the dark matter and holographic dark energy
以参数化状态方程和未来事件视界为红外截止长度，重建了暗物质与全息暗能量的相互作用速率。结果表明，192 SNIa和BAO观测的观测约束允许负相互作用在大范围内存在。此外，通常的唯象描述在很多情况下不能很好地描述重构的相互作用。还讨论了其他可能的相互作用。
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由全息暗能量重建f（R）理论
Reconstructing f(R) theory according to holographic dark energy
本文建立了全息暗能量模型与$f(R)$理论之间的联系。我们将$f(R)$理论作为全息暗能量的一种有效描述，并分别用参数$c>1$、$c=1$和$c<1$重建了函数$f(R)$.我们展示了在$f(R)$理论中实现的每种情况的独特行为，特别是对于未来的进化。
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重建与解构暗能量
Reconstructing and Deconstructing Dark Energy
宇宙的加速膨胀，归因于一种暗能量，是科学上最有趣的发现之一。除了精确的、系统学控制的数据外，还需要对观测结果进行清晰、可靠的解释，以揭示暗能量的本质。即使是最简单的问题：数据与宇宙学常数一致吗？在重建暗能量特性时有一些重要的微妙之处。我们讨论了哈勃膨胀率或暗能量密度ρ_{DE}（z）和暗能量状态方程w（z）两方面分析的作用，认为每一个都有其仔细定义的位置。拟合密度是了解密度的最佳方法，但用它来探测状态方程可能会导致不稳定和偏差。
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重建暗能量全息模型中的相互作用率
Reconstructing the interaction rate in holographic models of dark energy
利用Ia型超新星、重子声学振荡、星系团中气体质量分数和增长因子的观测数据，重建了Zimdahl和Pavón \cite{wd}最近提出的全息暗能量模型在红移区间$0 < z < 1.8$内的相互作用率.它显示了一个合理的行为，在这个意义上，它从很久以前的一个小值或零值开始随着膨胀而增加，但在最近开始减少。后一个特征表明，暗能量的状态参数方程并没有跨越幻影鸿沟。
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根据最近的观测重建暗能量的性质
Reconstructing the properties of dark energy from recent observations
利用最近的观测数据，包括GoldSne Ia、SDSS的重子声振荡峰、WMAP 3的CMB位移参数、星系团中X射线气体质量分数以及哈勃参数与红移的关系，研究了暗能量的性质.研究了具有曲率的$ΛCDM$模型和两个参数化的暗能量模型。对于$ΛCDM$模型，我们发现在$1σ$置信水平下，平坦宇宙与观测结果是一致的，封闭宇宙略受这些数据的青睐。对于两个参数化的暗能量模型，与现有的物质密度，$Ω_{m0}$，$Ω_{m0}=0.24$，$Ω_{m0}=0.28$和$Ω_{m0}=0.32$的先验，我们的结果似乎表明，$Ω_{m0}$依赖的趋势，从观测数据集的组合不断演变的暗能量是模型依赖的。
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利用变耦合重构暗能量状态方程
Reconstructing the dark energy equation of state with varying couplings
我们重新审视了使用不同的耦合来探测暗能量的本质的想法，特别是通过重建其状态方程。我们表明，这种方法可以远远优于标准方法（使用Ia型超新星或弱透镜）。我们还表明，同时使用测量的精细结构常数$α$和电子-质子质量比$μ$允许直接探测大统一的情况。我们目前的预测，这种方法的灵敏度，无论是在不久的将来和下一代的光谱仪-对于后者，我们专注于计划的CODEX仪器ESO的极大望远镜（以前称为猫头鹰）。一个高精度的状态方程的重建可能一直到红移$z\sim4$。
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重建一个基于弦的暗能量Quintom模型
Reconstructing a String-Inspired Quintom Model of Dark Energy
本文提出了一种用蔡等人给出的拉格朗日量$ {\cal L} = -V (ϕ) \sqrt{1 - α' {\nabla}_μ ϕ\nabla^μ ϕ+ β' ϕ\Box ϕ} $重建弦激发的暗能量模型的简单方法。例如，这可以允许状态方程参数越过宇宙学常数边界$ (w=-1) $。我们根据动力学暗能量的三种参数化形式重建了这个模型。
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从协调宇宙学中子结构的各向异性空间分布重建暗物质晕的三轴对称
Reconstructing the Triaxial Shapes of Dark Matter Halos from the Anisotropic Spatial Distributions of their Substructures in the Concordance Cosmology
我们发展了一个算法，从协调背景宇宙学的各向异性空间分布的暗物质晕的三维形状重建。首先，我们建立了一个分析模型的各向异性空间分布的暗晕子结构的假设下，潮汐场与非零迹的主机晕的三轴质量分布产生的子结构体运动的主机的长主轴。我们的分析模型意味着，各向异性的程度敏感地依赖于主机晕的三轴性以及子结构的位置和潮汐剪切场之间的相关性。其次，我们将三轴主晕的轴比作为自由参数，将模型拟合到高分辨率N体模拟的和谐宇宙学数值结果，并由自由参数的最佳拟合值重建出主晕的两个轴比。重建的轴比与数值计算结果的比较显示出良好的一致性。最后，我们的结论是，我们的分析模型可以提供一个物理理解的各向异性的空间分布的暗晕子结构和一个新的方式来重建的三轴形状的暗物质晕从观测值的原则。
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利用红移畸变重建结构形成的历史
Reconstructing the history of structure formation using redshift distortions
利用红移空间扭曲来测量星系特有速度的统计数据是探索结构形成历史的一个很好的方法。由于星系被期望作为物质流中的测试粒子，这种方法避免了由于未知的星系密度偏差而导致的不确定性。我们表明，红移空间失真测量的参数组合，$fσ_8^{\rm mass}$提供了一个很好的测试暗能量模型，即使没有知识的偏见或$σ_8^{\rm mass}$需要提取$f$从这个测量（这里$f$是对数导数的线性增长率，和$σ_8^{\rm mass}$是均方根质量波动半径为$8h^{-1}$ Mpc的球体）。我们认为，红移空间畸变测量将有助于确定宇宙加速背后的物理学，测试它是否与暗能量或修改的重力，并将提供一个机会来测试可能的暗能量聚集或耦合之间的暗能量和暗物质。如果我们能够测量星系的偏差，同时测量过密度场和速度场，可以通过连续性方程来检验等效原理的有效性。
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利用暗物质晕分布重建宇宙密度场
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我们发展了一种新的方法来重建宇宙密度场的分布暗物质晕超过一定的质量阈值。我们的动机是，定义良好的星系群/星系团，这可以用来代表暗晕人口的样本，现在可以从星系的大红移调查中选择，我们的最终目标是使用这些数据来重建在本地宇宙的宇宙密度场。我们的重建方法从一个高于给定质量阈值的暗物质晕样本开始。空间中的每个体积元素根据由晕的维里半径缩放的距离度量被分配到最近的晕的域。利用暗物质晕与其域内质量分布之间的互相关联函数，模拟了给定质量的暗物质晕内及其周围的质量分布。我们使用N体宇宙学模拟表明，在我们的重建方案所需的密度分布可以可靠地确定从大型宇宙学模拟，我们的方法可以准确地重建密度场使用质量下降到$\sim 10^{12}\msun$（以上的星系群的样本可以从当前的大红移星系调查构建）晕。在红移空间中，我们证明了由于晕的特殊速度而引起的红移畸变可以用迭代的方法来校正。我们还描述了我们的方法的一些应用。
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重构全息精髓
Reconstructing holographic quintessence
全息暗能量模型是在量子引力框架内探索暗能量本质的一种尝试。无量纲参数$c$决定了全息暗能量的主要性质。通过选择$c\geq 1$，全息暗能量可以完全用一个经典的标量场来描述。在本文中，我们用$c\geq 1$给出了全息暗能量的这种典型描述，并重建了这种典型描述的势以及标量场的动力学。
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用变化的α重构暗能量状态方程
Reconstructing the dark energy equation of state with varying alpha
重建的暗能量状态方程的精细结构常数的变化的可能性进行了研究的一类模型中的quintessence场是非最小耦合到电磁场。对于给定类别的耦合和精粹相互作用势，通常发现，测量α的变化需要在至少$5 \times 10^{-7}$的精度内，以获得与红移0和3之间的真实状态方程偏差小于20%的重构状态方程。在这种情况下，有人认为可以通过重建来发现状态方程一阶导数的符号，从而提供有关宇宙如何发展到目前独立于高红移测量的暗能量主导阶段的独特信息。这些信息将补充超新星加速探测器预期的未来观测。
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利用星系团的X射线和Sunyaev-Zel'dovich效应观测重建暗晕的三维结构
Reconstructing Three-dimensional Structure of Underlying Triaxial Dark Halos From Xray and Sunyaev-Zel'dovich Effect Observations of Galaxy Clusters
虽然星系团作为探测宇宙学的{ \it工具}的使用已经确立，但它们的传统描述仍然依赖于20多年前提出的球形和/或等温模型。相反，我们提出了一个解投影方法，以提取其内在的性质，从X射线和Sunyaev-Zel'dovich效应的观测，以提高我们的理解集群物理。首先，我们发展了一个理论模型的流体静力学平衡的星系团内气体在一个三轴暗物质晕具有恒定的轴比。在这个理论模型中，气体的密度分布表示的暗物质晕的内在属性。然后，我们将投影效应纳入气体轮廓，并表明气体表面亮度轮廓表示的偏心率和暗晕的取向角。为了我们的理论模型的实用目的，我们提供了几个气体密度和温度分布的经验拟合公式，也提供了与X射线和Sunyaev-Zel 'dovich效应观测有关的表面亮度分布的经验拟合公式。最后，我们构建了一个数值算法来确定使用我们的模型的晕偏心率和方向角，并证明，它是可能的，在原则上重建的3D结构的暗晕从X射线和/或Sunyaev-Zel'dovich效应集群数据单独不需要先验，如弱透镜信息，而不依赖于这样的限制性假设，作为晕轴对称的视线。
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重建暗能量
Reconstructing Dark Energy
本文综述了最近重建宇宙膨胀历史和探索暗能量本质的尝试。重建方法可以大致分为参数和非参数方法。令人鼓舞的是，即使有限的观测数据，目前可用的，不同的方法给出一致的结果重建的哈勃参数$H(z)$和有效状态方程$w(z)$的暗能量。使用当前数据的模型独立重建允许暗能量密度随红移的适度演化。然而，宇宙学常数（=暗能量与恒定的能量密度）仍然是一个很好的拟合数据。总结了在宇宙学重建中应注意的问题，并展望了暗能量模型无关重建的发展方向。
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暗物质概率分布函数的微扰理论和偏移集估计及初始分布函数的重建方法
Perturbation theory and excursion set estimates of the probability distribution function of dark matter, and a method for reconstructing the initial distribution function
非线性演化有时可以通过局部平滑过密度从初始到最终的确定性映射来建模。微扰理论方法基于这种确定性和局部映射，忽略了“云中云”效应，而偏移集方法则考虑了这种非局部性。我们比较了这些方法使用的球形塌陷映射，并表明，在尺度上的均方根波动很小，这两种模型给出了类似的结果，他们是在良好的协议与数值模拟。如果确定性映射依赖于除过密度以外的量，如果忽略其他量，这也将表现为随机性。我们考虑了Zeldovich近似和椭球坍缩模型，这两种模型在演化过程中都考虑了潮汐场。我们的分析表明，细胞形状的变化的影响，应包括在尺度上的均方根是统一或更大的顺序。在均方根小于2的尺度上，基于球形塌陷模型的方法允许从非线性场相当精确地重建初始分布的形状。这可以作为约束初始涨落场统计性质的基础。（阿布里奇）
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利用最大熵重建暗能量的历史
Reconstructing the history of dark energy using maximum entropy
我们提出了一种基于最大熵方法的贝叶斯技术，以非参数的方式重建暗能量状态方程$w(z)$。该MaxEnt技术允许在响应于数据中存在的结构调整重建的平滑程度的同时并入相关的先验信息。在对合成数据进行验证后，我们将该方法应用于当前的宇宙学数据，分别分析了HST/GOODS计划和超新星遗产巡天（SNLS）第一年的Ia型超新星观测数据，并辅以宇宙微波背景和重子声学振荡数据。我们发现，SNLS数据是兼容的$w(z) = -1$在所有的红移$0 \leq z \lsim 1100$，误差线的顺序为20%的最具约束力的选择先验。HST/GOODS数据在$z\sim 0.5$处表现出对$w>-1$的轻微偏好（约为$1σ$显著性），并且在较大红移处向$w>-1$漂移，然而，相对于我们先前规范的变化，这并不稳健。我们采用了一个恒定的状态方程先验模型和一个缓慢变化的$w(z)$，并发现我们的结论是只有轻微依赖于这种选择在高红移。我们的方法强调了对未知状态方程采用参数拟合的危险，这可能会错过或低估数据中的真实结构。
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由速度空间畸变重构非线性随机偏差
Reconstructing Nonlinear Stochastic Bias from Velocity Space Distortions
我们提出了一种策略来测量的暗物质功率谱使用最小的假设，星系分布和星系-暗物质的互相关。我们认为，在大尺度上的中心极限定理一般保证高斯性的每个平滑的密度场，但不相干。渐近地，在给定尺度上唯一幸存的参数是星系方差$σ$，偏差$b=Ω^{.6}/β$和星系-暗物质相关系数$r$。这些都可以通过测量功率谱中的四极和八极速度失真来确定。同时测量它们可以恢复所有$β$测定之间的一致性，而与星系类型无关。从高斯的领先偏差方便地参数化的埃奇沃思展开。在轻度非线性状态下，两个附加参数描述了全貌：偏度参数$s$和非线性偏置$b_2$。它们都可以从测量的偏斜度结合二阶微扰理论或从N体模拟确定。通过测量偏度的红移畸变，人们可以在对星系形成过程作最小假设的情况下测量密度参数$Ω$。这种形式主义也提供了一个方便的参数化量化统计星系形成属性。
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用动力学暗能量参数化和观测数据重建广义鬼凝聚模型
Reconstructing generalized ghost condensate model with dynamical dark energy parametrizations and observational datasets
对高红移超新星的观测表明，宇宙在现阶段正在加速，我们将这种宇宙加速的原因称为"暗能量“。特别是，对Ia型超新星（SNIa）、宇宙大尺度结构（LSS）和宇宙微波背景辐射（CMB）各向异性的分析表明，在最近的演化阶段，暗能量的状态方程参数有可能越过宇宙常数边界（$w=-1$）。已经提出了“五元组”模型来描述这种暗能量的$w=-1$交叉行为。作为暗能量的单实标量场模型，广义鬼凝聚模型为我们提供了一个实现五元组行为的成功机制。本文根据动力学暗能量的三种参数化形式，利用最新观测数据的最佳拟合结果，重建了广义鬼凝聚模型。
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利用直接暗物质探测数据重建WIMP粒子的速度分布
Reconstructing the Velocity Distribution of WIMPs from Direct Dark Matter Detection Data
弱相互作用大质量粒子（WIMP）是暗物质的主要候选者之一。目前，最有前途的方法来检测许多不同的WIMP候选人是直接检测的反冲能量沉积在一个低背景的实验室探测器由于弹性WIMP核散射。到目前为止，通常的方法是根据星系晕的一些模型来预测直接探测到WIMP的事件率。我们工作的目的是逆转这一过程。也就是说，我们研究未来的直接探测实验可以教我们关于WIMP晕。作为第一步，我们考虑的时间平均反冲光谱，假设没有方向信息存在。我们开发了一种方法来构建（时间平均）的一维速度分布函数从这个频谱。该函数的矩，如WIMP的平均速度和速度色散，也可以直接从反冲谱中获得。除了测量的反冲光谱之外，唯一需要的输入是WIMP的质量;不需要关于散射截面或WIMP密度的信息。
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观测检验暗能量模型的一种新方法
A New Approach to Testing Dark Energy Models by Observations
提出了一种新的暗能量模型与观测一致性检验方法。为了测试一类暗能量模型，我们建议引入一个特征Q（z），它通常随红移z而变化，但在这些模型中扮演着一个（恒定的）独特参数的角色。然后，通过从观测数据重建dQ（z）/dz并将其与零进行比较，我们可以评估数据与所考虑的模型之间的一致性。对于通过测试的一类模型，我们可以通过从数据重建Q（z）来进一步约束这些模型的不同参数。为了证明，在本文中，我们集中在精华。特别地，我们通过广泛使用的参数化的暗能量状态方程，w（z）= w_0 + w_a z/（1+z），数据分析检查指数势和幂律势。这种一致性测试方法特别有效，因为对于所有模型，我们只调用一个参数空间的约束，通过选择可以很容易地访问。我们方法的一般原理并不局限于暗能量。它还可以应用于各种宇宙学模型的检验，甚至可以应用于宇宙学范围以外的其他领域的模型的检验。
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用中微子探测器重建WIMP性质
Reconstructing WIMP properties with neutrino detectors
如果宇宙的暗物质是由弱相互作用大质量粒子（WIMP）构成的，它们将在太阳等天体的核心积聚，并湮灭为标准模型的粒子。高能中微子将在湮灭中产生，既可以直接产生，也可以通过随后的轻子、夸克和玻色子衰变产生。虽然切伦科夫中微子探测器/望远镜只能计数中微子的数量超过一些阈值能量，我们研究如何，通过利用其能量分辨率，大型磁化铁量能器，可能的话，液氩和完全活跃的闪烁体探测器，计划为未来的长基线中微子实验，有能力重建中微子光谱，并可能提供信息的暗物质属性。特别是，对于一个给定的值的WIMP质量，我们表明，未来的铁量能器可以打破WIMP-质子横截面和湮灭分支比，切伦科夫探测器目前的简并，并限制其值具有良好的精度。
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用宽波段测光重建星系光谱能量分布
Reconstructing Galaxy Spectral Energy Distributions from Broadband Photometry
我们提出了一种新的光度红移的方法，一个合并的模板拟合和经验拟合算法的优点，没有任何缺点。这种技术从一个既有测光又有光谱红移的星表中导出一组描述星系光谱能量分布的模板。该算法本质上是利用模板的形状作为拟合参数。从模拟的光谱数据，我们表明，对于一个小的训练集的星系，我们可以重建鲁棒的基本光谱能量分布，即使在光度观测中存在很大的误差。我们将这些技术应用于哈勃深场的光谱和光谱观测，建立了一套模板光谱，重现了观测到的星系颜色，优于10%。最后，我们证明，这些改进的光谱能量分布导致哈勃深场的光度红移关系，比标准的基于模板的方法更准确。
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重建一个典型的通货膨胀模型
Reconstructing a model of quintessential inflation
我们提出了一个明确的宇宙学模型，其中暴胀和暗能量都可以产生于同一个标量场的动力学。我们提出我们的讨论的框架中的暴胀子场$ϕ$达到一个几乎恒定的速度$m_P^{-1} |dϕ/dN|\equiv α+β\exp(βN)$（其中$N\equiv \ln a$是e-折叠时间）在通货膨胀。我们发现，与$|α|<0.25$和$β<0$模型可以很容易地满足暴胀的约束，包括标量波动的谱指数（$n_s=0.96\pm 0.013$），张量标量比（$r<0.28$），也施加在$Ω_ϕ$核合成时期（$Ω_ϕ(1 {\rm MeV})<0.1$）的限制。在我们的构造中，标量场势总是与哈勃膨胀率的平方成比例。因此，人们可以解释与早期和晚期哈勃参数相关的两个截然不同的能量尺度。暴胀子能量也可以在不违反局部重力测试的情况下，在后期产生具有观测意义的有效暗能量。
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用标准烛光和标尺重建宇宙物质微扰
Reconstructing Cosmological Matter Perturbations using Standard Candles and Rulers
对于一个大类的暗能量（DE）模型，其中的有效引力常量是一个常数，并没有直接的能量交换DE和暗物质（DM）之间，膨胀历史的知识足以重建的线性密度扰动的增长因子的非相对论性的物质成分的尺度远小于哈勃距离。在本文中，我们开发了一种非参数的方法，用于从光度或角尺寸距离的数据中提取有关微扰增长因子的信息。重建的密度对比度与观测的大尺度结构和引力透镜的比较，可以帮助区分DE模型，如宇宙学常数和quintessence模型的基础上修改的重力理论，以及模型中，DE和DM是统一的，或直接相互作用。我们表明，对于目前的SNe数据，在z = 0.3的线性增长因子可以被限制为5%，线性增长率为6%。利用未来的SNe数据，例如JDEM任务的预期数据，我们可能能够利用这种无偏的、模型独立的重建方法将增长因子限制在2-3%，将增长率限制在3-4%（z = 0.3）。对于未来的BAO数据，将提供角直径距离和哈勃参数的测量，应该有可能将增长因子限制在z = 2.5%至9%。这些约束随着数据集上的错误而变得更加严格。随着未来几年大量数据的预期，这种方法可以成为区分不同暗能量模型的竞争工具。
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暗能量、电弱真空和对撞机现象学
Dark energy, the electroweak vacua and collider phenomenology
高维的不可重整化算子可以以许多有趣的方式修改标准模型希格斯势。在这里，我们考虑第二个真空的出现，它可能在宇宙学中发挥重要作用。在一定的参数范围内，通常的二阶电弱相变之后是一阶相变，这可能驱动宇宙的晚期加速膨胀。这样一个潜在的包含扭结的解决方案，这反过来又可以发挥至关重要的作用，在重建的整体形状的潜在的对撞机，我们明确证明。
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用低能β束重建超新星中微子谱
Reconstructing supernova-neutrino spectra using low-energy beta-beams
中微子只有微弱的相互作用，是从超新星中心到达我们的主要信使。地面中微子望远镜，如SNO和SuperKamiokande，可以提供有关坍缩和爆炸恒星核心过程的宝贵信息。但是，中微子探测器所能提供的关于超新星的信息受到中微子-核截面的实验数据很少以及理论计算的不确定性的限制。在这封信中，我们提出了一个新的程序，直接确定在超新星中微子探测器的目标核的响应，通过使用低能量β-光束。我们发现，拟合“合成”光谱，通过采取线性组合的β-束光谱，原始的超新星中微子光谱复制折叠微分截面非常准确。将地面探测器的响应与这些合成响应进行比较，提供了一种直接确定超新星中微子能量分布的主要参数的方法。
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动力学暗能量还是简单的宇宙曲率？
Dynamical Dark Energy or Simply Cosmic Curvature?
我们发现，即使真实的宇宙曲率非常小，O（1%）或更小，在z>~0.9时，平坦宇宙的假设在重建暗能量状态方程时也会产生非常大的误差。虚假重建的w（z）显示出一系列不寻常的行为，包括穿越幻影分界线和模仿标准跟踪精粹模型。当曲率为1%和LCDM时，由于长的宇宙杠杆臂，w（z）的误差在z~0.9以上迅速增大，分别达到（50%，100%）的红移（2.5，2.9）.有趣的是，由于弯曲测地线的非对称性影响，由距离数据和哈勃速率测量重建的w（z）具有相反的趋势.这些结果表明，在未来任何试图确定暗能量动力学的分析中，包括曲率作为一个自由参数是必要的，特别是在中等或高的红移。
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暗能量状态方程的电流约束
Current constraints on the dark energy equation of state
我们结合互补的数据集从宇宙微波背景（CMB）各向异性测量，高红移超新星（SN-Ia）的观测和数据从本地集群丰度和星系团（LSS）约束的暗能量状态方程参数化的恒定的压力-密度比$w_Q$。在平坦性的假设下，我们发现$w_Q < -0.85$的c.l.为68%，没有提供显著的证据证明其本质行为不同于宇宙学常数。然后，我们推广我们的结果表明，放置在一个常数$w_{Q}$的约束可以安全地扩展到动力学理论。我们考虑各种典型的动力学模型的基础上逆幂律，指数和振荡标度势。我们发现，SN 1a观测是“麻木”的状态方程的动态变化，重建$w(z)$，一个具有挑战性的前景。
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动态真空能、全息五分模和标量场暗能量的重建
Dynamical vacuum energy, holographic quintom, and the reconstruction of scalar-field dark energy
当考虑全息原理时，真空能量将具有状态方程演化的动力学性质。现有的观测数据表明，全息真空能量表现为五等分暗能量。我们采用的观点是，暗能量的标量场模型是暗能量基础理论的有效理论。如果我们把标量场模型看作是对这种全息真空理论的有效描述，那么我们就可以用标量场模型来模拟动态真空能量的演化行为，并根据观测数据的拟合来重建这个标量场模型。我们发现广义鬼凝聚模型是描述全息真空能量的一个很好的选择，因为它可以很容易地实现五重态行为。因此，我们重建的函数$h(ϕ)$的广义鬼凝聚模型使用的观测数据的最佳拟合结果。
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