Constraints on the cosmic equation of state: age conflict versus phantom energy. Age-redshift relations in an accelerated universe
目前可用的Ω_m0、H_0和球状星团年龄的值和置信限仍然表明，主宰宇宙的暗能量也可能是一种精华或幻影能量。事实上，目前的宇宙学价值倾向于幻影能量。为了增加宇宙学常数作为暗能量而不是幻影能量的可能性，可能性似乎在于减少球状星团的年龄，哈勃常数，或两者兼而有之，并可能提前球状星团形成的时代。对于一组可能的暗能量状态方程，其中包括宇宙学常数，quintessence或幻影能量，年龄红移的解析表达式，包括普通物质的零曲率宇宙，推导出这些宇宙的相应年龄。
2004-03-26 astro-ph
Element Abundances through the Cosmic Ages
在过去的十年里，元素丰度的研究范围急剧扩大。这个领域曾经是天文学家主要关注恒星和附近星系的领域，现在已经成为观测宇宙学的一个关键组成部分，因为技术的进步已经可以测量红移达到z = 4的各种环境中几种化学元素的丰度，当时宇宙处于婴儿期。在这一系列的讲座中，我总结了目前的知识，对遥远星系的化学组成直接观察到他们的星光，星际和星系间气体的吸收对明亮的背景光源的光谱。这是一个正在出现的图片是宇宙在z = 3已经包括了今天的星系的许多成分，即使在这些早期的时候，我们看到的第一和第二星族恒星的证据，而“吸烟枪”的第三人口对象可能隐藏在化学成分的最低密度区域的星系际介质，尚未破译。
2003-03-12 astro-ph
Measuring the Primordial Deuterium Abundance During the Cosmic Dark Ages
我们讨论了如何测量宇宙暗时代中性气体对宇宙微波背景（CMB）光子吸收的涨落，在红移z ~ 7- 200，可以揭示宇宙的原始氘丰度。由中性氢21厘米谱线中CMB光子的共振吸收引起的亮度-温度波动与中性氘92厘米谱线中CMB光子的共振吸收引起的亮度-温度波动的互相关强度与大爆炸核合成（BBN）期间固定的化石氘氢比[D/H]成正比。虽然在技术上具有挑战性，但这种测量可以提供最干净的[D/H]测定，在较低的红移下不受结构形成过程的污染，并且有可能改善BBN对宇宙重子密度Ω_{b} h ^2的约束。我们还提出了我们的结果的热自旋变化截面的氘-氢散射，这可能是有用的，在一个更一般的情况下，比我们在这里描述。
2005-05-09 astro-ph physics.atom-ph
The Imprint of the Cosmic Dark Ages on the Near Infrared Background
第一颗恒星（Pop III）的红移光可能对近红外背景（NIRB）有很大的贡献。通过拟合最近的数据与模型，包括最新的流行III恒星光谱，我们发现，这样的恒星确实可以解释整个NIRB残差（即减去“正常”星系贡献后），如果高红移恒星形成效率为f = 10%-50%，取决于IMF（最重的需要最低的效率）和未知的星系在L波段的贡献（我们的模型，然而，建议它是可以忽略不计的）。在所有模型中，Pop III星形成的这一时期在z_end ~ 8.8时结束，J波段观测设定了z_end < 9的硬极限。为了防止相关的IGM与IGM中观察到的水平相比重元素过度富集，对不稳定超新星必须是主要的重元素来源。其他的解释必须打破轻金属的生产环节，主张非常大质量的恒星（M > 260 M_sun）锁定其核合成产物在紧凑的残余物或通过假定一个非常不均匀的金属富集的Ly α森林。我们详细讨论了这些可能性以及与所采用的黄道光模型相关的不确定性。
2002-10-15 astro-ph
Particle decays during the cosmic dark ages
我们考虑宇宙暗时代的粒子衰变有两个目的：（1）解释WMAP报告的高光学厚度，（2）为衰变粒子的参数空间提供新的约束。我们描绘了衰变通道，其中大部分衰变能量电离并加热IGM气体（从而影响CMB），以及其中大部分能量被带走的那些通道-例如能量为100 keV < E < 1 TeV的光子-因此表现为对漫射X射线和伽马射线背景的贡献。因此，对来自宇宙微波背景辐射功率谱的衰变粒子参数的新约束补充了来自宇宙X射线和γ射线背景的约束。虽然衰变粒子确实可以产生与WMAP报告一致的光学深度，但这样做会在CMB温度/偏振功率谱中产生新的波动。对于衰变寿命小于宇宙年龄的情况，感应功率谱通常违反电流约束，而如果寿命长于宇宙年龄，则功率谱通常是一致的。
2004-04-15 astro-ph hep-ex hep-ph
Environments of powerful radio galaxies through the cosmic ages
我定义了3个FRII型河外射电源样本，共包含26个天体。对照样品由6C和7 C源组成，其在151 MHz和z~1处的放射性光度约为10 E27 W \Hz。其他样本包含3CRR源，其红移相当，但射电光度大约大十倍，或者射电光度相当，但红移约为z~0.4。这些样品被用来调查可能的演变与红移和射电光度独立的去极化和旋转措施的性质。我使用\citet{kat97}模式和3个通量测量来估计源环境的密度、源年龄和喷流功率。去极化和旋转措施的变化被认为是不敏感的源环境的密度变化。这表明去极化和旋转测量的变化不是密度指标，而是绘制磁场中的无序如何随红移而变化。该模型，然后使用一个更大的一组FRII源从完整的3CRR，6CE和7 C III样品。我发现，源环境的密度是一个很强的函数的源射电光度，但在红移的变化不敏感。喷流功率也是射电光度的强函数，但也是红移的弱函数。这表明为FRII源提供动力的黑洞的质量是依赖于时代的。总的来说，我发现源环境主要受射电光度变化的影响，但相对不受宇宙时代变化的影响。
2006-02-16 astro-ph
Nonlinear clustering during the cosmic Dark Ages and its effect on the 21-cm background from minihalos
内维里化的minihalos的氢原子产生的辐射背景从红移21厘米线发射的角度波动反映集群期间之前和期间的再电离。我们已经在其他地方表明，这种发射可以用计划中的低频阵列（LOFAR）和平方公里阵列（SKA）在平坦的LambdaCDM中检测到。这是在红移z>6的“黑暗时代”期间对结构的直接探测，并且比以前受到限制的尺度更小。在我们最初的计算中，我们使用了一个被称为“线性偏差”的标准近似[例如Mo & White（1996）]。在这里，我们通过考虑非线性聚类的影响来改进这种处理。为了实现这一点，我们开发了一种新的分析方法来计算的非线性欧拉偏差的晕，这应该是有用的其他应用以及。这种方法的预测相比，LambdaCDM N体模拟的结果，显示出显着更好的协议比标准的线性偏置近似。当应用到21厘米的背景从minihalos，我们的形式主义预测波动，从我们原来的预测不同高达30%，在低频率和小尺度。然而，在LOFAR和SKA可以观察到的信号的频率和角度范围内，差异很小，我们最初的预测证明是稳健的。我们的研究结果表明，虽然一个较小的频率带宽的观察导致更高的信号，是更敏感的非线性效应，这种影响被抵消的无线电阵列的灵敏度降低。我们计算出这些观测的最佳频率带宽为Δ nu~2 MHz。（略）
2003-01-08 astro-ph
Probing the Dark Ages with the Square Kilometer Array
再电离时代（EoR）为宇宙结构的形成设定了一个基本的基准，对应于第一个发光物体的形成，这些物体的作用是使中性星系际介质（IGM）发光。最近在近红外和无线电波段的观测表明，我们终于在$z \ge 6$探索了星系形成的这个关键时期。平方公里阵列（SKA）将以多种方式提供对EoR的关键见解。首先，SKA对中性IGM的21 cm辐射成像能力是对再电离过程的一个真正独特的探测，被认为是我们研究大尺度结构演化和宇宙再电离的下一个必要的和基础的步骤。第二，HI 21厘米吸收朝向第一个无线电响亮的对象的研究探针小到中等规模的结构在中性的“宇宙网”，以及HI在第一个崩溃的结构（原盘和迷你晕）。第三，SKA无与伦比的灵敏度允许研究第一个星系中的分子气体、尘埃和恒星形成活动，以及第一个吸积大质量黑洞的射电连续辐射。由于中性IGM的吸收，这些物体在光学波长处将被遮蔽。
2004-09-20 astro-ph
Cosmic Perturbations Through the Cyclic Ages
我们分析了循环模型中宇宙学扰动的演化，特别注意它们在多个循环中的行为和相互作用。我们的主要成果是：（1）在一个周期中存在的星系和大尺度结构是由前一周期中的量子涨落产生的，而不受前一周期中产生的扰动或结构的干扰，也不干扰后一周期中产生的结构;（2）热爆阶段，在热大爆炸之前的状态方程$w\gg 1$的温和收缩时期，使宇宙均匀，在任何观测者的视界内，宇宙都是各向同性的和平坦的;（3）虽然宇宙在每个观测者的视界内都是均匀的，但由于超视界长度扰动的影响，循环宇宙的整体结构更加复杂，不能用均匀的弗里德曼-罗伯逊-沃克图像来描述。特别是，我们表明，ekpyrotic阶段是如此有效的平滑，扁平化和各向同性的视界内的宇宙，这一阶段本身就足以解决视界和平坦度的问题，即使没有一个长期的暗能量统治（一种低能量的通货膨胀）。相反，循环模型依赖于一种真正新颖的非暴胀机制（爆炸收缩）来解决经典的宇宙学难题。
2006-07-23 astro-ph hep-th
The bispectrum of redshifted 21-cm fluctuations from the dark ages
宇宙暗期红移21厘米背景中的温度涨落是由气体密度分布的不规则性产生的，然后可以用来确定早期宇宙中密度涨落的统计特性。我们首先推导出最普遍的扩展亮度温度波动的所有可能的空间波动源的第二阶。然后，我们专注于三点统计和计算的角度双谱的亮度温度波动产生之前的时代的氢再电离。为了简单起见，我们忽略红移空间扭曲。我们发现，角分辨率为arcmin的低频射电实验可以很容易地探测到高信噪比的非线性重力产生的非高斯性。因此，双谱为结构形成的引力不稳定性场景提供了一个独特的测试，并可用于测量宇宙学参数。探测在暴胀期间或之后产生的原始非高斯特征更具挑战性，但仍然是可能的。一个只受宇宙方差限制、角分辨率为几角秒的理想实验有可能探测到非线性参数为fNL ~ 1的原始非高斯性。其他来源的错误，如弱透镜和不完美的前景减法可能会严重阻碍检测原始非高斯性，这将有利于使用最佳估计结合层析技术。
2007-03-13 astro-ph
Ultra-High-Energy Cosmic Rays from a Magnetized Strange Star Central Engine for Gamma-Ray Bursts
超高能宇宙射线（UHECR）一直试图与宇宙中已知的最多样化和最强大的来源有关。伽马射线暴（GRB）是自然的候选者。在这里，我们认为，宇宙射线可以加速大振幅电磁波（LAEMWs）时，在风中产生的伽玛射线暴的磁化中央引擎故障的磁场的MHD近似。这里考虑的中心发动机是一个奇异星，它是由低质量X射线双星系统中的一颗中子星通过吸积转化为奇异星而产生的。以这种方式产生的LAEMW将轻离子加速到最高能量$E = qηΔΦ_{max}$，其效率$η\sim 10^{-1}$解释了所有可能的能量损失。另外，我们也考虑的可能性，一旦形成，LAEMW是不稳定的，以创建一个相对论性强的电磁湍流，由于翻转不稳定。在该假设下，加速效率的下限估计为大约$η\sim 10^{-2.5}$。由于它们的年龄，低质量X射线双星系统可以位于低星际介质密度的区域，例如，球状星团或甚至星系际介质的情况下，高自行系统，宇宙射线的能量损失，由于质子碰撞光子在减速区被避免，从而打开了粒子利用全电压的可能性，远远超过目前观察到的。
2008-04-04 astro-ph
CMB Observations and the Production of Chemical Elements at the End of the Dark Ages
宇宙的金属丰度演化和电离历史必然通过原子、离子和分子对宇宙微波背景宇宙微波背景的共振散射而留下印记。这些转变部分地消除了CMB的原始温度各向异性，并且还产生新的波动。在本文中，我们提出了一种方法来确定这些重物质的丰度在低密度（过密度小于$10^4-10^5$）光学薄的宇宙区域，通过使用前所未有的灵敏度，目前和未来的CMB实验。特别是，我们专注于我们的分析在四个光谱波段的普朗克HFI探测器的灵敏度。我们还提出了结果为l=220和810，这是感兴趣的气球和地面为基础的仪器，如ACT，APEX和SPT。我们使用原子和离子的精细结构跃迁作为频率相关光学深度（$τ_ν$）的来源。这些跃迁在不同的观测通道中对CMB的功率谱有不同的贡献。通过比较来自这些通道的结果，有可能{ \it避免}宇宙方差所施加的限制，并提取有关散射红移处相应物种丰度的信息。对于普朗克HFI，我们将能够在红移范围1-50内得到对中性原子如C、O、Si、S和Fe丰度的强约束（$10^{-4}-10^{-2}$太阳分数）。像CII、NII或OIII等离子的精细结构跃迁在非常重要的红移范围3-25内设定了类似的极限，可以用来探测宇宙的电离历史。前景和其他频率依赖的污染物可能会对这种方法造成严重的限制。
2003-12-09 astro-ph
The Light Elements Be and B as Stellar Chronometers in the Early Galaxy
最近对银河系化学演化的详细模拟表明，重元素，特别是[Fe/H]，在早期银河系中与恒星年龄的相关性很弱，或者不存在，这是因为缺乏有效的混合个别II型超新星富集的星际物质。基于轻元素Be和B主要是由银河系宇宙射线的闪烁产物形成的预期，提出了一种有希望的恒星年龄的替代“计时器”。
2000-02-02 astro-ph
A Central Engine for Cosmic Gamma-Ray Burst Sources
对以前提出的宇宙伽马射线暴源的“中心引擎”家族之一（Kluenniak & Ruderman 1998）进行了详细的研究。一个稳定吸积的$10^6$高斯磁白矮星应该最终崩溃到一个强烈的差异旋转，毫秒旋转周期的中子星为一个广泛的稳定吸积率和初始质量，如果吸积白矮星有一个演变的O-Ne-Mg组成。一个类似的中子星也可能由最初的碳氧白矮星产生，但只有在更严格的吸积速率下。因为坍缩的白矮星开始时是一个$γ=4/3$多面体，最后的中子星的自旋速率随着圆柱半径的增加而强烈增加。中子星的极向磁场稳定地卷起，然后产生有浮力的磁环，磁环生长、松动、上升，并部分穿透中子星表面，形成一颗瞬变的、具有强大脉冲星风的$B\approx 10^{17}$ G毫秒自旋周期脉冲星（Usov 1992）。这种脉冲星风辐射随后被强烈的恒星差异自转引起的表面剪切运动迅速抑制。这种卷起和短暂的脉冲星形成可以发生在不同的圆柱体上的其他时间和/或在同一个圆柱体上重复，（重新）卷起和表面穿透的时间尺度比中子星的毫秒旋转周期长得多。这样一来，差速旋转就打开和关闭了一扇大门，这扇大门让中子星的自旋能量以脉冲星风的强大爆发形式释放出来。这个模型的预测相比有利的伽马射线暴源（总能量，持续时间，子突发波动和时间尺度，突发事件之间的变化，和重子加载）所需的中央引擎属性。
2000-03-31 astro-ph
After the Dark Ages: the Evolution of Luminous Sources at z<5
我回顾了最近的观测和理论进展，在我们的理解宇宙演化的光源。通过深度成像，凯克光谱学和COBE背景测量相结合，重要的限制已经出现在整个星系群的排放历史。一个简单的恒星演化模型，定义为恒星形成密度从z=0上升到z=1.5，一个普遍的Salpeter IMF，以及适量的尘埃A_V=0.23等（A_1500=1.2等），能够解释大部分的光学远红外河外背景光，并再现宇宙的全球紫外，光学和近红外光度特性。相比之下，恒星形成密度在所有时期都保持大致恒定，似乎会过度产生局部K波段光度密度。虽然今天存在的大部分恒星都是相对较新形成的，但z=2以上的恒星形成密度是否存在下降仍然不确定。如果恒星源是负责光致电离星系际介质在z=5，在这个时代的恒星形成率必须是可比的或大于一个推断的光学观测星系在z=3。当吸积效率接近10%时，z>2的尘埃活动星系核对远红外背景有显著的贡献。
1998-12-04 astro-ph
Superconducting cosmic strings as gamma ray burst engines
超导弦的尖端可以用作GRB发动机。一个强大的电磁辐射束脉冲从尖点产生一个加速粒子射流，其传播被终止的冲击负责伽玛射线暴。一个单一的自由参数，对称性破缺的弦尺度$η\sim 10^{14} GeV$，加上关于宇宙磁场大小和它们所占体积分数的合理假设，解释了伽玛射线暴的速率，持续时间和通量，以及这些量的观测范围。弦的摆动可以驱动伽玛暴的短时结构。该模型预测，伽玛暴伴随着强烈的引力辐射爆发，这应该是由LIGO，VIRGO和LISA探测器检测到的。
2001-03-20 astro-ph gr-qc hep-ph
