MSAM1-94: Repeated Measurement of Medium-Scale Anisotropy in the Cosmic Microwave Background Radiation
中尺度各向异性测量的第二次飞行（MSAM 1 -94）观察到与第一次飞行（MSAM 1 -92）相同的场，以确认我们早期对宇宙微波背景辐射（CMBR）各向异性的测量。该仪器在3位置模式中以$\pm40\arcmin$的投射斩开30 \arcmin \波束，并同时测量单差和双差天空信号。我们在中心为5.6、9.0、16.5和22.5~ \icm的四个光谱通道中进行观测，提供了对CMBR峰值和星际尘埃热辐射的灵敏度。粉尘成分与\IRAS \ 100~ \micron \ map相关性较好。在我们的双差通道中的CMBR观测与早期的观测有很好的相关性，但单差通道显示出一些差异。我们获得了检测的波动在MSAM 1 -94数据集匹配CMBR在我们的光谱带$ΔT/T = 1.9^{+1.3}_{-0.7}\times 10^{-5}$（90\%置信区间，包括校准不确定性）的总均方根高斯波动与相关角0 \fdg 3，使用双差解调。
1995-08-18 astro-ph
A Measurement of the Medium-Scale Anisotropy in the Cosmic Microwave Background Radiation
分析了中尺度各向异性测量（MSAM）首次飞行的观测结果，讨论了宇宙微波背景辐射（CMBR）中高斯起伏的限制。该仪器以3位置模式切割30 \arcmin \光束，投射为$\pm40\arcmin$ ;在统计学独立的单差和双差数据集中分析所得数据。我们在5.6，9.0，16.5和22.5~ \icm的四个光谱通道中进行观测，从而将星际尘埃辐射与CMBR波动分离开来。沙尘成分与\IRAS 100 \micron图相关。CMBR组件有两个区域，其中可以看到未解析源的签名。拒绝这两个源区域，我们得到的波动匹配的CMBR在我们的谱带的$0.6 \times 10^{-5} < ΔT/T < 2.2 \times 10^{-5}$（90\% CL间隔）的总均方根高斯起伏与相关角为0 \fdg 5，使用单差解调。对于双差解调，结果是在0 \fdg 3的相关角处的$1.1 \times 10^{-5} < ΔT/T < 3.1 \times 10^{-5}$（90\% CL间隔）。
1993-12-03 astro-ph
Cosmic Microwave Background Radiation anisotropy with primordial magnetic fields
银河系磁场被观测到的量级为$\sim 10^{-6}G$，但其起源还不明确。本文考虑了早期宇宙中产生的原初磁场，分析了它们对密度扰动和CMBR各向异性的影响。我们假设随机磁场具有幂律谱，并满足无力场条件。CMBR各向异性的峰值高度被示出为向上移动取决于相对于无磁场的情况下的磁场强度。
2000-06-26 astro-ph
Complete constraints on a nonminimally coupled chaotic inflationary scenario from the cosmic microwave background
本文给出了Fakir和Unruh（FU）提出的具有非最小耦合暴胀子场的混沌暴胀模型在宇宙微波背景辐射（CMBR）观测中的完整约束条件。我们的约束是完整的，在这个意义上，我们调查的标量密度扰动和张量引力波在约旦框架，以及在爱因斯坦框架。这使得约束非常强，没有任何模糊性，由于帧的选择。我们发现，FU方案产生微小的张量贡献的CMBR相对于混沌模型在最小耦合理论，尽管其标量扰动的谱指数略有倾斜。这意味着，如果即将到来的卫星任务检测到任何张量对CMBR的贡献，则FU方案将被排除。相反，如果没有张量性质的检测，尽管倾斜的频谱，一个最小的混乱的情况将很难解释和FU的情况将得到支持。
1999-01-11 astro-ph
Signatures of primordial helicity in the CMBR
我们已经研究了如何通过测量宇宙微波背景辐射（CMBR）来约束螺旋形原始磁场。如果在复合时原始等离子体中存在螺旋流，它们将产生违反温度-极化关联的宇称（$C_l^{TB}$和$C_l^{EB}$）。然而，由螺旋磁场诱导的螺旋流的大小是不可观测的小。我们讨论了一个替代方案提取的随机均匀和各向同性的原始磁场的螺旋度使用法拉第旋转测量图的CMBR和B型偏振的功率谱（$C_l^{BB}$）。
2002-10-01 astro-ph
Generalized Chaplygin gas and CMBR constraints
研究了宇宙微波背景辐射（CMBR）峰位置与广义Chaubergin气体模型参数的关系，其状态方程由$p = - A/ρ^α$给出，其中$A$为正常数，$0 < α\le 1$为正常数.我们发现，特别是，观测数据所产生的Archeops的第一个峰值的位置，BOOMERANG的第三个峰值的位置，超新星和高红移观测允许约束显着的参数空间的模型。我们的分析表明，新出现的模型是明确区分从$α= 1$ Chaubergin案件和$Λ$ CDM模型。
2002-10-25 astro-ph
Foreground separation methods for satellite observations of the cosmic microwave background
本文提出了一种分离宇宙微波背景辐射（CMBR）模拟卫星观测中不同前景成分辐射的最大熵方法。特别是，该方法适用于模拟观测拟议的普朗克测量卫星。Bouchet和Gispert（1998）进行的模拟包括来自CMBR的发射、来自星系团的动力学和热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应、以及银河尘埃、自由-自由和同步辐射。我们发现，MEM技术表现良好，并产生忠实的重建的主要输入组件。该方法还与传统的维纳滤波相比，并示出产生一致的更好的结果，特别是在恢复的热SZ效应。
1998-06-30 astro-ph
Constraints on Natural Inflation from Cosmic Microwave Background
研究了宇宙微波背景辐射对自然暴胀模型的约束。自然暴胀的暴胀子具有V=Λ^4[1- \cos（λ/ \sqrt{2} f_λ）]形式的势，其由两个参数f_λ和Λ参数化。各种宇宙学量，如原始曲率扰动和CMBR各向异性，确定为这两个参数的函数。利用BOOMERANG和MAXIMA（以及COBE）最近对CMBR各向异性的观测，导出了对参数f_∞和Λ的约束。f_∞低于8.5 \times 10^{18}（5.4 \times 10^{18}，4.5 \times 10^{18}）GeV的模型预测了指数n_{\rm S}小于0.95（0.9，0.85）的功率谱，这抑制了较小角尺度下的CMBR各向异性。通过这样小的n_{\rm S}，第二声峰的高度可以变得显著低于尺度不变的Harrison-Zeldovich谱的情况。
2001-01-11 astro-ph hep-ph
Models of Universe with an inhomogeneous Big Bang singularity. II. CMBR dipole anisotropy as a byproduct of a conic Big Bang singularity
恒星和星系的存在需要具有非均匀物质和辐射分布的宇宙学模型。但在这些模型中，初始奇点面t_0（r）一般是齐次的（与r无关）。本文是研究非均匀大爆炸奇异性系列文章的第二篇，我们研究了宇宙微波背景辐射（CMBR）偶极子。一个特殊的Tolman-Bondi宇宙被用来研究大爆炸奇点的影响，线性依赖于r，对CMBR各向异性。它表明，对于一个观察者位于“中心”的这个宇宙（r=0），模型的参数可以调整，以便再现，具有良好的近似，偶极和四极矩的CMBR各向异性在最近的实验中观察到的。如果偶极子被证明是宇宙学的，那么大爆炸在空间坐标上的轻微延迟将是解释它的一个很好的候选者。
1999-05-20 astro-ph
A Measurement of Anisotropy in the Cosmic Microwave Background on 7-22 Arcminute Scales
本文报道了7-22角分尺度上宇宙微波背景辐射各向异性的测量结果。从1993年至1996年，欧文斯谷射电天文台使用5.5米和40米望远镜在31.7和14.5千兆赫对北天极附近的36个场进行了观测。在8.5和15 GHz的多历元VLA观测允许去除离散源污染。在点源减法之后，我们检测显著结构，我们用来自陡谱前景和CMBR的组合的发射来识别该显著结构。发现前景成分与IRAS 100微米粉尘排放相关。在NCP附近没有H-α辐射表明，这一前景可能是高温热韧致辐射（T_e ~ 10^6 K）、平谱同步加速器或尘埃辐射的外来成分。在NCP的低频图的基础上，我们可以将前景的谱指数限制为β>=-2.2。虽然前景信号在14.5GHz处占主导地位，但提取的CMBR分量在31.7GHz处贡献了88%的方差，得到均方根波动幅度为82^{+12.1}-9.1}微开尔文，包括4.3%的校准不确定度和12%的样本方差（68%置信度）。在l_e = 589时，等效宽带振幅为dT_{l_e} = 59^{+8.6}_{-6.5}微开。这个测量，当结合小的角尺度上限在OVRO获得，表明CMBR角功率谱之间的1 ~ 600和1 ~ 2000下降，是一致的平坦宇宙学模型。
2000-10-18 astro-ph
Predictions of mixed non-Gaussian cosmological density fields for the cosmic microwave background radiation
本文模拟了一类混合、非高斯、原始随机场的宇宙微波背景辐射（CMBR）功率谱。我们假设一个斜正的混合模型与绝热膨胀扰动加上额外的等曲率扰动可能产生的拓扑缺陷。P（delta）=（1-alpha）f_{1}（delta）+ alpha* f_{2}（delta），其中f_{1}（delta）是高斯分布，f_{2}（delta）是非高斯一般分布，并且alpha是尺度相关混合参数。CMBR温度和偏振功率谱的模拟结果表明，对于纯高斯场的非常小的偏差（~ 0.1%），具有明显的特征。我们还讨论了这种混合模型的主要性质，它们的预测以及如何将它们应用于小尺度CMBR观测的建议。一个简化的卡方检验表明，在实际的CMB观测中，甚至在WMAP第一年的天图中，都不能排除等曲率起伏场的贡献。
2003-12-01 astro-ph
The Hot Inter-Galactic Medium and the Cosmic Microwave Background
的莱曼α森林云系统的物理特性相结合的观测宇宙的重子质量密度和约束从原始核合成设置边界条件的星系际介质（IGM）在时代的z=2.5。宇宙被认为是一个封闭的系统，并允许从类星体第一次电离IGM（5 <= z_on <= 20）的时代开始膨胀。气体的平均动能是在气体从相对论行为转变为非相对论行为的区域中计算的。所有的测量结果被用来确定IGM在红移范围2.5 <= z <= z_on的热历史。热IGM被假定为逆康普顿散射光子从宇宙微波背景（CMBR），从而扭曲的CMBR在目前的时间看到的。在上面定义的约束内，调整z=2.5处的IGM的温度和时期z_on，以给出与关于IGM的温度的公开数据的最佳总体一致性。我们发现，这里提出的IGM模型并没有严重扭曲的CMBR，事实上同意相当接近的初步结果从宇宙背景探测器（COBE）卫星。然而，我们的IGM模型不能解释观测到的宇宙X射线背景。这篇论文最初写于1990年。它从未提交出版。
2007-05-01 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
Combining the baryon budget with CMBR measurements
宇宙微波背景辐射（CMBR）的测量为测量基本宇宙学参数提供了强有力的工具。然而，在同时测量物质密度Omega_m和哈勃参数H_0时，存在很大程度的参数简并。在本文中，我们使用目前可用的CMBR数据与宇宙学重子-光子比，η，从大爆炸核合成的测量，以及在集群中的重子的相对质量分数打破参数简并测量Ω_m和H_0。我们发现，目前的数据是不符合标准的欧米茄=1，物质主导的模型。我们的分析倾向于一个中等密度的宇宙，具有相当低的哈勃参数。这与Ia型超新星的最新测量结果一致，两个参数的联合估计值为Omega_m = 0.45^{+0.07}_{-0.07}和H_0 = 39^{+14}_{-13} km·s^-1 Mpc^-1。我们强调，哈勃参数的上限可能比这里指出的更不确定，因为我们的分析中的自由参数的数量有限。
1999-06-15 astro-ph
Cosmic Microwave Background Dipole induced by double inflation
观测到的CMBR偶极子通常被解释为太阳相对于CMBR的参考系的特殊运动的结果。本文提出了另一种解释，即观测到的偶极子是等曲率扰动的结果，其尺度大于目前的哈勃半径。这些微扰产生于最简单的双暴胀模型中，取决于三个参数。在严格限制模型参数的情况下，可以用该模型解释观测到的偶极和四极。
1996-06-23 astro-ph gr-qc
Probing neutrino decays with the cosmic microwave background
我们详细研究了利用宇宙微波背景辐射（CMBR）数据约束中微子衰变的可能性。我们考虑了两种一般的衰变：ν_H -> ν_L_bar和ν_H -> ν_L_bar。为了解释可能的相对论性衰变，我们求解了动量依赖的玻尔兹曼方程。这样做，我们估计，任何质量m > 1 eV的中微子衰变之前，现在应该是可检测的未来的CMBR数据。将这个结果与其他稳定中微子的结果结合起来，任何1 eV量级的中微子质量都应该是可探测的。
1999-03-31 astro-ph hep-ph
Possible Constraints on the Time Variation of the Fine Structure Constant from Cosmic Microwave Background Data
宇宙微波背景辐射（CMBR）的形成为研究早期宇宙的复合提供了强有力的手段。具体地说，它可以约束早期宇宙中基本物理常数的变化。我们计算了变化的电磁耦合常数（α）对CMBR的影响，发现新的卫星实验应该对复合时的α值提供严格的约束，这是对现有约束的补充。可获得精度的估计值为|\dot α/α| \leq 7 x 10^{-13} y^{-1}。
1999-04-14 astro-ph hep-ph
Constraints on the chaotic inflationary scenario with a nonminimally coupled "inflaton" field from the cosmic microwave background radiation anisotropy
我们研究了利用观测到的CMBR各向异性来限制Fakir和Unruh所考虑的具有“大”非最小耦合暴胀子（“phi”）场的混沌暴胀情形的可能性。计算了暴胀期产生的长波引力波对CMBR各向异性四极矩的贡献。我们得到了约束条件λ/（xi ^2）= 1.8 × 10^（-8）/psi_i，其中λ是自耦合，xi是非最小耦合常数，psi_i是psi = 8 piG（phi^2）的初始值.结合前面得到的λ/（xi^2）= dT/T = 1.1 X 10^（-5）的2.1次方根的约束，我们得出初始值必须是psi_i = 1.6 X 10 ^3。如果自耦合的合理值为10^（-2）阶，则xi = 10 ^4，phi_i = 10^（-1）乘以普朗克质量。
1997-11-27 astro-ph
Probing the Early Universe with the S-Z Effect
宇宙微波背景辐射（CMBR）为研究早期宇宙的演化提供了重要线索。在这篇《科学视角》中，乔伊和卡尔斯特罗姆讨论了CMBR的一个特征，即Sunyaev-Zel'dovich效应，它可以用来确定星系团的丰度和演化，从而限制关键的宇宙学参数，如宇宙的物质密度和膨胀率。
2001-03-13 astro-ph
Distortion of the acoustic peaks in the CMBR due to a primordial magnetic field
本文研究了磁场对宇宙微波背景涨落谱的影响。我们发现，即将到来的测量可能会给有趣的边界上的大尺度磁场在早期宇宙。如果观测到这种效应，就有可能确定在天空的不同区域存在不同的磁场。没有任何影响，将提供一个数量级的更好的限制一个原始的领域，现在由核合成。
1996-08-15 astro-ph hep-ph
Large-angle Polarization of the Cosmic Microwave Background Radiation and Reionization
在标准CDM模型下讨论了物质再电离对宇宙微波背景辐射（CMBR）的大角度尺度各向异性和极化的影响。我们分离三种情况下，其中各向异性引起的纯标量，纯张量，和混合度量扰动分别。结果发现，如果再电离发生得足够早，极化可以达到一个可检测的水平，依次$6\%$，$9\%$，和$6.5\%$的各向异性。一般来说，较高的偏振度意味着在高红移时张量模或再电离的主要贡献。由于早期再电离将显著抑制小尺度CMBR各向异性和偏振，因此测量几度尺度上的偏振可以直接探测早期宇宙的再电离历史。
1995-02-23 astro-ph
The microwave background temperature at the redshift of 2.33771
宇宙微波背景辐射是热大爆炸宇宙学的基本预言。目前已经测量了它的黑体光谱的温度，$T_{\rm CMBR,0}$ = 2.726 $\pm$ 0.010 K，并且预测在过去会更高。早期的温度测量，原则上是利用辐射场对原子精细结构能级的激发。然而，所有先前的测量仅给出上限，因为它们假设不存在其他显著的激发源。在这里，我们报告的第一个{ \sl和}第二个精细结构水平的中性碳原子在一个孤立的远程云的红移为2.33771的吸收检测。此外，不寻常的检测分子氢在几个旋转水平和离子化的碳在其激发精细结构水平的存在下，使吸收系统独特的约束，直接从观察，不同的激发过程在发挥作用。这是第一次表明，宇宙辐射在过去是温暖的。我们发现在z = 2.33771时6.0 < T_{\rm CMBR} < 14 K，而在热大爆炸宇宙学中预期为9.1 K。
2000-12-11 astro-ph
New CMBR data and the cosmic neutrino background
新的精确宇宙微波背景辐射（CMBR）各向异性数据开始限制物理学超越标准模型，例如以额外的轻粒子种类的形式。这些限制是互补的，可以从大爆炸核合成（BBN）的考虑，因为它们适用于更晚的时间。我们从现有的数据中导出了中微子种类的等效数N_v的一个限制。具体来说，我们分析了两个不同的CMBR数据集，以测试我们的结果的鲁棒性。仅分析CMBR数据产生N_v < 17的上限（95%置信度）。添加来自PSC-z勘测的大尺度结构（LSS）数据略微收紧了上限。然而，LSS数据的添加给出了两个数据集的N_v> 1.5/2.5（95%置信度）的非平凡{ \it下限}。这是宇宙学中微子背景存在的第一个独立的迹象，这是由标准模型预测的，并在大爆炸核合成中看到。对于两个数据集，值$N_ν= 0$分别在3σ和4σ处不利。
2001-05-14 astro-ph hep-ph
A Far Infrared Polarimeter
我们描述了一个实验来测量校准源，宇宙微波背景辐射（CMBR）的偏振和CMBR上的S-Z效应引起的偏振，使用偏振计，MITOPol，这将在MITO望远镜。提出并比较了两种调制方法：菲涅耳双菱形的振幅调制和改进的马丁-普普莱特干涉仪的相位调制。第一个光是从运动（2003年夏天），允许估计仪器的寄生偏振使用第二调制方法。
2004-05-20 astro-ph
Signatures of kinetic and magnetic helicity in the CMBR
宇宙学中的P和CP破坏可以表现为周围等离子体中的大尺度螺旋速度流和原始螺旋磁场。我们表明，动力学螺旋度在最后散射导致温度极化相关（$C_l^{TB}$和$C_l^{EB}$）在宇宙微波背景辐射（CMBR），并计算的效果的大小。螺旋形的原始磁场，预计从宇宙事件，如电弱重子生成，可以导致螺旋速度流，因此，非零的相关性的温度和B型极化。然而，我们表明，诱导的螺旋流的大小是不可观测的小，因为螺旋分量的磁场几乎是免费的。我们讨论了一个替代方案提取的随机均匀和各向同性的原始磁场使用CMBR的观测螺旋度。该方案涉及构建法拉第旋转测量地图的CMBR，从而确定的总和的螺旋和非螺旋分量的原始磁场。另一方面，B型偏振涨落的功率谱仅对原始磁场的非螺旋分量敏感。原始磁螺旋度可以通过结合这两组观测结果得出。
2001-12-23 astro-ph hep-ph
Cosmic Microwave Background Polarization Signals from Tangled Magnetic Fields
缠结的原始宇宙磁场在宇宙微波背景辐射（CMBR）的最后散射表面（LSS）上产生微小的旋转速度扰动。对于红移到$B_0 = 3\times 10^{-9}$高斯的当前值的字段，这些矢量模式被示出为产生小角度尺度（$ 500 < l < 2000$）的$0.1μK - 4 μK$阶的偏振各向异性，假设delta函数或幂律谱与$n=-1$。对于$n=2$光谱，产生约200倍大的信号。与暴胀产生的标量模式不同，这些信号由奇宇称、B型偏振主导，这可能有助于它们的检测。
2001-08-24 astro-ph
Detection of Cosmic Microwave Background Anisotropy by the Third Flight of MSAM
The third flight of the Medium Scale Anisotropy Measurement (MSAM1), in June 1995, observed a new strip of sky, doubling the sky coverage of the original MSAM1 dataset. MSAM1 observes with a 0.5 deg beam size in four bands from 5-20 icm. From these four bands we derive measurements of cosmic microwave background radiation (CMBR) anisotropy and interstellar dust emission. Our measurement of dust emission correlates well with the 100 um IRAS Sky Survey Atlas; from this comparison we determine an effective emissivity spectral index between 100 um and 444 um of 1.46 +/- 0.28. Analysis of our measu…
1997-09-17 astro-ph
Some doubts on the validity of the foreground Galactic contribution subtraction from microwave anisotropies
CMBR各向异性中的银河前景污染，特别是来自尘埃成分的污染，不容易与宇宙学或河外成分分离。在本文中，将提出一些怀疑的有效性的方法来消除银河系尘埃排放，以表明他们没有达到其目标。首先，我回顾了最近的参考书目的主题，并严格讨论前景减法的方法：互相关与模板，分析假设的光谱形状的银河组件，“最大熵方法”，“内部线性组合”，和“基于小波的高分辨率拟合的内部模板”。第二，利用WMAP资料分析了银河系的纬度依赖性。的频率依赖性与现有文献中的数据进行了讨论。结果是，所有减去银河污染的方法都是不准确的。在50-250 GHz范围内，银河系纬度相关性分析或各向异性的频率相关性限制了功率谱中的最大银河系贡献小于a ~10%（68%C。L.）的范围内。对于~1度标度，并且对于更大的标度可能更高。在CMBR各向异性中的大部分信号的起源不是银河系的。在任何情况下，银河系的减法都不足以精确到允许“精确的宇宙学”;其他污染源（河外，太阳系）也存在。
2007-10-02 astro-ph
Faraday Rotation of the Cosmic Microwave Background Polarization and Primordial Magnetic Field Properties
测量宇宙微波背景辐射（CMBR）偏振的法拉第旋转可以为原始磁场的存在提供证据。法拉第旋转也可以允许研究这些场的某些性质。本文在不同的磁场谱指数和相关长度假设下，计算了法拉第旋转相关器的角度依赖性。我们表明，螺旋部分的磁场不作出任何贡献的相关器。我们强调的法拉第旋转测量中的检测器的角分辨率的重要性，表明它可以严重降低的效果，即使是一个相对较大的磁场相关长度。
2004-10-12 astro-ph
A New Measurements of the Cosmic Microwave Background Radiation Temperature at z = 1.97
我们在类星体0013 $-$ 004的z = 1.9731阻尼Ly \al系统中探测到了来自C I基态和激发态的吸收。C I的J = 0和J = 1精细结构能级之间的激发温度为11.6 $\pm$ ± 1.0 K。我们估计了C I精细结构能级激发的其他贡献，并使用激发态与基态的布居比来估计宇宙微波背景辐射（CMBR）温度T = 7.9 $\pm$ 1.0 K，0.61 mm，z = 1.9731，这与标准宇宙学的T = 8.105 $\pm$ 0.030 K的预测值一致。
1996-07-28 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
Imprint of Sterile Neutrinos in the Cosmic Microwave Background Radiation
太阳中微子和大气中微子的现状以及LSND实验表明了低质量不育中微子的存在。在典型的四味假设中，中微子将成为宇宙热暗物质的组成部分，并在物质辐射相等的时期增加辐射含量。这些效应在宇宙微波背景辐射（CMBR）的天空图上留下了印记，因此，通过即将进行的MAP和普朗克飞行任务的精确测量，可能可以探测到这些效应。
1998-11-04 astro-ph hep-ph
Revisiting Rotational Perturbations and the Microwave Background
我们考虑均匀和各向同性Friedman - Robertson - Walker（FRW）宇宙学中的广义相对论转动扰动。在FRW模型的线性扰动下，场方程的通解包含张量函数、矢量函数和标量函数。矢量项与给定模型中的旋转有关，由于Sachs - Wolfe效应，它们对宇宙微波背景辐射（CMBR）的温度起伏产生贡献。本文在空间平坦、无压理想流体的FRW模型中，在存在和不存在宇宙学常数的情况下，得到了这些贡献对时间的解析依赖关系。我们发现，该解决方案可以分为一个可积和不可积的部分是在标量扰动的情况下的情况。分析的解决方案，并使用目前的观测结果，我们估计的数量级的角速度对应的旋转张量在去耦时和今天。
2007-08-02 astro-ph
The Cosmic Microwave Background Spectrum from the Full COBE/FIRAS Data Set
我们改进了对COBE（宇宙背景探测器）上FIRAS（远红外绝对分光光度计）数据的分析。FIRAS测量宇宙微波背景和精确黑体光谱之间的差异。我们发现新的更严格的上限一般偏离黑体光谱。RMS偏差小于CMBR峰值的百万分之50。对于康普顿化和化学势，我们发现$|y| < 15\times10^{-6}$和$|μ| < 9\times10^{-5}$（95\% CL）。绝对温度为2.728 $\pm$ 0.004 K（95 CL），偶极方向为$(\ell,b)=(264.14^\circ\pm0.30, 48.26^\circ\pm0.30)$（95 CL），振幅为$3.372 \pm 0.007$ mK（95 CL）。所有这些结果与我们以前的出版物一致。
1996-05-10 astro-ph
An Absolute Measurement of the Cosmic Microwave Background Radiation Temperature at 10.7 GHz
一个球载实验测量了10.7 GHz的宇宙微波背景辐射（CMBR）的绝对温度为Tcmbr = 2.730 ± 0.014 K。该误差是若干个系统误差的平方和，统计误差小于0.1 mK。该仪器包括一个冷却波纹喇叭天线耦合到总功率辐射计。低温机械波导开关交替地将辐射计连接到喇叭和内部参考负载。天空信号和参考负载之间的小的测量温度差（<= 20 mK）与冷前端的使用一起保持系统仪器校正小。在24公里的高度飞行仪器，使大气和窗口排放最小化。一个大的外部地面屏幕和较小的内部屏幕屏蔽了来自地面和气球的杂散辐射。飞行中的测试限制了地面辐射污染的程度，低水平的干扰是通过几个窄频带的观测来监测的。
1996-09-19 astro-ph
How Cosmic Background Correlations at Large Angles Relate to Mass Autocorrelations in Space
由于引力势的涨落，萨克斯-沃尔夫效应在宇宙微波背景辐射（CMBR）中会产生大的角尺度涨落。我们展示了如何CMBR的角关联函数可以明确地表示在宇宙中的质量自相关函数$ξ(r)$。我们推导出的角度关联函数和多极矩的积分$ξ(r)$或其二阶矩，$J_3 (r)$，这并不需要满足的积分约束，$ξ(r)$必须排序的解析表达式。我们推导出类似的表达式为整体流动速度的$ξ$和$J_3$。从该分析中直接出现的一个有趣的结果是，对于角度$θ$，存在来自宽范围的距离$r$的对关联函数的实质性贡献，并且该贡献的径向形状不随角度变化很大。
1994-02-12 astro-ph
Small-scale CMB polarization anisotropies due to tangled primordial magnetic fields
缠结的原始宇宙磁场在宇宙微波背景辐射（CMBR）的最后散射表面（LSS）上产生微小的旋转速度扰动。这种扰动可以在大的l > 1000左右对CMBR温度和偏振各向异性做出显著贡献，如由CBI实验检测到的过量功率。磁贡献可以与大多数常规信号区分开，因为它们导致由奇宇称、B型信号主导的CMBR极化。像DASI和WMAP这样的实验已经发现了在小l.许多实验也将探测大的$l$区域。因此，我们计算极化信号，由于原始磁场，不同的光谱和不同的宇宙学参数。纠缠场的标度不变光谱红移到当前值B_{0} =3 \times 10^{-9}高斯，产生在1000-5000之间的0.3 - 0.4微开尔文量级的B型偏振各向异性。如果磁缠结的谱指数更陡，则产生更大的信号，n>-3。信号的峰值移到较大的l为一个宇宙的主导，或者如果重子密度较大。信号也将具有非高斯统计。我们还预测了小得多的E型极化，和T-E交叉相关的这些模型。
2003-07-14 astro-ph gr-qc
Cosmic microwave background polarization, Faraday rotation and stochastic gravity-waves backgrounds
电磁真空涨落经介子耦合的时空演化放大后，可以产生一个磁场，该磁场在退耦时的视界范围内是相干的，并且强到足以旋转CMBR的偏振面。超弦启发的宇宙学模型的可能相关性进行了讨论。将特别注意法拉第旋转信号和随机引力波背景之间的联系。
1997-06-27 astro-ph gr-qc hep-ph
The Evolution of Cosmic Magnetic Fields: From the Very Early Universe, to Recombination, to the Present
本文详细研究了从宇宙高温到现在的随机磁场的演化。一个简单的分析模型匹配的三维MHD模拟的结果，可以预测当今的磁场相关长度和能量。我们的结论是多方面的。(a)最初的原始领域，只有少量的螺旋演变成最大的螺旋领域。(b)磁场的强度B在其谱的峰值处与峰值的位置之间存在相关性，在当前时期由下式给出：B ~ 5 × 10 ^{-12}（L/kpc）高斯，其中L是由初始磁场确定的相关长度。(c)关于由B~10^{-9}高斯的~ 10 Mpc尺度的原始磁场产生宇宙微波背景（CMBR）各向异性的研究，这种场不仅不可能在早期的因果磁生情景中产生，而且由于小尺度磁场耗散和星系团磁场的过度产生而使CMBR谱的畸变似乎也排除了这种场的产生。(d)由于原始磁场引起的CMBR失真的最有希望的检测可能性可能是在更高的多极子l~ 10 ^6处的小得多的尺度上，其中预测信号是最强的。(e)星系团中的磁场似乎完全有可能是原始的，而不需要发电机放大。这样的场（坍缩前）强度为10^{-12} - 10^{-11}高斯，相关长度在kpc范围内，并且也存在于星系的空洞中。
2004-10-01 astro-ph
Limits on the Polarization of the Cosmic Microwave Background Radiation at Multipoles up to l~2000
我们报告的上限CMBR的偏振测量与宇宙背景成像仪，13个元素的干涉仪，工作在26-36 GHz频段，位于智利北部的Llano de Chajnantor。该阵列由安装在可操纵平台上的90厘米卡塞格伦天线组成，该平台可以绕光轴旋转，以促进偏振观测。CBI采用单模圆极化接收机，并从l~400到l~3500进行多极采样。在3C 279和Tau A上校准偏振数据。偏振观测包括2000年在第一个CBI观测季节期间在两个场上拍摄的278小时的数据。两个字段的联合似然分析产生了三个上限（95%置信度）对于\mathcal{C}_l^{EE} = C^{EE} 1（1 +1）/（2 π），假设\mathcal{C}_l^{BB} =0：49.0 microK^2（1 =603）; 164 microK^2（1 =1144）;和630 microK^2（1 =2048）。
2005-02-08 astro-ph
Hot Electrons and Cold Photons: Galaxy Clusters and the Sunyaev-Zel'dovich Effect
星系团中的热气体发出热韧致辐射，可以通过ROSAT和ASCA等卫星在X射线波段进行直接测量。这种气体的另一个探测来自它对宇宙微波背景辐射（CMBR）的影响：热团簇电子逆康普顿散射CMBR光子，从而使背景辐射从黑体光谱形式中扭曲。在过去的几年里，用于测量这种扭曲的灵敏的新仪器的开发，称为Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应，引发了该领域的革命。目前的无线电干涉阵列现在可以检测和映射SZ效应，甚至在遥远的（z ~ 1）集群。众所周知，进行这种测量的目的之一是确定哈勃常数。在这篇评论中，我报告的进展，已在这方面，引用目前最好的估计Ho从SZ效应的8个星系团（44 - 64公里/秒/百万秒差距+/- 17%），讨论重要的系统不确定性，并强调什么其他已经了解了星系团从这些调查。
1997-11-12 astro-ph
Conformal Invariance and Cosmic Background Radiation
在将原初密度涨落的标度不变性提升为全共形不变性的假设下，研究了宇宙微波背景辐射（CMBR）的谱和统计特性。正如在临界现象理论中一样，这个假设通常会导致偏离朴素尺度。密度涨落的两点函数的谱指数是根据量子迹异常给出的，并且大于1，导致在大距离尺度下的功率比严格的哈里森-泽尔多维奇谱小。共形不变性也意味着非高斯统计的更高的点相关性，特别是，它完全决定了大角度依赖的三点相关的CMBR。
1996-11-26 astro-ph gr-qc hep-th
The Second Measurement of Anisotropy in the Cosmic Microwave Background Radiation at 0\fdg5 Scales near the Star Mu Pegasi
在微波各向异性实验（MAX5）的第五次飞行中，我们重新访问了飞马座μ恒星附近有大量尘埃排放的区域。自上次测量（\cite{mei93a}）以来，已添加了3.5 cm $^{-1}$低频通道。每个通道中的数据清楚地显示了与IRAS 100 \micron \尘埃排放相关的结构。在6、9和14 cm $^{-1}$通道中的结构谱由$I_ν\proptoν^βB_ν(T_{dust})$描述，其中$β$ = 1.3，$T_{dust}$ = 19 K，并且$B_ν$是普朗克函数。然而，该模型预测3.5 cm $^{-1}$带中的振幅比观察到的振幅小。仅考虑独立于三个较低通道的最佳拟合前景光谱的数据的线性组合，我们找到了$ΔT/T = \langle \frac{C_l~l(l+1)}{2π}\rangle^{\frac{1}{2}} \leq 1.3\times 10^{-5}$在95\%置信水平下的CMBR波动的上限。结果是平带功率谱，不包括10%的校准不确定性。这与我们以前在该地区的观察是一致的。
1996-05-23 astro-ph
Spectral Dependence of CMB Polarization and Parity
宇宙微波背景辐射（CMBR）的偏振可以作为非标准宇称破坏相互作用的探针。许多这样的相互作用在粒子物理学模型中得到了预测，这些模型来自于额外维度的理论，如超弦理论。这些相互作用产生的旋光性取决于宇称破坏场的时空性质。特别地，可以获得偏振轴的频率相关的差分旋转。频率依赖性的形式是敏感的奇偶奇背景场的时间演化。因此，人们可以通过极化测量的CMBR研究广泛的一类奇偶违反运营商。
2003-11-21 astro-ph gr-qc hep-ph
The Cosmic Microwave Background Spectrum and a Determination of Fractal Space Dimensionality
简要评述了从天体物理学和其他领域限制分形空间维数的可能性。假设这种维数为$3 + ε$，则可从COBE卫星数据推断出对$ε$的限制。利用推广到非整数空间维的普朗克辐射分布拟合了现有的宇宙微波背景辐射谱数据。我们的分析表明，CMBR谱的形状，它不依赖于绝对归一化，正确地描述了从这个分布提供的绝对温度等于2.726 $\pm$ $0.003\times 10^{-2}$ K和$ε= - (0.957 \pm 0.006) \times 10^{-5}$。这个值为$ε$示出是一致的，发现在一个非常不同的空间尺度上的基础上的量子场现象。$|ε|$被解释为空间维度可能偏离3的上限。换句话说，这是与脱钩时代相比，空间维度在空间和时间尺度上应该经历的最大波动。
2008-06-19 astro-ph astro-ph.CO
Density Perturbations,Gravity Waves and the Cosmic Microwave Background
我们评估的贡献所观察到的大尺度各向异性的宇宙微波背景辐射，所产生的重力波以及绝热密度扰动，在早期宇宙中产生的一个共同的暴胀机制。我们发现，暴胀模型预测幂律原始光谱% $a(t) \propto t^p, p > 1$，$\dk^2 \propto k^n$，相对贡献的四极各向异性从重力波和标量密度扰动，关键取决于$n$。对于$n < 0.87$，重力波扰动CMBR的量大于密度扰动，而对于$n > 0.87$，情况正好相反。另一方面，对于近指数暴胀，标量密度扰动对微波各向异性的贡献总是超过重力波的贡献。归一化的振幅的密度扰动谱在大尺度上，使用观测值的COBE四极，我们确定$(δM /M)_{16}$ -均方根密度对比度尺度$\sim 16 h_{50}^{-1}$ Mpc，宇宙学模型与冷暗物质。我们发现，对于$n < 0.75$，需要大量的偏置，以调和理论与观测。
1992-08-10 astro-ph hep-ph
The Cosmic Background Imager
给出了宇宙背景成像仪（CBI）的设计和性能细节，该干涉仪阵列用于测量400 < l < 3500范围内多极子的宇宙微波背景辐射（CMBR）波动的功率谱。CBI位于智利北部的阿塔卡马沙漠，海拔5000米。它是一个平面合成天线阵，在一个直径为6米的跟踪平台上有13个直径为0.9米的天线。每个天线都有一个工作在26-36 GHz频段的冷却低噪声接收器。信号在具有10个1GHz频带的模拟滤波器组相关器中互相关。这使得光谱指数测量，可用于区分CMBR信号从弥漫的银河前景。1.2 kHz 180度相位切换方案用于抑制信号处理系统中的串扰和低频拾取。CBI有一个3轴支架，允许跟踪平台绕光轴旋转，提供改进的（u，v）覆盖范围和对接收电子设备中产生的错误信号的强大判别。当一些天线被配置用于正交极化时，旋转跟踪平台还允许极化测量。
2001-10-05 astro-ph
Atmospheric Calorimetry above 10$^{19}$ eV: Shooting Lasers at the Pierre Auger Cosmic-Ray Observatory
皮埃尔·俄歇宇宙射线天文台利用地球大气层作为量热计，测量由天体物理学粒子产生的广泛的空气簇射。其中一些粒子携带焦耳的能量。在这些极端能量下，常规意义上的测试束是不可用的。然而，了解天文台的能量响应是重要的。例如，最高能量宇宙线通过宇宙微波背景辐射（CMBR）的传播距离被预测为能量的强函数。本文将讨论最近报告的观测结果和使用校准脉冲紫外激光“测试光束”，模拟超高能宇宙射线的光学特征。还将概述计划用于北半球的大得多的200，000公里$^3$伴随探测器的状况。
2008-07-17 astro-ph
Detection of a Small Scale Cosmic Background Anisotropy at 3.6 cm
我们报告的检测功能与负的无线电通量在一个敏感的，低分辨率的观测与VLA。这个形态上独特的特征大约是25”65”的大小，与背景天空的亮度温度在3.6厘米处相比，峰值中心振幅约为-0.25 mK。在这个微波衰减的大约1'范围内，我们还发现了两个射电宁静类星体，都在2.561，预计物理距离约为1 Mpc（$q_o$ = 0.5，h = 0.5），暗示该区域可能存在星系团。我们无法通过观测中的系统相位波动、旁瓣伪影或仪器噪声来解释这个负源。我们讨论了这种微波源的可能的物理起源，特别是逆康普顿散射的宇宙微波背景的热气体在遥远的星系团。
1996-12-18 astro-ph
Small-scale microwave background anisotropies due to tangled primordial magnetic fields
一个不均匀的宇宙磁场产生的涡旋扰动，比压缩模式小得多的尺度上生存的丝绸阻尼。这确保了在弧分尺度上各向异性没有尖锐的截止。正如我们之前指出的，如果存在纠缠的磁场，那么它们将是小角度尺度CMBR各向异性的潜在重要贡献者。几个正在进行的和新的实验，预计将探测非常小的角尺度，对应于多极与l>1000。鉴于这一观测重点，我们重新审视了由于原始纠缠磁场，不同的光谱和不同的宇宙学参数的预测信号。我们还确定了一个新的制度，其中光子的平均自由程超过了规模的扰动，这占主导地位的预测信号在非常高的l。纠缠场的标度不变光谱红移到当前值B_{0} =3 \times 10^{-9}高斯，在1 ~ 1000-3000之间的10微开级别产生温度各向异性。如果宇宙是λ主导的，如果重子密度更大，或者如果磁缠结的谱指数更陡，n >-3，则会产生更大的信号。信号也将具有非高斯统计。我们预测的独特形式的增加功率预期在微波背景在高l在存在显着的纠缠磁场。我们可能即将检测到或排除存在纠缠的磁场，这些磁场的强度足以影响宇宙中大尺度结构的形成。
2002-05-20 astro-ph gr-qc
Cosmic Texture from a Broken Global SU(3) Symmetry
我们研究了通过破坏整体SU（3）对称性而不是通常研究的SU（2）情况来创建宇宙纹理的可观察后果。为此，我们研究了SU（3）对称性完全破缺的非线性西格玛模型，并发展了一种数值求解经典场方程的方法。这种技术被应用在宇宙学的背景下：SU（3）结构场坍缩的能量被用作早期宇宙原始流体扰动的引力源。通过这些计算，我们预测了如果宇宙的大尺度结构是由SU（3）织构的坍缩所产生的引力种子，那么在宇宙微波背景辐射（CMBR）中将出现各向异性。
1997-02-20 astro-ph hep-ph
On the contribution of density perturbations and gravitational waves to the lower order multipoles of the Cosmic Microwave Background Radiation
Peebles、Bond和Efstathiou的重要研究导出了C_1 = const/[l（l +1）]公式，其目的是描述具有平坦谱的密度扰动引起的CMBR温度变化的低阶多极。显然，这个公式需要修正，因为它预言了一个无限大的磁矩C_0，而偶极矩C_1只比四极矩C_2大6/2倍，这两个预言都与观测相矛盾。我们恢复在推导这个公式的过程中遗漏的各项，并得出一个新的表达式。根据修正后的公式，四极矩是有限且很小的，而偶极矩对短波长的扰动很敏感，并且在数值上比四极矩大得多，正如人们在物理基础上所预期的那样。同时，函数l（l +1）C_l偏离水平线，并且随着l，对于l \geq 2而增长。我们表明，包括调制（转移）功能终止的增长，并形成第一个峰值，最近观察到的。我们拟合的理论曲线的位置和高度的第一个峰值，以及观察到的偶极子，不同的三个参数：红移在去耦，红移在物质辐射的平等，和斜率的原始光谱。与COBE观测结果相比，在小多极时，似乎总是有不足之处，l \sim 10。我们证明了一个合理的和理论上预期的数量的引力波桥梁这个差距在小多极，离开其他适合像以前一样好。我们发现，观测上可接受的模型允许有点“蓝色”原始光谱。这使得人们可以避免红外发散的宇宙学扰动，这是否则存在。
2001-11-13 astro-ph gr-qc hep-ph
