First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: On-Orbit Radiometer Characterization
WMAP卫星利用20个差分高电子迁移率晶体管辐射计完成了为期一年的宇宙微波背景辐射测量。所有的辐射计的功能正常，在轨辐射计性能的表征，重点是生产的天空图从时间顺序的数据所需的属性。辐射计增益模型，用于平滑和插值的CMB偶极子增益测量。在第一年的观测期间，没有观察到任何辐射计的灵敏度下降。
2003-02-11 astro-ph
The Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Source Catalog
我们提出了在WMAP 5年地图中发现的点源列表。在第一年和第三年分析中使用的技术现在发现了390个点源，五年源目录对于远离银道面的天空区域是完整的，以2 Jy为极限，在天空中覆盖最少的部分的所有波段中SNR > 4.7。高频噪声仍然主要是辐射计噪声，但在低频CMB各向异性是最大的不确定性。对无CMB的V-W图的单独搜索发现了99个源，其中除了一个外，所有源都可以被识别为已知的射电源。WMAP观测到的辐射源并不是强极化的。WMAP的许多来源每年都表现出显著的变化，最小和最大通量之间的范围超过2：1。
2008-10-17 astro-ph
Non-blind catalogue of extragalactic point sources from the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) first 3--year survey data
我们已经使用MHW 2滤波器获得了2491个源的完整样本的WMAP频率下的通量密度的估计，这些源在5 GHz时大多数亮于500 mJy，分布在整个天空中，不包括银河系赤道周围的条带（b < 5度）。在MHW 2过滤地图中检测到933个高于3 sigma水平的源之后-我们的新河外WMAP点源（NEWPS_3sigma）目录-我们在至少一个WMAP通道中留下381个高于5 sigma的源，其中369个构成我们的NEWPS_5sigma目录。值得注意的是，98个（即26%）探测到的5 σ以上的源是“新的”，它们不存在于WMAP目录中。源通量已被修正为爱丁顿偏置。我们的通量密度估计在这样的校正之前，一般在23 GHz的WMAP的很好的协议。在更高的频率下，WMAP的通量往往略高于我们的通量，这可能是因为WMAP的估计忽略了点扩散函数与高斯形状的偏差。总的来说，在23 GHz的1.1焦耳的估计完整性限制以上，我们检测到43个源错过了由WMAP团队采用的盲方法。另一方面，我们的低频选择阈值遗漏了25个WMAP源，然而，其中只有12个是5 σ检测，只有3个在23 GHz处的通量S> 1.1 Jy。因此，我们的方法被证明是竞争性的，并补充WMAP之一。
2007-01-16 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Dark Energy Induced Correlation with Radio Sources
第一年的WMAP数据，结合任何一个其他宇宙探测器，表明我们生活在一个平坦的Λ主导CDM宇宙中，Ω_m ~ 0.27和Ω_Λ~ 0.73。在这个模型中，暗能量的后期作用，通过综合的萨克斯-沃尔夫效应，应该会产生与z<2的物质密度波动相关的CMB各向异性（Crittenden & Turok 1996）。这种信号的测量是对模型的重要独立检查。我们交叉相关的NRAO VLA巡天无线电源目录（Condon等。1998年）与WMAP数据在搜索这个信号，并看到预期的相关性的迹象。假设一个平坦的Λ-CDM宇宙学，我们发现Ω_Λ>0（95%CL，仅统计误差），似然峰值为Ω_Λ=0.68，与首选的WMAP值一致。Ω_m=1.28、h=0.33且无暗能量分量（Ω_Λ=0）的封闭模型与WMAP CMB TT角功率谱略有一致，将在物质分布和CMB之间产生反相关。我们对WMAP数据与NVSS星表的互相关的分析在3σ水平上拒绝了这种宇宙学。
2003-05-07 astro-ph
Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Foreground Polarization
我们提出了一个全天空的偏振银河微波辐射模型的基础上三年的观测威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）在23至94 GHz的频率。该模型比较地图的斯托克斯Q和U组件从每个WMAP的5个频带，以分离同步辐射尘埃排放，考虑到同步辐射和尘埃组件的空间和频率的依赖性。这种简单的星际介质双组分模型至少解释了WMAP微波天空图中97%的偏振辐射。同步辐射占主导地位的极化前景在低于50 GHz的频率，并在65 GHz的灰尘的贡献。同步加速器部分的光谱指数，完全来自偏振数据，在整个天空的平均值是-3.2，在银河平面上有一个适度平坦的指数。同步辐射在银道面内的平均偏振分量为2- 4%，在高纬度地区可达20%以上，并具有显著的特征，如北银河支比漫射分量更偏振。热尘埃辐射在银河系中心附近的偏振度为1%，在反中心上升到6%。来自高纬度尘埃的漫射辐射也是偏振的，平均偏振分数为0.036 +/- 0.011。
2007-04-30 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Galactic Signal Contamination from Sidelobe Pickup
由于银河系中心比宇宙微波背景（CMB）的波动亮1000倍，CMB实验必须仔细考虑杂散的银河系拾取。我们目前的污染水平，由于旁瓣的一年CMB地图制作的WMAP天文台。对于每个辐射计，全4 π sr天线增益模式的数值预测，地面和空间为基础的测量的组合确定。这些模式与WMAP第一年的天空图和天文台扫描模式卷积，以产生预期的旁瓣信号污染，强度和偏振微波天空图。在银河平面之外，我们发现K，Ka，Q，V和W波段的预期旁瓣拾取分别为15，2.1，2.0，0.3，0.5 uK。除K波段外，均方根极化污染<<1 μ K。角功率谱的银河皮卡。
2003-02-11 astro-ph
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) First Year Observations: TE Polarization
威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）在频率23、33、41、61和94 GHz下绘制了斯托克斯I、Q和U参数的全天空。我们检测温度和偏振图之间的相关性显着超过10个标准偏差。的相关性是存在于所有WMAP频带具有类似的幅度从23至94 GHz，并与CMB信号与弱前景的叠加是一致的。拟合的CMB分量对不同的数据组合和拟合技术是稳健的。在小角度尺度θ < 5度时，WMAP数据显示了温度功率谱中绝热扰动所预期的温度-偏振相关性。l > 20的数据与仅从温度功率谱预测的信号很好地一致，没有额外的自由参数。与仅基于温度功率谱的预测相比，我们在大角度尺度（θ> 10度）上检测到过量功率。在95%的置信度下，在红移11 < z_r < 30处的再电离很好地描述了剩余功率，这取决于电离历史。再电离光学深度的模型独立拟合产生与最佳拟合LambdaCDM模型一致的结果，最佳拟合值tau = 0.17 +- 0.04，置信度为68%，包括系统和前景的不确定性。这个数值比在遥远类星体的吸收光谱中探测到冈恩-彼得森槽的预期值要大，这意味着宇宙有一个复杂的电离历史：WMAP探测到了早期再电离的信号。
2003-07-22 astro-ph
Point-Source Power in 3 Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data
使用一组多频交叉谱计算从3年的WMAP天空图，我们适合的未解决的点源的贡献。对于白噪声功率谱，我们发现Q波段振幅A=0.011 +/- 0.001 μ K^2 sr（天线温度），明显小于WMAP版本中用于校正谱的值0.017 +/- 0.002 μ K^2 sr。以这种方式修改点源校正在很大程度上解决了Eriksen等人发现的WMAP V波段和W波段功率谱之间的差异。校正由于次优似然近似导致的低-l功率过剩的共同添加的WMAP频谱-也由Eriksen等人报道-以及由于过度减影点源而导致的高l功率亏损--在这封信中提出--我们发现宇宙学参数的净效应是n_s向更大值的0.7 σ移动。对于WMAP，BOOMERANG和ACBAR数据的组合，我们发现n_s=0.969 +/- 0.016，将n_s不等于1的显著性从~2.7 sigma降低到~2.0 sigma。
2007-01-25 astro-ph
Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Galactic Foreground Emission
我们提出了一个新的估计前景发射的WMAP数据，使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法。新技术提供了各种前景模型的每个前景分量的地图，每个前景分量的不确定性的误差估计，并提供了整体拟合优度测量。由此产生的前景图与合作和其他作者使用的先前技术的前景图基本一致。我们发现，对于WMAP数据，一个简单的模型与幂律同步加速器，自由，热尘埃组件适合90%的天空与减少卡方1.14。然而，这个模型在银河平面内并不起作用。增加同步加速器陡化或修改的旋转尘埃模型提高了拟合。该分量可占Ka波段（33 GHz）总通量的14%。我们没有发现任何证据的前景污染的CMB温度图中的85%的天空用于宇宙学分析。
2008-10-21 astro-ph
Three Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Polarization Analysis
威尔金森微波各向异性探测器WMAP利用偏振敏感辐射计在23至94 GHz之间的五个频带绘制了整个天空。我们提出了为期三年的全天空偏振图，并分析它们的前景发射和宇宙学意义。这些观测为理解宇宙打开了一扇新的窗口。WMAP观测到由于银河系同步辐射和热尘埃辐射而产生的显著水平的偏振前景辐射。受污染最小的信道是61 GHz。根据银河系前景发射的模型，我们从地图中减去前景发射。在前景校正图中，对于l=2-6，我们检测到l（l+1）C_l^{EE} /（2 pi）= 0.086 +-0.029微开尔文^2。这被解释为再电离过程中释放的自由电子对CMB的再散射的结果，对应于τ = 0.10 +-0.03的光学深度。我们没有发现B模存在的证据，因此将其限制在l（1 +1）C_l^{BB} /（2 pi）= -0.04 +-0.03微开尔文^[2]。我们发现，仅从偏振信号得到的极限是r<2.2（95%CL），对应于宇宙引力波密度的极限为Omega_{GW} h ^2 < 5 × 10^{-12}。根据完整的WMAP分析，我们发现r<0.55（95%CL）对应于Omega_{GW} h^2 < 10^{-12}（95%CL）的限值。
2007-02-27 astro-ph
Cosmic Covariance and the Low Quadrupole Anisotropy of the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Data
在WMAP数据中看到的宇宙微波背景（CMB）温度各向异性的四极功率低得令人困惑。在本文中，我们证明了最小方差优化（MVO），许多作者（包括WMAP科学团队）使用的技术，以分离污染前景的CMB，具有迫使提取的CMB地图具有零统计相关性的前景排放的效果。在一个宇宙系综上，真正的CMB和前景确实是不相关的，但是任何特定的天空图案（比如我们碰巧观察到的图案）都会偶然地产生非零的测量相关性。我们称这种效应为“宇宙协方差”，它是使用MVO技术清理的CMB地图中的偏差的一个可能来源。我们表明，宇宙协方差的存在，预计人为地抑制通过MVO获得的内部线性组合（ILC）地图的方差。它还传播到ILC图的多极展开中，产生具有超过90%置信度的四极亏损。由于我们不知道宇宙微波背景和前景的先验，因此有一个未知的贡献，在测量的四极功率的不确定性，在通常的宇宙方差的贡献。利用MVO对一系列假定为高斯型CMB涨落的蒙特卡罗模拟进行模拟，我们估计CMB的实四极幂位于[305.16，400.40]微开^[2]范围内（在1 σ水平上）。
2007-11-12 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Tests of Gaussianity
我们提出了WMAP 1年宇宙微波背景星图中非高斯原始波动幅度的限制。非线性耦合参数f_NL表征了原始势中二次项的振幅。我们使用两个统计数据：一种是三次统计量，其在组合角双谱的所有配置之后测量温度波动的相位相关性。另一种是用Minkowski泛函来度量星图的形态。这两种方法都发现WMAP数据与高斯原始波动一致，并在95%置信度下建立了限值，-58<f_NL<134。f_NL没有明显的频率和尺度依赖性。WMAP的极限值比COBE的极限值高30倍，验证了功率谱可以很好地表征WMAP数据中CMB各向异性的统计特性。我们的研究结果也验证了高斯理论用于预测在本地宇宙中的集群的丰度。我们在41 GHz处探测到点源对双谱的贡献，b_src =（9.5+-4.4）X 1 e-5 uK^3 sr^2，这给出了点源的功率谱，c_src =（15+-6）X 1 e-3 uK^2 sr，以热力学温度单位表示。该值与41 GHz处的源数计数和功率谱的独立估计值吻合良好，表明b_src直接测量剩余源贡献。
2003-06-16 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Parameter Estimation Methodology
我们描述了我们的方法比较WMAP测量的宇宙微波背景（CMB）和其他补充数据集的理论模型。WMAP数据前所未有的质量，以及对宇宙学参数的严格限制，需要进行严格的分析，以便在建模中进行的近似不会导致显着的偏差。我们描述了我们使用的似然函数来表征微波背景天空的统计特性。我们概述了使用蒙特卡罗马尔可夫链来探索给定模型的数据的可能性，以确定最佳拟合的宇宙学参数及其不确定性。我们在WMAP数据中加入了I> 700的CMB CBI和ACBAR测量值、2dF星系红移巡天（2dFGRS）得到的z~0处的星系功率谱和Ly α森林测量的z~3处的物质功率谱。最后两组数据通过探测附近宇宙的物质功率谱来补充CMB测量。结合CMB和2dFGRS要求我们在我们的分析中包括一个模型的星系偏差，红移扭曲，和非线性增长的结构。我们展示了模型和数据中的统计和系统不确定性如何通过完整的分析传播。
2003-08-14 astro-ph
Testing for Non-Gaussianity in the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data: Minkowski Functionals and the Length of the Skeleton
三个闵可夫斯基泛函和最近定义的骨架长度估计的共同添加的第一年威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的数据，并与5000蒙特卡罗模拟相比，基于高斯波动的先验最佳拟合运行指数功率谱和WMAP类光束和噪声特性。几个功率谱相关的数量，如固定点的数量，骨架的总长度，和频谱参数，伽玛，也估计。虽然面积和长度的闵可夫斯基泛函以及骨架的长度没有显示出偏离高斯假设的证据，但北半球属的卡方在所有尺度上都在95%的水平上很大。对于3.40度FWHM的特定平滑尺度，其大于在99.5%的模拟中发现的平滑尺度。此外，负阈值在北半球的WMAP属的振幅大于在模拟中的显著性超过3西格玛。在考虑的最小角尺度上，WMAP数据中极值的数量在3 σ水平上很高。然而，这可能是由于点源的影响。最后，光谱参数伽玛在北银河半球高达99%的水平，而在南半球完全可以接受。结果提供了强有力的证据，在WMAP数据的南北半球之间的非高斯行为和一个意想不到的功率不对称的存在。
2004-08-23 astro-ph
Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Angular Power Spectra
本文给出了由WMAP前5年的观测数据得到的宇宙微波背景（CMB）的温度谱和偏振角功率谱。5年的温度（TT）谱是宇宙变化限制到多极l=530，和个别l-模式有S/N>1为l<920。最佳拟合的六参数LambdaCDM模型在l=33-1000时具有降低的chi ^2，chi ^2/nu=1.06，概率超过9.3%。现在在第三个峰值附近有了显著改善的数据，这导致了宇宙学约束的改善。温度-偏振相关性（TE）具有很高的意义。在考虑前景发射后，仅根据EE数据，对于光学深度τ =0.089，EE功率谱中的低再电离特征优选为Δχ^2=19.6，并且现在在很大程度上宇宙方差限制为l=2-6。在考虑前景发射后，没有证据表明BB，TB或EB光谱中存在宇宙信号。我们发现，当在l=2-6上取平均时，l（1 +1）C^{BB}_l/2π< 0.15 μ K^2（95%CL）。
2008-10-17 astro-ph
Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)Observations: Beam Maps and Window Functions
宇宙学和WMAP任务的其他科学成果需要对飞行中的光束模式有准确的了解。虽然WMAP一年和三年结果的束流知识程度对于CMB实验来说是前所未有的，但作为五年数据发布的一部分，我们已经显着改进了束流确定。首次在A面和B面进行物理光学拟合。在主镜上的拟合畸变的截止尺度从先前的分析减少了~2倍。这些变化能够改善木星数据与光束模型的混合，该模型针对主光束立体角的误差进行了优化。对于V2和W1-W 4差分组件，发现主光束立体角增加约1%。虽然五年的结果与以前的结果在统计上是一致的，在五年的光束传递函数的误差减少了约2倍，相比，三年的分析。我们目前的辐射测量木星作为测试的光束的一致性和校准标准，对于一个单独的差分组件，在测量磁盘温度的误差为~ 0.5%。
2008-10-17 astro-ph
Impact of three years of data from the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe on cosmological models with dynamical dark energy
威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）头三年的观测提供了迄今为止关于宇宙微波背景（CMB）各向异性的最精确数据。我们调查的影响，这些结果和他们的组合与其他天体物理探测器的数据与动态暗能量组件的宇宙学模型。通过考虑广泛的这样的模型，我们发现，动力学暗能量的约束显着改善相比，第一年的数据。
2007-01-23 astro-ph
Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Beam Profiles, Data Processing, Radiometer Characterization and Systematic Error Limits
WMAP卫星完成了为期3年的宇宙微波背景辐射观测。3年数据产品包括几套Stokes I、Q和U参数的全天空图，涵盖23至94 GHz的5个频带，以及波束窗口函数和噪声协方差矩阵等支持项目。用于产生当前天空图和支持产品的处理代表了第一年分析的重大进步，并在此进行了描述。对指向重建、辐射计增益建模、窗函数确定和辐射计谱噪声参数化等问题进行了改进。详细描述了产生极大似然天图估计的更新数据处理，以及用于产生降低分辨率的地图和相应的噪声协方差矩阵的方法。最后给出了两种用于评估全分辨率天图噪声的方法，以及几个有代表性的年度零检验，证明了从不同观测时期的数据产生的天图是一致的。
2007-02-27 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters
WMAP的精确数据使宇宙学模型的精确测试成为可能。我们发现，新兴的宇宙学标准模型，一个平坦的拉姆达主导的宇宙播种近尺度不变的绝热高斯波动，符合WMAP数据。只有WMAP数据固定的参数，我们可以适合更精细的尺度CMB测量和大尺度结构的测量（星系巡天和莱曼α森林）。这个简单的模型也与许多其他天文测量结果相一致。然后，我们将模型参数与WMAP数据和其他更精细尺度的CMB实验相结合（ACBAR和CBI），2dFGRS测量和莱曼α森林数据，以找到模型的最佳拟合宇宙学参数：h=0.71+0.04-0.03，Omega_b h^2=0.0224+-0.0009，Omega_m h^2=0.135+0.008-0.009，τ =0.17+-0.06，n_s（0.05/Mpc）=0.93+-0.03，σ_8 =0.84+-0.04。WMAP对τ =0.17+-0.04的最佳测定直接来自TE数据，而不是来自该模型拟合，但它们是一致的。这些参数意味着宇宙的年龄是13.7+-0.2 Gyr。数据有利于但不需要缓慢变化的光谱指数。通过将WMAP数据与其他天文数据集相结合，我们限定了宇宙的几何结构，即Omega_tot = 1.02 +- 0.02，暗能量的状态方程w < -0.78（假设w >= -1，95%置信限），以及稳定中微子的能量密度，即Omega_nu h ^2 < 0.0076（95%置信限）。…
2003-06-17 astro-ph
Genus Topology of the Cosmic Microwave Background from WMAP
我们独立地测量了威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）观测到的宇宙微波背景中温度起伏的属拓扑。WMAP数据的属分析表明与高斯随机相位初始条件的一致性，正如标准通货膨胀所预测的那样。
2003-03-03 astro-ph
The N-point correlation functions of the first-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe sky maps
我们计算的两个，三个和四个点的关联函数从威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的第一年的数据，并比较这些到蒙特卡罗系综的5000实现，基于最佳拟合的WMAP运行指数谱的高斯波动。分析分三个步骤进行，包括小尺度（<72 °）、中尺度（< 5 °）和大尺度（高达180 °）。在最大尺度上，我们的结果与以前报道的半球功率不对称性是一致的：北黄道半球几乎没有大尺度的波动，而南半球表现出相对较强的波动。我们还检测到多余的相关性在W波段的差异地图相比，详细的噪声模拟产生的WMAP团队，可能指示未知的系统。虽然不太可能影响任何基于温度的结果，但这种影响可能对即将到来的偏振数据很重要。在中间的角尺度上，我们发现了类似于最大尺度上所见的功率各向异性分布的迹象，但程度不同。一般来说，模型在这些尺度上是可以接受的。最后，在本文探讨的最小尺度上也是如此。
2004-12-07 astro-ph
Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Likelihoods and Parameters from the WMAP data
本文着重于宇宙学的限制来自单独的WMAP数据分析。一个简单的LCDM宇宙学模型拟合了WMAP五年的温度和偏振数据。该模型的基本参数与三年数据一致，现在得到更好的约束：ω_b h^2 = 0.02273 ± 0.00062，ω_c h^2 = 0.1099 ± 0.0062，ω_L = 0.742 ± 0.030，n_s = 0.963 ± 0.014- 0.015，τ = 0.087 ± 0.017，σ_8 = 0.796 ± 0.036。利用五年的偏振数据，我们测量了再电离的光学深度，τ>0，在5西格玛的意义。瞬时再电离的红移被限制为z_reion = 11.0 ± 1.4，置信度为68%。这排除了宇宙在z=6时突然再电离超过3.5 sigma的显著性，表明再电离是一个扩展的过程。使用两种方法偏振前景清洗，我们得到一致的估计光学深度，表明由于前景处理的误差τ ~0.01。这个宇宙学模型也适用于小规模的CMB数据，以及一系列测量宇宙中物质膨胀率和聚集的天文数据。我们首次在CMB功率谱中发现了非零宇宙中微子背景或相对论性物质背景的证据，标准的三轻中微子种类优于最佳拟合的LCDM模型，在>99.5%的置信度下N_eff=0，当变化时N_eff > 2.3（95%CL）。WMAP的五年数据将幂律模型的张量标量比的上限提高到r < 0.43（95%CL）。随着积分时间的延长，我们没有发现连…
2008-10-19 astro-ph
Probing Dynamics of Dark Energy with Supernova, Galaxy Clustering and the Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations
利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，结合超新星（Riess“Gold”样品）、星系团（SDSS 3D功率谱和SDSS lyman-α森林信息）和最近三年的Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）观测，对暗能量动力学进行了全局分析.我们允许暗能量状态方程跨越-1，并特别注意当错误地忽略暗能量扰动时的影响。我们发现动力学暗能量的参数空间现在受到很好的约束，忽略暗能量扰动将使参数空间显着更小。动态暗能量模型，其中状态方程交叉-1是温和的青睐和标准的\LambdaCDM模型仍然是一个很好的适合目前的数据。
2006-03-23 astro-ph gr-qc hep-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Foreground Emission
全天空图是在五个微波频段，以分离的温度各向异性的CMB前景发射。我们定义了切除高前景发射区域的掩模。模板拟合的有效性，以消除前景发射的WMAP数据进行了检查。这些努力的结果在CMB地图与最小的污染和演示，WMAP CMB功率谱是不敏感的残余前景排放。我们构建了一个银河系发射组件的模型。我们发现银河系在408 MHz到23 GHz之间与其他正常的旋涡星系相似，在恒星形成区附近，特别是在平面上，同步辐射光谱指数最平坦（β ~ -2.5），而在晕中最陡峭（β ~ -3）。显着的同步加速器指数陡峭的平面表明扩散过程中，晕电子被困在银河势足够长的时间遭受同步和逆康普顿能量损失，因此光谱陡峭。同步加速器指数在WMAP波段比在较低频率无线电调查中更陡峭，在20 GHz附近的频谱中断到β <-3。模拟的热尘埃光谱指数在WMAP波段也很陡，β值约为2.2。电离气体的微波和H α测量结果一致。旋转的尘埃发射被限制在Ka波段前景发射的< ~5%。给出了208个点源的星表。导出的源计数表明，Q波段未分辨源对各向异性功率的贡献为（15.0 +- 1.4）10^{-3} microK^2 sr，V波段和W波段的贡献可忽略不计。
2003-06-05 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Beam Profiles and Window Functions
束流剖面的知识对于解释来自宇宙微波背景实验的数据是至关重要的。在本文中，我们提出了在飞行中的光学响应的WMAP卫星的特性。通过用卫星以与CMB观测相同的观测模式观测木星，绘制了主光束强度的图，其峰值小于-30 dB。光束模式与发射前的预期非常接近。半峰全宽是频率的函数，范围从23 GHz的0.82度到94 GHz的0.21度;然而，光束不是高斯的。我们介绍：（a）所有10个差分辐射计的波束图，表明除了23 GHz信道外，波束图基本上与极化无关;（b）WMAP的复合自旋观测图产生的有效对称波束图;（c）所有辐射计的有效窗函数和传播窗函数不确定性的形式;以及（d）从点源通量到天线温度的转换因子。系统的不确定性，目前占主导地位的梁的知识，也提出了一个总结。木星温度在一个频带内的恒定性是光学系统的一个重要检查。这些测试使我们能够报告木星相对于CMB偶极子的校准精度为1-3%。
2003-06-25 astro-ph
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology
一个只有六个参数的简单宇宙模型（物质密度，Omega_m h^2，重子密度，Omega_b h^2，哈勃常数，H_0，波动幅度，sigma_8，光学深度，tau，以及标量扰动谱的斜率，n_s）不仅拟合三年WMAP温度和偏振数据，而且还拟合小尺度CMB数据、轻元素丰度、大尺度结构观测、以及超新星光度/距离关系。仅使用WMAP数据，幂律平坦LCDM模型的宇宙学参数的最佳拟合值为（Omega_m h^2，Omega_b h^2，h，n_s，tau，sigma_8）= 0.1277 ± 0.0080-0.0079，0.02229 ± 0.00073，0.732 ± 0.031-0.032，0.958 ± 0.016，0.089 ± 0.030，0.761+0.049-0.048）。三年的数据大大缩小了这个六维参数空间中的允许体积。假设太初涨落是绝热的，具有幂律谱，WMAP数据本身需要暗物质，并且倾向于显著小于Harrison-Zel'dovich-Peebles标度不变谱（ns =1，r=0）的谱指数。与幂律LCDM模型相比，通过运行谱指数或功率谱中的大尺度截止值来抑制大尺度功率的模型更适合WMAP和小尺度CMB数据;然而，对于WMAP数据的拟合改进仅为1个额外自由度的Δ χ ^2 = 3。WMAP和其他天文学数据的结合产生了对宇宙几何、暗能量状态方程、引力波能量密度和中微子性质的重要约束…
2007-02-27 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing Methods and Systematic Errors Limits
我们描述的校准和数据处理方法，用于生成全天空的宇宙微波背景（CMB）从威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）观测的第一年的地图。剩余系统误差的详细限值主要根据飞行数据的分析来确定，必要时还补充地面试验的结果。由于天文台围绕太阳的运动，使用CMB的偶极调制在飞行中校准数据。这构成了全光束校准源。一个迭代算法同时适合的时间顺序的数据，以获得校准参数和像素化的天空地图温度。通过分析减去该天空信号估计的时间排序数据来确定噪声属性。在此基础上，我们对时间排序的数据应用预白化滤波器来去除低水平的1/f噪声。我们推断和校正的两个天空输入到每个差分辐射计之间的传输不平衡小~1%，我们减去一个小的旁瓣校正23 GHz（K波段）的地图之前，进一步分析。没有其他系统误差校正应用于数据。校准和基线伪影，包括对环境扰动的响应，可以忽略不计。系统的不确定性是可比的梁响应的特性的统计不确定性。两者都在窗函数的协方差矩阵中被考虑，并被传播到最终功率谱中的不确定性。我们通过像素协方差矩阵来表征剩余系统不确定性的组合上限。
2003-02-11 astro-ph
Non-Gaussian Signatures in the Temperature Fluctuation Observed by the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
我们目前的结果从测试的高斯性的全天空次度尺度CMB温度各向异性测量的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）。我们从前景减去和Kp0掩蔽WMAP地图计算属，并测量定义在负和正阈值水平的属移位参数和不对称参数，以量化高斯关系的偏差。在WMAP的Q、V和W波段，类和类相关的统计意味着观测到的CMB天空是高斯随机相位场。然而，从银河系北半球和南半球的属测量中，我们发现了W波段分辨率（0.35度尺度）的两个非高斯特征，即，南北方属振幅差异较大，南方属正不对称，分别在2.6 σ和2.4 σ水平上统计显著。在WMAP的Q和V波段图中也出现了大的亏格幅度差，偏离了高斯预测，显著性水平约为2 sigma。在高斯天空中，亏格曲线显示出如此大的亏格振幅差超过所有Q、V和W波段观测值的概率仅为1.4%。这种非高斯特征随着更高的银河系切割的应用而减少，但它们对银河系切割的依赖性很弱。我们讨论了可能的来源，可以诱导这种非高斯特征，并得出结论，CMB数据具有较高的信噪比和准确的前景模型，需要了解非高斯签名。
2004-03-12 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Angular Power Spectrum
我们提出的角功率谱来自第一年威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的天空地图。我们研究了各种功率谱估计方法和数据组合，并证明了结果是稳健的。这些数据受到弥漫的银河系前景发射的适度污染，但我们表明，一个简单的银河系模板模型足以消除信号。点源在低频数据中产生适度的污染。在从地图上屏蔽了约700个已知的亮源之后，我们估计剩余源在41 GHz和94 GHz分别对功率谱l*（l+1）*C_l/（2*pi）的贡献分别为约3500 uK^2和约130 uK^2。与前景发射的（适度）水平相比，系统误差可以忽略不计。我们的最佳估计的功率谱是来自28个统计独立的通道的交叉功率谱。最终的光谱基本上是独立的噪声特性的一个单独的辐射计。由此产生的频谱提供了一个明确的测量CMB功率谱，与宇宙方差的不确定性限制，高达1 ~350。该谱清晰地显示出在l=220处的第一声峰和在l~540处的第二声峰，并且它为绝热初始条件提供了强有力的支持。Kogut等人（2003）分析了C_1 ^TE功率谱，提出了相对高的光学厚度和宇宙再电离早期的证据。除其他外，这意味着，由于二次散射，温度功率谱在角度尺度上被抑制了30%。
2003-02-11 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Interpretation of the TT and TE Angular Power Spectrum Peaks
CMB的温度角功率谱（TT）和温度-偏振互功率谱（TE）都有明显的峰值。从WMAP数据中我们发现温度谱的第一个峰在l = 220.1 ± 0.8处，振幅为74.7 ± 0.5微K，第一个谷在l = 411.7 ± 3.5处，振幅为41.0 ± 0.5微K;第二个峰在l = 546 ± 10，振幅为48.8 ± 0.9微K。TE谱在l = 137 +- 9处有一个反峰，交叉功率为-35 +- 9 microK^2，在l = 329 +- 19处有一个峰，交叉功率为105 +- 18 microK^2。所有不确定度均为1 sigma，包括校准和光束误差。通过将注意力限制在参数的子集及其对峰值特征的影响上，可以获得关于数据如何确定宇宙学参数的直觉。我们在一个平坦绝热的LambdaCDM模型中解释了这些峰值，目的是展示宇宙重子密度Omega_b h^2、物质密度Omega_m h^2、标量指数n_s和宇宙年龄是如何被编码在它们的位置和振幅中的。为此，我们引入了一个新的标度关系的TE反峰-峰振幅比和重新计算已知的相关标度关系的TT光谱的光的WMAP数据。从标度关系中，我们发现WMAP对Omega_b h^2的紧密束缚与其对TT谱的第一和第二峰值的稳健探测密切相关。
2003-06-25 astro-ph
The Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）在23至94 GHz之间的五个频段绘制了整个天空。该飞行任务的主要目标是制作可用于研究宇宙微波背景的高保真、全天空、偏振敏感地图。地图中的系统误差被限制在新的水平：使用全天空数据，各向异性的各个方面可以确信地探测到亚微开尔文水平。我们给出了一个简短的描述的工具和概述的第一个结果，从一年的数据进行了地图分析。亮点是：（1）平坦的Lambda-CDM模型非常好地拟合了数据，而Einstein-de Sitter模型则没有;（2）我们看到了第一代恒星在z ~ 20处诞生的证据;（3）当WMAP数据与其他宇宙学探测器相结合并进行比较时，宇宙一致性出现了：多条不同的调查路线导致了相同的结果。
2003-06-18 astro-ph
Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Temperature Analysis
我们提出了新的全天空温度图在五个频段从23到94 GHz，基于前三年的WMAP巡天。新的地图与第一年的地图相一致，而且更加敏感，其中包括由于增加了几年的数据和对偏振信号进行了更全面的分析而得以改进的数据处理。其中包括增益校准和光束响应模型的改进。我们采用两种形式的多频分析，以分离天体物理前景信号的CMB，其中每一个改进我们的第一年的分析。首先，我们形成了一个改进的“内部线性组合”地图，仅基于WMAP数据，通过增加一个偏差校正步骤，并通过量化剩余的不确定性，在所得的地图。其次，我们拟合并减去跟踪银河系辐射的新空间模板;特别是，我们现在使用低频WMAP数据来跟踪同步辐射。WMAP点源目录更新，包括115个新的源。我们推导出的温度各向异性的角功率谱使用的混合方法，结合了极大似然估计在低l（大角尺度）与二次交叉功率估计l>30。我们最好的估计CMB功率谱来自平均交叉功率谱从153个统计独立的通道对。组合光谱是限制在l=400的宇宙方差，并且每l模式的信噪比超过1直到l=850。前两个声峰分别在l=220.8 ± 0.7和l=530.9 ± 3.8处看到，而前两个谷分别在l=412.4 ± 1.9和l=675.1 ± 11.1处看到。上升到第三个峰值是明确的;当WMAP数据与更高分辨率的CMB测量相结合时，第三个声学峰值的存在是确定的。
2007-02-27 astro-ph
Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Bayesian Estimation of CMB Polarization Maps
我们描述了一种采样方法来估计偏振CMB信号从观测到的天空地图。我们使用Metropolis-within-Gibbs算法来估计极化CMB图，其中包含每个像素处的Q和U Stokes参数及其协方差矩阵。这些可以作为宇宙学分析的输入。偏振天空信号被参数化为三个分量的总和：CMB，同步辐射，和热尘埃排放。偏振银河系组件建模与空间变化的幂律光谱指数的同步加速器，和一个固定的幂律的灰尘，和他们的组件地图估计为副产品。我们将该方法应用于模拟低分辨率地图与像素的边7.2度，使用对角和全噪声实现绘制的WMAP噪声矩阵。CMB图以与误差一致的拟合优度恢复。对于固定的温度各向异性功率，计算图中E模式功率作为再电离光学深度τ的函数的可能性，对于输入τ =0.1的模拟，我们恢复τ =0.091+-0.019，并且平均τ =0.098，平均超过10次模拟。没有极化CMB信号的“零”模拟具有与τ =0一致的极大似然。该方法适用于五年的WMAP数据，使用K，Ka，Q和V通道。我们发现tau=0.090+-0.019，相比之下，在主要WMAP分析中使用的模板清洁图的tau=0.086+-0.016。同步加速器光谱指数β，在标准偏差σ（β）<0.25的高信噪比像素上平均，但不包括银河平面中被遮蔽的约6%的天空，为-3.03+-0.04。这个估计并不随银河系的纬度而显著变化，尽管包括了一个信息先验。
2009-11-02 astro-ph
Dark matter halo concentrations in the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe year 5 cosmology
我们使用三个大的N体模拟相结合，调查的暗物质晕晕质量和红移在WMAP 5年宇宙学的浓度的依赖。对于晕质量在10^11 ~ 10^15 Msol/h范围内且红移z < 2的情况，浓度和质量之间的中值关系可以用幂律来充分描述，无论晕密度分布是用NFW还是Einasto分布拟合。与Millennium Simulation最近的分析（使用高于WMAP 5允许的sigma_8值）相比，z = 0晕圈浓度降低了23%（10^11 Msol/h）至16%（10^14 Msol/h）。预测的浓度远低于从X射线观测组和集群推断。
2011-05-02 astro-ph
Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation
WMAP的5年数据强烈限制了与最小LCDM模型的偏差。我们通过高斯性、绝热性、功率谱形状、引力波和空间曲率来限制暴胀的物理性质。我们还限制了暗能量，宇称破坏和中微子的属性。我们没有发现令人信服的偏离极小模型。LCDM模型的参数是由WMAP结合Ia型超新星（SN）和重子声学振荡（BAO）的距离测量得出的：Ω_b=0.0456 ± 0.0015，Ω_c=0.228 ± 0.013，Ω_λ =0.726 ± 0.015，H_0=70.5 ± 1.3 km/s/Mpc，n_s=0.960 ± 0.013，τ =0.084 ± 0.016，σ_8 =0.812 ± 0.026。对于WMAP+BAO+SN，我们发现张量与标量之比r<0.22（95%CL），并且n_s>1是不利的，与r无关。我们得到严格的，同时限制（常数）状态方程的暗能量和曲率。我们提供了一组“WMAP距离先验”，以测试各种暗能量模型。我们测试了一个随时间变化的w，其现值被约束为-0.33 <$1 +w_0<0.21（95%CL）。温度和物质涨落分别在8.9%和2.1%以内服从绝热关系，对于轴子和曲率型暗物质。TE和EB谱约束宇宙宇称破坏。我们找到了中微子总质量的极限，sum（mnu）<0.67 eV（95%CL），这与大尺度结构数据的归一化不确定性无关。中微子种类的有效数被限制为N_{eff} = 4.4+-1.5（68%），…
2008-10-17 astro-ph
Non-Minimal Inflation after WMAP3
威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的三年结果被用来约束非最小暴胀模型。考虑了两种不同的非最小耦合标量场势，计算了相应的非最小暴胀慢滚参数。参数空间的数值分析结果与WMAP3数据进行比较，以找到适当的新的约束的非最小耦合的值。我们的结果与以前的研究的详细比较，揭示了WMAP 3后的非最小通货膨胀模型的现状。
2007-10-16 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Inflation
我们面对的暴胀的情况与WMAP数据的预测，结合互补的小规模CMB测量和大尺度结构数据。WMAP探测到的温度-偏振互功率谱中的大角度反相关是绝热超视界涨落在退耦时的特征。WMAP数据描述的纯绝热波动：我们把一个上限的相关CDM isocurvature组件。利用WMAP对重力波的标量功率谱形状和振幅的约束，我们探索了与数据一致的暴胀模型的参数空间。我们对暴胀模型进行了限制;例如，在使用WMAP数据结合小尺度CMB和大尺度结构测量数据时，最小耦合的λ φ ^[4]在大于3 σ时是不受欢迎的。仅使用WMAP数据对原始参数的限制是：n_s（k_0=0.002 Mpc^{-1}）=1.20 - 0.11 ^{+0.12}，dn/dlnk=-0.077 ^{+0.050}-0.052}，A（k_0=0.002 Mpc ^{-1}）=0.71^{+0.10}-0.11}（68%CL），r（k_0=0.002 Mpc^{-1}）<1.28（95%CL）。
2003-05-12 astro-ph hep-ph
Pre-inflation models and WMAP data
估计了暴胀前物理对标量扰动功率谱的影响，并且如果暴胀长度接近60 e-折叠，则有可能用暴胀前物理解释Wilkinson微波各向异性探测器数据。考虑暴胀前辐射主导或物质主导的各种暴胀前模型，计算了大尺度曲率扰动的功率谱，导出了谱指数和运行谱指数。
2004-04-27 astro-ph
Early reionization by decaying particles in the light of three year WMAP data
我们研究的再电离的历史，电离紫外光子发射的衰变粒子，除了通常的贡献，从恒星和类星体，考虑到宇宙没有完全电离，直到z = 6所观察到的斯隆数字巡天。对WMAP（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe）三年观测数据的似然分析严重制约了衰变粒子的研究，特别是寿命相对较短的衰变粒子不受极化数据的青睐。
2007-02-22 astro-ph
WMAP Bounds on Braneworld Tachyonic Inflation
我们分析的影响威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的结果膜世界快子模型的通货膨胀。我们发现，WMAP的$n_s$上的界限允许我们约束显着的模型的参数空间，特别是，非常弱的字符串耦合是必需的，$g_s \sim 10^{-15}$。此外，我们的分析表明，运行的标量谱指数是由WMAP确定的范围内的模型参数的允许范围内，但是，它是不可能获得$n_s>1$在大尺度上和$n_s<1$在小尺度上。
2004-01-30 astro-ph
Statistical Isotropy of the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data: A Bipolar Power Spectrum Analysis
假设宇宙微波背景（CMB）温度涨落的统计期望值在天空旋转下保持不变。我们使用[Hajian & Souradeep 2003]中提出的双极功率谱（BiPS）研究了最近由威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）测量的CMB各向异性图的统计各向同性（SI）。该方法可以探测特定区域的多极空间使用适当的窗口函数。利用一系列的窗口函数，基于第一年的WMAP数据，对全天空CMB各向异性图的BiPS进行了估计。对于我们所有的窗口函数，计算的两个全天空图的BiPS光谱与零一致，大致在$2 σ$内。零BiPS结果可以解释为没有强烈违反统计各向同性的第一年的WMAP数据的角尺度大于相应的$l\sim60$。然而，待仔细的直接比较，我们的结果不一定与特定的SI相关的异常使用其他统计测试报告冲突。
2004-12-16 astro-ph hep-th
Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results
我们提出了新的全天空温度和极化地图，在五个频段从23至94 GHz的基础上，从第一个五年的WMAP巡天的数据。五年图包括了数据处理方面的若干改进，这些改进是由于增加了几年的数据以及对仪器校准和飞行中射束响应进行了更全面的分析而得以实现的。我们提出了几个新的测试系统误差的偏振数据，并得出结论，Ka波段的数据（33 GHz）是适合用于宇宙学分析，前景清洗后。这显著降低了总体偏振不确定性。用5年的WMAP数据，我们没有发现令人信服的偏离最小的6参数LCDM模型：一个平坦的宇宙占主导地位的宇宙学常数，绝热和近标度不变的高斯起伏。利用WMAP数据，结合Ia型超新星和重子声学振荡的测量，我们发现（68% CL不确定性）：Omega_bh^2 = 0.02267 \pm 0.00059，Omega_ch^2 = 0.1131 \pm 0.0034，Omega_Lambda = 0.726 \pm 0.015，n_s = 0.960 \pm 0.013，τ = 0.084 \pm 0.016，Delta_R^2 =（2.445 \pm 0.096）x 10^-9。由此我们得出：σ_8 = 0.812 \pm 0.026，H_0 = 70.5 \pm 1.3 km/s/Mpc，z_{reion} = 10.9 \pm 1.4，t_0 = 13.72 \pm 0.12 Gyr.张量标量比的新限制是r …
2008-10-17 astro-ph
Testing Lorentz Invariance Violation with WMAP Five Year Data
我们考虑不同的洛伦兹不变性破坏的可重正化模型。我们表明，从威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的五年数据的宇宙微波背景光子的传播的双折射的限制可以转化为洛伦兹对称性破坏的限制。得到的Lorentz不变性破坏的极限比其他已发表的极限更强。我们还投他们在双折射有效的照片“质量”和光的速度依赖于偏振方面的限制。
2008-12-09 astro-ph
Length of inflation and WMAP data in the case of power-law inflation
利用尺度因子为a（t）= t^q的幂律暴胀模型估计了暴胀长度对标量和张量扰动功率谱的影响。考虑暴胀前辐射主导或物质主导的各种暴胀前模型，结合两种匹配条件，计算了大尺度曲率扰动的功率谱。与Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）数据的比较表明，当暴胀长度接近60 e-折叠且q>200时，WMAP可以用有限长度暴胀模型来解释。
2005-06-21 astro-ph
Cross-Correlation analysis of WMAP and EGRET in Wavelet Space
我们交叉相关的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的第一年的数据和弥漫的伽马射线强度图从高能伽马射线实验望远镜（EGRET）使用球面小波方法。在99.7%的显着性水平的相关性已被检测到，在$15^{\circ}$周围的尺度在WMAP前景清洁的W波段和Q波段的地图，基于数据的区域是最保守的WMAP前景掩模之外，没有显着的相关性被发现与Tegmark清洁的地图。检测到的相关性最有可能是银河系的起源，因此可以帮助我们探测可能的银河系前景残差的起源，并最终将它们从测量的微波天空图中删除。
2005-11-18 astro-ph
Inflation model constraints from the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe three-year data
我们提取相关的参数，用于区分单场膨胀模型从威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的三年数据集，也从WMAP结合斯隆数字巡天（SDSS）星系功率谱。结果表明：Harrison-Zel'dovich模型在95%的置信水平下与两个数据集是一致的，没有强有力的证据证明标量扰动谱指数的存在; 3）V \propto n ^p形式的电势与p = 2时的数据一致，并且与p = 4时单独考虑的WMAP数据略微一致，但被WMAP和SDSS排除了我们对暴胀势进行了蒙特卡罗重建，发现：1）没有证据支持暴胀过程中产生的引力波振幅的观测下限; 2）在流动参数空间中，向暴胀晚期吸引子演化的简单混合势等模型受到数据的强烈反对，3）选择的模型即使在有利于“红色”功率谱的区域中具有弱的慢滚先验强集群，并且没有谱指数的运行，与简单的单场暴胀模型一致。
2006-05-13 astro-ph gr-qc hep-ph
Predicting the Polarization of The Microwave Background from the WMAP Temperature Maps
本文研究了如何仅利用温度（强度）和温度与偏振的互相关来预测宇宙微波背景的偏振。我们推导出一个“维纳预测”的方法，并将其应用到WMAP的全天空CMB温度图和MAXIMA场。
2003-07-07 astro-ph
Genus Topology of the Cosmic Microwave Background from the WMAP 3-Year Data
我们已经独立地测量了威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）3年数据中所见的宇宙微波背景中温度波动的属拓扑。WMAP数据的属分析表明与高斯随机相位初始条件的一致性，正如标准通货膨胀所预测的那样。我们将非线性的95%置信限设定为-101 < f_{nl} < 107。我们还发现，所观察到的低l（l <= 8）模式与银河前景有轻微的反相关，但不超过95%的置信度，并且这些模式定义的拓扑结构与高斯随机相位分布一致（在95%的置信度内）。
2006-10-25 astro-ph
Intracluster Medium through three years of WMAP
威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）为我们提供了迄今为止分辨率最高的宇宙微波背景全天图。由于热Sunyaev-Zel'dovich效应，星系团在这些图中被印成微小的，分辨率很差的凹陷在主CMB各向异性的顶部。在这里，我描述了不同的努力，提取的物理集群内介质（ICM）从主CMB的海洋，通过结合WMAP与低红移星系或X射线星系团调查。这最终达到了一个平均（通用）ICM压力分布，这是第一次直接从WMAP 3年的地图约束，并导致有趣的约束ICM重子预算。
2006-08-23 astro-ph
Statistical isotropy of CMB anisotropy from WMAP
假设宇宙微波背景（CMB）温度涨落的统计期望值在天空旋转下保持不变。我们调查统计各向同性的CMB各向异性地图最近测量的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）使用双极球谐功率谱在Hajian和Souradeep 2003年提出的。利用WMAP第一年的全天空CMB各向异性图估计了双极功率谱（BiPS）。该方法允许我们在多极空间中隔离区域，并独立地研究每个区域。这种搜索没有证据表明违反统计各向同性的第一年的WMAP数据的角尺度大于对应的1 ~60。
2005-02-12 astro-ph
A high-significance detection of non-Gaussianity in the WMAP 5-year data using directional spherical wavelets
我们重复的方向性球形实Morlet小波分析，用于检测非高斯性威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的1年和3年的数据（McEwen等。2005年，2006年a），对WMAP的5年数据。之前检测到的非高斯信号在5年数据中的统计显著性略有增加，约为99%。本地化的区域，最强烈的非高斯信号的贡献被发现是非常相似的WMAP数据的先前版本中检测到的。当从分析中排除5年数据中检测到的局部区域时，非高斯信号被消除。
2008-04-29 astro-ph
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
Solving the discrepancy among the light elements abundances and WMAP
在标准的大爆炸核合成（BBN）和宇宙微波背景辐射（CMB）框架下，用威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）或原始D丰度测量的重子密度远高于用$^4$ He或$^7$ Li丰度测量的重子密度。为了解决这个矛盾，我们提出了一个方案，在BBN后出现额外的重子。我们表明，简单地添加重子不能是一个解决方案，但存在一个大的轻子不对称性BBN之前，使方案成功。这些额外的重子和轻子，加上在BBN之前存在的初始重子，都可以从$Q$ -球中产生。
2004-06-09 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results
我们提出了全天空微波地图在五个波段（23至94 GHz）从WMAP的第一年天空调查。校准误差<0.5%，低系统误差水平得到很好的规定。2<1 <900的各向异性功率谱是宇宙方差限制的，对于<354 with a signal-to-noise ratio >每个模式l 1至l=658。温度极化互功率谱揭示了声学特征和再电离的大角度相关性。再电离的光学深度为0.17 +/- 0.04，这意味着在大爆炸之后的再电离时期为180+220-80 Myr（95% CL），红移为20+10-9（95% CL）。这种早期的再电离现象与明显的暖暗物质密度的存在是不相容的。最适合宇宙的年龄是13.7 +/- 0.2 Gyr。在大爆炸后的379+8-7 kyr，红移为1089 +/- 1。去耦表面的厚度为dz=195 +/-2。物质密度为Omega_m h^2 = 0.135 + 0.008 - 0.009，重子密度为Omega_b h^2 = 0.0224 +/- 0.0009，宇宙的总质能为Omega_tot = 1.02 +/- 0.02。标量涨落的谱指数在波数k_0 = 0.05 Mpc^-1时拟合为n_s = 0.93 +/- 0.03，最佳拟合模型的运行指数斜率为dn_s/d ln k = -0.031 +0.016 -0.018。这个扁平宇宙模型由4.4%的重子、22%的暗物…
2003-06-05 astro-ph
