Comparing Simulations and Observations of the Lyman-Alpha Forest I. Methodology
我们描述了比较从宇宙学模拟和观测数据中提取的光谱的技术，使用相同的方法将来自模拟的莱曼α属性与来自观测数据的属性联系起来。最终的目标是测量的相干性或聚类性质的莱曼α吸收剂使用类星体对和集团的观测。我们量化了不透明度的系统低估，这是在一定分辨率和信噪比范围内观察到的光谱的连续拟合过程中固有的。我们提出了一个自动化的过程中检测和选择的吸收功能的分辨率和信噪比的典型观测数据的莱曼α“森林”的范围内。使用这些技术，我们检测到的相干性超过横向尺度到500 h^{-1}_{50} kpc的光谱中提取的宇宙学模拟在z = 2。
2001-10-19 astro-ph
Continuous statistics of the Lyman-alpha forest at 0 < z < 1.6: the mean flux, flux distribution, and autocorrelation from HST FOS spectra
我们在74个类星体的HST FOS光谱中测量了0 < z < 1.6处莱曼α森林的吸收量。在0 < z < 1.6时，我们发现79%的吸收来自低密度星系际介质，12%来自金属，9%来自强H I线，几乎与我们在z=2时用Lick 3-m上的Kast摄谱仪独立测量的百分比（78，15和7）相同。在z=1时，低密度星系际介质吸收0.037 +/- 0.004的通量。误差包括连续统水平中的一些但不是全部的不确定性。其余部分给出的相对误差约为0.21时，我们报告的平均吸收在8个独立的红移间隔，和0.047时，我们平均所有的红移。我们发现低密度星系际介质的吸收比Bechtold等人2002年在同一光谱中列出的Ly-alpha线多1.46倍。吸收量随z增加，并且可以通过指数为1.01的幂律（1+z）拟合。这对应于每单位红移的固定静止帧等效宽度的线数没有变化，与Janknecht等人2006年关于线分布的结果一致。当我们包括来自更高红移的类似测量时，我们需要更多的自由度来拟合0 < z < 3.2处的吸收量。斜率突变的幂律，从低z时的指数1.5变为z ~ 1.1以上的指数3.0，是一种更好的拟合，但只能勉强接受。我们还计算了另外两个连续统计量，通量概率分布函数和通量自相关函数，在0.5 < z < 1.5时，该函数在v ~ 500 km/sec范围内不为零。
2006-12-28 astro-ph
The relation between Lyman-alpha absorbers and gas--rich galaxies in the local universe
我们利用高分辨率流体动力学模拟研究了局域宇宙中弱（N（HI）<10^{15} cm^{-2}）Ly-alpha吸收体与富气体星系之间的空间相关性。我们确认，Ly-alpha吸收体优先预期附近的富含气体的星系和相关程度的增加与柱密度的吸收体。与Ryan-Weber（2006，RW 06）最近的结果相反，实空间星系的自相关比互相关强（相关长度分别为r_{0,gg} =3.1 \pm 0.1 Mpc/h和r_{0,ag} =1.4 \pm 0.1 Mpc/h），吸收体的自相关非常弱。这些结果是强大的银河风的存在下，在流体动力学模拟。在红移空间中，由于在小的分离处，模拟的星系-吸收体交叉关联函数的畸变模式与RW 06测量的不同，出现了进一步的失配。然而，当沿着有限数量的视线对星系际介质进行采样时，如在真实数据中，互相关估计的不确定性足够大，可以解释这些差异。我们的分析表明，在当前数据集中，互相关和自相关信号之间的差异的统计显著性仅为~ 1-sigma。
2008-05-06 astro-ph
Spectral Analysis of the Lyman-Alpha Forest Using Wavelets
它展示了如何使用小波来分析Lya森林的吸收特性。类星体光谱的离散小波变换被用来将组成森林的光波动分解成正交小波。它表明，大部分的信号是由中低频小波在高分辨率光谱，即使是高信噪比光谱的统计上可接受的描述是由一小部分（10-30%）的小波。小波系数的分布提供了一个统计的基础，区分不同的Lya森林模型。使用Q1937-1009的测量光谱说明了该方法。所描述的过程是容易自动化的，并且可以用于处理测量的光谱和由数值模拟生成的大量光谱，从而允许两者之间的公平比较。
2000-02-07 astro-ph
Cross correlation of Lyman-alpha absorbers with gas-rich galaxies
HI帕克斯全天巡天（HIPASS）星系表与文献中已知的低红移、低柱密度（N_HI <10^15 cm^-2）莱曼α吸收体互相关。红移-空间相关的强度与HIPASS星系自成团的强度相似（相关长度分别为s_0，ag =6+/-4和s_0，gg =3.1+/-0.5 h^-1 Mpc）。在实空间中，在1-10 h^-1 Mpc的尺度上，互相关比星系自相关更强（相关长度分别为r_0，ag =7.2+/-1.4和r_0，gg =3.5+/-0.7 h^-1 Mpc），从而排除了在99%置信水平下限制莱曼α吸收体的小晕模型。假设强互相关的原因纯粹是引力作用，那么相关长度的比值表明，吸收体嵌入质量log（M/Msun）=14.2 h^-1的暗物质晕中，与星系群中的吸收体相似。在间距小于~600 h^-1 kpc时，互相关变平，这可能与吸收体嵌入的细丝的厚度有关。这项工作提供了间接的统计证据的概念，星系群和大规模的灯丝，特别是那些包括富含气体的星系，是在z=0的低柱密度莱曼α吸收的主导环境。
2006-01-31 astro-ph
Survey for Galaxies Associated with z~3 Damped Lyman alpha Systems II: Galaxy-Absorber Correlation Functions
我们利用211个与11个阻尼Lyman α系统（DLAs）相关的Lyman break星系（LBG）的光谱测量了三维LBG自相关函数和DLA-LBG互关联函数，主要目的是推断z~3处DLAs的质量。当改变关联函数xi（r）=（r/r_0）^{-gamma}的基准模型的r_0和gamma参数时，数据的常规分箱导致最佳拟合值和1 σ不确定性，对于LBG自相关，r_0 = 2.65 +/-0.48，gamma = 1.55 +/-0.40，以及r_0 = 3.32 +/-1.25，对于DLA-LBG交叉关联函数，γ = 1.74 +/-0.36。为了避免在分箱小数据集发现的缺点，我们执行基于泊松统计的极大似然分析。对于LBG自相关性，该分析的最佳拟合值和1 σ置信水平为r_0 = 2.91（+1.0，-1.0），gamma = 1.21（+0.6，-0.3），对于DLA-LBG交叉关联函数，r_0 = 2.81（+1.4，-2.0），gamma = 2.11（+1.3，-1.4）。我们报告了在PSS 0808 + 5215场中的z = 2.936 DLA的Δ z = 0.015的五个LBG的红移尖峰，并且发现当从分析中省略该场时，DLA-LBG聚类信号仍然存在。利用关联函数测量值和不确定度，我们计算出z~3 LBG星系的偏差b_LBG为1.5 <b_LBG <3，对应于平均晕质量10 ^…
2006-07-07 astro-ph
The Effects of Reionization on Lyman-alpha Galaxy Surveys
对莱曼α发射线的测量是识别高红移星系的最有效方法之一。它们特别有趣，因为它们不仅探测星系本身，而且还探测星系际介质（IGM）的电离状态。观测到的谱线强度取决于每个光子在遇到中性气体之前能够从谱线中心红移的量，因此取决于源周围HII区域的尺寸分布。在这里，我们使用的尺寸分布的分析模型来研究再电离的莱曼α发射体的光度函数和它们所观察到的空间分布的影响。我们的模型包括了高红移星系的聚集，因此包含了比孤立星系周围预期的大得多的电离泡。结果，Lyman-α发射星系在再电离早期仍然可见：在最简单的模型中，当平均电离分数下降到x_i~0.75（或0.5）时，我们预计数量计数只会下降~2（或10）倍。此外，这种吸收在整个天空中并不均匀：星系只有当它们位于大气泡中时才能被看到，而随着x_i的减小，这种气泡变得越来越少。因此，大小分布也会影响莱曼-α选择星系的表观聚集。在大尺度上，它跟踪大气泡的轨迹，在我们的模型中，大气泡比星系更有偏差。在小尺度上，随着x_i的减小，星系团迅速增加，因为大的HII区包围着强的星系超密度，所以巡天自动只选择那些有邻居的星系。这两种状态之间的过渡发生在特征气泡尺寸处。因此，大型莱曼α星系巡天有可能直接测量再电离过程中HII区域的大小分布。
2005-11-23 astro-ph
Analysis of the Lyman-alpha Forest in Cosmological Simulations Using Voigt-Profile Decomposition
我们使用一个自动Voigt配置文件拟合过程中提取的统计特性的LY $α$森林中的一个$Ω=1$，冷暗物质（CDM）宇宙的数值模拟。我们的分析方法是相似的，在大多数观测研究中使用的森林，我们比较模拟最近发表的结果来自凯克HIRES光谱。通过Voigt剖面分解分析，模拟再现了HIRES谱中大量的弱谱线（$N_{\rm HI}\la 10^{14} cm^{-2}$）。在$z=3$，$b$参数分布的中位数为$35\kms$，离散度为$20\kms$，与观察值合理一致。我们的新分析和最近的数据之间的比较加强了早期的主张，即在分层结构形成的光电离气体落入暗物质势阱中时，自然产生了Ly $alpha$森林。
1996-09-06 astro-ph
LYMAN-ALPHA FOREST CORRELATIONS USING NEIGHBOR COUNTS
根据两点关联函数与邻域概率分布函数之间的关系，提出了一种计算Lyman-alpha森林两点关联函数的新方法.该技术似乎从传统的配对计数方法中减少了约两个因子的关联函数估计的分散。我们应用该技术的莱曼α森林线列表确定的7个z > 2类星体观测到的高分辨率（< 25公里/秒）的光谱。其中，只有两个光谱，Q 0055 -259和Q 0014 +813，似乎是足够自由的系统，以获得有意义的估计的关联函数。我们发现，在这两个类星体的森林中，在0.5 - 3 h^{-1} Mpc（共动）或100 - 600 km/s的尺度上，正相关性最大振幅为0.5 - 1。该技术还发现了3 - 6 h^{-1} Mpc尺度上的强有力证据。正相关的强度与从光学选择星系红移巡天推断的原始功率谱预测的强度相当。如果的关系是物理的，它变得不清楚是否检测到的集群是一致的结构形成与均匀的光致电离紫外线超星系背景与当前的模型。相反，反聚类可能需要在UV背景中的不均匀性，并且可能在再电离过程本身中。
1995-05-06 astro-ph
The Metal-Strong Damped Lyman-alpha Systems
我们在斯隆数字巡天数据发布3（SDSS-DR 3）类星体样本中的自动类星体（QSO）吸收体搜索中发现了金属强（logN（Zn+）> 13.15或logN（Si+）> 15.95）DLA（MSDLA）种群，并发现MSDLA占整个DLA种群的约5%，z_abs > 2.2，在QSO视线中发现，r < 19.5。我们还获得了27个金属强候选物的Keck ESI后续光谱，以评估我们的自动化技术并以更高的分辨率检查MSDLA候选物。我们证明了低分辨率SDSS光谱中强ZnII 2026和SiII 1808谱线的剩余等效宽度是高分辨率光谱的准确金属强指标，并预测了用高分辨率仪器检测某些极弱谱线所需的观测等效宽度和信噪比。我们研究了MSDLA如何影响以前关于尘埃遮蔽偏差和N（HI）加权宇宙平均金属丰度<Z（z）>的研究。最后，我们包括一个简短的讨论丰度比在我们的ESI样品，并发现，基本的II型超新星富集是由于灰尘（在少数情况下相当强）的差异耗尽效应，我们在这里提出了一些新的Ti和Mn的测量，这两个都是有用的探针耗尽在DLAs。未来的论文将提出详细的检查，特别是金属强的DLAs从高分辨率的IKI/HIRES和VLT/UVES光谱。
2006-07-18 astro-ph
Weak Lensing of the CMB: Cumulants of the Probability Distribution Function
本文讨论了大尺度结构介入的弱引力透镜引起的宇宙微波背景（CMB）中温度各向异性的实空间矩。我们证明，如果原始温度各向异性的概率分布函数是高斯的，那么它保持不变后，引力透镜。然而，在有限分辨率下，非零高阶累积量是由透镜自相关和透镜势与CMB中的二次各向异性之间的互相关（如Sunayev-Zel'dovich（SZ）效应）产生的。偏度是由这些透镜SZ相关性产生的，而峰度则来自单独的透镜和透镜SZ相关性。我们表明，如果投影透镜势是高斯的，所有高阶累积量比峰度消失。虽然最近的结果提高了在即将到来的数据中检测偏度的可能性，但峰度可能仍然无法检测到。
2002-08-16 astro-ph
Large-Scale Correlations in the Lyman-alpha Forest at z = 3-4
利用Keck/ESI观测到的Q1422+ 2309 A/Q1424+2255（z_em = 3.63，θ = 39”）和Q1439- 0034 A/B（z_em = 4.25，θ = 33”）两对中等角距的高红移类星体，研究了星系际介质的空间相干性。在莱曼α森林中的传输通量的互相关显示了5-7西格玛峰值在零速度滞后的两对。这有力地表明，至少有一些吸收结构跨越230-300/h_70适当kpc的横向间距之间的视线。我们还统计检查作为传输通量的函数，这可能是有用的数值模拟比较的措施，成对的光谱之间的相似性。在研究关联函数对光谱特性的依赖性时，我们发现光子噪声对每个分辨单元的信噪比>~ 10的影响很小。然而，沿着视线的自相关性和视线之间的互相关之间的协议，一个潜在的宇宙几何测试，显着依赖于仪器分辨率。最后，我们提出了一个库存的金属线。这些包括一对在z ~ 3.4处仅朝向Q1439 B出现的强C IV系统，以及在z = 1.68处朝向Q1439 A和B存在的Mg II + Fe II系统。
2004-05-11 astro-ph
Probing the Intergalactic Medium with the Lyman alpha forest along multiple lines of sight to distant QSOs
本文提出了一种在宇宙学背景下，对星系际介质（IGM）沿多条视线（LOS）到遥远类星体的Lyalpha不透明度分布进行解析计算的有效方法。这种方法充分考虑了在暗物质分布的大尺度模式中LOS和宇宙方差之间的预期相关性。在红移z~2->3处发现了强相关，扩展到~300 kpc（适当）和更多，与观测一致。这些相关性进行了研究，使用的互相关系数和交叉功率谱的通量分布沿不同的LOS，并通过识别符合的吸收功能与Voigt配置文件拟合例程。如果IGM的温度和温度密度关系可以独立确定，则可以用LOS之间的互相关系数来约束功率谱的形状参数Gamma。我们还提出了一种新的技术来恢复的三维线性暗物质功率谱通过集成超过1D通量互谱，这是互补的通常的“分化”的1D自谱。互功率谱受在不同LOS中不相关的误差的影响要小得多，就像连续拟合引入的误差一样。因此，在相邻的LOS通量相关性的调查，应允许扩展的暗物质功率谱与Lyalpha森林的研究，以显着更大的规模比可能与通量自动功率谱。如果误差主要由宇宙方差决定，那么30对1-2弧分的间隔应足以确定60 Mpc/h尺度下的1D互谱，精度约为30%。
2001-10-18 astro-ph
Using SCUBA to place upper limits on arcsecond scale CMB anisotropies at 850 microns
詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的SCUBA仪器已经对宇宙学产生了影响，它探测到了相对大量的高红移尘埃星系。除了确定探测良好的来源外，还可以从这些数据中挖掘关于较暗来源及其相互关系的信息，如SCUBA地图中的低水平波动所揭示的那样。作为这个方向的第一步，我们分析了一个小的SCUBA数据集，好像它是从一个宇宙微波背景（CMB）差分实验。这使我们能够将CMB各向异性的限制在850微米。用Q_{flat}表示，即平坦功率谱的四极期望值，在95%的置信度下，极限为152微开尔文，对应于高斯自相关函数的C_0^{1/2} < 355微开尔文，相干角约为20- 25弧秒。这些结果可以很容易地用任何其他波动的天空信号来重新解释。这是目前高频下这些尺度的最佳极限，与无线电中类似角度尺度的极限相当。即使有这样一个适度的数据集，也有可能在微弱端对SCUBA计数的斜率施加限制，因为即使是随机分布的源也会导致波动。未来在更广泛的数据集中对天空相关性的分析应该会产生探测结果，从而产生关于源计数和聚类的额外信息。
1998-08-04 astro-ph
Selecting damped Lyman-alpha systems through CaII absorption. I: Dust depletions and reddening at z~1
我们使用从斯隆数字巡天（SDSS DR 4）中选择的z~1 CaII（3935，3970）吸收线系统样本的平均E（B-V）和Zn II柱密度来表明，平均而言，在保守的假设下，关于金属丰度和尘埃-气体比，它们包含的中性氢柱密度大于阻尼莱曼α（DLA）限制。我们认为，通过CaII吸收进行选择是识别中性氢的高柱密度的有效方法，因此可以从SDSS中识别z<1.3的大样本DLA。强CaII吸收体（静止坐标系等效宽度W_3935>0.5AA）的数密度约为DLAs的20-30%，校正了由于尘埃遮蔽背景类星体而对它们的探测产生的显著偏差。平均而言，这些吸收剂的E（B-V）> 0.1 mag;粉尘最多的吸收剂显示出在DLA中所见的最大消耗水平的耐火元素的消耗。这是我们第一次可以测量尘埃与金属的比率，在一个样本的吸收选定的星系，并发现值接近，甚至大于，这些观察到的地方。所有这些性质表明，相当大一部分的CaII吸收剂比典型的DLAs更化学演变。考虑到我们的样品中的E（B-V）分布，并假设CaII吸收剂代表DLAs的一个子集，我们计算出尘埃遮蔽导致DLAs的数密度在这些红移处被低估至少8-12%。最后，从SDSS类星体样本中去除宽吸收线（BAL）类星体，增加了通过介入吸收体检测红化的灵敏度。为此，我们描述了一种新的，自动化的，主成分分析（PCA）方法识别BAL类星体。[删节]
2005-12-01 astro-ph
Lyman-Alpha Absorption in the Quasar Triplet Q0107-025A, Q0107-025B, and Q0107-0232: Data Calibration and Line Selection
我们给出了类星体Q 0107 - 025 A、Q 0107 - 025 B和Q 0107 -0232的光谱观测结果。这是第一次将哈勃太空望远镜的GHRS和FOS获得的这三个类星体的所有数据结合起来。从这些光谱中选出的Ly-alpha吸收体可用于在红移0.4 < z_a < 0.9的范围内，在1-2 h_{70} ^{-1} Mpc的尺度上追踪星系际介质（IGM）的相干性。对改进后的光谱进行了双吸收体和三吸收体符合的新分析。自动选线算法被用来探测类星体光谱中的吸收线;根据它们在速度空间中的相互接近程度，在两条和三条视线上确定了重合的吸收体。设计用于产生人工吸收线光谱的控制模拟被用来测量重合的重要性。探测到四个中间金属线吸收系统，其中三个与A和B视线重合，一个与所有三条视线重合。这是形成富含金属气体的天体之间大量聚集的证据。相比之下，IGM气体的大尺度相干性是可检测的，但很弱。在1-2 h_{70} ^{-1} Mpc的尺度上，不到一半的吸收体是一致的，这一结果在99%置信水平下是显著的，并且相干性优先出现在较高柱密度的气体中。三重吸收器重合发生在99%置信水平下显著的水平，这表明较高柱密度气体具有平面几何形状。
2006-10-12 astro-ph
Present bounds on the relativistic energy density in the Universe from cosmological observables
利用宇宙微波背景（CMB）温度各向异性和偏振、Sloan数字巡天（SDSS）和2dF大尺度星系团、Ia型超新星的光度距离、Lyman α吸收云等最新宇宙学数据，讨论了以中微子有效数N为参数的宇宙相对论能量密度的当前界（Ly-alpha），在SDSS的发光红星系中检测到的重子声振荡（BAO），最后，大爆炸核合成（BBN）对4 He和氘丰度的预测。我们从CMB和大尺度结构数据中发现N= 5.2+2.7-2.2，而添加Ly-alpha和BAO，我们在95% c.l.处获得N= 4.6+1.6-1.5。这些结果表明，在95% c.l.下，标准值N=3.046以及BBN范围N= 3.1+1.4-1.2时存在一定的张力，尽管该差异略低于2-sigma水平。一般来说，考虑较小的数据集会削弱对N的约束。我们强调的影响，一个改进的上限（或测量）的原始值的3 He丰度在澄清的问题，是否N值在早期（BBN）和最近的时代相吻合。
2007-02-20 astro-ph
Voigt-Profile Analysis of the Lyman-alpha Forest in a Cold Dark Matter Universe
我们使用一个自动Voigt配置文件拟合过程中提取的Ly $α$森林的$Ω=1$，冷暗物质（CDM）宇宙的数值模拟的统计特性。我们的分析方法是相似的，在大多数观测研究中使用的森林，我们比较模拟最近发表的结果来自凯克HIRES光谱。通过Voigt剖面分解分析，模拟再现了HIRES谱中大量的弱谱线（$N_{\rm HI}\la 10^{13}\cdunits$）。列密度分布在$z=3$和$z=2$之间显著地演变，其中在固定列密度下的线的数量在线混合不严重的范围内下降因子$\sim 1.6$。在$z=3$下，$b$参数分布的中位数为$35 \kms$，离散度为$20 \kms$，与观察值合理一致。我们的新分析和最近的数据之间的比较加强了早期的主张，即\lya森林自然出现在分层结构形成的光电离气体落入暗物质势阱。然而，在模拟森林和HIRES结果之间有两个统计上显著的差异：模型在$z=3$产生了太多的线，其系数为$\sim 1.5-2$，并且它产生了比数据中看到的更窄的线（$b<20 \kms$）。第一个结果是敏感的平均\lya光学深度，我们采用的归一化，第二个是敏感的假设，氦再电离没有显着提高气体温度在$z=3$。因此，要说这些差异是否表明$Ω=1$ CDM模型的高红移结构存在根本性问题，或者反映了我们对气体分布或观测过程的模拟中的细节错误，还为时过早。
1996-09-17 astro-ph
Cross Terms and Weak Frequency Dependent Signals in the CMB Sky
本文研究了CMB天空中频率相关的微弱信号由于与固有各向异性的互相关而被放大的问题。特别是，我们集中我们的注意力在机制产生一些微弱的信号，特殊的光谱行为，如离子，原子或分子线的共振散射，热SZ效应或河外前景的排放，其典型的振幅（表示为$ε$）是足够小于固有的CMB波动。我们发现，所有这些影响涉及重组过程中产生的各向异性（$z_{rec}$）的自相关性或交叉相关的那些各向异性与波动所产生的一些后来的红移$z_i$。这种相关性的程度可以在这样的假设下计算，即密度波动是按照标准的暴胀模型产生的，并且它们是按照线性理论随时间演化的。在弱信号是频率相关的情况下，我们表明，通过减去在不同频率的功率谱，它是可能的，以避免与宇宙方差的限制和揭示较弱的条款线性$ε$。我们发现，相关项显示出不同的光谱依赖性比通常考虑的平方（$\propto ε^2$）项，使其提取特别简单的热SZ效应。此外，我们发现，在大多数情况下，相关项是特别相关的低多极子，必须考虑到功率谱的特征相关联的弱信号在大的角度尺度时。
2005-02-25 astro-ph
CMB polarization as a direct test of Inflation
我们研究了宇宙微波背景偏振各向异性的自关联函数及其与温度涨落的互相关，作为宇宙因果结构的探测。由于极化是在最后一个散射表面产生的，因此在地平线下尺度上因果产生波动的模型不能在大于$\sim 2^o$的尺度上产生相关性。另一方面，通货膨胀模型预测了这些尺度下的关联函数的峰值：它的检测将是有利于通货膨胀时期的决定性证据。这种信号可以用下一代卫星探测到。
1997-09-03 astro-ph
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。
2005-04-13 astro-ph
Clustering properties of ultrahigh energy cosmic rays and the search for their astrophysical sources
高能宇宙射线（UHECR）的到达方向在所有尺度上都可能表现出各向异性，从实验角分辨率以上到中等尺度和偶极各向异性。我们发现，全球比较的两点自动关联函数的数据与目录的潜在来源之一是一个强大的诊断工具。特别是，这种方法是远不如互相关研究的灵敏度在磁场中的未知偏转，同时保持了强大的歧视权力之间的源候选人。我们通过考虑普通星系、伽马射线暴和活动星系核作为可能的源来说明这些优点。稀疏的公开数据已经表明，UHECRs的来源可能是星系或活动星系核的一个强烈聚集的子样本。我们提出了各种情况下的源分布，可以检查皮埃尔俄歇天文台的预测。
2008-04-21 astro-ph hep-ph
