Comment on `Recombination induced softening and reheating of the cosmic plasma'
Leung，Chan & Chu（2004）声称，先前被忽略的再加热效应对宇宙重组过程产生了微小但明显的变化。我们通过考虑一个由辐射和电离气体组成的系统在绝热膨胀下重新审视这种效应。在热平衡极限下，由于巨大的辐射背景，原子复合释放的热量只有约10^-10的一小部分被物质所分享。在标准的氢复合计算中，畸变光子通过多次康普顿散射损失的最大能量比例肯定小于10^-3。因此，这种影响可以忽略不计。
2006-12-12 astro-ph
Lines in the cosmic microwave background spectrum from the epoch of cosmological helium recombination
本工作的主要目标是计算氦原子的束缚-束缚跃迁对宇宙复合谱的贡献。我们表明，由于氦在早期宇宙中的存在下，独特的功能出现在总的宇宙复合谱。这些可能提供了一个独特的观测可能性，以确定原始氦的相对丰度，早在第一颗恒星形成之前。我们包括了微量中性氢原子对HeII -> HeI复合动力学的影响，在红移$z\sim 2500$。正如最近所讨论的，这个过程显著加速了HeII -> HeI复合，导致相关复合光谱中相当狭窄和明显的特征。此外，在$z\sim 1100-1500$周围的氢复合的实际时期之前，该过程在氢莱曼- $α$线内诱导一些发射。我们还表明，中性氦的一些精细结构的转变出现在吸收，再次留下独特的痕迹，在宇宙微波背景黑体光谱，这可能允许确认我们的理解早期宇宙和详细的原子物理学。
2008-03-10 astro-ph
Effects of Cosmic Infrared Background on High Energy Delayed Gamma-Rays from Gamma-Ray Bursts
详细研究了伽马射线暴（GRB）的再生高能辐射。如果本征主光谱扩展到TeV范围，这些非常高能量的光子会被宇宙红外背景（CIB）吸收。产生的高能电子-正电子对主要向上散射宇宙微波背景（CMB）光子，并产生GeV-TeV范围内的次级光子。这些二次延迟光子可能在不久的将来被观测到，这对于本征一次光谱的一致性检查是有用的。在本文中，我们专注于CIB延迟二次排放的影响。特别是，我们表明，不仅向上散射CMB光子，但也向上散射CIB的是重要的，特别是对于低红移爆发。它们还为我们提供了关于CIB的额外信息，到目前为止，CIB的光子密度还没有确定。
2007-08-30 astro-ph
Generation of Cosmic Magnetic Fields at Recombination
结果表明，标准宇宙学模型预言{ \it ab initio}在原始等离子体复合时期产生大尺度但振幅很小的宇宙磁场。在$L\approx 50h^{-1}(1+z)^{-1}$ Mpc尺度上，由相干流控制的物质速度导致在运动物质的框架中辐射通量的偶极子。汤姆逊散射的辐射差异加速电子和离子，创造大规模的相干电流和磁场。这一过程进行了分析，使用磁流体动力学方程，其中包括一个修改的欧姆定律描述的汤姆逊阻力对电子的影响。场强估计为$B\simeq 10^{-20}$ G。
2000-05-23 astro-ph
MAGIC J0616+225 as delayed TeV emission of cosmic-rays diffusing from SNR IC 443
我们提出了一个理论模型，解释了高能量现象的附近的SNR IC 443，观察到的主要大气伽马成像切伦科夫（MAGIC）望远镜和高能伽马射线实验望远镜（EGRET）。我们将MAGIC J0616+225解释为延迟TeV的宇宙射线发射，从IC 443扩散并与位于遗迹前景约20 pc距离处的已知云相互作用。这种情况自然解释了EGRET和MAGIC源之间的位移，它们的通量和光谱。我们比较了这个模型与其他最近提出的，并讨论了如何可以测试的伽玛射线大面积望远镜（GLAST）的观测。
2008-04-16 astro-ph
Spectral distortions to the Cosmic Microwave Background from the recombination of hydrogen and helium
氢氦在z~1000-7000的复合对宇宙微波背景（CMB）谱产生了不可避免的畸变。我们提出了一个详细的计算所产生的线强度的Ly-alpha（2 p-1 s）和双光子（2s-1 s）跃迁的复合氢，以及相应的线从氦。我们给出了一个近似的公式，在不同的宇宙学的CMB上的主要复合线失真的强度，这个峰值发生在约170微米。我们还发现了一个以前未描述的长波长峰（我们称之为预复合峰）从2 p-1 s跃迁的线，这是在相应的原子发生显著复合之前形成的。本文首次详细计算了双光子发射谱线的形状。从双光子跃迁发射的光子的频率具有宽光谱，这使得氢的双光子线的峰的位置几乎位于与Ly-alpha主峰相同的波长处。氦谱线在相似的波长下也会产生畸变，因此组合的畸变具有复杂的形状。这种扭曲的检测将提供直接的支持证据，证明宇宙确实曾经是等离子体。此外，在复合期间，畸变是物理学的敏感探针。虽然光谱失真被来自银河系的尘埃辐射淹没，并且在宇宙远红外背景峰值的波长处最大，但它可能能够定制一个实验来检测它的非平凡形状。
2006-02-23 astro-ph
Spectrum and Duration of Delayed MeV-GeV Emission of Gamma-Ray Bursts in Cosmic Background Radiation Fields
我们一般分析提示高能量的发射超过几百GeV，由于同步自康普顿散射的内部冲击。然而，这样的光子不能被探测到，因为它们可能与宇宙红外背景光子碰撞，导致电子/正电子对的产生。由此产生的电子/正电子对与宇宙微波背景光子的逆康普顿散射将产生延迟的MeV-GeV辐射，这可能比外激波模型中典型的高能余辉强得多。本文在标准火球激波模型的基础上，对Cheng & Cheng模型进行了扩展，导出了标准火球激波模型的发射光谱和持续时间。典型的发射持续时间约为10^3秒，时间积分散射光子谱为nu^{-（p+6）/4}，其中p是内部冲击后电子能量分布的指数。这比同步加速器光子谱nu^{-（p+2）/2}稍难。散射光子谱的低能特性取决于宇宙红外背景辐射的光谱能量分布。因此，未来对这种延迟MeV-GeV辐射的观测和伽马射线大面积空间望远镜（GLAST）的高能光谱截止将提供宇宙红外背景辐射的探测。
2002-08-01 astro-ph
Constraining the origin of TeV photons from gamma-ray bursts with delayed MeV-GeV emission formed by interaction with cosmic infrared/microwave background photons
在红外/微波背景下，来自伽马射线暴（GRB）的极高能伽玛射线的电磁级联可以产生MeV-GeV延迟光子。这种延迟可能是由散射微波光子的角扩展效应或星系际磁场引起的第二对光子的偏转引起的。伽玛暴的高能TeV光子可以通过质子同步辐射和电子逆康普顿辐射等多种机制产生。我们建议延迟发射提供的信息可以限制TeV伽马射线的模型。结合河外红外背景观测和理论高红移红外背景，给出了角扩展效应延迟时间的更精确计算方法。我们还建议，散射光子的最大时间延迟对它们的能量的依赖性，如果确定未来的GLAST探测器，可以区分两种机制造成的时间延迟。
2003-11-27 astro-ph
Recent CMB Observations and the Ionization History of the Universe
最近的宇宙微波背景（CMB）的BOOMERANG和MAXIMA的结果，显示出一个意想不到的低的第二声峰，导致在最佳拟合重子密度是50%，比大爆炸核合成（BBN）的预测，激发了人们对非标准复合方案的兴趣。如果宇宙有一个非标准的电离历史，其中氢的复合相对于标准模型有明显的延迟，那么这种明显的差异就可以避免。虽然未来的CMB观测可能会消除这种差异，它是有用的，以发展一个通用的框架来分析非标准电离历史。我们开发了这样一个框架，检查非标准模型，其中氢结合能E_b和电离电子分数的时间变化率的总体表达式乘以任意因子。这组模型包括一些以前提出的模型作为特殊情况。我们发现了一个广泛的延迟重组的模型，能够符合与BBN重子密度的CMB数据，但甚至有允许的模型与更早的重组比在标准模型。这些模型的一般预测是第三声CMB峰值相对于在标准模型中发现的峰值应该非常低。甚至对于具有比标准模型中更早的复合的模型也是如此，因为在此第三峰通过相对于标准模型在复合时增加的扩散阻尼而降低。有趣的是，第三个峰的具体高度敏感地取决于模型参数，因此未来的CMB测量将能够区分不同的非标准重组情况。
2001-01-26 astro-ph
Gas-phase recombination, grain neutralization and cosmic-ray ionization in diffuse gas
在当前冷扩散云中加热和冷却的理论中，原子离子大多被小颗粒（或PAH分子）中和;它们基本上不与自由电子复合。这通过降低n（H+）和n（He+）而改变了电离平衡，而碳通常保持几乎完全一次电离：与原子氧的电荷交换以及H2和OH的形成也降低了部分分子气体中的n（H+）。当粒子中性化被确认时，对氢的宇宙射线电离率（$ζ_H$）的经验限制似乎被放宽了，更快的速率在广泛的情况下是有利的。将质子密度维持在重现HD观测所需的水平需要$ζ_H$至少2x 10 ^{-16} s^{-1}，但此类模型自然解释了相对稀薄的H I云中HD和H3^+的存在。在致密气体中，较高的电离率可以解释原子氢的高观测分数，并且认识到颗粒中和的影响可以解决含硫化合物形成中的一个主要矛盾。
2002-11-15 astro-ph
Enhanced cosmic-ray flux toward zeta Persei inferred from laboratory study of H3+ - e- recombination rate
H3+分子离子在星际化学中起着重要作用，因为它启动了一个化学反应网络，产生许多星际分子。在稠密的云层中，H3+的丰度可以用一个简单的化学模型来理解，通过对H3+的观测，可以对云的路径长度、密度和温度进行有价值的估计。另一方面，对弥漫云的观测表明，H3+比化学模型预期的要丰富得多。然而，扩散云模型一直受到三个关键参数的不确定值的阻碍：电子，电子分数和宇宙射线电离率的H3+破坏率。在这里，我们报告了一个直接的实验测量的H3+破坏率在近星际条件下。我们还报告了观察H3+在弥漫的云（对英仙座ζ）的电子分数是已知的。总之，这些结果使我们能够推导出第三个不确定的模型参数的值：我们发现，宇宙射线电离率在这条视线比以前假设的快40倍。如果这样高的宇宙射线通量确实普遍存在于弥漫云中，那么化学模型和以前对H3+的观测之间的差异就可以解决。
2003-02-06 astro-ph
Post-recombination gravity-generated contributions to the cosmic microwave background anisotropies and cosmological parameter estimation
引力相互作用的宇宙微波背景（CMB）光子与物质扰动目前沿视线的表面上的最后散射修改的形状的CMB各向异性功率谱。在这里，我专注于（线性）集成萨克斯-沃尔夫和（非线性）引力透镜的影响，并讨论所产生的扭曲的可检测性和它们的可能后果的CMB为基础的宇宙学参数的估计。具体地说，我讨论了这些效应中的任何一个是否允许我们使用CMB实验对宇宙曲率和宇宙学常数施加独立的约束，即打破Bond，Efstathiou和Tegmark（1997）和Zaldarriaga，Spergel和Seljak（1997）讨论的CMB参数估计中的所谓几何简并性。我解决这个问题，使用Fisher矩阵的方法，并表明，引力透镜的CMB的温度和偏振模式可能是由普朗克测量卫星检测，导致有用的独立和精确的限制宇宙学常数和空间曲率。集成的萨克斯-沃尔夫效应，虽然限制这些参数只有非常弱的约束，仍然可以设置比目前可用的更严格的约束。
1998-10-24 astro-ph
Cosmological hydrogen recombination: Lyn line feedback and continuum escape
我们计算了由于莱曼系列光子的延迟反馈和莱曼连续谱中的逃逸对宇宙学氢复合历史的修正。前一个过程预计会稍微延迟重组，而后者应该允许介质更快地重组。结果表明，在z~ 1050处，释放的Lyman-n光子对低Lyman-（n-1）跃迁的反馈产生了最大的校正，DN_e/N_e为0.22%。仅包括对莱曼-α跃迁的莱曼-β反馈，占了大部分效应。我们发现宇宙微波背景TT和EE功率谱\change {具有典型的峰到峰幅度|DC^{TT}_l/C^{TT}_l|约0.15%，|ΔC^{EE}_l/C^{EE}_l| l<~3000时约为0.36%。Lyman连续谱中的逃逸和Lyman-α光子对第二壳层光电离率的反馈导致电离历史的很小的修改（小于|DN_e/N_e| ~几个x 10^{-6}）。
2007-11-03 astro-ph
Is there a need and another way to measure the Cosmic Microwave Background temperature more accurately?
宇宙的复合历史与宇宙微波背景的温度T_0成指数关系。因此，T_0的微小变化预计将导致自由电子分数的显著变化。在这里，我们表明，即使是目前的1 σ的不确定性的值T_0的结果在半个百分点以上的模糊性的电离历史，和超过0.1%的不确定性在TT和EE功率谱在小角度尺度。我们讨论了T_0的值如何影响高度红移的宇宙学氢复合谱，并证明了T_0原则上可以通过观察宇宙微波背景谱的低频畸变来测量。为此，不需要绝对测量，但需要~ 30 nK水平的灵敏度来提取来自宇宙学复合的具有典型Δ nu/nu~0.1的准周期频率依赖信号。我们还简要提到了获得有关宇宙特定熵和其他宇宙学参数的额外信息的可能性。
2007-12-07 astro-ph
Cosmic Microwave Background at low frequencies
下一代低频射电望远镜可能通过观测宇宙微波背景（CMB）来探测宇宙学模型。我讨论的前景观测CMB印记-从时代的重组，μ扭曲和角温度各向异性-在低频的重组线。未来的低频射电望远镜，如拟议中的SKA，可能能够尝试一些困难的CMB测量，因为大的收集面积和大的元素数量;然而，这将需要一个望远镜的设计，将允许专门的校准策略，并将重点放在虚假响应的控制。
2000-03-15 astro-ph
Constraints on time variation of fine structure constant from WMAP-3yr data
本文给出了对WMAP-3年宇宙微波背景（CMB）数据的分析结果，以及HST Hubble关键项目中Hubble膨胀率的附加先验，给出了对复合时精细结构常数相对于其当前值Δ_alpha =（alpha_rec-alpha_0）/ alpha_0随时间变化的约束条件。我发现在95% C. L.时-0.039这使得WMAP-1 yr数据的先前限制提高了30%。与WMAP-1 yr数据相比，相应的复合红移为1012 <zrec < 1115，表明复合期延迟。
2007-07-02 astro-ph
Lines in the Cosmic Microwave Background Spectrum from the Epoch of Cosmological Hydrogen Recombination
我们计算的频谱失真的宇宙微波背景（CMB）的宇宙氢复合的时代在标准宇宙（和谐）模型的频率范围在1 GHz-3500 GHz的。我们遵循的氢水平，包括国家的主要量子数$n=30$在红移范围$500\leq z\leq 3500$的人口的演变。所有的角动量子状态被单独处理，导致总数为465个氢能级。还包括物质温度和来自HeII的电子分数的演化。我们提出了一个详细的讨论所产生的失真的主要偶极跃迁，例如莱曼和巴耳末系，以及由于双光子衰变的氢2s能级的发射。此外，我们调查的结果对壳的数量变化的鲁棒性。由此产生的光谱畸变具有特有的振荡行为，这可能使实验学家能够将它们与其他背景分开。在波长大于21厘米时，光谱的相对畸变超过了$10^{-7}$。我们的结果也显示了详细跟踪角动量子态的重要性，以及它们对谱线振幅的影响。对剩余电子分数的影响是温和的，主要发生在低红移。CMB角功率谱的变化小于1%。最后，我们的计算表明，如果原始辐射场是由一个纯黑体描述，那么有没有从任何氢跃迁的红移大于$z \sim 2000$显着的排放。这与一些早期的工作相反，在这些工作中，声称存在“预重组”峰。
2006-07-17 astro-ph
Distortion of the CMB Spectrum by Primeval Hydrogen Recombination
我们解决的复合方程，考虑到诱导的重组和物理截止的氢光谱。有效复合系数被参数化为温度和自由电子密度的函数，并且比没有诱导复合的情况大大约四倍。这加速了复合过程的最后阶段，并使残余电离减少了约2.6倍。计算了氢复合产生的光子数和能量分布。宇宙微波背景（CMB）谱的畸变强烈地依赖于宇宙学参数Ω、Ω_b和H_0，在波长< 190 μm时，CMB谱与普朗克谱有本质区别。
1998-07-02 astro-ph
Cosmic Microwave Background polarization and the ionization history of the Universe
我们指出，偏振测量计划为即将到来的普朗克任务可以显着提高宇宙参数估计的准确性相比，单独的温度各向异性谱。为了说明这一点，我们考虑一个标准的宇宙学模型和几个修改，调整一个参数，每个适合最近发表的Maxima-1数据。虽然所有的模型产生可接受的拟合就功率谱而言，其相应的偏振光谱差异很大。最强的差异预计延迟重组的模型，反映了这样一个事实，即极化测量是最敏感的过程中的重组时代。
2001-02-26 astro-ph
Lecture Notes on CMB Theory: From Nucleosynthesis to Recombination
这些课堂讲稿包括一个非正式但教学性的介绍，介绍了大爆炸核合成和复合之间的宇宙微波背景（CMB）的物理学和现象学。CMB的光谱、温度各向异性和偏振各向异性的主要特性都产生于这个周期。我们回顾了所涉及的物理过程，并展示了它们与所观察到的现象学的关系。
2008-02-25 astro-ph
The impacts of dark matter particle annihilation on recombination and the anisotropies of the cosmic microwave background
宇宙的复合历史为限制暗物质粒子的湮灭提供了一个有用的工具。即使是宇宙黑暗时代湮灭的一小部分暗物质粒子也能提供足够的能量来影响重子气体的电离状态。虽然这种效应对于中性伴子来说太小了，但较轻的暗物质候选粒子，例如质量为1-100 MeV的，最近被提出来解释银河系中心观测到的过量正电子，可能会在宇宙微波背景（CMB）温度和极化各向异性上产生可观测到的差异。复合时代的湮灭主要影响小角尺度（大$\ell$）的CMB各向异性，与早期再电离的影响有明显不同。我们进行了多参数分析的CMB数据，包括两个WMAP的第一年和第三年的数据，和ACBAR，Boomerang，CBI，和VSA的数据。假设观测到的银河系中心区域多余的$e^+e^-$对是由暗物质湮灭产生的，并且湮灭中产生的相当大一部分能量在复合过程中沉积在重子气体中，我们用当前的数据集得到$M<8 \MeV$的暗物质质量极限为95。
2006-11-30 astro-ph hep-ph
Delayed GeV--TeV Photons from Gamma-Ray Bursts Producing High-Energy Cosmic Rays
宇宙伽马射线暴（GRB）产生$10^{20}{\rm eV}$以上的宇宙射线（CR）的情景与观测结果一致，前提是星系间磁场（IGMF）的偏转延迟并扩展了CR在$10^{20}{\rm eV}$上的到达时间。CR在传播和与微波背景相互作用时损失的能量通过级联转化为次级GeV-TeV光子。我们表明，这些光子的一个显着的部分可以到达的延迟远小于CR延迟，如果大部分的星系间空间是由大规模的磁“空洞”，区域的大小$\gtrsim5{\rm Mpc}$和领域弱于$10^{-15}{\rm G}$。例如，在星系际介质的震荡湍流区域中，在形成大尺度结构的过程中，一个微弱的原始场被放大的模型中，这种空洞可能是可以预期的。对于高场区的场强$\sim4\times10^{-11}{\rm G}$，如果IGMF冻结在原银河系等离子体中，则解释观测到的银河系场所需的值，距离$100{\rm Mpc}$的爆发产生的CR延迟为$\sim100{\rm yr}$，$10{\rm GeV}$以上的次级光子在小时-天时间尺度上的注量为$I(>E)\sim10^{-6}E_{\rm TeV}^{-1}{\rm cm}^{-2}$。这个能量密度接近目前高能PDMATHAMV射线实验的探测阈值。延迟通量的检测将支持GRB-CR关联，并且还将提供关于IGMF结构的信息。
1996-03-27 astro-ph
Spectrum of Cosmic Microwave Fluctuations and the Formation of Galaxies in a Modified Gravity Theory
修正重力（MOG）拥有一个轻的中性矢量粒子，称为“phion”，与矢量场$ϕ^μ$相关，在零压力和零剪切粘度的复合之前，它形成玻色-爱因斯坦凝聚体的冷流体。与这种玻色-爱因斯坦凝聚体流体相关的能量密度在复合前占主导地位，并产生一个密度参数$Ω_ϕ\sim 0.3$，它与分数重子密度$Ω_b\sim 0.04$和宇宙学常数参数$Ω_Λ\sim 0.7$一起产生一个与CMB功率谱中声学振荡数据的近似拟合。在重组之前，量子phion凝聚流体是丰富的，可以聚集并形成星系的原始结构。在膨胀宇宙的后期，在局部束缚系统中，如星系，普通重子物质占主导地位的物质密度。对于现阶段的星系系统，MOG确定的修正牛顿加速度定律很好地描述了星系自转曲线数据和X射线星系团质量分布数据。
2006-02-27 astro-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
The Richness and Beauty of the Physics of Cosmological Recombination
描述宇宙重组时代的物理成分非常简单，也非常容易理解。这一事实使我们能够考虑各种各样的过程，仍然发现潜在的可衡量的后果。在这篇文章中，我们重点介绍了最近与宇宙学氢复合有关的一些详细的物理学研究。这些考虑的影响是双重的：（i）在这一时期相关的光子释放导致宇宙微波背景（CMB）能谱与完美黑体的有趣和独特的偏差，特别是在分米波长处，可能在不久的将来变得可观察到。观察这些扭曲，原则上将提供一种额外的方法来确定宇宙的一些关键参数（例如比熵，CMB温度和氦的星前丰度），而不受宇宙方差的限制。它还使我们能够用直接的观测证据来对抗我们对复合过程的详细理解。在这方面的贡献，我们说明了如何的理论光谱模板的宇宙复合谱可用于此目的。(ii)随着高精度宇宙微波背景数据的出现，例如使用普朗克测量者或Cmbpol可以获得的数据，对宇宙电离历史的非常精确的理论理解对于解释宇宙微波背景温度和偏振各向异性是必要的。（节略）
2008-02-06 astro-ph
Cosmic Complementarity: H_0 and Omega_m from Combining CMB Experiments and Redshift Surveys
我们表明，即将到来的CMB卫星实验和大的红移调查可以一起使用，以产生5%的确定H_0和Omega_m，一个数量级的改善，CMB数据单独。CMB各向异性提供了复合时的声视界作为标准标尺。对于合理的重子分数，这个尺度作为一系列光谱特征印在星系功率谱上。在红移空间中测量这些特征确定了哈勃常数，一旦与CMB数据结合，就会产生Omega_m。由于两个功率谱中的振荡在复合时被冻结，这个测试对低红移宇宙学不敏感。
1998-05-19 astro-ph
Probing Neutrino Properties with the Cosmic Microwave Background
衰变的中微子会在宇宙微波背景上留下印记。我们计算了衰变中微子参数空间全范围的CMB各向异性，并研究了未来的实验，如MAP和普朗克探测衰变中微子物理的能力。MAP和普朗克应该能够从$Λ$ CDM中区分出来，这是一种在复合后衰变的eV级中微子。如果衰变发生在非常不平衡的情况下，那么在复合之前衰变的中微子是可以区分的;普朗克应该对平衡衰变和不平衡衰变之间的边界敏感。将衰变中微子参数加入到宇宙参数组中，我们计算了整个参数组的不确定度。测量中微子参数的能力敏感地依赖于衰变中微子模型。增加中微子参数会降低对非中微子参数的灵敏度;灵敏度降低的相对量取决于衰变中微子模型，但随着实验灵敏度的增加而降低。
1999-09-24 astro-ph
The Richness and Beauty of the Physics of Cosmological Recombination: The Contributions from Helium
描述宇宙重组时代的物理成分非常简单，也非常容易理解。这一事实使我们能够考虑各种各样的过程，仍然发现潜在的可衡量的后果。在这篇文章中，我们强调了最近研究的一些与宇宙学氢和氦复合有关的详细物理学。这些考虑的影响是双重的：（i）在这一时期相关的光子释放导致宇宙微波背景（CMB）能谱与完美黑体的有趣和独特的偏差，特别是在分米波长处，可能在不久的将来变得可观察到。尽管氦的丰度相当小，但它也为完整的复合光谱贡献了相当数量的光子，由于氦复合动力学的差异和所有成分的非平凡叠加，导致额外的独特光谱特征。观测氢和氦复合时期的光谱畸变，原则上将提供一种额外的方法来确定宇宙的一些关键参数（例如比熵，CMB温度和氦的星前丰度），而不受宇宙方差的限制。它还使我们能够用直接的观测证据来对抗我们对复合过程的详细理解。(ii)随着高精度宇宙微波背景数据的出现，例如使用普朗克探测器或CMBpol可以获得的数据，对宇宙电离历史的非常精确的理论理解对于解释宇宙微波背景温度和偏振各向异性是必要的。（节略）
2008-02-06 astro-ph
Constraints on Non-Standard Recombination from Recent CMB Observations
我们研究了宇宙微波背景对宇宙复合历史变化的约束。我们使用一个非常普遍的扩展标准模型的复合特征的两个参数，a和b，乘以总的重组率和电离和结合能的氢分别。我们利用WMAP温度和TE互相关数据，以及ACBAR和CBI的较小尺度的温度数据，对这些参数进行约束。给出数据最佳拟合的重组历史的范围是-0.6 < log（a）< 0.5和0.85 < b < 1.15，形成从低a/高b到高a/低b的对角区域。在68%的置信度下，我们发现z_rec = 1055 +- 25和δz = 198 +- 5的复合模型范围能够最好地再现所观察到的CMB功率谱。标准重组为数据提供了可接受的拟合;虽然仍有非标准重组的空间，但允许的变化很小。
2004-04-14 astro-ph
We summarize the physical mechanism by which the Cosmic Microwave Background acquires a small degree of polarization. We discuss the imprint left by gravitational waves and the use of polarization as a test of the inflationary paradigm. We discuss some physical processes that affect the CMB polarization after recombination such as gravitational lensing and the reionization of the universe.
2003-05-15 astro-ph
Light Element Evolution and Cosmic Ray Energetics
利用宇宙射线能量学作为一个工具，我们研究LiBeB的演化模型。我们采用的Monte Carlo代码，其中包括延迟混合到ISM的合成铁，由于其纳入高速尘埃颗粒，和宇宙射线产生的LiBeB，由于运输的宇宙射线。我们将LiBeB的产生归一化为每个超新星赋予宇宙射线的积分能量。尽管[O/Fe]随着[Fe/H]的降低而增加，但宇宙射线主要在平均ISM之外加速的模型，大大低于早期银河系测量的Be丰度。我们认为，这种增加可能是由于延迟混合的铁。但是，如果宇宙射线金属是从超新星喷出物富集的超级气泡中加速出来的，那么测得的Be丰度与宇宙射线加速效率是一致的，这与当前时代的数据非常吻合。我们还发现，无论是上述的宇宙射线起源模型，也没有一个模型，采用低能宇宙射线起源于超新星的只有非常大的祖先可以解释的$^6$锂数据的[Fe/H]值低于$-$ 2。
1999-09-01 astro-ph
Ionization history of the cosmic plasma in the light of the recent CBI and future PLANCK data
本文介绍了利用最近的宇宙微波背景辐射观测确定宇宙学参数的方法。我们发现，更复杂的模型与一些“失踪”的参数描述的重组过程中的重组动力学提供更好的协议测量和预期的CMB各向异性特性之间。特别地，我们考虑了Ly-{alpha}和Ly-{c}辐射的外源以及重子分量强成团的模型。这些因素可以限制通常讨论的宇宙学参数的估计。我们还表明，偏振的测量可以提高这些估计，并为精度预期的普朗克任务，允许歧视广泛的一类模型。
2002-12-06 astro-ph
The Cosmic Microwave Background and the Ionization History of the Universe
关于原始等离子体如何重组以及宇宙后来如何再电离的细节目前还有些不确定。这种不确定性限制了从宇宙微波背景（CMB）测量宇宙学参数的准确性。更积极的是，未来的CMB数据可以用来约束电离历史的观测。我们首先讨论如何在重组历史的当前不确定性碰撞参量的限制，并显示如何合适的参数化可以用来获得无偏的参数估计，从未来的数据。一些参数可以被鲁棒地约束，然而，有明确的动机来用量化的误差更准确地对重组进行建模。然后，我们讨论了约束的电离分数在红移在再电离过程中。理想的CMB偏振数据原则上可以区分具有相同光学深度的不同历史。我们讨论如何以及普朗克卫星可能能够约束电离的历史，并显示目前非常弱的约束WMAP三年的数据。
2006-09-15 astro-ph
Primordial magnetic field and spectral distortion of cosmic background radiation
在预复合时期的原始磁场所发挥的作用进行了分析，通过回旋辐射（由于自由电子），它可能会产生在原始等离子体。我们讨论的约束所暗示的测量或缺乏COBE在这个原始领域。
1998-02-26 astro-ph
The imprint of cosmological hydrogen recombination lines on the power spectrum of the CMB
我们探讨了宇宙学氢复合线在宇宙微波背景（CMB）功率谱上的印记。特别是，我们集中我们的分析在三个最强的线的巴尔末，帕邢和布拉开系的氢。我们预期由于H $α$线的$0.3 μK$水平上的这些线而引起的角功率谱的变化在小角尺度（$\ell \approx 870$）处最大。信号的形态非常丰富。它导致相对狭窄的光谱特征（$Δν/ ν\sim 10^{-1}$），当我们通过测量不同频率的功率谱来探测不同的红移或不同的多极时，功率谱中的几个区域显示出效应符号的特征变化。它也有一个非常特殊的依赖于多极尺度，与细节的传递函数在散射的时代。为了计算这些跃迁的光学深度，我们对复合过程中氢原子能级的布居进行了数值演化，同时处理了氦的演化。对于氢原子，我们分别跟踪每个角动量态，直到n=10的能级。前景和其他频率依赖的污染物，如瑞利散射，可能是这些测量的一个重要限制，虽然我们正在讨论的特殊的频率和角度依赖性的影响可能允许分离它。使用未来的窄带光谱观测检测这个信号可以提供有关宇宙复合如何进行的细节信息，以及丝绸阻尼在复合过程中如何运作。
2005-05-09 astro-ph
Probing the Epoch of Early Baryonic Infall Through 21cm Fluctuations
在宇宙重组之后，原始氢气与宇宙微波背景（CMB）脱钩，落入暗物质的引力势阱中。中性氢由于其对CMB红移21厘米的吸收，在亮度波动的图案上留下了声学振荡的印记。与探测宇宙复合功率谱的CMB温度涨落不同，我们发现，在z ~ 20-200处的21 cm涨落的观测可以测量四个独立的涨落模式（第五个模式需要非常高的精度），从而提供了一个独特的探测宇宙的几何形状和组成。
2005-07-20 astro-ph
The Doppler Peaks from Cosmic Texture
在标准复合假设下，我们用宇宙结构理论计算了微波天空中温度各向异性的角功率谱。频谱显示的“多普勒”峰值类似于基于原始绝热波动的情景，如“标准CDM”，但在完全不同的角标度。似乎有很好的前景使用这作为一个判别暴胀和宇宙缺陷理论。
1995-05-26 astro-ph
Anisotropies in the Cosmic Microwave Background: Theoretical Foundations
对宇宙微波背景（CMB）各向异性的分析已成为研究宇宙学的一个非常有价值的工具。我们甚至希望，计划中的CMB各向异性实验可能会彻底改变宇宙学。与CMB光谱的测定一起，它们代表了第一次宇宙学精确测量。这在Anthony Lasenby的演讲中得到了说明。CMB各向异性的价值很大程度上在于理论分析的简单性。宇宙微波背景辐射的涨落几乎完全可以用线性宇宙学扰动理论来确定，并且不会受到复杂的非线性物理的严重影响。在这方面的贡献不同的物理过程引起或影响各向异性的CMB进行了讨论。最后一次散射时和散射后的几何微扰，复合前重子-光子-等离子体中的声学振荡，以及复合过程中的扩散阻尼。波动引力场引起的扰动，即所谓的Sachs-Wolfe贡献，用扰动几何的Weyl张量以非常一般的形式描述。
1996-10-29 astro-ph
Dielectronic Recombination in Photoionized Gas. II. Laboratory Measurements for Fe XVIII and Fe XIX
在具有宇宙丰度的光电离气体中，双电子复合（DR）主要通过nlj --> nl 'j'芯激发（Dn=0 DR）进行。我们测量了Fe XVIII到Fe XVII和Fe XIX到Fe XVIII Dn=0 DR的共振强度和能量。使用我们的测量，我们计算了Fe XVIII和Fe XIX Dn=0 DR DR速率系数。我们的推断率和公布的计算结果之间存在显着差异。这些计算高估了DR率的~2倍或低估了~2个数量级的因子，但都与我们的结果不一致。几乎所有已发表的用于模拟宇宙等离子体的DR率都是使用与上述计算相同的理论技术计算的。因此，我们的测量要求所有的理论Dn=0 DR率用于宇宙等离子体的电离平衡计算的问题。在Fe XVIII和Fe XIX分数丰度预计在宇宙丰度的光电离气体中达到峰值的温度下，理论速率低估了Fe XVIII DR速率的约2倍，高估了Fe XIX DR速率的约1.6倍。我们已经进行了新的多组态Dirac-Fock和多组态Breit-Pauli计算，与我们测量的共振强度和速率系数的一致性通常优于<~ 30%。我们提供了一个适合我们推断的速率系数用于等离子体建模。使用我们的DR测量，我们推断在Fe XX到Fe XXIV Dn=0 DR速率中的~2误差因子。我们研究了这种估计误差对光电离气体热不稳定性的影响。我们发现，在这些速率的错误不能删除的不稳定性，但它们显着影响的参数空间的范围内…
1999-03-12 astro-ph
On the Influence of Resonant Scattering on Cosmic Microwave Background Polarisation Anisotropies
我们在宇宙微波背景（CMB）极化各向异性的背景下实现了共振散射理论。我们计算的E-模式的偏振（EE）和温度E-模式（TE）CMB功率谱的变化所引入的散射的共振跃迁与给定的光学深度$τ_X$和偏振系数$E_1$。后一个参数说明了散射的各向异性程度，它取决于跃迁中角动量的交换，并使{ \it先验}能够区分不同的可能共振。我们使用这种形式主义在两个不同的情况下：宇宙重组和宇宙reionisation。在宇宙重组的背景下，我们计算的TE和EE功率谱的变化在频率和多极空间的预测引入的散射的$H_α$和$P_α$线的氢。这构成了对复合的标准模型的基本测试，并且其所需的灵敏度与测量原始CMB B模式偏振分量所需的灵敏度相当。在再电离的背景下，我们研究了第一批恒星产生的金属和离子的散射，并发现极化各向异性，除了为强度测量提供一致性测试外，还对再电离如何演变提供了一些见解：因为它们保持线散射的各向异性的记忆，他们应该能够从与OIII、NII、NIII等相关的其它可能跃迁中辨别出OI 63.2 $μ$ m跃迁。然而，比CMB B模式偏振各向异性的（已经具有挑战性的）水平低10至100倍。
2006-11-15 astro-ph
The Imprint of Lithium Recombination on the Microwave Background Anisotropies
根据Loeb（2001）的研究，我们探索了中性锂的共振6708 A谱线不透明度对观测波长为250-350微米（0.9-1.2 THz）的宇宙微波背景（CMB）的温度和偏振各向异性的影响。我们表明，如果锂复合的红移范围内的z=400-500的预期，那么标准的CMB各向异性将显着修改在这个波段。修正后的偏振信号可以与亚度角尺度（l>100）上远红外背景的预期偏振各向异性相当。预测信号的检测可以用来推断锂的原始丰度，并探测宇宙中z~500的结构。
2001-05-19 astro-ph
Probing the Universe After Cosmological Recombination Through the Effect of Neutral Lithium on the Microwave Background Anisotropies
我表明，中性锂强烈耦合到宇宙微波背景（CMB）通过其6708 A共振跃迁后，它在z~500复合。在<335微米的观测波长处，CMB各向异性显著改变，因为中性锂的共振散射的光学深度是相当大的，约为0.5。散射将抑制原始的各向异性，但将在CMB温度和亚度尺度（l>100）上的偏振中产生强的新的各向异性。在这个光谱范围内的不同波长的观测可以探测早期宇宙的不同薄片。前景远红外源连续辐射贡献的各向异性噪声可以通过在稍微不同的波长处减去图来去除。对上述效应的检测可用于研究z<500时的结构，并限制锂的原始丰度和复合历史。
2001-05-17 astro-ph
Reionization and Cosmic Microwave Anisotropies
研究了冷暗物质主导模型中标准复合后发生的再电离对CMB各向异性的影响。后期的再电离降低了CMB的各向异性，特别是在度尺度上。研究发现，如果假设再电离是由红移$\sim 20.$引起的，那么对于与大爆炸核合成一致的模型，南极9点数据的最高频率通道对冷暗物质主导的模型的约束显著放松
1993-10-29 astro-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
Cosmological Recombination of Lithium and its Effect on the Microwave Background Anisotropies
锂的宇宙学重组历史，大爆炸核合成过程中产生的，使用更新的化学和宇宙学参数与最近的宇宙微波背景（CMB）测量一致。对于流行的宇宙学参数，大约五分之一的锂离子通过红移$z\sim 400$重新结合成中性原子。中性锂原子在6708 nm处共振散射CMB，并在$\sim 300 μ$ m附近观察到的波长处扭曲其强度和偏振各向异性，正如Loeb（2001）最初提出的那样。修改后的各向异性导致锂复合的历史计算各种宇宙模型，发现主要是在抑制功率谱振幅。假设一个大的原始丰度的锂模型的功率谱发生重大修改。虽然锂信号的探测可能很困难，但它提供了推断锂原始丰度的可能性，并且是迄今为止为$z\sim 500-100$提出的宇宙大尺度结构的唯一探测器。
2002-07-11 astro-ph
Cosmological hydrogen recombination: populations of the high level sub-states
本文给出了在宇宙学氢复合过程中，频率低至nu~ 100 MHz的束缚-束缚跃迁引起的宇宙微波背景（CMB）谱畸变的结果。我们延长我们以前的治疗的重组问题，现在包括主要的碰撞过程，并遵循所有氢角动量子状态的演变多达100壳。我们表明，由于宇宙的重子密度低，即使在最高的考虑壳层完全统计平衡（SE）没有达到，并在低频的复合谱是显着不同时，假设全SE n>2。我们还直接比较了我们的结果的电离历史的Recfast代码的输出，特别是在低红移，而出现很大的差异。在汤姆逊可见度函数附近，电子分数相差约0.6%，这对温度和偏振功率谱的影响<~ 1%。此外，我们简短地讨论了自由-自由吸收和线加宽由于电子散射的束缚-束缚复合光谱和CMB角波动的产生由于散射的光子在高壳层的影响。
2006-10-25 astro-ph
TACMB-1: The Theory of Anisotropies in the Cosmic Microwave Background (Bibliographic Resource Letter)
这封资料信提供了一个关于宇宙微波背景中各向异性理论的文献指南。以下主题引用了期刊文章、网页和书籍：发现，宇宙起源，早期工作，重组，一般CMB各向异性参考，主要CMB各向异性（数值、分析工作）、次级效应、Sunyaev-Zel'dovich效应、透镜效应、再电离、极化、重力波、缺陷、拓扑学、波动起源、波动发展、暴胀和其他与粒子物理学的联系，参数估计，最近的约束，网络资源，前景，观测和观测问题，以及高斯性。
2002-03-07 astro-ph
On the coupling between different species during recombination
测量宇宙微波背景辐射（CMBR）的涨落是测量宇宙学基本参数最有前途的方法之一。然而，为了从精密测量中推断参数，有必要至少计算测量精度的理论波动谱。标准的处理方法假设电子、离子和中性氢在整个复合过程中都是紧密耦合的，重子-光子等离子体可以被视为一个由重子和光子通过汤姆逊散射相互作用组成的双流体系统。我们研究这种近似的有效性，明确写下并解决了电子，离子，中性氢和光子的完整的玻尔兹曼方程组。对标准处理的主要修正是包括光子和中性氢之间的瑞利散射，CMBR功率谱的变化小于0.1%。因此，我们的结论是，重子-光子系统的标准处理是一个非常好的近似，比任何可能的测量精度都要好。
2001-01-11 astro-ph
Rico: An Accurate Cosmological Recombination Code
我们提出了Rico，这是一个旨在计算氢和氦复合时期宇宙电离分数的代码，具有前所未有的速度和精度。这是通过训练机器学习代码Pico来完成的，该代码基于多级宇宙重组代码的计算，该代码自洽地包括先前被忽略的几个物理过程。在训练之后，Rico用于拟合作为宇宙学参数的函数的自由电子分数。然而，例如在低红移（z<~900）下，电离分数的大部分净变化可以通过将Recfast中的氢模糊因子降低约3%来捕获，Rico提供了一种在标准宇宙学参数估计框架中有效地使用完整重组代码的精确电离历史的手段，而不需要向简单的重组添加新的或精炼的fudge因子或函数模型在这里提出的新方法中，只要有更准确的完整重组代码可用，就可以轻松更新Rico。一旦训练好，Rico计算宇宙电离历史的拟合误差可以忽略不计，在~10毫秒内，速度至少比这里使用的完整重组代码快10^6。此外，Rico能够将完整代码的电离历史重现到远低于0.1%的水平，从而确保可以计算CMB波动的理论功率谱，以足够的精度和速度进行分析，如普朗克即将到来的CMB实验。此外，它将能够交叉检查宇宙学参数空间中的不同重组代码，这种比较对于确保准确解释未来的宇宙微波背景数据非常重要。
2008-07-16 astro-ph
Cosmological Recombination
本论文主要研究宇宙学复合的物理过程以及复合过程中的细节对宇宙微波背景（CMB）各向异性的影响。本文详细计算了氢（H）复合过程中的莱曼α跃迁和最低双光子跃迁以及氦（He）的相应谱线对CMB谱的谱线畸变。这些畸变的峰值主要来自莱曼-α跃迁，并且发生在约170微米处，这是CMB的维恩部分。从CMB天空中提取宇宙学参数的主要理论限制在于我们可以计算宇宙学复合过程的精度。在此基础上，我们对H和He的复合过程进行了多能级计算，计算中加入了中性氦（He I）的自旋禁戒跃迁，以及H的高阶双光子跃迁和He I单重态之间的双光子跃迁。我们发现，自旋禁戒跃迁的结果在电离分数的变化超过一个百分点，而其他过渡给小得多的影响。最后，我们对RECFAST进行了改进，通过引入一个参数来重现最近的数值结果，以加速氦的复合。连同现有的氢“捏造因素”，我们改变这两个参数占宇宙学重组剩余的主导地位的不确定性。通过使用马尔可夫链蒙特卡罗方法与普朗克预测数据，我们发现，我们需要确定的参数，以优于10%的He I和1%的H，为了获得对宇宙学参数的影响可以忽略不计。
2008-11-18 astro-ph
Generation of large scale magnetic fields at recombination epoch
本文认为，在氢复合之前不久，原始等离子体中可能产生大尺度宇宙磁场。非零涡度，这是必要的，可能会产生的光子扩散在第二阶的温度波动。由此产生的星系尺度的种子场仅比观测到的小4个数量级，并且用一个温和的星系发电机将种子场放大因子$\sim 10^4$，可以解释星系中相干磁场的存在。
2003-06-17 astro-ph hep-ph
Spatial Variation of the Fine-Structure Parameter and the Cosmic Microwave Background
研究了复合时宇宙中因果不连通区域间精细结构参数的空间涨落对宇宙微波背景（CMB）温度和偏振各向异性的影响。类似于弱的引力透镜，除了修改平均功率谱和诱导旋度分量（B模式）的偏振，空间波动的精细结构参数诱导高阶（非高斯）的温度和偏振相关的CMB。我们计算这些影响的一般情况下，任意温度波动和精细结构参数波动之间的相关性，并显示这两种类型的波动是不相关的模型的结果。我们在这里提出的形式主义也可以应用到其他修改的复合物理，不显着改变的主导密度扰动的演变。我们讨论了实现这种情况所需的可变精细结构参数的有效拉格朗日的约束。
2003-11-20 astro-ph hep-ph
Cosmological constraints in the presence of ionizing and resonance radiation at recombination
随着最近的测量全天空宇宙微波背景偏振从WMAP，关键的宇宙学简并已被打破，允许更严格的约束被放置在宇宙学参数推断假设一个标准的重组方案。在这里，我们考虑的宇宙约束的影响，如果额外的电离和共振辐射源存在于复合。我们发现，新的CMB数据显着改善了额外的辐射源的约束，与$\log_{10}[ε_α] < -0.5$和$\log_{10}[ε_{i}] <-2.4$在95% c. l.分别用于共振源和电离源。然而，包括广义重组的情况下，我们发现，标量谱指数$n_s$的约束被削弱到$n_s=0.98\pm0.03$，与$n_s=1$的情况下，现在在95%的c.l.。讨论了张量模、标度不变性、暗能量和中微子质量等约束的松弛。
2007-01-09 astro-ph gr-qc hep-ph
Spectral Analysis of Microwave Background Perturbations Induced by Cosmic Strings
利用一个简单的基于种子叠加的解析模型，我们得到了宇宙弦在大于约2armin的所有角尺度上引起的微波背景扰动谱。我们假设在Einstein de Sitter宇宙中有$h=1/2$的标准复合，研究了在天空中沿一个大圆的涨落谱。多普勒和潜在的最后散射表面上的扰动（萨克斯-沃尔夫效应）占主导地位的后重组扰动的尺度小于约2度。使用对应于COBE实验的滤波函数，我们得到了与最近公布的第二年COBE数据显示$n_{eff}\simeq 1.5$一致的有效功率谱指数$n_{eff}\simeq 1.35$。弦模型的唯一自由参数（$Gμ$）通过对COBE检测进行归一化而固定，从而导致$Gμ=1.6$。其他参数（例如，{ \it rms}弦速度）通过与弦模拟进行比较而固定。使用这些参数值，我们比较的{ \it rms}温度波动$({{ΔT}\over T})_{\it rms}$预测正在进行的实验（特内里费岛，SP 91，MAX，OVRO等）与检测和相应的预测暴胀模型。
1994-02-09 astro-ph hep-ph
