Rico：一个精确的宇宙学计算程序

宇宙学解释

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。

二阶宇宙学扰动和扰动的宇宙学

Cosmological Perturbations at Second Order and Recombination Perturbed

我们导出了控制宇宙学扰动演化的完整的二阶方程组，其中包括一阶电子数密度扰动δ e的影响。我们详细分析了微扰对宇宙复合历史的影响，并指出对于小于1Mpc ^{-1}的同动波数，Peebles有效三能级原子的微扰版本足以获得δ e的演化.我们严格计算了Ly α逃逸几率的微扰，并在一个很好的近似下表明它受局域重子速度发散的控制。对于短于光子扩散尺度的模，我们发现δ_e在复合过程中相对于其他一阶量（在二阶时产生CMB各向异性）大约增加了5倍。利用这些结果，在一个配套文件中，我们计算重组过程中产生的CMB双谱。

锂的宇宙学膨胀及其对微波背景各向异性的影响

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。

理论HeI发射率的不确定性：HII区域、原始Absorption和宇宙学Absorption

Uncertainties in Theoretical HeI Emissivities: HII Regions, Primordial Abundance, and Cosmological Recombination

最近在天文学和宇宙学方面的一些工作都依赖于理论上的He I发射率，但我们知道没有努力量化原子数据中的不确定性。我们分析和分配不确定性的所有相关的原子数据，进行蒙特卡罗分析，并报告标准偏差的线发射率。我们考虑两组错误，我们称之为“乐观”和“悲观”。“我们还考虑了三种不同的条件，对应于原型银河系和河外H II区域以及宇宙重组的时代。在河外H II的情况下，我们得到的误差是可比的，或更大的误差在最近的一些$Y_p$计算，包括来自CMB的观测。我们证明了系统的原始丰度计算的影响，这种影响不能通过观察大量的对象减少。在宇宙学复合的情况下，误差与最近计算中考虑的许多效应相当。

宇宙物理学的丰富与美丽

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）

与原初氢等离子体复合有关的CMBR畸变

CMBR distortion concerned with recombination of the primordial hydrogen plasma

在标准宇宙学模型的框架下，计算了1 ~ 100 GHz频段内不同密度参数（非相对论性物质密度$Ω_m$和重子物质密度$Ω_b$）下与原初等离子体复合有关的CMBR畸变.将这些结果与从计划的实验中获得的观测数据进行比较，可用于独立确定宇宙学参数$Ω_m$和$Ω_b$。

宇宙学氢复合：林恩线反馈和连续谱逃逸

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}）。

宇宙膨胀物理学的丰富与美丽--氦的贡献

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）

宇宙学氢复合：高能级子态的布居

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。

宇宙学氢衰变过程中Ly-alpha逃逸几率的时间相关修正

Time-Dependent Corrections to the Ly-alpha Escape Probability During Cosmological Hydrogen Recombination

我们考虑的影响与详细的辐射转移在宇宙复合的时代对我们的宇宙电离历史。我们集中在氢莱曼-α共振在红移600<~ z <~ 2000的光子逃逸，这是定义宇宙复合速率的两个关键机制之一。我们在标准公式中处理这个问题，由于双光子相互作用的校正推迟到另一篇论文。作为主要结果，我们在这里表明，在非定常方法中，在红移800<~z<~1200范围内，对自由电子分数N_e的修正约为~1.6-1.8%.因此，所讨论的过程中的电离历史的最大修改之一，接近最大的埃里克森可见度函数在z~1100考虑到目前为止。我们证明了我们的结果，数值和分析，导出逃逸概率，并考虑莱曼α线发射和线吸收的方式不同的索伯列夫近似。特别是，我们给出了一个详细的推导过程中的氢复合的Sobolev逃逸概率，并解释了基本的假设。然后，我们讨论的情况下，相干散射的实验室框架中的光子逃逸，解决这个问题的解析在准静态近似，也在时间依赖的情况下。本文指出，在DP/P~5- 10%的水平上，氢复合过程中逃逸几率的Sobolev近似是不成立的。这是因为在复合过程中，电离度在特征时间Dz/z~ 10%内显著变化，使得在百分比水平精度下，光子分布不会演变（删节）。

宇宙复合时期电离分数的扰动

Perturbations of ionization fractions at the cosmological recombination epoch

本文分析了离子和电子数密度在复合期扰动的发展。从Seager等（1999，2000）给出的精确计算早期宇宙电离历史的方程组出发，导出了电离分数的相对扰动方程。结果表明，电离率和复合率对等离子体密度和温度的强烈依赖性使得电离分数相对扰动的振幅与重子物质密度绝热扰动的振幅有显著的偏差。这种偏差是最突出的尺度大于声视界的宇宙学绝热扰动在重组时期。最后散射面上电子和质子数密度的相对扰动幅度超过重子总数密度相对扰动幅度的$\simeq$ 5倍，对于氦离子，这个比值达到$\simeq$ 18。对于视界下的宇宙学扰动，这些比值似乎基本上较小，并取决于振荡相位的时刻去耦。在复合阶段，离子和电子数密度的扰动对等离子体温度涨落没有贡献，但在大于声视界的尺度上，引起光学深度最后一个散射面$δz_{dec}/(z_{dec}+1)\approx -δ_b/3$的“扰动”.这可能会导致在几个角度尺度上的CMB偏振模式的预先计算值的显著变化。

利用中性锂对微波背景各向异性的影响探测宇宙学膨胀后的宇宙

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。

来自宇宙重子生成的反物质和CMB辐射的各向异性和偏振

Antimatter from the cosmological baryogenesis and the anisotropies and polarization of the CMB radiation

在自发重子生成的框架下，讨论了早期宇宙中由标量场的相变产生宇宙学重子不对称性和熵的假设。我们发现，在宇宙学氢复合过程中，物质-反物质云的湮灭会使复合延迟，从而扭曲宇宙微波背景的各向异性和极化。在类星体形成和星系形成之前，反重子云（ABC）和重子物质的复合湮灭可以在高红移处产生峰状再电离。我们讨论了最近的WMAP CMB各向异性和极化数据的自发重子生成方案的参数的约束条件，并在即将到来的普朗克数据的反物质云的可能表现。

宇宙学氢复合线在CMB功率谱上的印记

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。

后复合引力对宇宙微波背景各向异性和宇宙学参数估计的贡献

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。

宇宙<->中氢的双光子2s ~ 1 s跃迁

Two-Photon 2s<->1s Transitions during Recombination of Hydrogen in the Universe

基于标准宇宙学模型，计算了在<->考虑黑体辐射和等离子体复合辐射的平衡背景辐射诱导跃迁时，对原初氢等离子体复合条件下氢原子双光子2s 1 s跃迁速率的修正.

复合时电离辐射和共振辐射的宇宙学约束

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。

延迟膨胀与宇宙参数

Delayed Recombination and Cosmic Parameters

目前的宇宙学约束来自宇宙微波背景（CMB）的各向异性通常是假设一个标准的复合方案，但额外的共振和电离辐射源可以延迟复合，改变宇宙电离的历史和宇宙学推论从CMB数据。我们表明，最近的观测CMB各向异性，从威尔金森微波各向异性探测器卫星任务5年调查（WMAP 5）和ACBAR实验，额外的共振辐射几乎退化的光谱指数，n_s的变化，并有显着的影响，对哈勃常数，宇宙年龄，曲率和中微子质量的上限约束的不确定性。当考虑修改的重组方案时，重组的红移被约束为z_*=1078 \pm 11，测量中的不确定性比标准重组假设下获得的不确定性弱一个数量级，而对移位参数的约束被移位1-sigma，R=1.734 \pm 0.028。虽然延迟重组限制了从WMAP卫星参数估计的精度，我们证明，这不应该是未来的情况下，更小的角度尺度的测量，如普朗克卫星任务。

宇宙学氢膨胀时期的宇宙微波背景谱线

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。

禁戒跃迁对宇宙学氢氦复合的影响

The effect of forbidden transitions on cosmological hydrogen and helium recombination

宇宙中超过一半的原子通过禁戒跃迁进行重组，因此准确处理禁戒通道对于以未来微波各向异性实验所需的精度水平跟踪宇宙重组过程非常重要。我们对氢氦复合过程进行了多能级计算，其中加入了中性氦（He I）的2 P三重态到1 S单重态的自旋禁戒跃迁，以及氢（n=40）和He I（n ≤ 10和l ≤ 7）单重态之间的nS-1 S和nD-1 S双光子跃迁.这种跃迁的潜在重要性首先由Dubrovich和Grachev（2005）使用有效的三能级原子模型提出。在这里，我们放松了高激发态之间的热平衡假设，研究了这些额外的禁戒跃迁对电离分数x_e和宇宙微波背景（CMB）角功率谱C_l的影响。自旋禁戒跃迁使x_e的变化大于1%。双光子跃迁也可能产生不可忽略的影响，但目前仅存在n<=3的精确速率。我们发现x_e和C_l的变化都在Dubrovich & Grachev（2005）给出的近似速率的百分比水平。然而，H原子从3S到1 S和从3D到1 S的双光子率似乎被高估了，我们最好的数值计算结果表明，H原子从3S到1 S和从3D到1 S的双光子率对x_e和C_l的影响在百分之以下。尽管如此，我们并不声称我们有明确的答案，因为有几个问题仍然悬而未决; C_ls的亚百分比水平计算需要改进原子跃迁速率的计算以及越来越复杂的多能级原子计算。

关于“宇宙等离子体的电离诱导软化和再加热”的评论

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。

极小尺度宇宙学重子微扰的非线性演化

Nonlinear Evolution of Very Small Scale Cosmological Baryon Perturbations at Recombination

研究了极小尺度下重子密度扰动的演化。特别是，在复合时期，这最初是由Sznov在1998年提出的，在较大尺度上的剪切速度场的辐射拖曳力诱导的非线性增长进行了详细的研究。结果发现，由于扩散抑制了增长，因此，在分析中忽略了扩散项，导致了相当温和的增长，其增长率为$\ll 100$，而不是Sjuv原始主张的巨大放大$\sim 10^4$。增长因子强烈地依赖于大尺度速度场的幅值。将非线性增长机制应用于一般绝热冷暗物质（CDM）模型的密度扰动。在这些模型中，前人的工作已经发现，如果存在CDM引力势，扩散阻尼不能完全消除重子密度扰动。利用本文导出的微扰速率方程，研究了重子密度微扰的非线性演化。结果表明：（1）尺度越小，非线性增长越大;这种机制只影响尺度小于$\sim 10^2M_\odot$的扰动，而这些扰动与恒星尺度是一致的。(2)对于$3-σ$大尺度速度峰，不同COBE标准化CDM模型的重子密度涨落的最大增长因子通常小于10倍。(3)生长因子依赖于$Ω_{\rm b}$。

宇宙复合周围的磁场行为

Behavior of magnetic fields around the cosmic recombination

已经提出了几种机制来产生原始磁场，并且通常假设磁场不受由于宇宙复合导致的电离率急剧下降的影响。我们通过研究复合周围的磁场和流体运动的行为来研究这一假设的有效性。结合麦克斯韦方程组，分别考虑质子、电子和中性氢的流体方程，考虑了复合效应。我们发现在宇宙学尺度下磁场守恒所需的剩余电离率约为$10^{-10}$，远小于标准值$\sim 10^{-4}$。此外，我们将说明质子和电子在复合过程中的加速，这补偿了电流载流子的减少，以保持电流和磁场。

原初氢复合中的双光子跃迁

Two-photon transitions in primordial hydrogen recombination

宇宙学氢复合的问题最近受到了广泛的关注，因为它的重要性，从CMB观测的预测和宇宙学约束。虽然双光子衰变2s-> 1 s的核心作用已经被认识了几十年，但高精度的计算要求我们考虑从更高状态ns，nd-> 1 s（n>=3）的双光子衰变。简单地尝试将这些过程包括在复合计算中，会遇到与单光子衰变序列相关的物理问题，例如3d-> 2 p-> 1 s，从技术上讲也会产生两个光子。这些对应于光学厚度的双光子光谱中的共振，需要辐射转移计算。我们推导出适当的方程，开发了一个数值代码来解决它们，并通过找到与解析近似的辐射转移方程的协议来验证结果。拉曼散射和双光子复合的相关过程包括使用类似的机器。我们的研究结果表明，在复合的早期，双光子衰变的作用，以加速复合，减少自由电子丰度的1.3%，相对于标准计算在z=1300。但是我们发现在Ly-alpha和Ly-beta之间的一些光子主要是通过3d-> 1 s双光子衰变和2s-> 1 s拉曼散射产生的。稍后，这些光子红移到Ly-α，激发氢原子，并减缓复合。因此，相对于z=900处的标准计算，自由电子丰度增加了1.3%。对于最近公布的WMAP和ACBAR数据，对CMB功率谱的隐含修正是不合格的，但在Fisher矩阵水平上，对于Planck将是7 sigma。[删节]

天空中的安德森局域化与宇宙磁场

Anderson Localization in the Sky and Cosmological Magnetic Field

本文讨论了在宇宙复合时间之前，由引力密度扰动引起的涨落等离子体中电磁场的安德森局域化。在复合时间之前的热平衡中出现随机分布的局域相干电磁场。我们认为，局域相干电场最终产生的宇宙磁场后，去耦时间。

是否有必要和另一种方法来更精确地测量宇宙微波背景温度？

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。

膨胀宇宙中共振线的时间发展

The Time Development of a Resonance Line in the Expanding Universe

通过数值求解改进的Fokker-Planck扩散方程，研究了均匀膨胀介质中共振线随时间变化的光谱轮廓。的解决方案是用来确定所需的时间，以达到一个准静态的解决方案附近的线中心。这个弛豫时间的一个简单的标度律推导和拟合的数值结果。结果适用于莱曼α散射的情况下，原始重组的氢。对于广泛的宇宙学模型，它被发现的弛豫时间小于复合时标，虽然不是一个非常大的因素。因此，在宇宙学复合计算中，准静态解的标准假设是合理有效的，并且不应该在解中引起实质性的误差。

不同宇宙学模型下太初H2的演化

Evolution of primordial H2 for different cosmological models

原始化学开始于复合时期，当时绝热膨胀导致辐射温度降至4000 K以下。早期宇宙的化学成分包括氢、氢的同位素氘、氦及其同位素形式和锂。在这篇文章中，我将介绍不同宇宙学模型的原始$H_2$丰度的演化结果以及对热退耦的影响。

在有冷暗物质和宇宙学常数的宇宙中空洞的形成

The formation of voids in a universe with cold dark matter and a cosmological constant

为了研究早期宇宙中宇宙结构的形成，已经编写了一个球形拉格朗日流体动力学程序。在这个程序中，我们考虑了无碰撞的非重子冷暗物质（CDM）的存在，宇宙学常数和一系列的物理过程中存在的重组时代，如光子拖曳产生的宇宙背景辐射和氢分子的生产。我们遵循的结构的演变，因为重组时代，直到现在的时代。作为这个代码的应用程序，我们研究了从负密度扰动的复合时代期间和之后演变的空隙的形成。我们分析了一组COBE归一化模型，使用不同的光谱，看看它们对空洞形成的影响。结果表明，在宇宙学常数（Ω_Λ~ 0.8）控制的宇宙模型中，可以形成直径从10 h ^{-1} Mpc到50 h ^{-1} Mpc的大空洞.这种特殊的情况能够形成大而深的空区域（密度对比δ< -0.6）。我们的结果还表明，作用在重子物质上的物理过程产生了一个过渡区，其中暗物质组分的半径大于重子空穴半径。这个过渡区的厚度范围从几十千秒差距到几百万秒差距，这取决于所考虑的光谱。在空洞附近和过渡区内形成的假定物体，与Ω_b/Ω_d相比，重子/暗物质的数量会有所不同。如果人们利用这些星系，通过动力学效应或其他技术来确定宇宙中存在的暗物质的数量，那么所获得的结果将只是局部的，而不能代表整个宇宙。

用元参数检验宇宙学模型和理解宇宙学参数测定

Testing cosmological models and understanding cosmological parameter determinations with metaparameters

宇宙学参数以物理上不同的方式影响可观测量。例如，重子密度ω_b影响电离历史，也影响预复合流体的压力。为了研究不同物理效应对确定omega_b的相对重要性，并测试宇宙学模型，我们人为地将omega_b分成两个“元参数”：控制电离历史的omega_{be}和在其他一切中扮演omega_b角色的omega_{bp}。在我们对该技术的演示中，我们发现omega_b = .0229 +/- .0012（没有参数分裂），omega_{bp} = .0238 +/- .0021，omega_{be} = .0150 +/- .0034和omega_{bp} - omega_{be} = .0088 +/- .0039。

一个简单的光速递减宇宙模型

A Simple Cosmological Model with Decreasing Light Speed

本文提出了一个不含宇宙学常数、允许c随时间逐渐变化的扁平宇宙动力学模型。给出了红移与距离和宇宙背景辐射温度的新关系。宇宙半径，物质密度，哈勃参数，光减速，宇宙年龄和复合时间的值。在这个减速的、以物质为主的宇宙中解释了遥远的SNeIa昏暗，而没有调用暗能量。视界、平坦性和标准大爆炸宇宙学的其他问题在不需要暴胀的情况下得到了解决。任何信号、力、粒子或波在任何时候的最高速度都受到宇宙本身膨胀速度的限制。

根据最近的CBI和未来的PLANCK数据宇宙等离子体的电离历史

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。

氢原子的双光子跃迁与宇宙复合

Two-photon transitions in hydrogen and cosmological recombination

研究了氢原子ns -> 1 s和nd -> 1 s跃迁的双光子过程。对于n<=20，我们提供了简单的解析拟合公式来描述双光子发射轮廓的非共振部分。将这些与级联项的解析形式相结合，可以简单而准确地描述整个双光子衰变谱，它只涉及几个中间态的总和。我们表明，级联项自然导致近洛伦兹形状的双光子轮廓附近的共振。然而，由于量子电动力学修正，双光子发射光谱偏离显着的洛伦兹形状在非常遥远的翅膀的共振。我们调查的距离的双光子轮廓接近洛伦兹和讨论的作用的干扰项。然后，我们分析了如何从洛伦兹形状的双光子配置文件的偏差影响宇宙学氢复合的动力学。由于在这种情况下，光子从莱曼-α共振逃逸起着至关重要的作用，我们集中在莱曼-α线附近的双光子校正。我们的计算表明，由于高壳层（n>2）的额外双光子过程而引起的电离历史的变化可能不会达到π能级。对于保守的假设，在红移z~1160处，我们得到了一个修正DN_e/N_e~-0.4%。这与最近另一项研究的结果在数值上相似;然而，导致这一结论的物理学是相当不同的。特别是，我们对有效双光子衰减率的计算产生了显著不同的值，其中共振和非共振项的相消干涉在此背景下起着至关重要的作用（删节）

Primordial magnetic fields from second-order cosmological perturbations: Tight coupling approximation

We explore the possibility of generating large-scale magnetic fields from second-order cosmological perturbations during the pre-recombination era. The key process for this is Thomson scattering between the photons and the charged particles within the cosmic plasma. To tame the multi-component interacting fluid system, we employ the tight coupling approximation. It is shown that the source term for the magnetic field is given by the vorticity, which signals the intrinsically second-order quantities, and the product of the first order perturbations. The vorticity itself is sourced by the produc…

宇宙微波背景中的各向异性：理论基础

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。

宇宙学热退耦和原始分子

Cosmological thermal decoupling and primordial molecules

原始化学开始于复合时期，当时绝热膨胀导致辐射温度降至4000 K以下。早期宇宙的化学成分包括氢、氢的同位素氘、氦及其同位素形式和锂。在这篇文章中，我将讨论原始分子对宇宙学退耦的影响。在引力不稳定性理论的框架中，每一个原型结构都是从一个微小的局部超密度开始的。只要这些非均匀性很小，它们的演化就可以用经典的线性微扰理论来研究。一旦偏差变大，线性理论就不再有效。我们提出了这些分子在线性状态和非线性状态之间的转变中所起的作用，并且表明这些分子可以导致在这两个状态之间的转向点处的热变化。

宇宙微波背景极化与宇宙电离历史

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。

LOFAR作为宇宙再电离源的探索

LOFAR as a Probe of the Sources of Cosmological Reionisation

我们建议使用的电离前的厚度作为判别在早期宇宙中，由恒星或迷你类星体的再电离的替代模式。假设光电离复合平衡，我们发现，对于小型类星体源的过渡从中性到电离星系际介质的扩展，并有两个特点。第一种是中性部分的突然急剧增加，其典型宽度为5-10兆秒差距，取决于迷你类星体的功率。第二个特征是长机翼，它代表了从中性分数$\approx 0.8$到1的慢得多的过渡。LOFAR的角分辨率有望解决这些尺度，因此，将在区分电离光子的恒星的硬源中发挥重要作用。