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
Oxygen pumping II: Probing the Inhomogeneous Metal Enrichment at the Epoch of Reionization with High Frequency CMB Observations
在再电离阶段，当高红移星系际介质（IGM）富集金属时，OI的63.2 μ m精细结构线被~ 1300 AA软紫外背景泵浦，并在宇宙微波背景（CMB）中引入光谱畸变。在这里，我们使用一个玩具模型的空间分布的中性氧，假设金属泡周围的暗物质晕，并计算这种扭曲的波动，和角功率谱它印记的CMB。我们讨论的功率谱的依赖性的速度的风污染的IGM与金属，产生这些风的晕的最小质量，和宇宙时代时，OI泵发生。我们发现，虽然CMB失真的聚类信号是弱的δ y_{rms} ~ 10^{-7}（大致对应于几个nK的温度各向异性），它可能是可达到的深集成与高灵敏度红外探测器。即使没有探测，这些仪器也应该能够对IGM的重元素富集历史进行有用的限制。
2007-09-20 astro-ph
Probing CMB Non-Gaussianity Using Local Curvature
平滑宇宙微波背景（CMB）起伏图的像元可以根据它们在"山“、”湖“和"鞍”区域的局部曲率进行分类。在高斯的情况下，每种像素所占据的分数区域可以被解析地计算为作为波动功率谱的阈值和矩的函数的偏移集的家庭。通过将这些新的统计量应用于Bouchet等人（2001）提出的假设混合模型，我们展示了如何使用这些函数的形状来精确地约束数据中的非高斯性水平。根据我们的简单测试，只有一张12.5 × 12.5 deg^2的地图，普朗克应该能够以高显著性检测到温度标准差（rms）为10%（C_1为5%）的非高斯水平，而对于温度为30%左右（C_1为15%）的非高斯水平的MAP，边缘检测是可能的。
2002-02-06 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
Probing the dark side: Constraints on the dark energy equation of state from CMB, large scale structure and Type Ia supernovae
本文用几组宇宙学数据重新分析了暗能量状态方程参数w_Q = P/ρ的约束条件，并放宽了通常的约束条件w_Q >-1。结合宇宙微波背景辐射、大尺度结构和Ia型超新星数据，我们发现了一个非平凡的w_Q下界。在95.4%的置信度下，我们发现，假设宇宙的几何形状是平坦的，-2.68 < w_Q-1的界限< -0.78 if w_Q is taken to be a completely free parameter. Reassuringly we also find that the constraint w_Q >不会显著地偏离w_Q的整体允许区域。当施加此约束时，95.4%置信界限为-1 < w_Q <-0.71。此外，一个纯宇宙学常数（w = -1）是所有可用数据的极好拟合。基于对未来普朗克CMB实验、SNAP和SNfactory超新星实验数据的模拟，我们估计在未来将w_Q限制在5%的水平是可能的。
2002-08-31 astro-ph
Probing the Largest Cosmological Scales with the CMB-Velocity Correlation
宇宙微波背景与大尺度结构之间的互相关是在最大物理尺度上研究暗能量和引力的有力工具。我们介绍了一种新的估计，CMB速度相关性，有他的大部分权力在大尺度上，并在低红移，提供高达两个更高的信噪比的因素比最近检测到的CMB-暗物质密度相关性预期从集成的萨克斯-沃尔夫效应。我们建议使用从Ia型超新星和动力学Sunyaev-Zeldovich星团调查测量的奇特速度的组合来揭示这个信号，并预测未来调查可以实现的暗能量约束。我们强调，低红移特有的速度测量应利用互补的更深的大尺度结构调查的精密宇宙学。
2008-01-14 astro-ph hep-ph
Probing dark energy with the CMB: projected constraints from WMAP and Planck
我们调查的准确性，即将到来的空间为基础的宇宙微波背景（CMB）的温度和偏振各向异性的观测约束的暗能量密度参数$\Oq$和状态方程$\wq=p_{\rm Q}/ρ_{\rm Q}$。尽管参数之间存在简并性，但WMAP和普朗克等高精度观测有可能提供有关暗能量性质的有趣信息。此外，我们表明，施加一个平坦的宇宙约束，使之有可能获得严格的限制空间的暗能量参数，甚至从CMB单独。
2003-06-18 astro-ph hep-ph
Probing the Friedmann equation during recombination with future CMB experiments
我们表明，通过结合测量的温度和偏振各向异性的宇宙微波背景（CMB），未来的实验将严格限制宇宙的膨胀率在重组。膨胀率的变化改变了氢的复合方式，改变了声峰的形状和CMB极化的水平。拟议的测试在精神上类似于大爆炸核合成过程中产生的轻元素丰度的检查，它构成了一种研究可能偏离标准重组的方法。为了简单起见，我们通过改变引力常量$G$来参数化弗里德曼方程的变化。对温度功率谱的主要影响是小角度尺度上的声学峰的阻尼程度的变化。这种影响可以通过改变原始功率谱的形状来补偿。我们表明，这种膨胀率和原始光谱之间的简并可以通过测量CMB偏振被打破。特别是，我们表明，MAP卫星可以获得一个约束的膨胀率$H$重组过程中的$δH/H \simeq 0.09$或$δG/G \simeq 0.18$观察四年后，而普朗克可以获得$δH/H \leq 0.014$或$δG/G \leq 0.028$在两年内，即使在允许进一步的自由度的形状的原始波动的功率谱。
2003-03-26 astro-ph
Probing the Origins of Voids in the Distribution of Galaxies
如果我们今天在星系分布中看到的空洞是在重组时存在的，它们将在宇宙微波背景（CMB）上留下印记。另一方面，如果这些空隙形成得晚得多，它们对CMB的影响将是可以忽略的，并且在当前一代的实验中不会观察到。在2004年澳大利亚天文学会年度科学会议上发表的这篇论文中，我们讨论了我们正在进行的对原始起源空洞的调查。我们表明，如果在冷暗物质分布的空隙存在的去耦的时代，他们可以显着的宇宙背景成像仪（CBI）深场检测到的小尺度上的CMB功率的明显上升。在这里，我们提出了我们的改进的方法来预测原始的空隙对CMB的影响，我们把一个空的冷暗物质（CDM）分布采用玻尔兹曼求解器作为一个外部源。我们改进的预测包括一个宇宙学常数（λ）和声学振荡产生的空隙在早期的影响。我们发现，在最后一个散射表面上具有相对较大空隙的模型预测了爱因斯坦-德西特背景宇宙学中太多的CMB功率，但可能与当前在Lambda-CDM宇宙中的CMB观测结果一致。
2005-03-30 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
Probing the Universe on Gigaparsec Scales with Remote Cosmic Microwave Background Quadrupole Measurements
宇宙微波背景（CMB）辐射在星系团中的散射会产生一个偏振信号，该偏振信号与星系团位置和回望时刻的CMB四极各向异性成正比。对这种远程四极测量的调查提供了关于大尺度宇宙学扰动的信息。本文提出了一种计算球谐空间中四极子遥测的关联函数的形式。独立模式探测单红移和体积有限的调查的数量，以及这些模式探测的长度尺度。在稀疏覆盖大面积天空的远程四极杆测量中，最大尺度模式探测与四极杆相同的长度尺度，但具有窄得多的傅立叶空间窗口函数。最大尺度的模式与本地CMB显着相关，但即使当这种相关性被投影出最大的剩余模式探测千兆秒差距尺度（相当于CMB在l=2-10）与窄窗口函数。这些模式可以提供洞察大尺度CMB各向异性的可能异常。在固定的红移下，这样的测量数据在球上形成了一个E型自旋2场，达到了一个很好的近似值;几乎不存在B模将为系统误差提供一个有价值的检查。一项调查，只有少数的低红移集群允许一个独立的重建的五个系数的本地CMB四极，提供了一个测试污染的WMAP四极。这里提出的形式主义也适用于分析小尺度的调查，以探索后期集成的萨克斯-沃尔夫效应，从而暗能量的属性
2006-06-15 astro-ph
Probing the power spectrum bend with recent CMB data
利用Boomerang和MAXIMA实验获得的新的宇宙微波背景（CMB）数据，对原始涨落谱P（k）进行了约束。我们的研究是基于慢卷暴胀模型，我们认为一个运行的光谱指数的可能性。具体地说，我们将功率谱P（k）扩展到ln（k）中的二阶，从而允许功率谱在k空间中“弯曲”。我们表明，允许的功率谱弯曲擦除的能力，目前的数据来测量张量标量扰动比。此外，如果原始重子密度Ω_b h^2与大爆炸核合成（BBN）中发现的一样低，则数据支持功率谱的负弯曲，对应于在k=0.004 Mpc^-1的标度附近功率谱中的类似凸点的特征。
2001-01-03 astro-ph hep-ph
Cosmic complementarity: probing the acceleration of the Universe
我们评估欧米茄和λ可以通过结合各种类型的即将到来的实验测量的准确性。有用的表达式Fisher信息矩阵推导出经典的宇宙学测试，涉及光度（如，SN Ia），角的大小，年龄和数量计数。这些几何探针被发现是相当互补的，彼此和推断从集群丰度和宇宙微波背景（CMB）。例如，Ia超新星和宇宙微波背景辐射的联合分析与对任一数据集的单独分析相比，误差线减少了大约一个数量级。
1998-05-11 astro-ph
Probing neutrino masses with CMB lensing extraction
我们评估未来的宇宙微波背景（CMB）实验的能力，测量功率谱的大尺度结构使用二次估计的弱透镜偏转场。计算了BICEP、QUaD、BRAIN、ClOVER和PLANCK等CMB实验对当前中微子振荡数据所指示的非零总中微子质量M_nu的灵敏度。我们发现，这些实验极大地受益于透镜提取技术，提高他们的一个西格玛灵敏度M_nu的四个因素。普朗克和SAMPAN小型卫星项目的数据结合起来将导致sigma（M_nu）= 0.1 eV，而小到sigma（M_nu）= 0.035 eV的数值是在基于带有被动冷却3-4米孔径望远镜的测辐射热计的空间飞行任务的范围之内，这是目前正在研究的最雄心勃勃的项目的代表。我们表明，我们的研究结果是强大的，不仅考虑到可能的困难，从主CMB信号减去天体物理前景，但最小的宇宙学模型（λ混合暗物质）是广义的，以包括一个可能的标量倾斜运行，一个恒定的状态方程参数的暗能量和/或额外的相对论自由度。
2006-02-01 astro-ph hep-ph
Probing dark energy perturbations: the dark energy equation of state and speed of sound as measured by WMAP
我们回顾了在宇宙中有一个非平凡的物质成分的影响，并通过物质功率谱和ISW效应检测这样一个组件的潜力。我们采用唯象的方法，把神秘的暗能量看作是一种宇宙流体。因此，它的状态方程和它的声速完全表征了它，直到线性级。尽管物态方程在文献中得到了广泛的研究，但对声速的研究却很少。它的观测结果主要来自于暗物质的大尺度扰动模式（k < 0.01 h.Mpc^{-1}）。由于这些模式几乎没有探测到大尺度星系调查，我们调查是否联合约束，可以放置在这两个数量使用最近的CMB波动测量WMAP以及最近测量的CMB大尺度结构互相关。我们发现仅从CMB单独检测到声速的试验性1 $sigma$，在此低显著性水平下，c_{s} ^{2}<0.04。此外，目前的不确定性偏差的物质功率谱排除任何限制被放置使用的交叉相关的CMB与NVSS无线电调查。然而，我们相信，在不久的将来，通过改进测量尺度和深度来改善偏差将提高探测声速的希望。
2003-07-17 astro-ph
CMB Observational Techniques and Recent Results
宇宙微波背景（CMB）由大爆炸后约2个月最后产生的光子组成，并在大爆炸后约380，000年最后散射。CMB的光谱非常接近于2.725 K的黑体，并且CMB与黑体的任何偏差的上限都对CMB与所有红移小于2，000，000的物质之间的能量转移产生了强烈的限制。宇宙微波背景非常接近各向同性，但偶极各向异性为+/-3.346（17）mK，表明太阳系的重心相对于可观测宇宙的移动速度为368+/-2 km/sec。偶极子对应于球谐指数l=1。更高的指数l geq 2表明宇宙中存在的内在不均匀性，在最后一次散射的时候。虽然光子只是在上次散射之后才自由传播，但CMB光子所追踪的不均匀性在大爆炸后10^{-35}秒的暴胀时期就已经存在。这些固有的各向异性的幅度比偶极子各向异性小得多，Δ T leq为100 microK。各向异性辐射场的电子散射在CMB中产生振幅小于5 microK的各向异性线性极化。对温度和线性偏振各向异性的角功率谱的详细研究已经产生了许多宇宙学参数的精确值。本文将讨论测量比仪器发射小1亿倍的信号所需的技术，并简要描述WMAP实验的结果。
2003-12-31 astro-ph
The last stand before MAP: cosmological parameters from lensing, CMB and galaxy clustering
宇宙剪切测量现在已经改善到这样的程度，它们值得被视为与宇宙微波背景辐射和星系团数据的宇宙学参数分析，使用完整的测量孔径质量方差曲线，而不是仅仅是一个现象参数化。我们进行了详细的9参数分析最近的透镜（RCS），CMB（Archeops）和星系团（2dF）的数据，无论是单独和联合。CMB和2dF数据与简单的平坦绝热标度不变模型一致，其中Omega_Lambda=0.72+/-0.09，omega_cdm=0.115+/-0.013，omega_b=0.024+/-0.003，并且在z~8附近存在再电离的暗示。透镜有助于进一步收紧这些约束，但揭示了关于功率谱归一化的紧张局势：包括RCS调查结果显着提高sigma 8，并迫使其他参数达到令人不舒服的值。事实上，sigma 8正在成为目前最有争议的宇宙学参数，我们讨论这个sigma 8问题的可能解决方案。我们还评论了令人不安的事实，许多最近的分析（包括这一个）获得的误差小于Fisher矩阵界。我们结合所有现有的实验产生了一个CMB功率谱，并将其用于下个月的“MAP与世界”比较，这将提供一个强大的测试，以检验宇宙学界的误差估计有多现实。
2002-12-20 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis with CMB Inputs: Probing the Early Universe and Light Element Astrophysics
宇宙微波背景（CMB）对重子-光子比$η\propto Ω_{\rm baryon} h^2$的测定将从（标准）大爆炸核合成（BBN）计算中删除最后一个自由参数。这将使BBN成为早期宇宙物理学的更敏锐的探测器，例如，大大改进了BBN对轻中微子种类$N_{ν,eff}$的有效数量的测量。我们展示了如何CMB可以提高这一限制，目前的轻元素数据。此外，通过使用其他元素，特别是氘，将有可能独立于\he 4来限制$N_{ν,eff}$;这将允许更严格的限制和系统学测试。例如，如果$η\sim 6.0\times 10^{-10}$为$η$，则3%的$η$测量值与10%（3%）的原始D/H测量值一起可以测量$N_{ν,eff}$至$σ_{95%}(N_ν) = 1.8$（1.0）的95%置信水平。如果采用标准模型值$N_{ν,eff}=3$，则可以使用CMB的$η$（及其不确定性）对原始丰度进行准确预测。这些决定可以反过来成为关键的投入，在核合成历史（化学演化）的星系，从而对这些模型的约束。
2001-05-22 astro-ph hep-ph nucl-th
CMB Optical Depth Measurements: Past, Present, Future
宇宙微波背景（CMB）的偏振与CMB的温度各向异性完全相同。然而，极化还有一个额外的希望，那就是精确地探测宇宙的再电离历史，并可能限制或探测暴胀产生的引力波的原始背景。我们证明，这两个CMB极化目标是相互兼容的。一个偏振计优化，以检测膨胀引力波背景签名的偏振的CMB是很好的定位，以检测现实的第一光的情况下的签名。我们还讨论了目前的结果和未来的CMB偏振实验的前景。
2005-12-08 astro-ph
Probing Primordial Magnetic Fields with the 21cm Fluctuations
宇宙极早期可能产生的原始磁场是许多星系和星系团中观测到的磁场的起源的候选者之一。复合后，原初磁场的耗散过程使重子温度升高。洛伦兹力作用于剩余的离子和电子以产生密度波动。这些效应在中性氢21厘米谱线产生的宇宙微波背景（CMB）亮温起伏上留下了印记。我们计算了具有几个纳米高斯强度的原始磁场和幂律谱的模型的亮度温度涨落的角功率谱。结果表明，亮温起伏的总体幅度和形状取决于原始磁场的强度和谱指数。因此，我们期望CMB亮温涨落的观测能对原始磁场提供一个强有力的约束。
2006-07-10 astro-ph
Probing Intracluster Magnetic Fields with Cosmic Microwave Background Polarization
具有$ \sim μG $强度的团内磁场在宇宙微波背景（CMB）极化上引起法拉第旋转。这种效应的测量可以潜在地探测跨星系团的星系团内磁场的详细结构，因为CMB极化是天空中连续变化的场，与传统方法相比，受到星系团后面或内部有限数量的射电源的限制。在这里，我们构建了一个方法提取信息的磁场从测量的效果，结合可能的观察Sunyaev-Zel'dovich效应和X射线发射的同一集群，需要重建的电子密度场。利用Dolag，Bartelmann & Lesch（1999）进行的高分辨率磁流体动力学模拟作为磁化星系团内气体分布的现实模型，我们证明了我们的重建技术如何很好地再现磁场，即，场强度和相干长度的球形平均径向分布。
2002-10-21 astro-ph
Probing cosmological parameters with the CMB: Forecasts from full Monte Carlo simulations
费舍尔矩阵形式主义在最近的时间已经成为标准的方法来预测精度与各种宇宙学参数可以提取未来的数据。这种方法是快速的，并且当各个参数似然近似于高斯分布时，通常返回参数误差的准确估计。然而，在高斯性不被尊重的地方（例如，由于强参数退化），Fisher矩阵形式主义失去了它的可靠性。在本文中，我们比较了Fisher矩阵方法的结果与那些从蒙特卡罗模拟。后一种方法是基于公开可用的CosmoMC代码，但使用的数据集的合成实现，预计未来的实验。我们专注于前瞻性的宇宙微波背景（CMB）数据从普朗克卫星，有或没有CMB透镜信息，其影响的最小宇宙学场景与8个参数和扩展模型与11个参数。我们发现，在许多情况下，从Fisher矩阵和蒙特卡洛方法的预测灵敏度显着不同，特别是在模型中有许多参数。对中微子质量和暗物质分数的敏感性特别容易受到变化的影响。
2006-06-09 astro-ph gr-qc hep-ph
Probing the cosmic microwave background temperature using the Sunyaev-Zeldovich effect
讨论了利用多频Sunyaev-Zeldovich（SZ）观测约束宇宙微波背景（CMB）红移与温度关系的可能性。我们已经模拟了星系团的星系通过其SZ签名检测的目录假设的灵敏度，将达到由{ \it普朗克}卫星在100，143和353 GHz，考虑到仪器噪声和污染的宇宙红外背景和未解决的射电辐射。我们将宇宙学温度-红移定律参数化为$T\propto (1+z)^{(1-a)}$。使用两套SZ通量密度比（100/143 GHz，这是最敏感的参数化的$T-z$法律，和143/353 GHz，这是最敏感的特殊速度的集群），我们表明，它是可能的恢复$T-z$法律假设的温度和红移的集群是已知的。从一个模拟的$\sim 1200$簇的目录，参数$a$可以恢复到10 $^{-2}$的精度。因此，敏感的SZ观测结果似乎是检验标准定律的一个潜在有用的工具。大多数宇宙学模型预测宇宙微波背景温度随红移呈线性变化。另一个定律的发现将对宇宙学模型产生深远的影响，这意味着能量的产生方式仍然保持着红移为零的CMB光谱的黑体形状。
2005-07-01 astro-ph
CMBPol Mission Concept Study: Probing Inflation with CMB Polarization
我们总结了精确的宇宙微波背景（CMB）偏振测量作为暴胀物理探测器的效用。我们专注于使用CMB测量来区分各种通货膨胀机制的前景。特别是，原始B模式偏振的检测将证明暴胀发生在非常高的能量尺度上，并且暴胀子在场空间中穿过超普朗克距离。我们解释了如何这样的检测或约束将照亮物理学方面的普朗克尺度。此外，CMB测量可以限制原始波动的尺度依赖性和非高斯性，并限制显着的等曲率贡献的可能性。每一个这样的限制都提供了关于潜在通货膨胀动态的关键信息。最后，我们量化这些考虑提出预测未来的卫星实验的通货膨胀参数的敏感性。
2009-03-14 astro-ph gr-qc hep-ph
Sources of CMB Spots in Closed Hyperbolic Universes
结果以前的一篇论文的作者[天体物理学。J.470，43（1996）中的方法进行了改进，通过一种更可靠的技术来找到其图像位于最后散射表面上的源的位置。
2000-07-28 astro-ph
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
Probing Dark Energy with Supernovae: Exploiting Complementarity with the Cosmic Microwave Background
未来十年，宇宙学和粒子物理学的一个主要目标将是揭开推动宇宙加速膨胀的暗能量的本质。特别是，确定状态方程的暗能量，w等效p/rho，其时间变化，dw/dz，将是至关重要的发展理论理解的新物理现象背后。Ia型超新星（SNe）和宇宙微波背景辐射（CMB）的各向异性对暗能量状态方程都很敏感。SNe单独可以以一定的精度确定w（z），而CMB各向异性单独不能，因为物质密度Omega_M和w之间有很强的简并。然而，我们表明，普朗克CMB任务可以显着提高深SNe调查的权力，以探测W，特别是dw/dz。由于CMB约束在Omega_M-w平面上几乎与SNe约束正交，因此对于约束w（z），普朗克比精确确定Omega_M更有用。我们讨论了CMB/SNe互补性如何影响超新星调查的红移分布的策略，以确定w（z），并得出结论，一个精心设计的样本应该包括大量的超新星红移z ~ 2。
2003-04-30 astro-ph hep-ph
Topological properties of the Cosmic Microwave Background polarization map
宇宙微波背景（CMB）温度各向异性的观测取得了迅速的进展。这些观测使宇宙学家能够描述宇宙在重组时的状态，现在的观测工作正朝着获得CMB的偏振图的方向发展。在这里，我们把CMB偏振图与液晶进行类比，指出两者有着相似的缺陷。利用缺陷形成理论中的已知结果，我们预测了CMB偏振图中缺陷的统计分布，并为在大角度尺度上探测CMB提供了一种新的工具。
2003-05-08 astro-ph
Steerable wavelet analysis of CMB structures alignment
本文回顾了一种新的方法，用于分析宇宙的各向同性探测在CMB的局部结构的对齐的应用。所提出的方法的强度依赖于CMB信号的可操纵小波滤波。一方面，滤波器可操纵性使得CMB特征的局部取向的计算在计算时间方面是可承受的。另一方面，小波滤波的尺度空间性质允许探索不同尺度下局部结构的对齐，探测可能的不同现象。我们介绍了WMAP第一年的数据分析最近进行的同一作者（Wiaux等人），特别地，检测到优选平面，其具有接近CMB偶极轴的北端的北端位置的法线方向。此外，在该平面上发现了一个最优选的方向，其北端方向非常接近黄道北极。这一结果首次综合了先前报道的在偶极子和黄道极轴方向上发现的异常。在一篇即将发表的论文（Vielva等人）中，我们已经将我们的分析扩展到对单个频率图的研究，发现了丢弃前景作为异常起源的第一个迹象。我们还测试了优选方向是由均匀分布在天空中的结构定义的，而不是来自局部区域。我们还分析了WMAP的3年数据，发现了相同的异常模式，尽管显着性水平略低。
2006-09-06 astro-ph
Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization
最近在红移6.28的SDSS类星体的光谱中发现了一个冈恩-彼得森（GP）槽，这提高了我们探测到宇宙再电离的诱人可能性。然而，小至0.1%的中性部分（氢）足以引起GP槽，因此其检测本身不能排除在更早的时期再电离。宇宙微波背景（CMB）的偏振各向异性为探索宇宙的黑暗时代提供了另一种途径。我们发现，对于大多数模型的约束下，目前的CMB数据和发现的GP槽（显示，再电离发生在z > 6.3），MAP可以检测到再电离签名的偏振功率谱。对电子光学深度的测量的预期1-西格玛误差为约0.03，对该光学深度的值具有弱依赖性。这种对光学深度的约束将允许MAP在6%的原始功率谱的幅度上实现1-sigma误差。经过两年的观测（普朗克观测一年），MAP可以区分一个在红移6.3和20之间部分电离度为50%（6%）的模型，以及一个在红移大于6.3时氢完全中性的模型。普朗克将能够区分不同的再电离历史，即使它们意味着相同的光学深度，以电子散射的CMB光子。
2002-10-12 astro-ph
A CMB Polarization Primer
我们提出了一个教学和现象学的介绍宇宙微波背景（CMB）极化的研究，建立其检测的前景和面临的挑战的直觉。汤姆逊散射的温度各向异性的最后散射表面上产生的线性偏振模式的天空，可以简单地读出了他们的四极矩。这些又直接对应于宇宙学扰动的基本标量（压缩）、矢量（涡旋）和张量（引力波）模式。我们解释的起源和现象学的几何区别，这些模式在所谓的电和磁宇称模式，以及它们与温度模式的相关性。通过隔离最后的散射面和各种微扰模式，偏振为宇宙学模型的唯象重建提供了独特的信息。最后，我们评论的理论与实验数据的比较和展望未来的检测CMB偏振。
1997-06-16 astro-ph
ROMA: a map-making algorithm for polarised CMB data sets
我们提出了ROMA，一个并行的代码来产生联合最佳的温度和偏振图的多探测器CMB观测。ROMA是一种快速，准确和鲁棒的迭代广义最小二乘方法来实现地图制作。我们基准ROMA上的现实模拟数据从最后，偏振敏感，飞行的BOOMERAN。
2005-02-07 astro-ph
Quintessence and the Separation of CMB Peaks
我们建议，应该有可能使用CMB来区分不同状态方程的暗能量模型，包括区分宇宙学常数从许多模型的精髓。CMB各向异性中峰的分离可以通过三个量来参数化：今天的精华的量、最后散射的量和精华的平均状态方程。特别是，我们表明，CMB峰可用于测量的暗能量的量之前，最后的散射。
2001-04-25 astro-ph hep-ph
A Lensing Reconstruction of Primordial Cosmic Microwave Background Polarization
我们讨论了一种可能性，直接重建CMB的偏振场在最后的散射表面的修改所施加的引力透镜效应。建议的方法需要一个跟踪场的大尺度结构透镜势，偏转传播的CMB光子从最后的散射表面。这些所需的信息可以来自对大尺度结构物质分布的各种观测，包括从涉及星系形状的透镜剪切研究中重建的会聚。在所谓的旋度或B模式的CMB偏振的情况下，重建允许人们识别暴胀引力波的独特特征。
2002-05-17 astro-ph
How Can We Study the Local Universe with CMB Photons?
我们展示了如何在宇宙微波背景（CMB）的温度波动的观测可以用来提取信息的大尺度结构，包括暗物质分布，压力和晕速度涉及的视线，横向和旋转组件。该频谱可用于将SZ效应与热波动分开。CMB中高阶相关性的测量可用于提取涉及透镜效应和动力学SZ效应的效应。高信噪比弧分尺度CMB实验可用于构建弱透镜收敛，这在很好地理解背景源、最后散射表面处的CMB各向异性的情况下是有用的。
2001-12-18 astro-ph
Getting Around Cosmic Variance
宇宙微波背景（CMB）各向异性探测可观测宇宙边缘的原始密度场。各向异性可以用有限的精确度（“宇宙方差”）来确定原始质量波动的幅度。这是因为最后散射表面（SLS）探测的只是宇宙的有限二维切片。探测从宇宙中不同位置观测到的其他SLS将减少宇宙方差。特别是，由星系团中的电子气散射的CMB光子的偏振提供了由星系团看到的CMB四极矩的测量。因此，对许多星系团的CMB偏振测量将探测可观测宇宙中各种SLS的各向异性，从而降低宇宙方差的不确定性。
1997-03-18 astro-ph
CMB and Cosmological Parameters: Current Status and Prospects
近年来，宇宙微波背景（CMB）的研究取得了令人振奋的进展。随着最近的CMB球载和地基实验，我们正在进入一个新的时代的“精确”宇宙学，使我们能够使用CMB各向异性测量约束宇宙学参数和测试新的理论方案。
2002-04-01 astro-ph hep-ph
Probing the dark energy: methods and strategies
宇宙中暗能量的存在可以直接从宇宙的加速膨胀中推断出来，也可以间接地从宇宙微波背景（CMB）各向异性的测量中推断出来。暗能量贡献了临界密度的2/3左右，分布非常平滑，并且有很大的负压。它的性质是非常未知的。它的大部分可辨别的后果来自于它对宇宙膨胀率演化的影响，这反过来又影响了密度扰动的增长和宇宙的年龄，并且可以通过经典的运动学宇宙学测试来探测。在没有令人信服的理论模型（甚至是一类模型）的情况下，我们用一个有效的状态方程w=p_X/ρ_X来描述暗能量，该状态方程可以随时间变化。我们描述和比较不同的方法来确定w（t），包括星等红移（哈勃）图，星系和星系团的数量计数，CMB各向异性，特别关注使用的样本几千Ia型超新星的红移z \lesssim 1.7，可能会收集的建议SNAP卫星。除其他外，我们推导出最佳的策略约束宇宙学参数使用Ia型超新星。虽然在短期内CMB各向异性将提供第一次测量的w，超新星和数计数似乎有最大的潜力探测暗能量。
2000-12-28 astro-ph hep-ph
The Physics of CMBR Anisotropies
宇宙中观察到的结构被认为是由早期宇宙中产生的小波动引起的引力不稳定性引起的。这些空间波动作为角度各向异性印在CMBR上。将早期宇宙的初始涨落与观测到的各向异性联系起来的物理学已经相当好地理解了，因为它在很大程度上涉及线性微扰理论。这使得CMBR各向异性成为初始波动的最干净的探测器之一，各种宇宙学参数控制着它们的演化，也是宇宙的几何形状。在这里，我们审查在相当教学的方式的物理学的CMBR各向异性和解释它们在探测宇宙学参数中发挥的作用，特别是在光的最新观测从WMAP卫星。
2004-11-02 astro-ph gr-qc
Probing neutrino masses with future galaxy redshift surveys
我们进行了一个新的研究，未来的星系红移调查的自由流效应所造成的中微子质量的敏感性，增加了宇宙学参数的测量的主要各向异性的宇宙微波背景（CMB）的信息。我们的参考宇宙学方案有九个参数和三个不同的中微子质量，并由振荡实验强加了一个层次。在目前的十年内，斯隆数字巡天（SDSS）和普朗克实验的CMB数据的组合将有一个2西格玛的总中微子质量接近0.2 eV的检测阈值。这个估计是强大的对参考宇宙学模型中包含额外的自由参数。从长远来看，下一代的实验可能会达到2-sigma的阶和m_nu = 0.1 eV的值，或者更好，如果一个星系红移调查显着大于SDSS完成。我们还讨论了如何在正常的和倒置的层次计划的自由流尺度上的小变化转化为预期的误差，从未来的宇宙学数据。
2004-04-06 astro-ph hep-ph
Probing Dark Energy Using Its Density Instead of Its Equation of State
暗能量密度随红移的变化，$ρ_X(z)$，为暗能量的性质提供了一个关键线索。由于$ρ_X(z)$通过积分依赖于暗能量状态方程$w_X(z)$，因此给定相同的观测数据，$ρ_X(z)$可以比$w_X(z)$受到更严格的约束。我们明确地证明了这一点，使用当前Ia型超新星（SN Ia）的数据[的THEX/巴里斯样本]，连同宇宙微波背景（CMB）的移动参数从CMB数据（WMAP，CBI，和ACBAR），和大尺度结构（LSS）的增长因子从2dF星系巡天数据。我们假设宇宙是平坦的，并使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术在我们的分析。我们发现，虽然从当前数据中提取的$w_X(z)$与68% C. L.的宇宙学常数一致，$ρ_X(z)$（不确定性小得多）则不然。我们的结果清楚地表明，使用$ρ_X(z)$，而不是$w_X(z)$，探测暗能量的优势。
2004-02-09 astro-ph hep-ph
Probing Non-Gaussianity In The Cosmic Microwave Background Anisotropies: One Point Distribution Function
利用WMAP三年观测资料，利用单点分布函数分析了宇宙微波背景（CMB）各向异性资料中的非高斯性。进行计算机模拟，以确定结果的不确定性。在95%的置信水平下，Q波段的非高斯参数f_NL被限制为26<f_NL<82，V波段的非高斯参数f_NL被限制为12<f_NL <67，W波段的非高斯参数f_NL被限制为7<f_NL<64，Q+V+W组合的非高斯参数f_NL被限制为23<f_NL<75。
2007-10-16 astro-ph hep-th
Wavelet Band Powers of the Primordial Power Spectrum from CMB Data
测量原始物质的功率谱是我们探测早期宇宙中未知物理的主要手段。我们允许原始功率谱是一个任意的函数，并将其参数化的小波频带的权力。目前的宇宙学数据对应于11个这样的小波频带。我们从当前的宇宙微波背景各向异性（CMB）的数据，使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术，这些频带功率以及$H_0$，$Ω_b h^2$和$Ω_m h^2$的约束。我们的研究结果表明，在原始功率谱在$ 0.008 \la k/(h {Mpc}^{-1}) \la 0.1$的功能。MAP和普朗克数据应该使我们能够对原始功率谱施加更严格的约束。
2003-04-23 astro-ph hep-ph
Evolution of polarization orientations in a flat universe with vector perturbations: CMB and quasistellar objects
被认为是一个平坦的弗里德曼-罗伯逊-沃克背景的矢量扰动（涡旋特有的速度场）所产生的各种影响。在存在这种类型的扰动的情况下，偏振矢量旋转。给出了一个旋转角的计算公式，并证明了旋转角不仅与观测方向有关，而且与发射红移有关。因此，不同类星体的旋转是不同的，宇宙微波背景（CMB）辐射沿着不同方向（从最后散射表面的不同点）也是不同的。由于这些旋转，在类星体极化方向的初始随机场中可能会出现一些相关性。此外，CMB的极化相关性可能会发生改变。本文同时考虑了类星体和CMB图。在具有非常大空间尺度的线性矢量模的情况下，类星体（位于红移z < 2.6）的最大旋转角似乎只有几度，而CMB的最大旋转角只有十分之几度。这些最后的旋转对CMB偏振的B模式产生了贡献，这些贡献太小而无法用普朗克观测到（在不久的将来）;然而，这些贡献足够大，可以用下一代卫星观测到，这些卫星被设计用于探测原始引力波产生的小B模式。
2007-01-31 astro-ph gr-qc
Constraining Quintessence with the New CMB Data
最近由BOOMERANG和MAXIMA公布的CMB数据表明，各向异性谱在800<l_3<900范围内有第三个峰。这个结果与来自大尺度结构的约束的结合允许我们区分不同的精髓模型。特别地，我们发现幂α>1的逆幂律模型是不利的。在最后一次散射之前具有超过5%的精华的模型需要大于1的光谱指数。这些限制与超新星观测进行了比较。我们还表明，现在仅CMB就为宇宙加速提供了强有力的证据。
2002-03-15 astro-ph hep-ph
A fully covariant description of CMB anisotropies
从物质和辐射的精确非线性描述出发，通过积分从上次散射到今天观测点的光子测地线，得到了用Weyl张量的电（$E_{ab}$）和磁（$H_{ab}$）部分表示的宇宙微波背景辐射（CBR）观测温度各向异性的完全协变和规范不变公式.这改进和扩展了Russ等人的早期工作，其中通过对红移进行一阶变化获得了类似的公式。在标量（密度）扰动的情况下，$E_{ab}$是有关的引力势$Φ_k$和通常占主导地位的萨克斯-沃尔夫贡献$δT_R/\bar{T}_R\simΦ_k$的温度各向异性的谐波分量恢复，连同由于时间变化的潜力（里斯-Sciama效应），熵和速度扰动在最后散射和压力抑制项重要的低密度宇宙的贡献。我们还明确地证明了假设微扰在退耦时是绝热的有效性，并表明，如果最后一次散射的表面被正确地放置，背景宇宙模型是一个平坦的尘埃主导的Friedmann-Robertson-Walker模型（FRW），那么大尺度温度各向异性可以解释为由于物质相对于恒定温度表面的运动，最后散射的表面。
1997-07-10 astro-ph gr-qc
Global universe anisotropy probed by the alignment of structures in the cosmic microwave background
我们通过探测宇宙微波背景（CMB）辐射中局域结构的排列来质疑全球宇宙的各向同性。所提出的原始方法依赖于球体上的CMB信号的可操纵小波分解。第一年的WMAP数据的分析确定了一个平均的首选平面与一个正常的方向接近CMB偶极轴，和一个平均的首选方向在这个平面上，非常接近黄道极轴。以前的统计各向异性结果，从而合成，但仍需要进一步的分析，以确定其起源。
2006-03-14 astro-ph gr-qc
Decoupling and coherent plasma oscillations around last scattering
重子-光子流体退耦的相干性质被认为是一个有效的非线性薛定谔方程的宏观波函数，指定的相干态的指数。本文研究了等离子体中大尺度凝聚体形成前过渡声学湍流的产生及其对CMB功率谱的影响。对于足够大的波数$k$以及弱非线性和完全无序的初始条件，导出了{ \it波数}空间中CMB多普勒谱$E(k)$（角度平均）的标度$k^{-1}$律。使用最新的WMAP数据，它表明，所谓的第一声峰表示（在补偿频谱形式）的频谱$E(k)$在冷凝物形成过程的一个相当先进的阶段的预冷凝分数。
2007-11-25 astro-ph nlin.CD physics.plasm-ph
