衡量暗宇宙的时空波动

中微子的加权：弱透镜方法

Weighing Neutrinos: Weak Lensing Approach

研究了利用弱引力透镜测量中微子质量的可能性。非零质量中微子的存在导致在小尺度下的功率抑制，并减少了预期的弱透镜信号。在弱透镜功率谱中测量这种抑制可以直接测量中微子质量，而其他各种实验只允许两种中微子之间的质量分裂。对宇宙学参数的准确性作了合理的假设，我们建议100平方公里的弱透镜巡天。度可以很容易地用来探测中微子下降到3.5电子伏特的质量限制在2西格玛水平。这个极限低于目前中微子质量的极限，例如Ly-alpha森林和SN 1987 A。一个π球面度的极限为25星等的终极弱透镜巡天可以用来探测质量极限为0.4 eV的中微子，前提是其他宇宙学参数可以达到使用MAP卫星从宇宙微波背景谱中获得的预期精度。利用普朗克卫星估算的改进参数，弱透镜对中微子质量的限制可以进一步降低3到4倍。对于小得多的调查（10 sqr.度），很可能在不久的将来首次使用几个宽视场相机，中微子的存在可以安全地忽略传统的宇宙学参数，如宇宙的质量密度。然而，配备了宇宙学参数估计与其他技术，即使是这样的小面积调查允许一个强大的可能性，调查非零质量中微子的存在。

宇宙中的随机波动和结构形成

Stochastic fluctuations and structure formation in the Universe

它表明，在宇宙中的大量熵产生的某些时代的密度扰动的演化可以描述的KPZ方程的计划。因此，可以通过$d=3+1$维表面生长的普适特性来研究各种耗散引起的随机力对宇宙结构形成的影响。我们确定时代的强随机波动，并动态地描述这些其他耗散源的噪声，除了初始（暴胀）量子波动，产生种子的密度扰动与幂律谱，包括哈里森-Zeldovich谱。

紧致双曲宇宙中宇宙微波背景的涨落

The Fluctuations of the Cosmic Microwave Background for a Compact Hyperbolic Universe

研究了小开放宇宙中宇宙微波背景（CMB）的涨落，一个周期性地由一个小的基本单元组成。初始度规扰动的演变计算使用的第一个749本征模的基本细胞的线性微扰理论的框架内使用的辐射和物质的混合物。考虑到完全的Sachs-Wolfe效应，研究了各种密度参数Omega_0下CMB的涨落。相应的角功率谱C_1与最近的实验进行了比较。

大尺度磁场、曲率起伏和宇宙的热历史

Large-scale magnetic fields, curvature fluctuations and the thermal history of the Universe

结果表明，引力磁场影响的曲率扰动的演变的方式，是让人想起一个原始的非绝热压力波动。曲率扰动的规范不变演化被用来约束磁功率谱。根据宇宙热力学历史的基本特征，修正了该界的显式推导。在磁能谱的约束的理论不确定性进行评估，通过比较的情况下，常规的热历史与估计产生的不太传统的（但现象允许）后通货膨胀的演变所获得的结果。

宇宙质量涨落振幅和高斯性的同时约束

A Simultaneous Constraint on the Amplitude and Gaussianity of Mass Fluctuations in the Universe

我们考虑宇宙中的质量波动的振幅，sigma_8，来自两个简单的观察：目前的数量密度的集群和它们的关联函数的振幅的限制。考虑到原始波动可能是非高斯的，这些约束中的每一个都倾向于引入sigma_8值的简并。然而，当这些约束结合在一起时，这种简并性就被打破了，从而产生了一个精确的σ_8的确定，以及给定背景宇宙学的非高斯性程度。对于一个平坦的Omega_m=1的宇宙，其功率谱由CDM形状参数Gamma=0.2参数化，我们发现扰动符合高斯分布，σ_8 =0.49（+0.08-0.07）（95%的极限）。对于一些流行的背景模型选择，包括青睐的低物质密度模型，原始波动是高斯的假设被排除了高度的信心。

测量宇宙波动功率谱的新X射线任务

A new X-ray mission to measure the power spectrum of fluctuations in the Universe

我们提出了一个新的，简单的，专门的X射线任务，以测量宇宙中密度波动的功率谱，通过精确地映射整个天空上的X射线背景上的一平方度左右的尺度。由于该方法依赖于检测由X射线源在明亮前景源产生的混淆噪声以上的中间红移处的聚类产生的过量波动，因此需要将计数噪声和系统噪声保持为最小。我们提出了一个正比计数器的准直视野的各种大小作为最佳的仪器，这项任务。

由纹理引起的涨落形成宇宙结构

Structure Formation in the Universe from Texture Induced Fluctuation

这封信的主题是具有拓扑缺陷的结构形成。我们首先提出了一个部分新的，完全本地和规范不变的微扰方程组来处理微波背景和暗物质波动引起的拓扑缺陷（或任何其他类型的种子）。我们表明，这种处理是非常适合于线性数值分析的结构形成，通过将其应用到纹理的情况。我们的数值结果涵盖了更大的动力学范围比以前的调查，是互补的，因为我们使用的方法有很大的不同。

Earlu宇宙中非线性亚视界尺度熵涨落的演化

The Evolution of Non-Linear Sub-Horizon Scale Entropy Fluctuations in the Earlu Universe

我们研究了中微子、重子和光子引起的耗散过程对宇宙早期（$T\approx 100$ GeV到$T\approx 1$ keV）非线性亚视界尺度熵涨落的阻尼。数值演化计算结果的初始波动幅度和长度尺度的宽范围内。这些计算包括中微子膨胀，中子和质子扩散，光子扩散热输运和流体动力学膨胀与光子-电子汤姆逊阻力的详细治疗。中微子膨胀被视为在扩散热输运制度的中微子是光学厚的长度尺度上的波动，并在均匀加热制度的中微子是光学薄的这些尺度。我们发现相当大的收敛幅度演化的初始波动长度尺度和幅度的可观的范围。在非常早期（$T$ $^>_{\sim}$ 100 GeV）产生的具有正确特征的波动被发现在核合成时期幸存下来。

宇宙参数的微调

Fine tuning of parameters of the universe

大量宇宙的生产机制被认为是。它表明，宇宙的参数适合于创造生命的必然产生的量子涨落的结果。分形结构的形成提供波动发生附近的最大值的潜力。讨论了在我们的宇宙中形成类似分形结构的几种方式。理论预测与观测数据进行了比较。

宇宙中速度涨落的功率谱

Power Spectrum of Velocity Fluctuations in the Universe

我们从四种不同的速度度量出发，研究了宇宙速度涨落的功率谱$V^2(k)$：（1）星系特有速度涨落的功率谱，（2）星系团的均方根特有速度，（3）星系分布密度涨落功率谱的速度涨落功率谱，（4）星系密度涨落功率谱的速度涨落功率谱。（4）由星系的奇特速度导出体速度。结果表明，度量（1）和（2）并不一致，要么是高估了星系特有速度的功率谱，要么是低估了均方根星系团特有速度。从星系分布（措施3）得出的速度波动的幅度取决于参数$β$。我们基于测量（2）和（4）估计参数$β$。当参数$β$在0.4-0.5范围内时，Stromlo-APM红移巡天中星系分布的速度涨落功率谱与观测到的均方根星系团速度和观测到的大尺度整体流是一致的。在这种情况下，在波长$λ=120h^{-1}$ Mpc处的函数$V(k)$的值是$\sim 350$ km s $^{-1}$，并且在半径$r=60h^{-1}$ Mpc处的整体流的均方根振幅是$\sim 340$ km s $^{-1}$。星系的速度色散主要来源于波长为$λ>100h^{-1}$ Mpc的大尺度速度涨落。

Robertson-Walker宇宙中不稳定双流体密度涨落的时间演化

Time evolution of the unstable two-fluid density fluctuations in Robertson-Walker Universes

我们考虑了由氢等离子体和辐射组成的双流体模型在宇宙氢复合前的密度涨落。作为研究方法，色散关系已被应用，从广义相对论声波方程推导出仔细考虑等离子体和辐射之间的耦合。我们得到了质量范围为2 \cdot 10 ^6 M_ \odot < M < 6 \cdot 10^{12} M_ \odot的增长不稳定声模。在第二步中，对不稳定模式的振幅的耦合微分方程相对于时间进行数值积分，其中积分从氢复合之前的初始时间延伸到当前时间。我们发现，如果宇宙用一个具有正的宇宙学常数（\simeq 2，2 \cdot 10^{-56} {cm}^{-2}）和正曲率（Lema\^ \itre -Universe）的宇宙学模型来描述，而没有必要数量的冷暗物质，那么振幅将显著增加到4个数量级。我们的结论是，星系的存在证实了这些说法。

软X射线背景涨落与宇宙大尺度结构

Soft X-ray background fluctuations and large-scale structure in the Universe

利用ROSAT位置灵敏正比计数器（PSPC）的80幅高银纬中深影像，研究了~10弧分和~2弧分束宽下软（0.9-2 keV）X射线背景强度的起伏。这些波动主要是由我们使用的光束尺寸无法分辨的源产生的混淆噪声所控制（并且很好地再现）。我们没有发现任何多余的波动，这可能是由于源集群的证据。过度波动dIclus的95%置信上限为：dIclus/Ixrb_10 arcmin<~ 0.12，dIclus/Ixrb_2 arcmin <~0.07。我们已经检查了低表面亮度扩展对象（如星系群或星系团）可能对过度波动有显着贡献的可能性，发现它们不需要拟合波动分布，并获得这种类型的源的表面密度的上限。对于宇宙密度Ω =0.1-1的任何值，标准的冷暗物质模型都会产生大于上述极限的dIclus/Ixrb，除非发射X射线的物质的偏置参数小于1，或者软X射线背景的重要部分（约30%）的红移z>1。2-10 keV的过量波动的限制也被认为是，表明在该频带的X射线源必须在红移z>1，除非Ω>0.4。最后，如果产生这些过剩涨落的源的空间关联函数是幂律，那么过剩涨落所隐含的密度对比度dho/rho表明，宇宙在几十Mpc的尺度上是平滑和线性的，而在~1 Mpc的尺度上则是高度非线性的。

微波背景双谱，论文II：低红移宇宙的探测

The Microwave Background Bispectrum, Paper II: A Probe of the Low Redshift Universe

从最后一次散射表面到观测者的视线上的引力涨落以几种相关的方式扭曲了微波背景：涨落偏转了光子路径（引力透镜），引力势的衰减产生了额外的涨落（ISW效应），星系团中热气体的散射产生了额外的涨落（Sunyaev-Zel'dovich效应）。即使在最后散射表面产生的初始波动是高斯的，这些效应的组合也会在微波天空中产生非高斯特征。我们讨论了微波双谱作为一种工具来测量和研究这种信号。对于MAP，我们估计，这些测量将使我们能够确定电离气体的分数，并探测引力势的时间演化。

分离宇宙与长波涨落的反作用

The separate universe and the back reaction of long wavelength fluctuations

我们研究了宇宙学长波微扰对宇宙演化的反作用。通过将重整化群方法应用于具有长波涨落的Friedmann-Robertson-Walker宇宙，我们证明了具有反反应效应的重整化解与分离宇宙的重整化解是等价的.然后，利用有效的Friedmann方程，我们证明了只有长波长涨落的非绝热模才影响空间平均宇宙的膨胀律。

从WMAP看宇宙的均匀性尺度

Scale of Homogeneity of the Universe from WMAP

本文综述了描述大振幅超视界引力场涨落对宇宙微波背景各向异性功率谱影响的Grishchuck-Zel'dovich效应的物理学。利用WMAP对光谱的最新测定，我们推断出目前这种波动的长度尺度的下限为宇宙粒子视界的3927倍（在95%的置信水平下）。

CMB的次级各向异性

Secondary anisotropies of the CMB

宇宙微波背景起伏通过与宇宙再电离和结构生长有关的次级各向异性的印记提供了对宇宙黑暗时代的有力探测。我们回顾了在极早期宇宙中由量子涨落直接产生的次级各向异性和初级各向异性之间的关系。二次波动的物理描述，重点是电离的历史和结构的演变。我们讨论了不同的签名所产生的二次效应在其引起的温度波动，极化和统计。次级各向异性是目前正在积极追求的，我们回顾了未来和目前的观测状况。

原始涨落谱空洞尺寸和CMBR各向异性的极限

Limits on the Primordial Fluctuation Spectrum Void Sizes and CMBR Anisotropy

我们建议使用的共同外观的空洞与星系分布的$5000 \kms$的规模来估计在这个尺度上的功率谱。我们使用一个简单的模型引力形成的空隙，我们比较的结果与COBE的CMBR观测约束的物质波动。我们发现，一个功率谱$P(k)\propto k^n$与$n \approx 1.25$是兼容的COBE和与重力增长的大空洞在$Ω=1$宇宙。一个哈里森-泽尔多维奇谱$n=1$，被归一化以产生所观察到的CMBR波动，对于$Ω=1$宇宙中直径为$5000 \kms$的空洞的引力增长来说，没有足够的能量。如果（i）空隙直径较小（$3500 \kms$），空隙较浅或空隙稀少（我们假设宇宙是充满空隙的）;（ii）$Ω< 1$，即宇宙是开放的;（iii）星系在非常大的尺度上不追踪物质，或者（iv）空隙不受引力作用而增长，那么这样的光谱是相容的。

确定宇宙中质量涨落的幅度

Determining the Amplitude of Mass Fluctuations in the Universe

我们提出了一种确定8 h^-1 Mpc尺度上均方根质量涨落σ 8的方法。该方法利用丰富的星系团的丰度的演变率。利用Press-Schechter近似，我们证明了星系团丰度演化是sigma 8：dlog n/dz ~-1/sigma8^2的强函数;对于给定质量的星系团，低sigma 8模型比高sigma 8模型以指数方式演化得更快.例如，类后发座星系团的数密度减少了约10^3 $ from z = 0 to z ~ 0.5 for sigma8=0.5 models, while the decrease is only a factor of ~5 for sigma8 ~ 1. The strong exponential dependence on sigma8 arises because clusters represent rarer density peaks in low sigma8 models. We show that the evolution rate at z < 1 is insensitive to the density parameter $ Ω$的一个因子，或者减少到功率谱的精确形状。因此，集群演化提供了一个强大的约束sigma 8。使用z ~ 0.8的可用聚类数据，我们发现σ 8 = 0.83 +/-0.15。该幅度意味着偏置参数b ~ 1/…

宇宙整体自转对星系形成的影响

Effect of the Global Rotation of the Universe on the Formation of Galaxies

研究了宇宙的整体自转对星系形成的影响。研究发现，全球自转为星系的自转提供了一个自然的起源，在旋转膨胀的宇宙中，引力不稳定性形成的天体的形态取决于密度涨落的幅度，不同的涨落幅度导致椭圆星系、旋涡星系和壁的形成。星系的角动量与质量之间的经验关系式$J\propto M^{5/3}$可以用星系的整体自转给出一个自然的解释。估算了宇宙的现今角速度为$\sim 10^{-13} rad yr^{-1}$。

标度不变涨落的Near-Milne实现

Near-Milne realization of scale-invariant fluctuations

一个近米尔恩宇宙产生一个非常红的真空量子涨落光谱，但有可能产生近尺度不变的{\it热}涨落。如果能量和熵是轻度次广延的，例如如果存在卡西米尔贡献，就会发生这种情况。因此，人们不需要对爱因斯坦引力进行修正（就像在圈量子宇宙学中一样），就可以使热场景可行。我们也不需要能量像区域那样缩放，就像在早期宇宙中热涨落受到相变的影响那样。这种模式的一些奇怪的功能被指出：他们是否是致命的或只是不寻常的，应该是未来调查的主题。

来自Cobe测量的宇宙中非常大尺度分形结构的证据

Evidence for a Very Large-Scale Fractal Structure in the Universe from Cobe Measurements

本文分析了COBE观测到的宇宙微波背景辐射的温度起伏，并证明其分布可以用分形维数为$ D= 1.43 \pm 0.07 $的分形分布来拟合。这个值与Coleman和Pietronero（1992）以及Luo和Schramm（1992）从星系-星系和星团-星团相关性直到$ \sim 100 h^{-1} Mpc$得到的分维值非常一致。观测到的温度波动对应的尺度比$ 100 h^{-1} Mpc$大得多，而且是复合层原始密度波动的特征，这一事实表明，早期宇宙的物质结构已经是分形的，因此在这些尺度上是不均匀的。这一结果可能对描述宇宙的理论框架产生重要影响。

CDM宇宙中的Rees-Sciama效应

Rees-Sciama Effect in a CDM Universe

Rees-Sciama（RS）效应在非线性演化阶段通过依赖于时间的引力势在宇宙微波背景（CMB）中产生涨落。本文将N体模拟结果与二阶微扰理论相结合，研究了RS对几种CDM模型CMB角功率谱$C_l$的影响。RS波动的幅度在$l \sim 100-300$处达到峰值，在那里它给出了各种模型的$ΔT /T \sim 10^{-7}-10^{-6}$。这至少比COBE标准化的主要贡献低一个数量级。RS波动可能是一个主要来源的各向异性只有在亚弧分尺度（$l \approx 5000$），并低于目前的观测灵敏度的所有角度尺度。

用星系团偏振图探测宇宙最大尺度结构

Probing the largest scale structure in the universe with polarization map of galaxy clusters

本文提出了一种新的描述全天星系团偏振信号的形式。我们表明，一个稀疏采样，在$z\sim 1$的集群偏振信号的半边天地图将允许更好地表征非常大的规模密度波动。虽然视界长度在过去较小，但其他两个竞争效应显著地消除了$z\sim 1$处的四极极化图案中的小尺度波动的贡献。对于张量模为零的标准Lambda-CDM宇宙，WMAP探测的温度各向异性的四极矩预计在6.3 h ^{-1}Gpc以下的尺度上有约32%的贡献来自涨落。对于在$z\sim 1$的极化模式的四极矩，该百分比将降低到~2%的水平。$z \sim 1$的星系团极化图将揭示可观测宇宙中最大尺度结构的潜在异常特征。

强引力透镜约束下宇宙质量涨落和质量密度的振幅

The amplitude of mass fluctuations and mass density of the Universe constrained by strong gravitational lensing

本文从统计强引力透镜出发，研究了宇宙质量涨落的线性振幅$σ_8$和宇宙的当前质量密度参数$Ω_\mathrm{m}$。我们使用固定冷却质量尺度为$M_\mathrm{c}=3\times 10^{13}h^{-1}M_{\sun}$的两种群透镜晕模型来匹配观测到的透镜效应概率，并将$σ_8$或$Ω_\mathrm{m}$作为自由参数由数据约束。另一个变化的参数是暗能量$ω$的状态方程，并研究了它的典型值-1，-2/3，-1/2和-1/3。我们发现，$σ_8$是退化的$Ω_\mathrm{m}$的方式类似于目前的集群丰度以及宇宙剪切透镜测量建议：$σ_8Ω_\mathrm{m}^{0.6}\approx 0.33$（Bahcall & Bode \cite{bahcall03a}和其中的参考文献）。但$σ_8\leq 0.7$和$Ω_\mathrm{m}\leq 0.2$均可安全排除，最佳值为$σ_8=1.0$、$Ω_\mathrm{m}=0.3$和$ω=-1$。这个结果与Bahcall & Bode（\cite{bahcall03a}）得到的结果不同，后者给出了$σ_8 =0.98\pm 0.1$和$Ω_m =0.17\pm 0.05$。对于$σ_8=1.0$，较高的$Ω_\mathrm{m}=0.35$值需要$ω=-2/3$，而$Ω_\mathrm{m}=0.40$需要$ω=-1…

Exploring Topology of the Universe in the Cosmic Microwave Background

We study the effect of global topology of the spatial geometry on the cosmic microwave background (CMB) for closed flat and closed hyperbolic models in which the spatial hypersurface is multiply connected. If the CMB temperature fluctuations were entirely produced at the last scattering, then the large-angle fluctuations would be much suppressed in comparison with the simply connected counterparts which is at variance with the observational data. However, as we shall show in this thesis, for low matter density models the observational constraints are less stringent since a large amount of larg…

早期宇宙中的Turbulence和混合

Turbulence and mixing in the early universe

研究了湍流和湍流混合在早期宇宙形成和演化中的作用。一个新的量子引力动力学模型表明，热大爆炸的机制在功能上等同于湍流的机制，其中普朗克尺度的惯性涡旋力与普朗克引力相匹配，并驱动时空能量的形成和更多普朗克粒子的形成，更多旋转的普朗克-克尔粒子，在冷却到强力冻结温度之前，大爆炸湍流级联到更大的尺度。普朗克温度和强作用力温度之间的温度波动被湍流混合，得到Corrsin-Obukhov谱形式。暴胀通过将湍流的温度波动拉伸到超越因果联系的视界尺度ct（其中c是光速，t是时间）来消除湍流的温度波动。化石温度湍流波动种子各向异性的轻元素的核合成，导致密度波动种子的第一次形成的引力结构的物质为主的氢氦等离子体：原空洞在星系超星系团尺度。宇宙微波温度波动的光谱形式提供了大爆炸湍流事件和第一个引力结构形成的证据，这些证据被误解为声波。

CDM开放宇宙中二阶扰动下的CMB辐射功率谱

CMB radiation power spectrum in CDM open universes up to 2nd order perturbations

发展了一种计算宇宙微波背景温度各向异性的二阶微扰理论方法。给出了具有Harrison-Zeldovich（HZ）或Lyth-Stewart-Ratra-Peebles（LSRP）原始能量密度涨落功率谱的CDM模型对应的开放宇宙和涨落的结果.我们的微扰理论方法提供了一个独特的多极贡献相比，主要的，非常依赖于归一化的效果的幅度。对于低- $Ω$模式，二次多极子的辐射功率谱的贡献是可以忽略不计的标准复合和再电离的情况下，与2年COBE-DMR归一化。对于一个平坦的宇宙，这个贡献是$\approx 0.1-10\%$，取决于宇宙的再电离历史和功率谱的归一化。

早期宇宙的电磁性质

Electromagnetic Properties of the Early Universe

详细的物理过程的磁场产生的密度涨落在预复合时代的研究。通过求解麦克斯韦方程组和广义欧姆定律，得到了在电场作用下，净电荷密度、电流和电磁场的演化规律。与以往的工作不同，我们在紧耦合的假设下，将电子和光子作为独立的组分来处理。我们发现，产生的磁场，由于密度涨落只发生从两个微扰理论和紧耦合近似的第二阶。

从星系团丰度和弱透镜看宇宙中物质涨落振幅的一个强有力的下限

A robust lower limit on the amplitude of matter fluctuations in the universe from cluster abundance and weak lensing

星系团丰度测量是宇宙中物质波动幅度最敏感的探针之一，这反过来又有助于约束其他宇宙学参数，如暗能量状态方程或中微子质量。然而，在校准集群可观测和晕质量之间的关系的困难，以及缺乏完整的信息，使这种技术特别容易受到系统误差。在这里，我们认为，集群丰度分析使用统计弱透镜的堆叠集群导致一个强大的波动幅度的下限。该方法将整个集群样本周围测量的平均弱透镜信号与理论预测进行比较，假设集群占据了所有最大质量晕的中心，超过某个最小质量阈值。如果波动的幅度低于某个极限值，则该模型中的大质量星系团太少，理论预测低于观测值。由于修改模型假设的任何效应只能降低理论预测，因此极限振幅成为鲁棒下限。在这里，我们将其应用到一个体积有限的样本16,000组/集群的候选人从孤立的发光的红色星系（LRGs）在斯隆数字巡天（SDSS）。我们发现$σ_8 (Ω_m/0.25)^{0.5}>0.62$在95% c.l.在考虑了透镜分析中的观测误差之后。虽然这是一个相对较弱的约束，但LRG亮度-晕质量关系中的散射和透镜误差都很大;未来可以通过更复杂的聚类识别算法和更小的透镜分析误差来大大改善约束。[删节]

用密度涨落谱研究真空能量的衰减

Studying the decay of the vacuum energy with the observed density fluctuation spectrum

今天宇宙学的主要问题之一是解释观测到的宇宙加速。目前的观测数据与这个问题的最简单的解决方案是一致的，这是基于真空能量。衰减的真空能量是一个非常有吸引力的解决方案。它可以将目前加速宇宙的真空能量的价值与过去创造暴胀时代的价值联系起来。我们在这里研究的模型表明，真空能量衰减到冷暗物质（CDM），并表明，从宇宙微波背景（CMB）数据以及大型星系调查（例如，斯隆数字巡天）对真空能量的衰减率提出了严格的限制。由真空能量衰减产生的CDM会稀释密度涨落谱，这种密度涨落谱产生于原始宇宙，在低红移的大型星系巡天中观测到。我们的结果表明，真空能量到CDM的衰减率是非常小的。

早期宇宙量子涨落的相干态表象

The Coherent State Representation of Quantum Fluctuations in the Early Universe

利用压缩态理论导出了膨胀宇宙中量子涨落的相干态表象。结果表明，这提供了一个有用的替代维格纳函数作为量子涨落的相空间表示。涨落从量子到经典的跃迁是通过在这种表示中使密度矩阵散肩而自然实现的。导出了退相干真空的熵。结果表明，退相干过程打破了真空之间的物理等价性，不同的坐标相关的相位所产生的表面项在拉格朗日。特别是，尺度不变的功率谱只获得了一个特殊的选择的表面项。

微波背景温度起伏对宇宙空间拓扑的新限制

New Restrictions on Spatial Topology of the Universe from Microwave Background Temperature Fluctuations

如果宇宙具有三维环面的拓扑结构（$T^3$），那么从最近关于宇宙微波背景的大尺度温度涨落$ΔT/T$的数据可以得出，要么环面的最小尺寸至少是目前宇宙学视界的量级，或者大尺度$ΔT/T$图案应该具有对称平面（在有效$T^1$拓扑的情况下）或对称轴（在有效$T^2$拓扑的情况下），后一种可能性可能被数据排除。

开放宇宙中的微波背景涨落

Microwave Background Fluctuations in an Open Universe

（见：西宫汤川纪念研讨会论文集，M. Sasaki）在开放宇宙中有几种产生涨落的模型，它们与COBE { \it和}对大尺度结构的观测所探测到的微波背景涨落是一致的。拓扑缺陷，如字符串和纹理，似乎是更成功的低$Ω$模型比在$Ω= 1$模型。这些模型预测，宇宙微波背景（CMB）的波动是非高斯与独特的签名，可能会导致他们的确认。如果存在一种产生标度不变质量涨落的机制$(δM/M)^2 \propto M^{-4/3}$，那么这些模型也与COBE相容。两种模型都预测了8/h Mpc尺度上的质量波动，$Ωh \sim 0.2 - 0.3$的$σ_8$、$\sim 0.5 - 1$。对大尺度结构、星系团和星系以及年龄问题的各种观测表明，低$Ω$模型是有吸引力的。

早期宇宙量子涨落的大尺度结构

Large-scale Structure from Quantum Fluctuations in the Early Universe

更好地理解宇宙中大尺度结构的形成可以说是宇宙学中最紧迫的问题。最引人注目和最有前途的理论范式，暴胀+冷暗物质，认为密度不均匀性是宇宙结构形成的种子，起源于暴胀过程中产生的量子涨落，大部分暗物质作为缓慢移动的基本粒子（“冷暗物质”）存在，从最早的火热时刻遗留下来。大型红移巡天（如SDSS和2dF）和CBR各向异性的高分辨率测量（将由MAP和普朗克巡天卫星进行）有可能决定性地测试暴胀+冷暗物质，并打开一扇通往非常早期宇宙和基础物理的窗户。

收缩宇宙中宇宙弦的绝热涨落

Adiabatic fluctuations from cosmic strings in a contracting universe

我们表明，绝热，超哈勃，几乎规模不变的密度波动产生的宇宙弦在收缩的宇宙。一个重要的一点是，等曲率扰动产生的拓扑缺陷，如宇宙弦上的超级哈勃尺度导致源项，种子的曲率波动在这些尺度上的增长。一旦对称性在高温下恢复，等曲率种子消失，并且波动在膨胀阶段作为绝热波动演化。因此，宇宙弦可能会复活，成为产生今天观测到的原始密度波动的机制。

引力波通过非均匀质量分布时的振幅和相位涨落

Amplitude and Phase Fluctuations for Gravitational Waves Propagating through Inhomogeneous Mass Distribution in the Universe

当来自遥远源的引力波在宇宙中传播时，由于质量分布的不均匀性引起的引力透镜效应会使其振幅和相位发生变化。我们导出了振幅和相位的涨落，并在密度扰动的弱引力场的极限下计算了这些方差。如果扰动的尺度小于菲涅耳尺度$\sim 100 {pc} (f/{mHz})^{-1/2}$（$f$是GW频率），则GW不会由于衍射效应而被放大。对于$f > 10^{-10}$ Hz，均方根幅度波动为$1-10 %$，但对于$f < 10^{-12}$ Hz的极低频率，其减小小于5%。线性调频信号中的均方根相位波动是LISA频带处的$\sim 10^{-3}$弧度（$10^{-5} - 10^{-1}$ Hz）。这些波动的测量将提供关于菲涅耳尺度$\sim 100$ pc上的物质功率谱的信息。

空间封闭暴胀宇宙中引力波引起的CBR温度涨落

CBR Temperature Fluctuations Induced by Gravitational Waves in a Spatially-Closed Inflationary Universe

原初引力波是在指数膨胀（暴胀）宇宙的德西特阶段由于量子零点真空涨落而产生的。这些波产生宇宙背景辐射（CBR）温度的波动。在空间封闭的Friedman-Robertson-Walker（FRW）宇宙学模型中，我们计算了这些温度涨落的关联函数的多极矩。结果进行了比较，在空间平坦的情况下，相应的多极。除非今天的密度参数$Ω_0$大于2，否则差异很小。（参见Physical Review D）。

动力学临界现象与宇宙的大尺度结构：密度涨落的功率谱

Dynamical Critical Phenomena and Large Scale Structure of the Universe: the Power Spectrum for Density Fluctuations

众所周知，宇宙中在解耦后的结构形成可以用流体动力学方程来描述。这些在这里示出的是相当于一个推广的随机Kardar-Parisi-Zhang方程与时间依赖的粘度在时代的耗散。由于噪声和涨落引起的动力学临界标度，这些方程描述了在较小尺度上观察到的星系-星系关联函数和$also$的Harrison-Zel'dovich谱在退耦时的分形行为（具有尺度依赖的分形维数）。通过对存在（i）宇宙膨胀和（ii）非平衡时星系间两点关联函数的重整化群计算，我们可以从第一性原理解释观测到的功率谱形状的主要特征。

标准宇宙学中标度不变非均匀性的演化

Evolution of Scale-invariant Inhomogeneities in Standard Cosmology

结果表明，在开放的弗里德曼宇宙中，密度涨落服从标度律。在平坦的宇宙中，涨落不是尺度不变的。我们计算了平坦、开放和暴胀宇宙中绝热尺度不变密度涨落的增长率。我们发现，在足够长的时间内，密度扰动在爱因斯坦-德-西特宇宙中衰减。相反，密度不稳定性的快速增长使开放宇宙在与我们宇宙年龄相当的时间尺度上变得不均匀。我们还发现，在平坦的暴胀宇宙中，涨落呈指数增长。

作为宇宙演化理论突变机制的普朗克质量量子涨落

Quantum Fluctuations of Planck Mass as Mutation Mechanism in a Theory of Evolution of the Universe

6月24日至30日，在第七届马塞尔·格罗斯曼重力会议上发表演讲。宇宙演化理论需要突变机制和选择机制。我们相信，这两种情况都可以在量子宇宙学的随机方法中遇到。在Brans-Dicke混沌暴胀中，普朗克质量的量子涨落表现为突变，因此新的暴胀域可能包含与其母体略有不同的普朗克质量值。选择机制确定了普朗克质量的值应该增加暴胀域的适当体积，这将产生更多的后代。这一机制预测，暴胀结束时的有效普朗克尺度应该比模型中任何给定的尺度都要大得多。

早期宇宙中来自5D真空态的膨胀子和度规涨落

Inflaton and metric fluctuations in the early universe from a 5D vacuum state

在这封信中，我们完成了以前介绍的形式主义，研究规范不变的度量涨落从一个非紧卡鲁扎-克莱因引力理论，研究早期宇宙的演化。度规场和暴胀子场涨落的演化是相互关联的。得到了<δρ/ρ_b $ depends on the coupling of $ Φ $ with $ δ $ and the spectral index of its spectrum is: $ 0.9483 < n_1 < 1$.

短距离物理与暴胀宇宙中标量和张量涨落的一致性关系

Short Distance Physics and the Consistency Relation for Scalar and Tensor Fluctuations in the Inflationary Universe

最近的讨论表明，短距离物理学可能会显著改变暴胀宇宙中量子涨落的行为，并改变标准的大尺度结构预测。这样的修改可以被看作是由于真空状态的不同选择。我们发现，这种变化通常会导致违反众所周知的标量张量比和张量谱指数之间的一致性关系。真空效应可以对标量和张量功率谱的通常预测引入可观察到的调制。

开放宇宙中拓扑缺陷引起的宇宙微波各向异性

Cosmic Microwave Anisotropies from Topological Defects in an Open Universe

我们提出了一个通用的形式主义计算宇宙背景辐射（CBR）和密度起伏的开放模型与刚性源。我们发现解析格林函数的线性化爱因斯坦方程的存在下，刚性源，并使用这种形式主义来估计的振幅和谐波谱的微波背景波动所产生的拓扑缺陷在一个开放的宇宙。与暴胀模型预测的宇宙是平坦的，并且CBR波动的频谱在大的角尺度上增强，缺陷模型预测CBR波动在大于曲率尺度的角尺度上被抑制。在一个$Ω= 0.2 - 0.4$宇宙中，这些模型，当归一化到COBE观测到的CBR波动的幅度时，需要一个适度的偏置因子，$2-3$，才能与观测到的星系计数波动相兼容。在这些模型中，可以作出准确的预测，在不久的将来通过CBR实验进行测试。这样一来，对$Ω$的CBR测量就有可能达到宇宙变化所施加的极限。我们讨论了一些开放模型的哲学含义，并提出了一个解决方案的平坦性问题。

Fluctuations of the luminosity distance

We derive an expression for the luminosity distance in a perturbed Friedmann universe. We define the correlation function and the power spectrum of the luminosity distance fluctuations and express them in terms of the initial spectrum of the Bardeen potential. We present semi-analytical results for the case of a pure CDM universe. We argue that the luminosity distance power spectrum represents a new observational tool which can be used to determine cosmological parameters. In addition, our results shed some light into the debate whether second order small scale fluctuations can mimic an accele…

关于喷发宇宙有效场论中的涨落谱

On the Spectrum of Fluctuations in an Effective Field Theory of the Ekpyrotic Universe

本文考虑了在Ekpyrotic宇宙微扰研究中使用的四维有效场论，讨论了体膜量子涨落在大尺度上引起的宇宙学涨落谱。通过匹配恒定能量密度超曲面上的宇宙学涨落，我们表明，在非常缓慢的崩溃碰撞前阶段的增长模式只耦合到衰减模式的扩展碰撞后阶段，因此没有尺度不变的绝热涨落谱产生。请注意，我们的结论可能不适用于Ekpyrotic场景的改进玩具模型。

暴胀宇宙中的量子涨落

Quantum Fluctuations in the Inflationary Universe

最近三年的WMAP数据选择具有一定幂律势的大场模型和所有幂律势的小场模型作为一致暴胀模型。在量子场论的框架下研究了膨胀Friedmann-Robertson-Walker宇宙中具有二次势和四次势的大场和小场暴胀模型.我们发现小场模型中的量子涨落对有效势有显著的贡献，并且对经典理论预测的慢滚参数有不可忽略的影响。

暴胀宇宙中量子涨落的纠缠

Entanglement of Quantum Fluctuations in the Inflationary Universe

研究了暴胀宇宙中标量场的量子纠缠。在标量场格点模型下引入二体系统，应用基于部分转置操作的可分性准则，数值计算了不同空间区域间的二体纠缠.我们发现，当空间区域的大小超过哈勃视界时，初始纠缠态变得可分离或解纠缠。这是量子涨落经典性出现的必要条件。我们进一步研究了经典分布函数出现的条件，发现这个条件是由标量场协方差矩阵的辛特征值不等式给出的。

暴胀宇宙中的反作用问题

Back Reaction Problem in the Inflationary Universe

利用重整化群方法研究了宇宙学扰动对暴胀宇宙的反作用。将由爱因斯坦方程的非线性引起的二阶零模解视为微扰展开的久期项，对背景解中的积分常数进行重整化，并以规范不变的方式将久期项吸收到该积分常数中。由此产生的重整化群方程描述了背景宇宙的不均匀性的反反应效应。对于标量型经典微扰，通过求解重整化群方程，我们发现长波长涨落的反作用是正的空间曲率，而短波长涨落的反作用是辐射流体。对于长波长的量子涨落，反作用的影响等价于负的空间曲率。

CMBR各向异性的物理学

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。

在不断膨胀的宇宙中做出预测

Making Predictions in Eternally Inflating Universe

不断膨胀的宇宙可以包含大的热化区域，这些热化区域具有不同的自然常数值和不同的密度波动谱。为了找到“典型”观测者探测到某组常数或某个波动谱的概率，需要比较不同类型区域所占的体积。如果这些体积取在等时超曲面上，则这种比较的结果对时间变量t的选择极其敏感。在这里，我提出了一种比较体积的方法，它对t的选择相当不敏感。然后应用该方法计算暴胀子势不同极小值的相对概率和密度涨落谱的概率分布。

开放宇宙中大角度宇宙微波背景的各向异性

Large-Angle Cosmic Microwave Background Anisotropies in an Open Universe

如果宇宙是开放的，那么比曲率尺度更大的尺度可以通过宇宙微波背景辐射（CMB）中的大角度波动来探测。我们考虑原始绝热扰动，并讨论功率谱的功率定律的体积，波长和拉普拉斯算子的本征值。由此产生的大角度各向异性的CMB计算。振幅通常随$Ω$降低而增加，但随$h$增加而降低。有趣的是，对于所有三个ansatzes，相对于小于曲率尺度的各向异性，大于曲率尺度的角度尺度上的各向异性被抑制。模型与$0.2<Ωh<0.3$出现兼容的宇宙微波背景探测器和特内里费岛和星系调查中的星系计数的波动幅度和频谱的波动。这些模型的COBE归一化产生$σ_8\simeq 0.5-0.7$。当标准化到COBE时，具有较小$Ωh$值的模型需要超过2的偏置因子，以与观测到的$8/h$ Mpc尺度上的星系计数兼容。要求宇宙的年龄超过10 Gyr意味着$Ω>0.25$，而要求年龄超过13 Gyr意味着$Ω>0.35$。在平坦宇宙的情况下，各向异性只来自萨克斯-沃尔夫公式中的最后一个散射项，而大角度各向异性主要来自$z<1/Ω$的势涨落的衰减。因此，如果宇宙是开放的，COBE探测到的波动是在中等红移而不是在$z\sim 1300$。

热涨落能孕育宇宙结构吗？

Could thermal fluctuations seed cosmic structure?

我们研究的可能性，热，而不是量子，波动负责播种我们的宇宙结构。我们发现，虽然热化条件导致近高斯统计，一个哈里森-Zeldovich频谱的原始波动只能在非常特殊的情况下才能实现。这些取决于当模式离开视界时，宇宙是变得更热还是更冷。在后一种情况下，我们发现一个不去定理，只能避免，如果基本自由度不是粒子状的，如在弦气体附近的哈格多恩相变。前一种情况不那么令人生畏，我们提出了两个可能成功的“宇宙变暖”情景。一个利用凤凰宇宙，另一个利用“幻影”物质。

自组织临界宇宙

A Self-Organized Critical Universe

作为一个自组织的临界系统的宇宙模型被认为是。宇宙演化到一个与混沌边缘的初始条件无关的状态。临界状态是动力学的吸引子。随机度规涨落表现出没有任何特征长度尺度的噪声，并且涨落的功率谱具有自相似分形行为。在早期宇宙中，度规涨落涂抹了局部光锥，消除了视界问题。

$κ$变形暴胀宇宙中的密度涨落

Density fluctuations in $κ$-deformed inflationary universe

本文研究了$κ$变形暴胀宇宙中的度规涨落谱.我们在$κ-$变形的Robertson-Walker空间中建立了标量度量涨落理论，它在传统的Robertson-Walker空间中被表示为一个非定域理论.变形的一个重要结果是模式产生时间自然地由$κ-$变形的结构决定。我们在$H^2/κ^2$中展开非定域作用量，以$H$为哈勃参数，以$κ$为形变参数，计算了$H^2/κ^2$中一阶指数和幂律暴胀情形下标量度量涨落的功率谱.我们表明，度量涨落的功率谱的时间依赖性和动量依赖性相比，交换空间的结果有非平凡的修正。特别是对于幂律暴胀的情况下，紫外模式的功率谱是弱蓝移早期的暴胀和其强度随时间的推移而下降。远红外模的功率谱具有与$k^3$成正比的截止，这可以解释低的CMB四极矩。