Spin Wavelets on the Sphere
近年来，一个快速增长的文献已经集中在小波系统的构造来分析定义在球面上的函数。我们在本文中的目的是推广这些建设的情况下，部分的线丛，而不是普通的标量值函数，被认为是。特别是，我们提出了{ \em针型自旋小波}作为最近推出的Narcowich，Petrushev和沃德，然后考虑更一般的流形盖勒和Mayeli针方法的扩展。我们讨论了实域和调和域中的局部化性质，并研究了自旋随机场分析的随机性质。我们的研究结果是强烈的宇宙学应用的动机，特别是在宇宙微波背景偏振数据的分析。
2008-12-15 astro-ph math.CA math.DG
Cosmic microwave background polarization analysis
随着宇宙微波背景（CMB）的偏振被探测到，并被几个独立的实验所证实，下一个目标是精确地描述它的统计特性。在这些课堂讲稿中，我们回顾了追求CMB极化的物理动机，以及极化场的基本统计特性。然后，我们讨论了一些关键方面的CMB偏振数据的分析，重点是额外的并发症相比，由于张量特性的偏振场的温度数据。
2005-02-04 astro-ph
Polarization of the Microwave Background: theoretical framework
本文简要回顾了暗物质结构形成模型中宇宙微波背景的偏振特性。与模型参数完全无关，偏振水平预期为各向异性信号在角标度$\le 1^o$的$\sim 10%$。在更大的角尺度上探测到偏振，将为星系际介质的早期再电离提供强有力的证据。
1996-10-04 astro-ph
Predicting the Polarization of The Microwave Background from the WMAP Temperature Maps
本文研究了如何仅利用温度（强度）和温度与偏振的互相关来预测宇宙微波背景的偏振。我们推导出一个“维纳预测”的方法，并将其应用到WMAP的全天空CMB温度图和MAXIMA场。
2003-07-07 astro-ph
Cosmic Microwave Background Polarization
宇宙微波背景的极化，虽然还没有被探测到，但提供了一个关于宇宙学参数的信息来源，与温度波动互补。本文提供了一个完整的理论处理偏振波动。在讨论了偏振物理的基础上，从量子理论出发，导出了描述光子密度矩阵演化的玻尔兹曼方程，并将其应用于微波背景涨落，得到了一套完整的标量和张量度规扰动下的斯托克斯参量输运方程。这种方法在散射运动学的最低阶等价于经典的辐射转移，并提供了一个处理宇宙学演化的密度矩阵的一般框架。度规扰动处理在物理上有吸引力的纵向规范。导出了各种温度和极化关联函数的表达式。简要讨论了微波背景极化的探测前景和理论应用。
1995-02-03 astro-ph
Polarization of Microwave Background: Statistical and Physical Properties
本文讨论了宇宙微波背景极化的统计和物理性质，包括傅立叶和实空间两种情况。后者允许更直观地理解一些几何签名。我们提出的表达式，有关的电和磁类型的极化在真实空间中的测量斯托克斯参数，并讨论如何可以构建本地。我们讨论了产生极化的必要条件，并给出了一些典型模型的模拟图和关联函数。
1998-05-02 astro-ph
Beam mismatch effects in Cosmic Microwave Background polarization measurements
测量宇宙微波背景极化是当今观测宇宙学的一个主要目标。然而，要测量的信号的电平使其对各种系统效应非常敏感。在普朗克的情况下，它通过组合来自不同探测器的数据来测量偏振，光束的不对称性可以引起温度泄漏或偏振模式混合。在本文中，我们使用真实的模拟光束来研究这种效应，并提出了一个一阶方法来校正诱导系统效应的偏振功率谱。
2006-12-08 astro-ph
Generation of Circular Polarization of the Cosmic Microwave Background
标准的宇宙学模型，其中只包括康普顿散射光子相互作用的能量尺度附近的复合，导致零原始圆极化的宇宙微波背景。在本文中，我们考虑了一个特殊的可重整化和规范不变的标准模型扩展耦合光子到外部矢量场通过陈-西蒙斯项，这是作为辐射校正，如果引力挠耦合到费米子。我们从玻尔兹曼方程计算了偏振光子的输运方程，表明这样的耦合将源微波背景的圆偏振。对于这里考虑的特定耦合，与也使用相同的形式主义导出的线偏振取向的旋转相比，圆偏振效应总是可以忽略的。我们注意到的可能性，微波背景圆偏振的限制可能会探测其他光子相互作用和相关的基本效应，如违反洛伦兹不变性。
2009-04-15 astro-ph
An Instrument for Investigating the Large Angular Scale Polarization of the Cosmic Microwave Background
我们描述了一个微波偏振计的设计和性能，用于在三个微波频段跨越26-36 GHz的偏振天体物理辐射的精密测量。该仪器在相关偏振计配置中使用冷却HEMT放大器，以实现高灵敏度和长期稳定性。该仪器表现出长期稳定性，并产生了迄今为止最严格的上限的大角度尺度极化的2.7 K宇宙微波背景辐射。
2002-09-19 astro-ph
Polarization-Temperature Correlations in the Microwave Background
宇宙微波背景辐射的偏振提供了一个潜在的有价值的探测早期宇宙物理的方法，特别是最后散射表面上的光子-重子流体的速度。在这里，我们讨论定性的温度各向异性和偏振的CMB之间出现的相关性，以及如何可以观察到它们。
1994-08-01 astro-ph
Faraday Rotation of Microwave Background Polarization by a Primordial Magnetic Field
在最后一个散射面存在的原始磁场可能会在宇宙微波背景的极化中引起可测量的法拉第旋转。我们计算这种效果的大小，通过进化的辐射转移方程的微波背景极化的最后一次散射的时代，在存在的磁场。对于对应于$10^{-9}{\rm G}$的当前值的原始场振幅（如果它被冻结在银河系前等离子体中，这将解释所观察到的银河场），我们发现在30 GHz的频率下围绕$1^\circ$的旋转角。用未来的微波背景图对这一信号进行统计探测是可行的。
1996-01-11 astro-ph
Geometry and Statistics of Cosmic Microwave Polarization
分析了CMB偏振态的几何和统计特性。发现描述CMB偏振的矢量场的奇点并进行分类。研究了奇异点的统计分布。讨论了在CMB偏振中可能存在的张量扰动的特征。对于CMB统计的进一步分析，使用Minkowski泛函，其提供了一种技术上简单的方法来搜索与高斯分布的偏差。
1999-01-28 astro-ph
Large-scale Polarization of the Cosmic Microwave Background Radiation
在长波极限下，计算了标量和张量度规扰动引起的宇宙微波背景辐射的各向异性和极化。结果表明，衰减张量模引起的CMBR的大尺度极化可以达到几个量级。这与标量或暴胀引起的张量模式不同，而极化至少低两个数量级。还考虑了物质再电离对CMBR的影响。我们的结论是，在大角度尺度上测量CMBR的偏振可以探测早期宇宙的电离历史，并测试不同的宇宙学模型。
1994-03-10 astro-ph
Small-Scale Cosmic Microwave Background Polarization from Reionization
本文讨论了低红移下再电离气体散射引起的宇宙微波背景（CMB）偏振的涨落。极化是由原始温度各向异性四极和运动四极的再散射产生的，运动四极是由气体运动横向于视线产生的。我们发现，这两种效应产生相等的E-和B-奇偶偏振，并在一般情况下，几个数量级以下的主要偏振贡献在最后的散射表面E-模式或引力透镜贡献的B-模式在中间红移。这些效应也比B极化低几个数量级，即使在减去高阶相关性之后，也是由于透镜效应，因此太小而不能构成搜索暴胀引力波极化特征的背景。
2002-08-28 astro-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
Faraday Rotation of the Cosmic Microwave Background Polarization by a Stochastic Magnetic Field
原始宇宙磁场引起宇宙微波背景极化的法拉第旋转。这种旋转产生卷曲型偏振分量，即使当未旋转的偏振只具有梯度型偏振，从标量密度扰动的预期。我们计算了由弱随机初始磁场引起的小法拉第旋转产生的卷曲型极化的角功率谱，其功率谱为幂律。激发极化功率谱峰值出现在角分角尺度。法拉第旋转是卷曲型偏振的少数宇宙学来源之一，还有原始张量扰动、引力透镜以及磁场引起的矢量和张量扰动;法拉第旋转信号在比任何一个都小得多的角尺度上达到峰值，其功率谱振幅可以与引力透镜的功率谱振幅相媲美。对检测的前景进行了简要的讨论。
2005-03-24 astro-ph
Cosmic Microwave Background Polarization
宇宙微波背景（CMB）各向异性是宇宙学信息最丰富的来源，标准宇宙学模型的建立主要归功于对温度各向异性的研究。到本世纪末，普朗克卫星将结束这一重要篇章，并使我们更深入地进入偏振测量的新前沿。许多地面和气球试验已经进入这一新领域。除了提供有关原始密度扰动和宇宙学参数的新的和独立的信息外，偏振测量还提供了探测原始重力波、约束暗能量和测量中微子质量尺度的潜力。一个强有力的实验计划正在世界范围内进行，并朝着一个新的卫星任务，致力于CMB极化。
2006-04-18 astro-ph
Large Angular Scale Polarization of the Cosmic Microwave Background and the Feasibility of its Detection
除了它的光谱和温度各向异性，2.7K宇宙微波背景预计也将表现出低水平的偏振。极化的空间功率谱可以提供有关宇宙结构形成及其电离历史的细节。在这里，我们计算的大小CMB偏振在各种宇宙学的情况下，与分析和数值方法。然后，我们概述了测量这些信号的基本挑战，并专注于其中两个：实现足够的灵敏度和去除污染的前景来源。然后，我们描述了一个地基仪器（POLAR）的设计，可以检测在大角度尺度的CMB偏振在新的几年。
1997-10-08 astro-ph
Simulation of Cosmic Microwave Background Polarization Fields for AMiBA Experiment
通过模拟AMiBA实验结果，对宇宙微波背景（CMB）偏振图进行了拓扑学研究。采用$Λ$ CDM CMB天空进行了为AMiBA实验设计的模拟干涉观测。利用最大熵方法从AMiBA模拟能见度数据重建了CMB偏振场。我们还考虑了银河系前景对CMB偏振场的影响。从模拟的$Q$和$U$偏振图计算属统计，其中$Q$和$U$是斯托克斯参数。我们的研究表明，银河系前景发射，即使在低银河系纬度，预计有小的影响，CMB偏振场。增加测量面积和积分时间是通过亏格测量检测宇宙起源的非高斯信号的必要条件。
2002-07-04 astro-ph
Polarization of the Atmosphere as a Foreground for Cosmic Microwave Background Polarization Experiments
我们量化的偏振水平的大气中的氧气在地球磁场中的塞曼分裂，并比较它的偏振水平预期从偏振的宇宙微波背景辐射。分析的重点是在中纬度和大角度尺度的影响。我们发现，从平流层气球载平台和100 GHz附近的观测，大气线和圆偏振强度分别约为10^{-12}和100 × 10^{-9} K，使大气的前景源可以忽略不计。从地面看，线偏振和圆偏振强度约为10^{-9}和100 x 10^{-6} K，如果仪器中圆偏振到线偏振的转换率为1%（0.01%），则大气层可能成为CMB E（B）模式信号的前景源。
2003-07-02 astro-ph
Effect on cosmic microwave background polarization of coupling of quintessence to pseudoscalar formed from the electromagnetic field and its dual
本文给出了宇宙微波背景（CMB）温度和由于电磁的本质与赝标耦合引起的极化各向异性的全套功率谱。这种耦合引起CMB光子偏振面的旋转，从而产生非零B模和宇称违反TB和EB模。利用2003年BOOMERANG（B03）的飞行数据，我们给出了最严格的约束的耦合强度。在某些情况下，旋转引起的B模式可以混淆引力透镜引起的B模式的狩猎。
2006-10-11 astro-ph
Polarization Properties of Extragalactic Radio Sources and Their Contribution to Microwave Polarization Fluctuations
我们研究了河外射电源的偏振辐射的统计特性，并估计了它们对微波区偏振涨落功率谱的贡献。我们分析的基本要素是NVSS偏振数据，B3-VLA样品偏振特性的多频研究（Mack等人，2002年），这使我们能够量化法拉第去偏振效应，以及Taylor等人（2001年）的15 GHz调查，这对源的高频光谱指数提供了强有力的约束。在1.4 GHz的陡谱和平谱的偏振度被发现是反相关的磁通密度。在1.4 GHz处，陡谱源和平谱源都比$S(1.4 \hbox{GHz})=80 $ mJy亮，其中值偏振度为$\simeq 2.2%$。Mack等人（2002年）的数据表明，对于陡峭频谱源，在1.4 GHz处存在显著的平均法拉第去极化，而对于大多数平坦/倒置频谱源，去极化是不确定的。利用这一复杂的信息，我们已经估计了微波频率的河外射电源的偏振波动的功率谱。我们确认河外源是小角尺度上宇宙微波背景（CMB）偏振图的主要污染物。在频率为$< 30 $ GHz时，它们的功率谱的幅度预计与CMB的$E$模式的功率谱的幅度相当。然而，在较高频率下，CMB占主导地位。
2002-09-24 astro-ph
Cosmic Microwave Background Polarization Signals from Tangled Magnetic Fields
缠结的原始宇宙磁场在宇宙微波背景辐射（CMBR）的最后散射表面（LSS）上产生微小的旋转速度扰动。对于红移到$B_0 = 3\times 10^{-9}$高斯的当前值的字段，这些矢量模式被示出为产生小角度尺度（$ 500 < l < 2000$）的$0.1μK - 4 μK$阶的偏振各向异性，假设delta函数或幂律谱与$n=-1$。对于$n=2$光谱，产生约200倍大的信号。与暴胀产生的标量模式不同，这些信号由奇宇称、B型偏振主导，这可能有助于它们的检测。
2001-08-24 astro-ph
Polarization of the Microwave Background in Defect Models
我们计算了全球弦，单极子，纹理和非拓扑纹理的偏振功率谱，并将它们与暴胀模型进行比较。我们发现，拓扑缺陷模型预测对度角尺度上的磁型极化有显着（1微K）贡献，这是由缺陷源的大矢量分量产生的。我们还研究了退相干对偏振态的影响。它导致温度和极化功率谱的声学振荡的平滑，并强烈抑制温度和极化之间的互相关相对于暴胀模型。磁极化或互相关的存在或不存在将是两种结构形成理论之间的一个强有力的证明，并将通过下一代CMB卫星进行测试。
1997-04-23 astro-ph
The Polarization of the Cosmic Microwave Background Due to Primordial Gravitational Waves
我们回顾了当前观测对宇宙微波背景（CMB）偏振的限制，特别强调了对原始引力波特征的探测。本文给出了原初引力波产生的CMB偏振的Polanarev近似的解析解。这简化了宇宙暴胀时期与引力波相关的旋度或B模功率谱的计算。我们将我们的分析方法与现有的数值方法进行比较，并对即将到来的CMB偏振观测对暴胀引力波背景的敏感性进行预测。我们表明，即将到来的实验应该能够检测遗迹引力波背景或完全排除整个类的暴胀模型。
2006-07-10 astro-ph
A Limit on the Large Angular Scale Polarization of the Cosmic Microwave Background
我们提出了一个上限的极化宇宙微波背景在7度角标度在26和36 GHz之间的频带，由POLAR实验产生的。这场运动绘制了一张在皇家空军上空线性极化的地图。赤纬43度时，范围为112度-275度。在角标度l = 2 - 20时，CMB的E模式偏振分量的模型无关上限为10微开尔文（95%置信度）。B模式的相应极限也是10微开尔文。将B模式功率限制为零，单独的E模式功率的95%置信限为8微开尔文。
2001-07-02 astro-ph
Gravitational Lensing Effect on Cosmic Microwave Background Polarization
研究了宇宙中物质分布引起的引力透镜效应对宇宙微波背景偏振功率谱和温度-偏振互相关谱的影响。在温度谱的情况下，引力透镜导致平滑的窄功能和增强的功率谱的阻尼尾部的功率。由于极化谱中的声峰比温度谱中的窄，所以平滑效应明显更大，并且对于$l<1000$可以达到10%，甚至更高。一个定性的新特征是产生$B$型极化，即使当只有$E$是固有存在的，如在纯标量扰动的情况下。这可以通过普朗克和其他未来的小尺度偏振实验直接观察到。在新版（2.4）CMBFAST程序中加入了引力透镜效应。
1998-03-13 astro-ph
Polarization of cosmic microwave background scattered by moving flat protoobjects
这项工作致力于研究在自发光星系和恒星形成之前，与“黑暗时代”时期（10 < z < 1000）有关的原物体的可能观测表现。这些物体可以扭曲宇宙微波背景。这些对象的形成被描述在“煎饼理论”和“层次聚类”模型中。根据这些理论，我们可以把这些原型物体看作是平面层。本文考虑了运动平板层对宇宙微波背景辐射的汤姆逊散射（具有瑞利相位矩阵）和共振散射（完全频率重分布）。计算了宇宙微波辐射在不同光学厚度（从光学薄层到光学厚层）下的各向异性和偏振特性。光学薄层的情况下，也得到了解析解，并与数值计算进行了比较。
2003-01-30 astro-ph
Inhomogeneous reionization and the polarization of the cosmic microwave background
在具有非均匀再电离的宇宙中，电离斑在宇宙微波背景极化各向异性中产生二阶信号。该信号起源于自由电子波动与温度各向异性的四重矩的耦合。我们研究了一个简单的非均匀再电离模型的贡献，并发现从这样一个过程中的信号是低于普朗克勘测任务的可检测的极限。然而，该信号高于来自宇宙方差的基本不确定性极限，因此未来在亚弧分尺度上进行高精度实验的探测是可能的。
1999-10-07 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
Thermal and kinematic corrections to the microwave background polarization induced by galaxy clusters along the line of sight
本文推导了宇宙微波背景辐射中由于热电子在星系团中沿视线方向散射而引起的偏振的首阶修正的解析表达式。对于一个热分布的电子与动力学温度为10千电子伏和散装特有的速度为1000公里/秒，占主导地位的修正引起的原始CMB四极和集群特有的速度从电子热运动的极化，并在10%的水平，在每种情况下，附近的极化信号的峰值。当更灵敏的测量变得可行，这些影响将是显着的横向特有的速度的测定，并在集群红移的CMB四极矩的值，通过集群极化路线。
1999-09-30 astro-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
A New Upper Limit on the Polarization of the Cosmic Microwave Background Radiation
宇宙微波背景辐射（CMB）是探索早期宇宙状况的宝贵工具。最近对它的空间各向异性的测量已经允许精确地确定几个基本的宇宙学参数，例如宇宙的曲率，原始密度波动的光谱形状，以及重子，暗物质和暗能量对宇宙整体能量密度的贡献。除了在空间上不均匀之外，理论上CMB还被轻微极化。对这种极化的测量，特别是在大角度尺度下的测量，有可能提供有关原始引力波、暴胀理论和宇宙电离历史的信息，并有助于进一步限制宇宙学参数。在CMB中尚未检测到极化。这篇论文描述了最近在大角度尺度上对CMB偏振的研究，该研究于2000年春天在威斯康星大学麦迪逊分校进行。在对CMB偏振和普通微波偏振测量进行了一般性介绍之后，给出了实验本身的细节，以及对数据选择和分析技术的全面描述。使用这些技术，我们的数据导致一个新的上限CMB偏振在大角度尺度为10 $μ$ K在E-和B-型偏振在95%的置信度。如果假定B偏振为零，则E型偏振的极限降低到8 $μ$ K。这个实验是第一个高灵敏度仪器的新品种，总有一天会绘制出宇宙微波背景辐射的有趣特性。
2002-01-15 astro-ph
Theory of Cosmic Microwave Background Polarization
这些讲座介绍了宇宙微波背景（CMB）偏振的一些基本理论，主要目的是从暴胀引力波发展CMB偏振理论，以及CMB偏振的弱引力透镜（宇宙剪切）的一些相关理论。我们从汤姆逊散射产生偏振开始。然后，我们讨论张量调和分析（“梯度旋度”或“E-B”分解）在一个平坦的和完整的天空中的一些细节。导出了预言原初引力波引起的CMB温度/偏振模式所需的Boltzmann/Einstein方程。我们表明，引力波产生的CMB偏振的旋度分量，而密度扰动（在线性顺序）不。然后，我们展示了如何宇宙剪切诱导卷曲组件从卷曲自由表面的最后散射。我们描述，虽然不太详细，如何高阶相关可以用来减去宇宙剪切引起的卷曲。提供了几个练习。
2005-03-18 astro-ph
Microwave background polarization in cosmological models
本文介绍了一般时空几何中极化辐射转移的一种新的多极形式。极化张量展开的坐标无关，投影对称无迹（PSTF）张量值多极。PSTF表示使我们能够很容易地讨论观察者的极化多极的依赖性，并制定方便的1+3协变形式的辐射的确切动力学。对于几乎Friedmann-Robertson-Walker（FRW）宇宙学模型的情况下，我们重铸的极化玻尔兹曼方程的多极方程的层次。这使我们能够给一个严格的治疗的产生和传播的宇宙微波背景的偏振几乎FRW模型（与开放，封闭或平坦的几何形状），而不求助于任何谐波分解的扰动。我们还展示了如何扩展的强度和偏振多极谐波函数的导数给出了一个流线型的模式扩展多极层次的推导。这些层次结构的整体解决方案提供，我们的形式主义在文献中的关系进行了讨论。
2000-05-15 astro-ph
SPOrt: an Experiment Aimed at Measuring the Large Scale Cosmic Microwave Background Polarization
SPOrt（Sky Polarization Observatory，天空偏振观测台）是一个在早期利用阶段在国际空间站上飞行的空间实验，旨在测量频率范围为22-90 GHz的微波偏振发射，半高宽= 7度。在较低的频率和宇宙微波背景（CMB）的极化，可以观察到银河系的极化发射在90 GHz，其中污染物预计是不太重要的。CMB偏振信号的极低水平（< 1 uK）要求使用本征稳定的辐射计。SPOrt仪器专门用于CMB偏振测量，整个设计经过优化，可将仪器偏振效应降至最低。在这方面的贡献，我们提出了相关技术的基础上的接收机架构，分析显示其固有的稳定性和自定义硬件开发进行检测这样一个低信号。
2002-12-03 astro-ph
DASI Three-Year Cosmic Microwave Background Polarization Results
我们提出的角度尺度干涉仪（DASI）偏振实验，从阿蒙森-斯科特南极研究站获得的完整的3年数据集的分析。在2002年南极冬季末和整个2003年季节获得的额外数据被添加到第一次探测到宇宙微波背景辐射偏振的数据中。合并数据的分析支持从初始数据集得出的所有结论，统计功效增加。特别地，E模式偏振的检测被增加到6.3西格玛置信水平，TE交叉偏振在2.9西格玛处被检测到，并且B模式偏振与零一致，其上限远低于检测到的E模式偏振的水平。结果与宇宙学模型的预测非常一致，该模型是从CMB温度测量中得出的。分析还表明，已知前景排放源对数据的污染微不足道。
2004-09-15 astro-ph
Polarization of the Cosmic Microwave Background in a Reionized Universe
在这项工作中，我研究的偏振的宇宙微波背景（CMB）引起的宇宙学背景的引力波（这里GWs），我讨论了一个可能的后期和快速的宇宙再电离的增强效应，所造成的霍金蒸发的原始黑洞和发生在红移$z\sim 20÷30$。然后，我解决了第二类Volterra积分方程的形式的辐射玻尔兹曼传输方程，通过使用迭代核的分析方法：这种特殊的方法可以成功地应用时，我们有一个指数核，在宇宙中的情况下，强烈的粒子发射来自蒸发的原始黑洞再电离。
1997-09-30 astro-ph
Fast Estimator of Primordial Non-Gaussianity from Temperature and Polarization Anisotropies in the Cosmic Microwave Background II: Partial Sky Coverage and Inhomogeneous Noise
在我们最近的论文（Yadav et al. 2007）中，我们描述了一个快速三次（双谱）估计本地类型的原始非高斯振幅，f_{NL}，从宇宙微波背景（CMB）温度和E-偏振观测的综合分析。在本文中，我们推广估计处理部分天空覆盖以及非均匀噪声。我们的广义估计器仍然是计算效率高，缩放为O（N^3/2）相比，O（N^5/2）缩放的蛮力双谱计算的天空地图与N像素。即将进行的CMB实验预计将产生高灵敏度的温度和E-偏振数据。我们的广义估计将使我们能够最佳地利用这些现实的实验相结合的CMB温度和E-偏振信息，并约束原始的非高斯性。
2007-11-30 astro-ph
Separation of Gravitational-Wave and Cosmic-Shear Contributions to Cosmic Microwave Background Polarization
暴胀引力波（GW）对宇宙微波背景偏振中的旋度分量有贡献。宇宙切变--宇宙微波背景的引力透镜--将一部分主要的梯度极化转换成旋度分量。高阶相关性可以用来映射宇宙切变，并减去对旋度的贡献。需要角分分辨率才能追求比普朗克可达到的振幅更小的GW振幅。小尺度下CMB功率的有限截止导致了最小可检测GW振幅，对应于接近10^15 GeV的暴胀能量。
2002-05-14 astro-ph
Faraday Rotation of the Cosmic Microwave Background Polarization and Primordial Magnetic Field Properties
测量宇宙微波背景辐射（CMBR）偏振的法拉第旋转可以为原始磁场的存在提供证据。法拉第旋转也可以允许研究这些场的某些性质。本文在不同的磁场谱指数和相关长度假设下，计算了法拉第旋转相关器的角度依赖性。我们表明，螺旋部分的磁场不作出任何贡献的相关器。我们强调的法拉第旋转测量中的检测器的角分辨率的重要性，表明它可以严重降低的效果，即使是一个相对较大的磁场相关长度。
2004-10-12 astro-ph
Lensing effect on polarization in microwave background: extracting convergence power spectrum
物质沿视线的不均匀性使起源于红移$z \sim 1100$的最后一个散射表面的宇宙微波背景（CMB）光子偏转。这些畸变改变了CMB偏振的模式。我们确定特定的组合斯托克斯$Q$和$U$参数，对应于自旋0，$\pm 2$变量，并可用于重建投影的物质密度。我们计算作为探测器灵敏度和角分辨率的函数的预期信噪比。利用普朗克卫星，探测将在几个$σ$级别。要在更宽的尺度范围内测量投影的暗物质功率谱，需要几倍更高的探测器灵敏度，这可以提供对投影物质功率谱的独立确认，如从其他方法测量的那样。
1999-12-23 astro-ph
Detectability of Inflationary Gravitational Waves with Microwave Background Polarization
暴胀预言了密度（标量度规）扰动和引力波（张量度规扰动）的原始谱的振幅和谱指数之间的特定关系。随机重力波背景的检测对于识别这种明确的特征至关重要。极化的宇宙微波背景可以隔离这些张量模式在一个模型无关的方式，从而规避宇宙方差的限制，检测一个小的张量信号，只有一个温度图。在这里，我们评估的温度和偏振图的引力波背景的可探测性。对于比$10-20 μK \sqrt{sec}$更好的探测器灵敏度，对张量信号的灵敏度总是由偏振图支配。在探测器灵敏度为$1 μK \sqrt{sec}$量级的情况下，偏振可以将温度图对张量模式的灵敏度提高两到三个数量级。即使是少量的再电离也大大增强了张量模式的可探测性。我们还认为，普朗克测量仪张量模式的灵敏度显着提高偏振，即使考虑到由此产生的退化的强度测定在高频通道。
1997-05-28 astro-ph
Reconstruction of lensing from the cosmic microwave background polarization
宇宙微波背景（CMB）极化场的引力透镜效应是研究宇宙学密度场的一个重要手段。我们将基于似然的技术应用于CMB偏振的透镜化问题，并表明如果B模式偏振被映射，则基于似然的技术允许比使用先前的二次估计方法更好的透镜化重建。利用这种方法，透镜重构的最终极限不由透镜化CMB功率谱设定。二阶校正是已知的，以产生一个卷曲组件的透镜偏转场，不能描述的潜在的，我们表明，这不会显着影响重建的噪声水平大于0.25 microK弧分。相对于二次方法，透镜重建中的均方误差的减小可以在1.4 microK arcmin的噪声水平下为2倍，在0.25 microK arcmin下为10倍，这取决于感兴趣的角标度。
2003-08-21 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
Large-angle Polarization of the Cosmic Microwave Background Radiation and Reionization
在标准CDM模型下讨论了物质再电离对宇宙微波背景辐射（CMBR）的大角度尺度各向异性和极化的影响。我们分离三种情况下，其中各向异性引起的纯标量，纯张量，和混合度量扰动分别。结果发现，如果再电离发生得足够早，极化可以达到一个可检测的水平，依次$6\%$，$9\%$，和$6.5\%$的各向异性。一般来说，较高的偏振度意味着在高红移时张量模或再电离的主要贡献。由于早期再电离将显著抑制小尺度CMBR各向异性和偏振，因此测量几度尺度上的偏振可以直接探测早期宇宙的再电离历史。
1995-02-23 astro-ph
Polarization of the Microwave Background in Reionized Models
我讨论了早期再电离模型中的极化物理。对于足够高的光学深度来复合，偏振在大尺度上被提升，而在较小尺度上被抑制。在偏振功率谱中出现了新的峰，峰的位置与再电离红移的平方根成正比，峰的振幅与光学厚度成正比。对于标准场景，对于光学深度为1、0.5或0，用7度FWHM天线（如布朗大学实验中的天线）测量的线性偏振的rms度分别为$1.6μK$、$1.2 μK$、$4.8\times 10^{-2} μK$。对于1度FWHM天线，该相同模型给出$2.7 μK$、$1.8 μK$和$0.77 μK$。详细测量大角度尺度上的偏振可以提供再电离时期的准确测定，这不能单独从温度测量中获得。
1996-11-20 astro-ph
Charting the New Frontier of the Cosmic Microwave Background Polarization
宇宙微波背景的各向异性是宇宙学和基础物理学的一座金矿。欧空局的普朗克卫星应该很快就能从温度脉中提取所有信息，但在测量各向异性的偏振度方面将受到限制。这种偏振信息允许对标准宇宙学范式进行新的独立测试，提高了对宇宙学参数的认识，最后但并非最不重要的是，它是约束非常早期宇宙物理学的最佳窗口，特别是原始引力波的预期背景。但是，利用这条静脉将是一个挑战，因为所需的灵敏度是{ \em至少}普朗克最多可能达到的灵敏度的10倍，同时对所有系统学效应（包括仪器效应和天体物理效应）进行必要的匹配控制（前景）。我们在这里回顾宇宙学背景和CMB偏振研究的情况。我们还简要介绍了SAMPAN项目，在CNES的设计研究，旨在检测原体引力波背景的张量标量比T/S小到0.001。
2005-10-14 astro-ph
The Cosmic Microwave Background and Its Polarization
DASI发现的CMB偏振，WMAP证实，揭开了宇宙学的新篇章。大部分关于暴胀引力波和再电离的有用信息都是在大角度尺度上的，在那里银河前景污染是最严重的。本综述的目标是从实际的角度提供最先进的CMB极化，将真实世界的数据与物理模型联系起来。我们提出了这种极化现象的物理，并说明它如何依赖于各种宇宙学参数的标准绝热模型。我们还提出了所有的观测限制，并讨论了我们已经学到了多少关于极化前景到目前为止，从CMB的研究。最后，我们评论未来的前景测量CMB偏振。
2004-06-16 astro-ph
Microwave polarization in the direction of galaxy clusters induced by the CMB quadrupole anisotropy
由于宇宙微波背景辐射温度分布中存在四极分量，在星系团方向测量的宇宙微波背景辐射（CMB）信号中，电子散射会引起极化。测量遥远星系团的极化提供了在中等红移（z~0.5-3）下观察宇宙微波背景四极演化的独特机会。我们证明，对于本地集群人口的偏振度将依赖于集群的天体位置。在天空中有两个相对的延伸区域，当v_t<1300 km/s时，在CMB谱的Rayleigh-Jeans部分（τ为星系团的汤姆逊光学厚度）偏振最大，为0.1（τ/0.02）microK，超过了星系团横向特有运动的贡献。人们可以希望通过测量大量的集群来检测这个小信号，从而有效地消除集群中产生的其他偏振分量的系统贡献。这些极化效应的数量级分别为（v_t/c）^2 τ、（v_t/c）τ ^2和（kT_e/m_ec^2）τ ^2，以及CMB四极子引起的极化，之前由Sunyaev和Zel'dovich针对瑞利-金斯区域进行了计算。我们完全证实了他们早期的结果，并提出了确切的频率依赖性，所有这些影响。在CMB光谱的Wien区域中，偏振相当高。
1999-03-18 astro-ph
Fast Cosmological Parameter Estimation from Microwave Background Temperature and Polarization Power Spectra
我们改进了Kosowsky，Milosavljevic，and Jimenez（2002）的算法，用于计算宇宙微波背景的功率谱。该算法不仅计算了温度功率谱，而且计算了E模偏振和温度-偏振互功率谱，为当前宇宙学参数估计提供了所需的精度。我们完善的最佳宇宙学参数计算功率谱的扰动周围的基准模型，导致的准确性优于0.5%的温度功率谱在整个区域的参数空间内WMAP的第一年3sigma置信区域。这种精度与广泛使用的CMBFAST代码（Seljak和Zaldarriaga 1996）和玻尔兹曼代码之间的差异相当。我们的算法（CMBwarp）使得可能在大约一个小时的笔记本电脑上的8个宇宙学参数的似然区域的全面探索。我们在http://www.physics.upenn.edu/~raulj/CMBwarp上提供了计算功率谱的代码以及用于宇宙学参数估计的马尔可夫链蒙特卡罗算法
2004-04-13 astro-ph
Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Foreground Polarization
我们提出了一个全天空的偏振银河微波辐射模型的基础上三年的观测威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）在23至94 GHz的频率。该模型比较地图的斯托克斯Q和U组件从每个WMAP的5个频带，以分离同步辐射尘埃排放，考虑到同步辐射和尘埃组件的空间和频率的依赖性。这种简单的星际介质双组分模型至少解释了WMAP微波天空图中97%的偏振辐射。同步辐射占主导地位的极化前景在低于50 GHz的频率，并在65 GHz的灰尘的贡献。同步加速器部分的光谱指数，完全来自偏振数据，在整个天空的平均值是-3.2，在银河平面上有一个适度平坦的指数。同步辐射在银道面内的平均偏振分量为2- 4%，在高纬度地区可达20%以上，并具有显著的特征，如北银河支比漫射分量更偏振。热尘埃辐射在银河系中心附近的偏振度为1%，在反中心上升到6%。来自高纬度尘埃的漫射辐射也是偏振的，平均偏振分数为0.036 +/- 0.011。
2007-04-30 astro-ph
Systematic Errors in Cosmic Microwave Background Interferometry
宇宙微波背景（CMB）偏振观测需要对系统误差进行极好的控制，以便充分发挥其科学潜力，特别是在试图探测可能提供暴胀窗口的B模式的情况下。干涉测量可能是实现这些目标的一种有前途的方法。本文提出了一种表征各种系统误差对干涉CMB偏振观测的影响的形式主义，特别强调B模式功率谱的估计。最严重的误差是将温度各向异性信号耦合到偏振的误差;此类误差包括检测器内的串扰、偏振器的未对准和交叉偏振。在B模式实验中，下一个最严重的误差类别是混合E和B模式的误差，例如增益波动、指向误差和波束形状误差。该论文还指出了哪些误差来源可能导致圆偏振（例如，从前景）污染宇宙学上感兴趣的线性偏振通道，以及相反地，圆偏振通道的监测是否可以产生关于误差本身的有用信息。对于考虑的所有误差源，提供了E和B模式实验所需的控制水平的估计。这两个实验，干扰线性偏振和那些干扰圆偏振被认为是。圆形实验同时测量每个基线中的两个线性偏振斯托克斯参数的事实减轻了一些误差源。
2006-07-13 astro-ph
Deciphering Inflation with Gravitational Waves: Cosmic Microwave Background Polarization vs. Direct Detection with Laser Interferometers
对原始引力波背景的探测被认为是暴胀的“确凿证据”。在利用宇宙微波背景（CMB）偏振探测超视界波的同时，将利用激光干涉仪研究遗迹背景。这两种技术跨越的长杠杆臂改善了对通货膨胀潜力的约束，并验证了通货膨胀下预期的一致性关系。如果张量-标量振幅比大于0.01的引力波被宇宙微波背景探测到，那么应该积极地进行与当前概念研究相一致的灵敏度的直接探测实验。如果宇宙微波背景辐射没有探测到原始张量，那么直接探测实验来理解最简单的暴胀形式，其灵敏度必须比目前的计划提高两到三个数量级。
2006-06-09 astro-ph
