Stacking Redshifted 21cm Images of HII Regions Around High Redshift Galaxies as a Probe of Early Reionization
目前和未来的一些实验旨在通过红移21厘米线探测宇宙中第一批恒星和星系的中性氢再电离。使用\textsc{BlueTides}模拟，我们调查的测量一个\textit{average}电离区对再电离开始通过堆叠的红移21厘米图像周围的光学识别明亮的星系使用模拟观测。我们发现，与SKA 1000小时的观察，假设完美的前景减法，$5σ$检测堆叠的HII区域可以与周围的一些最亮的星系在\textsc{bluetides}（比$M_{UV} < -22.75$亮）在$z=9$（对应于中性分数为90.1 \%，在我们的模型）的30个图像。我们提出了模拟的星系的紫外线幅度之间的关系，它们所居住的电离区域的大小，和堆叠配置文件的形状。这些模拟观测还可以区分IGM是净发射还是吸收21 cm光子的情况。一旦21厘米的前景污染包括在内，我们发现，即使有多达200个图像周围的这些罕见的，明亮的星系，只有一个试探性的$> 1σ$检测将是可能的。然而，部分前景减法实质上改善了信噪比。例如，我们预测，将前景占主导地位的傅立叶空间的面积减少50%（80%）将允许$> 3σ$（$> 5σ$）检测$z=9$处的电离区域。
2020-11-19 astro-ph.CO
Bright Source Subtraction Requirements For Redshifted 21 cm Measurements
\hi 21 cm跃迁线有望成为宇宙暗时代和再电离时代的重要探测器。前景源去除是检测这种信号的主要挑战之一。本文研究河外点源污染和如何准确明亮的来源（$\gtrsim 1$ ~Jy）必须被删除，以检测21厘米的发射与即将到来的射电望远镜，如默奇森宽场阵列（MWA）。我们认为在21厘米的地图和功率谱的残留污染，由于在天空模型中的位置误差的明亮的来源，以及频率无关的校准误差。我们发现，0.1角秒的源位置精度将足以检测的\hi功率谱。对于校准误差，需要天线增益幅度的0.05%精度，以便检测宇宙信号。两个减法误差源都产生了在二维功率谱中局部化到小角度尺度的残差，即$\kperp \gtrsim 0.05 $ Mpc $^{-1}$。
2010-05-21 astro-ph.CO
Detecting the redshifted 21cm forest during reionization
21厘米森林--高红移射电源光谱中的HI吸收特征--可能在再电离时期提供一个独特的探测大部分中性星系际介质（IGM）的方法。我们目前的模拟21厘米的森林由于大尺度结构的再电离时代的IGM，包括处方的X射线加热和渗透的光电离气泡。我们表明，如果检测到未来的仪器，如平方公里阵列（SKA），21厘米的森林可以提供一个显着的限制IGM的热历史。通过考虑在21 cm吸收开始时信号方差的突然增加，将有助于检测。如果无线电前景和本征源谱被很好地理解，在宽带宽上的通量衰减也可以改善检测前景。我们的分析占窄吸收线的可能性，从干预密集的区域，但是，与以前的研究不同，我们的结果不依赖于它们的属性。假设X射线加热对应于当地的恒星星族，我们估计，在不到一年的观测时间内，SKA可以对$z \sim 9$的天鹅座A型源进行21厘米吸收的统计学显著检测，而不是近十年的详细森林特征的显著检测。我们讨论了由于背景源丰度和21厘米吸收信号强度的不确定性而带来的观测挑战。
2011-10-25 astro-ph.CO
Probing early universe through redshifted 21-cm signal: Modelling and observational challenges
来自氢原子（HI）的红移21厘米辐射为研究IGM中HI的演化提供了一个极好的直接探针，从而揭示了第一个发光天体的性质，它们在宇宙黎明（CD）和再电离时期（EoR）的演化和作用，以及此后结构的形成和演化。由于大的前景和其他观测污染，在CD-EoR期间用当前和未来的仪器直接绘制HI密度相当困难。计划通过统计估计器首次检测该红移HI信号。鉴于探测和分析红移21厘米信号的极端重要性，CD-EoR的物理学是即将到来的SKA-Low望远镜的目标之一。本文总结了印度天文学家的集体努力，以了解红移21厘米信号的起源，第一电离光子的来源，它们通过IGM的传播，对预期的21厘米信号的各种宇宙学效应，信号的各种统计测量，如功率谱，双谱，通过开发统计测量的估计器并严格评估其预期的不确定性，共同努力检测信号，还讨论了诸如大前景发射和校准问题的各种挑战。这里讨论的各种版本的检测方法也已在实践中与GMRT一起使用，成功评估了EoR和EoR后的物质密度的前景污染和上限。这里汇集的集体努力是全球努力的很大一部分，为通过SKA-Low的CD-EoR的第一缕光准备适当的观测技术和分析程序。
2022-11-10 astro-ph.CO astro-ph.IM
Constraining Quasar and IGM Properties Through Bubble Detection in Redshifted 21-cm Maps
z>7类星体的红外探测为直接探测再电离时期的IGM开辟了新的窗口。在本文中，我们从理论上考虑的可能性检测z=8类星体周围的电离泡使用有针对性的红移21厘米的观测与GMRT。电离泡的表观形状和大小，如远处观察者所见，取决于参数\dot{N}_{phs} /C，x_HI/C和τ_Q，其中\dot{N}_{phs}，τ_Q，x_HI和C分别是光子发射率，类星体的年龄，在这里，我们假设IGM是均匀的，并忽略其他因素，解析地估计了类星体电离泡的形状和大小。电离源的类星体，并以此为模板匹配过滤器气泡搜索与GMRT可见性数据。我们假定\dot{N}_{phs}是由红外光谱已知的，C是由理论上考虑的，这就给出了气泡的两个自由参数x_H_I和τ_Q。考虑到1,000小时的观察，我们发现有一个合理的大区域的参数空间，其中3σ检测是可能的。我们还发现，用这个观测值可以对x_H_I和τ_Q设置下限。更深入的跟踪观察可以对τ_Q和x_HI设置上限。C的值影响x_HI的估计，而τ_Q的估计不受影响.我们用半数值方法模拟了类星体电离泡的表观形状和大小，考虑了其他电离源的存在和IGM中的不均匀性.其他源的存在增加了类星体泡的大小，导致x_HI的低估。在类星体周围聚集的其他电离源会使气泡的形状产生严重的扭曲。然而，这不会严重影响大气泡中的参数估计。
2012-08-16 astro-ph.CO
Prospects of detecting HI using redshifted 21 cm radiation at z ~ 3
后再电离时代的冷气体分布是星系分布与恒星形成过程之间的重要联系。来自中性氢超精细跃迁的红移21厘米辐射使我们能够探测冷气体的中性成分，其中大部分是在星系的星际介质中发现的。现有的和即将到来的射电望远镜可以通过HI强度映射来探测中性氢的大规模分布。在本文中，我们使用的HI功率谱的估计推导出一个anasterian计算期望的信号从大规模HI分布在z ~ 3。我们发现，在小尺度上的偏差的尺度依赖性，即使在大的角度尺度上的预期信号的显着差异。我们将预测的信号强度与可以观测这种辐射的射电望远镜的灵敏度进行比较，并计算在这些红移处探测中性氢所需的观测时间。我们发现，Ooty宽场阵列（OWFA）提供了最好的可能性，以检测中性氢在z ~ 3之前的平方公里阵列（SKA）成为业务。我们发现，OWFA应该能够在2000小时的观测中，在几个角度尺度上进行3西格玛或更显着的检测。使用Fisher矩阵方法进行的计算表明，通过测量HI功率谱的振幅，可以在1000小时内对分箱HI功率谱进行5 sigma检测（Sarkar、Bharadwaj和Ali，2017）。
2017-03-21 astro-ph.CO
A study of fundamental limitations to statistical detection of redshifted HI from the epoch of reionization
在本文中，我们探索的第一次的相对大小的三个基本来源的不确定性，即前景污染，热噪声和样本方差检测HI功率谱的再电离时代（EoR）。我们推导出的傅立叶合成望远镜的灵敏度的限制，以检测EoR的基础上，其阵列配置和统计表示的仪器所作的图像。我们使用Murchison宽场阵列（MWA）的配置为我们的研究。使用一个统一的框架，估计信号和噪声成分的HI功率谱，我们推导出一个表达式，并估计在三维k空间中的河外点源的污染。利用微波辐射计对不同观测模式下EoR HI功率谱检测的灵敏度进行了估算。通过使用128-tile MWA在单个场上进行1000小时的观测，EoR检测是可行的（对于$k\lesssim 0.8$ Mpc $^{-1}$，S/N > 1）。带通整形和改进的EoR窗口被发现是有效的，在包含前景污染，这使得该仪器容忍成像误差。我们发现，对于一个给定的观察时间，观察许多独立的视野并不提供一个单一的现场观察时，热噪声占主导地位的其他不确定性在派生的功率谱的优势。
2013-09-07 astro-ph.CO
Dark Matter and Galactic Collisions, gravitational lensing and the apparatus of wimps under consideration
在过去的一个世纪里，人们对宇宙中的暗物质进行了许多观测，发现了许多星系团令人惊讶的行为，这些行为不符合以前制定的任何理论。然而，光学光谱观测最初被用来测量仙女座星系的旋转速度作为距离的函数，这与引力定律相反。由于空间的膨胀，遥远宇宙中发射的电磁辐射在朝向我们的路径上发生了红移，这可以用来确定天体的距离。
2022-11-07 astro-ph.CO
Study of Redshifted HI from the Epoch of Reionization with Drift scan
在红移的21厘米谱线中探测再电离期是一项具有挑战性的任务。在这里，我们制定了使用漂移扫描策略的EoR信号的检测。这种方法可能具有更好的仪器稳定性相比的情况下，一个单一的补丁的天空被跟踪。我们表明，测量的vibrants之间的相关时间可以延长到1-2小时的干涉仪阵列，如默奇森宽场阵列（MWA），它有一个广泛的初级光束。我们估计的EoR功率的基础上跨时间的互相关的vibrations和漂移扫描策略是能够检测的EoR信号具有可比/更好的信号-噪声相比，跟踪的情况下。我们还估计了一组亮点源的可见度相关性，并认为亮点源的统计不均匀性可能允许它们从EoR信号中分离出来。
2014-07-17 astro-ph.CO astro-ph.IM
Statistical Detection of IGM Structures during Cosmic Reionization using Absorption of the Redshifted 21 cm line by HI against Compact Background Radio Sources
在宇宙再电离过程中，通过吸收（21厘米森林）对背景辐射探测星系际介质（IGM）中的中性氢结构被认为是独立的和补充的三维层析成像和功率谱技术。这种吸收的直接检测需要在高红移（$z\gtrsim 8$）下非常明亮（$\gtrsim 10$ ~ 100 mJ y）的背景源，这显然是罕见的;非常长的积分时间;或者非常高灵敏度的仪器。这激发了沿着狭窄的视线但具有较暗背景物体（$\sim 1$ -10 mJy）的统计一维（1D）功率谱方法，这些背景物体在高红移下可能更丰富和重要。1D功率谱降低了宇宙方差，提高了灵敏度，特别是在小空间尺度上。使用标准的辐射转移和基准模型的仪器，背景源，在宇宙再电离过程中的IGM结构的演变，沿选定的窄方向的一维功率谱的潜力进行了研究，对热噪声和彩色合成点扩散函数（PSF）响应的不确定性。高红移背景源的数量，望远镜的灵敏度，和PSF质量的最低要求估计的范围内的仪器，背景源，和再电离模型参数。在较高的红移下，一维功率谱本质上更强。一个$\sim 1000$ hr的观测活动，目标是$\sim 100$狭窄的视线，以无线电微弱，高红移背景对象与现代射电望远镜，特别是平方公里阵列，可以检测的一维功率谱的空间尺度和红移的范围，并可能区分宇宙再电离的模型。
2020-08-07 astro-ph.CO astro-ph.IM
Power spectrum extraction for redshifted 21-cm epoch of reionization experiments: the LOFAR case
低频阵列再电离时期项目的目标之一是测量来自再电离时期的红移21厘米辐射强度变化的功率谱。可以估计该功率谱的灵敏度取决于热噪声和样本方差的水平，并且还取决于由提取过程（特别是由减去前景污染）引起的系统误差。我们模拟提取过程中使用现实的模拟宇宙学信号，前景和噪声，因此估计的灵敏度的LOFAR EoR实验的红移21厘米功率谱。用一个台站波束在360小时的观测之内应能探测到来自EoR的发射。更长时间的积分，并在主（瓦片）光束内合成多个站光束，然后使我们能够在更大的尺度和红移范围内逐步提取更准确的功率估计。我们讨论了不同的观测策略之间的妥协，观测深度，天空覆盖和频率覆盖。一个计划，其中较低的频率接收更大的一部分时间似乎是有希望的。我们还研究了前景拟合误差在推断功率谱上引起的偏差的性质，并讨论了如何减少和校正这种偏差。角功率谱和视线功率谱在这方面有不同的优点，我们建议在分析LOFAR数据时分别考虑它们。
2010-03-04 astro-ph.CO
Measuring space-time variation of the fundamental constants with redshifted submillimetre transitions of neutral carbon
我们比较了中性碳和一氧化碳在红移源中的红移，其中中性碳的精细结构跃迁，[CI]，已被检测到，以测量基本常数的时空变化。与CO旋转线测量的比较给出了从单电离碳的比较精细结构线[CII]获得的相同常数组合。然而，中性碳具有明显的优势，它可以与一氧化碳在空间上重合，而[CII]可以位于分子云之间的扩散介质中，因此与CO的任何比较都可以由固有速度差异决定。使用[CI]，我们得到了8个[CI]系统的平均变化dF/F =（-3.6 +/- 8.5）x 10^-5，z = 2.3 - 4.1，当包括两个[CII]系统时，其下降到（-1.5+/- 11）x 10^-5，z = 2.3 - 6.4。也就是说，在10.8-12.8 Gyr的回顾时间内零变化。然而，最新的光学结果表明α的空间变化，这描述了偶极子，我们在dF/F中看到了相同的方向。然而，这种趋势是由于单一来源的[CI]光谱质量差。这也适用于先前用来寻找α ^2/μ的零变化的两个[CII]光谱中的一个。量化这一点，我们发现一个反相关之间|DF/F|以及通过光谱分辨率测量的碳检测质量，表明用于获得检测的>50 km/s的典型值太粗糙，不能可靠地测量常数的变化。从已知的z > 1 CO系统的通量，我们预测，目前的仪器是无法通过比较CO和碳线测量常数的变化所需的灵敏度。因此，我们详细讨论使用ALMA这样一个事业.删节
2011-08-08 astro-ph.CO
What does the first highly-redshifted 21-cm detection tell us about early galaxies?
探测全球再电离时期信号的实验（EDGES）最近报告了一个相对于$z \sim 18$宇宙微波背景的21厘米强吸收信号。虽然它的异常振幅可能表明新的物理，在这项工作中，我们专注于信号的时间，因为它本身提供了一个重要的约束星系形成模型。而休息帧紫外光度函数（UVLF）在很大范围的红移是很好的适合简单的模型，其中星系恒星形成的历史跟踪组装的暗物质晕，我们发现，这些相同的模型，与合理的假设在恒星形成星系的X射线生产，不能产生一个狭窄的吸收槽在$z \sim 18$。因此，如果得到证实，EDGES信号需要星系形成模型的基本输入，以便在$z \gtrsim 10$上快速演化。除非位于原子冷却阈值以下的晕中的极暗源是EDGES信号的来源，否则$\sim 10^8$ - $10^{10} \ M_{\odot}$晕中的恒星形成必须比预期的更有效，这意味着在$M_{\mathrm{UV}} \lesssim -12$的UVLF暗端必须在最高红移处变陡。这种陡峭化为未来使用詹姆斯·韦伯太空望远镜进行星系调查和正在进行的透镜场研究提供了具体的测试，无论EDGES信号的振幅是由于新的冷却通道还是早期宇宙中的强射电背景。然而，无线电背景的解决方案需要在$z > 15$的星系发射1-2 GHz的光子，效率比当地的恒星形成星系高$\sim 10^3$倍，这对早期宇宙中低频光子产生的模型提出了挑战。
2018-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Shocking Truth: The small contribution to hydrogen reionization from gravitational infall
人们普遍认为，恒星是宇宙再电离的原因。然而，在再电离时期对恒星形成星系的深入搜索还没有找到足够的星系来提供必要的电离通量。在星系形成过程中与重子引力下落相关的快速吸积激波最近被提出作为产生所需电离光子的替代方法。在这封信中，我们评估了与重力下降相关的冲击气体对氢再电离的贡献。我们发现，冲击波能在z~6时吸收宇宙氢的百分之几。然而，由快速吸积冲击产生的小部分电离辐射将比与恒星相关的电离辐射明显更有偏差，导致亮度加权源聚类的修改约为10%。这种偏差的修正可以通过未来的精密实验来测量，这些实验利用红移的21厘米线来研究再电离时代氢的分布。
2011-08-30 astro-ph.CO
The redshifted 21-cm signal in the EDGES low-band spectrum
EDGES合作报告了在78 MHz的射电背景中发现了一个意想不到的深吸收，并将其解释为第一次检测到来自宇宙黎明的红移21厘米。我们尝试了另一种分析，采用最大平滑函数方法来建模前景。使用这样的函数与平坦化的吸收轮廓一起对光谱进行联合拟合，产生$921 \pm 35$ mK的最佳拟合吸收幅度。由EDGES分析推断的21厘米吸收深度需要在宇宙黎明中调用非标准宇宙学或新物理学或新来源，这种与公认模型的紧张关系因我们的分析而加剧，表明吸收深度更大。或者，假设存在残留的未建模系统正弦特征，则测量的光谱可以同样良好地拟合，并且我们通过检查任何额外的21 cm信号来进一步探索这种可能性。然后，数据支持具有振幅$133 \pm 60$ mK、半功率$9 \pm 3$ MHz处的最佳宽度和中心频率$72.5 \pm 0.8$ MHz的高斯模型参数的吸收。我们还检查了测量光谱与合理的红移21 cm模型的一致性：Cohen等人2017年全球21 cm图谱中的265个轮廓中的3个受到光谱的青睐。我们的结论是，EDGES数据可能是符合标准的宇宙学和天体物理学，没有调用多余的无线电背景或重子-暗物质相互作用。
2019-06-06 astro-ph.CO astro-ph.IM
On using large scale correlation of the Ly-$α$ forest and redshifted 21-cm signal to probe HI distribution during the post reionization era
我们研究了探测Ly-$α$森林和HI 21 cm信号的三维互相关功率谱的可能性。互相关信号是直接依赖于暗物质的功率谱，是敏感的21厘米的亮度温度和Ly-$α$森林的偏见。这些偏置参数决定了红移空间中各向异性的强度。我们发现，可以检测到互相关功率谱使用$400 ~ \, \rm hrs$观测SKA-mid（第1阶段）和未来的BOSS样实验与类星体（QSO）密度$30 ~ \rm deg^{-2}$在峰值信噪比$15$的单场实验在红移$z = 2.5$。我们还研究了使用互功率谱约束各种偏置参数的可能性。我们发现，对于SKA-mid（相位1）的$10$独立点，在相同的实验条件下，对应于Ly-$α$森林的21 cm线性红移空间畸变参数$β_T$和$β_{F}$的$1 σ$条件误差分别为$\sim 2.7\%$和$\sim 1.4 \%$.这一预测表明，在现有的测量显着改善。我们声称，检测的3D互相关功率谱不仅可以确定宇宙学起源的信号中存在的天体物理前景，但也将提供严格的限制大规模HI偏见。这为理解宇宙结构的形成提供了一个独立的探索。
2015-07-11 astro-ph.CO
A blind Green Bank Telescope millimetre-wave survey for redshifted molecular absorption
我们提出的方法“盲”毫米波调查红移分子吸收的CO/HCO $^+$旋转线。频率范围$30-50$ GHz似乎是最佳的这种调查，提供灵敏度的吸收剂在$z \gtrsim 0.85$。至关重要的是，调查是“盲目的”，即基于无线电选择的样本，包括没有已知红移的来源。我们还报告了第一次大规模调查的结果，使用Q波段接收器的绿岸望远镜（GBT）搜索分子吸收朝向36源，3没有已知的红移，在频率范围$39.6 - 49.5$ GHz。GBT巡天的总红移路径为$Δz \approx 24$，大部分位于$0.81 < z < 1.91$，灵敏度足以检测到在$5σ$显著性下吸收的等效${\rm H_2}$柱密度$\gtrsim 3 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$（使用银河系的CO到${\rm H_2}$和HCO $^+$到${\rm H_2}$转换因子）。该调查没有得到确认的分子吸收检测，产生了在柱密度$N({\rm H_2}) \gtrsim 3 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$的分子气体的红移数密度的$2σ$上限$n(z=1.2) < 0.15$。
2013-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A limit on the warm dark matter particle mass from the redshifted 21 cm absorption line
最近的EDGES合作探测到中心频率为$ν= 78 \pm 1$ MHz的吸收信号，指出存在显著的莱曼- $α$背景，其红移为$z=18$。这个信号的时间限制了暖暗物质（WDM）宇宙学模型中的暗物质粒子质量（$m_χ$）。WDM延迟了小尺度结构的形成，因此，基于由于在$z=18$处的恒星形成而存在足够强的Ly-$α$背景，可以对$m_χ,$设置严格的下限。我们的结果表明，通过$α$泵浦的自旋温度耦合到气体需要一个最小的$m_χ>3$ keV的质量，如果原子冷却晕主导恒星形成率在$z=18,$和$m_χ>2$ keV，如果${\rm\,H_2}$冷却晕也有效地形成恒星在这个红移。这些限制匹配或超过最严格的限制引用到目前为止在文献中，即使在面对许多不确定性的恒星形成在高红移。
2018-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Imprint of the Baryon Acoustic Oscillations (BAO) in the Cross-correlation of the Redshifted HI 21-cm Signal and the Ly-alpha Forest
Ly-alpha森林和红移21厘米辐射的互相关最近被提出作为一种观测工具，用于绘制后再电离时代z < 6的大尺度结构。这具有显著的优点，因为与相应的自相关信号相比，预期连续体减法和前景去除的问题显著地不那么严重。此外，与Ly-alpha森林自相关信号相比，离散类星体采样对互相关的影响不太严重。本文探讨了利用互相关信号探测重子声学振荡（BAO）的可能性。为此，我们已经开发了一种理论形式主义来计算预期的互相关信号及其方差。我们已经用它来预测预期的信号，并估计可能探测到的观测参数范围。对于Ly- $α$森林，我们考虑了BOSS和BIGBOSS，它们预计分别具有16 deg^{-2}和64 deg^{-2}的类星体密度。使用尺寸为2 m * 2 m的天线覆盖z=2至3的红移范围的无线电干涉仪阵列非常适合21 cm的观测。需要观察25个独立的视场，这对应于BOSS的整个角度范围。我们发现，在21厘米观测中，用BOSS分别探测角向和径向BAO时，每个视场的噪声水平必须达到1.1 * 10^{-5} K^2和6.25 * 10^{-6} mK^2。BIGBOSS的相应数值为3.3 * 10^{-5} mK^2和1.7 * 10^{-5} mK^2。4至5个独立的无线电干涉仪阵列，每个阵列包含400个天线，对50米范围内的所有基线进行均匀采样，将能够在几年内进行这些观测。
2011-12-04 astro-ph.CO
Probing Beyond Standard Model via Hawking Radiated Gravitational Waves
提出了一种探测粒子物理超标准模型的新方法。通过观测黑洞的霍金辐射发射的引力波，可以扫描未知BSM粒子的质谱。这是因为BSM粒子的辐射信息被印刻在GWs的光谱中。考虑灰体因子，我们完全计算了蒸发黑洞的GW谱。作为一个观测上有趣的应用，我们考虑在非常早期的宇宙中蒸发的原始黑洞。在这种情况下，由于GWs的频率基本上是红移的，因此以BSM能量尺度发射的GWs可以被观测到。
2014-07-01 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Footprints of population III stars in the gravitational-wave background
我们调查的引力波背景（GWB）的检测前景，起源于合并的紧凑的对象所形成的第III族恒星的崩溃。年轻的I/II星族星在螺旋阶段导致LIGO/Virgo频段的GWB，而III星族星可能会在后来的合并和衰荡阶段出现。我们表明，使用网络的第三代探测器，我们可能能够分离人口I/II信号从人口III之一，只要我们可以减去个人合并事件。对第三族GWB的探测可以揭示重要的信息，例如平均红移总质量。
2021-09-20 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
Impact of Calibration and Position Errors on Astrophysical Parameters of the HI 21cm Signal
The University of Manchester（曼彻斯特大学）；Imperial College（帝国理工学院）
本研究利用 21cm E2E 流水线结合人工神经网络与贝叶斯技术，从功率谱直接推导天体物理参数，并系统评估了 SKA-Low 阵列中增益校准误差与天空模型位置误差对红移 21-cm 信号恢复的影响，确立了确保理想探测的容差阈值。
2025-10-13 astro-ph.CO
Gravitational waveforms from the inspiral of compact binaries in the Brans-Dicke theory in an expanding Universe
本研究针对Brans-Dicke引力理论，构建了同时包含波产生与传播效应的标准汽笛自洽引力波波形，分析发现忽略波产生效应会给红移啁啾质量参数估计带来显著偏差。
2023-06-21 astro-ph.CO gr-qc
Reconstruction of Primordial Power Spectrum from Gravitational Waves of High-Redshift Black Hole Binaries
Institute for Basic Science (IBS)（基础科学研究院）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study, The University of Tokyo（东京大学基础研究院宇宙物理与数学 Kavli 研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科物理学系）；School of Physics Science and Engineering, Tongji University（同济大学物理科学与工程学院）；Department of Physics, Institute of Science Tokyo（东京科学大学物理学系）；Department of Physics and IPAP, Yonsei University（延世大学物理学及应用物理系）；Institute for Advanced Study of Tongji University（同济大学高等研究院）
研究利用高红移双黑洞事件，通过梯度下降方法从观测红移质量分布重建原初黑洞质量函数及小尺度原初功率谱，分析LIGO-Virgo-KAGRA目录中的事件，发现重建PPS有正则化稳定增强，证明该方法可行。
2026-07-14 astro-ph.CO hep-ph
Estimating parameters of binary black holes from gravitational-wave observations of their inspiral, merger and ringdown
我们描述了预期的统计误差，黑洞双星的参数可以测量从引力波（GW）的观测，他们的螺旋，合并和衰荡的第二代地基GW天文台网络。我们模拟了一个人口的黑洞双星均匀分布的组件质量的间隔$(3,80)~M_\odot$，均匀分布在共动体积，各向同性取向。从信号产生的信噪比$\geq 5$在至少两个检测器，我们估计的后验分布的二进制参数使用贝叶斯参数估计代码LALInference。由于宇宙膨胀，GW信号将被红移，我们只测量“红移”的质量。通过假设一个宇宙学，可以通过从测量的光度距离的后验推断红移来估计引力质量。我们发现，引力质量的测量一般会受到光度距离测量误差的影响。尽管如此，使用先进的LIGO-Virgo网络，可以以比$\sim 25\%$更好的精度测量群体中超过$50\%$的组分质量。此外，最终黑洞的质量可以以中等精度$\sim 18\%$测量。最终黑洞的自旋可以用中等精度的$\sim 5\% ~(17\%)$来测量，对于非自旋（对齐自旋）黑洞的双星。日本和印度的额外探测器显著提高了天空定位的准确性，并适度提高了光度距离的估计，从而提高了所有质量参数的估计。我们讨论了这些结果对中等质量黑洞的观测证据和利用GW观测估计宇宙学参数的意义。
2015-05-21 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic Faraday rotation effect on polarization of 21 cm lines from the epoch of reionization
中性氢的红移21 cm信号是再电离期最有竞争力的探针之一。由于汤普森散射，非偏振21 cm辐射在EoR期间获得一定水平的线性偏振。这种线性偏振，如果测量，可以探测有关EoR的重要信息。本文研究了银河系法拉第旋转（FR）对21 cm辐射偏振探测的影响。由于红移21 cm信号的大波长性质，FR的影响很强，因此由21 cm光子携带的初始E模式信号被完全修改。我们表明，旋转测量（RM）数据的99%的准确度是必要的，以恢复初始E模式信号。我们的结论是，鉴于RM观测的当前状态，不可能从EoR中检索21 cm的初始偏振信号。然而，我们乐观地认为，这可能是从下一代无线电调查。
2013-07-16 astro-ph.CO
STARFIRE-2: Can we detect the global redshifted 21-cm signal from the cosmic dawn in Earth orbit?
University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；Raman Research Institute（拉曼研究所）
研究探讨了在地球轨道上检测宇宙黎明时期全球红移21厘米信号的可行性，提出了一种算法来模拟和补偿地球轨道上由频率调制（FM）传输引起的射频干扰（RFI），并评估了不同轨道配置对信号检测的影响。
2026-05-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
ALMA [O III] and [C II] Detections of A1689-zD1 at $z=7.13$
A1689-zD 1是在引力透镜的帮助下发现的最遥远的星系之一，为我们提供了研究早期宇宙中星系形成的重要机会。在这项研究中，我们报告的[C II]158 $μ$ m和[O III]88 $μ$ m发射线的A1689-zD 1在ALMA波段6和8的检测。我们基于[C II]和[O III]发射线测量了该星系的红移为$z_{\rm{sys}}=7.133\pm0.005$，与Bakx等人（2021）采用的一致。观测到的$L_{[\rm{O\,III]}}/L_{[\rm{C\,II]}}$比率为$2.09\pm0.09$，高于大多数本地星系，但与其他$z\sim7$星系一致。中等空间分辨率的ALMA数据为我们研究$L_{[\rm{O\,III]}}/L_{[\rm{C\,II]}}$的空间变化提供了宝贵的机会。与平均值2.09相比，我们在星系中心发现了一个高得多的$\sim 7$的$L_{[\rm{O\,III]}}/L_{[\rm{C\,II]}}$。$L_{[\rm{O\,III]}}/L_{[\rm{C\,II]}}$的这种空间变化在其他高z星系中很少被报道。还有趣的是，比率的峰不与光学峰重叠。可能的物理原因包括一个中心活动星系核、合并产生的激波加热和恒星暴。我们的中等空间分辨率的数据还显示，除了观察到的两个团在以前的HST图像中显示，有一个红移的部分，以北部光学团的西部。这样的…
2022-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observing the Reionization : Effect of Calibration and Position Errors on Realistic Observation Conditions
观测宇宙黎明和再电离期的红移21厘米信号是观测宇宙学中一项具有挑战性的工作。数量级更明亮的天体物理前景和各种仪器系统学的存在增加了这些观测的复杂性。这项工作提出了一个端到端的管道处理敏感的无线电观测的合成干涉数据。模拟天空模型包括红移的21厘米信号和天体物理前景。模拟了定标误差和位置误差对红移21厘米功率谱提取的影响。还研究了宇宙学信号像面探测误差的影响。对SKA 1-Low、MWA和HERA等阵列配置进行了比较分析。阵列的校准误差容限，在一些关于系统组件的性质的假设下，最佳地发现是用于检测信号的$\sim 0.01\%$。对于位置误差，$\gtrapprox 5\arcsec$的偏移使得残余前景模糊目标信号。这些模拟还意味着SKA-1 Low在图像域中的表现略好于其他算法，而MWA在功率谱域中的表现也是如此。这是比较在类似观测条件下运行的各种射电望远镜在探测宇宙信号方面的性能的首批研究之一。这种端到端的流水线也可以扩展到研究彩色初级波束、射频推断、具有频谱特征的前景等的影响。
2022-07-13 astro-ph.CO astro-ph.IM
Strong Hydrogen Absorption at Cosmic Dawn: the Signature of a Baryonic Universe
最近报道的探测到$z \approx 17$红移21厘米吸收是宇宙暗时代探索的一个重大进展。观察到的信号（$T_{\mathrm{21}} \approx -0.5$ K，极限$T_{\mathrm{21}} < -0.3$ K为99\% c.l.）对于$Λ$ CDM来说是非常强的，它最多预测$-0.24$ K。在这里，我表明，强观测信号是预期在一个纯粹的重子宇宙。
2018-03-06 astro-ph.CO
Spectral Polarization of the Redshifted 21 cm Absorption Line Toward 3C 286
对3C 286的z=0.692 21 cm吸收线的斯托克斯参数谱的重新分析表明，我们原来声称的在B_los = 87微高斯的视线磁场下探测到塞曼分裂是不正确的。由于一个潜在的软件错误，我们报告的Stokes V实际上是Stokes U：修订后的Stokes V谱表明B_los < 17微高斯的3 σ上限。正确的分析揭示了分数偏振中的吸收特征，其在速度上从斯托克斯I光谱偏移-1.9 km/s。偏振位置-角度谱示出了也从斯托克斯I特征显著偏移的倾角，但是在与分数偏振中的吸收特征略微不同的速度下。针对3C 286的核心射流结构，我们用3个速度分量模拟了吸收特性。我们的卡方最小化拟合结果的组件具有不同的（1）的比率的H I柱密度自旋温度，（2）速度质心，和（3）速度分散。偏振位置角随频率的变化意味着吸收体对背景射流源的不完全覆盖。这也意味着在整个喷流源，这是观察到的频率高于839.4 MHz的吸收频率的偏振位置角的空间变化。气体的多组分结构最好理解为空间尺度约为100 pc的组分，由数百个线性尺寸约为1 pc的低温（T < 200 K）云组成。
2011-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bolometric correction for cosmologically redshifted stars with dust: an update to the YBC database
Anhui University（安徽大学）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；SISSA（的里雅斯特国际高等研究学院）
更新YBC恒星辐射修正数据库，加入宇宙学红移恒星的辐射修正（zYBC），通过红移恒星光谱、消光衰减和滤光片卷积计算，支持高红移研究的关键测光系统。
2026-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
When Tiny Halos Stir Spacetime: Gravitational Waves from Fifth-Force Mergers
Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study, The University of Tokyo（东京大学宇宙物理数学研究所（WPI），东京大学高等研究院，东京大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Tongji University（同济大学）；University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Queen's University（女王大学）；Arthur B. McDonald Canadian Astroparticle Physics Research Institute（阿瑟·B·麦克唐纳加拿大天体粒子物理研究所）；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）；National Taiwan University（台湾大学）；Asia Pacific Center for Theoretical Physics（亚太理论物理中心）
本文研究暗物质费米子经第五力形成早期晕双星，其并合产生独特引力波信号，为探测自相互作用暗物质提供新途径。
2025-10-14 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Calibration requirements for Epoch of Reionization 21-cm signal observations -- IV. Bias and variance with time and frequency correlated residual gains
本文提出解析方法评估残余增益和带通误差对红移21厘米多频角功率谱估计的偏差与方差影响，并证明SKA1-Low在128小时观测下可探测红移8的信号，但需优于现有干涉仪的校准精度。
2025-05-27 astro-ph.CO astro-ph.IM
Production of Gravitational Waves from Preheating and Tachyonic Instabilities
Ashoka University（阿肖卡大学）；Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度科学教育与研究学院加尔各答分校）
本文研究 $α$-attractor 势预热阶段通过 $ϕχ^{2}$ 三线性耦合产生的引力波，发现参数共振和快子不稳定性分别导致低频主导峰和高频次主导峰，形成多峰特征谱。
2025-10-31 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
21cm Global Signal Extraction: Extracting the 21cm Global Signal using Artificial Neural Networks
使用全天空平均红移HI 21 cm信号研究宇宙黑暗时代、宇宙黎明和再电离时代（EoR）是大多数正在进行或即将进行的实验的一些关键科学目标，例如EDGES、SARAS和SKA。这个信号可以通过使用单个射电望远镜在整个天空中进行平均来检测，以全球信号的形式作为仅红移HI 21 cm频率的函数。在检测这种信号时面临的主要挑战之一是占主导地位的明亮前景。这种检测的成功在于前景去除的准确性。仪器增益波动、彩色初级波束、射频干扰（RFI）和地球电离层的存在破坏了对来自地球的无线电信号的任何观测。在这里，我们提出了使用人工神经网络（ANN）来提取微弱的红移21厘米全球信号埋在海洋中的明亮的银河前景和污染不同的仪器模型。使用ANN的最显著的优点是，当被破坏的信号被馈送到训练的网络中时，我们可以同时非常准确地提取信号和前景参数。我们的研究结果表明，人工神经网络可以检测全球信号与$\gtrsim 92 \%$的准确性，即使在模拟观测的情况下，仪器有一些残留的时变增益的频谱。
2019-12-23 astro-ph.CO physics.comp-ph
Large-Scale Structure and Gravitational Waves III: Tidal Effects
长波长度规扰动的主要局部可观测效应对应于潮汐场。我们导出了标量、矢量和张量扰动引起的潮汐场，并利用二阶微扰理论计算了它们对局部测量的小尺度密度涨落的影响。对于亚视界标量扰动，我们恢复了标准的扰动理论结果（$F_2$内核）。对于波数为$k_L$的张量模，我们发现对$k_Lτ\gg 1$的影响持续存在，即即使在引力波进入视界并红移离开之后很久，即它是一种“化石”效应。然后，我们使用这些结果，结合arXiv：1204.3625的“标尺扰动”，预测观测到的由长波长张量模式引起的小尺度物质关联函数的扭曲。我们还估计了观测到的信号在B模式的宇宙剪切从引力波背景，包括潮汐（内在的对齐）和投影（透镜）的影响。在$k_Lτ\gg 1$极限的非零潮汐效应显着增加了剪切B模式的内在排列的贡献，特别是在低红移$z \lesssim 2$。
2014-02-10 astro-ph.CO gr-qc
Constraining the evolutionary history of Newton's constant with gravitational wave observations
空间载引力波探测器，如拟议中的激光干涉仪空间天线，预计将观测到高红移和大信噪比的黑洞合并，使其引力波成为基础物理学的理想探测器。将牛顿常数提升为时间函数会对双星的结合能和引力波光度进行修正，从而导致啁啾频率的修正。这样的修正传播到响应函数中，并且给定引力波观测，它们允许对合并时牛顿常数的一阶时间导数进行约束。我们发现，星载探测器确实可以放置有趣的限制，这个数量作为一个函数的天空位置和红移，提供了一个{ \emph{constraint map} }在整个范围内的红移，预计发生的二进制黑洞合并。对红移总质量为10^5太阳质量的等质量螺旋事件进行为期三年的LISA观测，应该能够测量到合并时的$\dot{G}/G$，其值优于10^（-11）/年。
2010-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Systematic Redshift of the Fe III UV Lines in Quasars. Measuring Supermassive Black Hole Masses under the Gravitational Redshift Hypothesis
我们发现类星体的Fe Ⅲ $λλ$ 2039-2113光谱特征在中心超大质量黑洞引起的引力红移假设下出现了系统的红移。我们的分析27个复合光谱从BOSS调查表明，红移和加宽的线在Fe III $λλ$ 2039-2113混合大致遵循预期的相关性在弱极限的史瓦西几何维里化运动学。假设Fe III的紫外红移提供了一个测量$M_{BH}\over R$（${Δλ\over λ}\simeq{3\over2}{G\over c^2} {M_{BH}\over R}$），并使用不同的估计发射区域的大小，$R$（无论是从引力微透镜，混响映射或从缩放的大小与内在类星体的光度），我们得到的质量与以前的质量估计的维里定理的基础上的不确定性内一致的10个对象。为了确认测量到的红移的引力来源，需要对样本中Fe III $λλ$ 2039-2113发射区的大小进行混响映射估计。同时，我们提出了一个尝试性的黑洞质量标度关系的基础上的Fe III $λλ$ 2039-2113红移有用的测量黑洞质量的一个单独的对象从一个单一的光谱。
2018-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Influence of cosmic expansion on gravitational waveforms
本研究利用双中子星并合后信号中的无量纲参数打破质量与红移简并，证明未来探测器可将低红移源的红移不确定度降至约30%，并修正红移漂移相位推导中的符号错误。
2025-08-30 astro-ph.CO gr-qc
Gravitational wave detection and cosmic string detection with current radio interferometers
作者对这篇论文的初步提交表示歉意。
2010-11-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
Host redshifts from gravitational-wave observations of binary neutron star mergers
未来几年，当先进的干涉引力波探测器开始观测时，作为标准警报器的螺旋形紧凑双星将很快成为宇宙学的宝贵工具。然而，引力波携带的总静止坐标系质量$M$和源的红移$z$之间的信息的简并性意味着两者都不能直接从信号中提取，而只能从信号中提取红移质量的组合$M(1+z)$。最近的工作表明，对于中子星双星系统，可以使用依赖于静止坐标系源质量的内旋信号中的引力波相位的潮汐校正来打破质量红移简并。我们建议在这里使用合并后的信号中编码的签名来推断源的红移。这将允许一个准确的提取的固有的静止框架质量的来源，反过来又允许确定源红移和光度距离仅从引力波的观测。这将预示着精密宇宙学和天体物理学的新时代。使用数值模拟的二进制中子星合并的质量略有不同，我们在不同的红移模型的引力波信号，并使用贝叶斯参数估计来确定的准确性，可以提取已知质量的源的红移。我们发现爱因斯坦望远镜可以在红移为$z<0.04$时确定源红移为$sim 10$ -- $20%$。
2013-12-28 astro-ph.CO gr-qc
Measuring the Transverse Velocity of Strongly Lensed Gravitational Wave Sources with Ground Based Detectors
本文提出利用强引力透镜引力波源不同像间的微分多普勒频移引发的引力波相移来测量其横向速度，并指出下一代地面探测器有望探测到该信号，从而为研究引力波源宿主环境及宇宙学速度流提供新途径。
2024-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The All-Sky SignAl Short-Spacing INterferometer (ASSASSIN) I: Global sky measurements with the Engineering Development Array-2
为了填补我们早期宇宙观测知识中的一个关键空白，世界各地的实验继续试图验证EDGES实验对宇宙黎明红移21厘米信号的探测。这种来自中性氢的天空平均或“全球”信号在低射频（50-200 MHz）下应该是可检测的，但由于明亮的前景发射和难以达到所需的仪器校准精度水平而难以测量。在本文中，我们概述了我们的进展，使用一种新的新方法来测量全球红移21厘米信号。出于需要使用具有与EDGE非常不同的系统误差的替代方法来获得独立结果的动机，我们采用了一个密集天线阵列来干涉测量全球天空信号，而不是使用具有单个天线的传统方法。我们使用模拟来演示我们新开发的方法，并表明，对于一个理想化的仪器，21厘米的信号，理论上可以从一个紧密间隔的偶极子阵列的振动中提取。我们验证了我们的信号提取方法的工作在真实数据上使用的观察与平方公里阵列样的原型;工程开发阵列-2。最后，我们利用我们在模拟和观测中学到的经验教训，为未来的工作制定了一个明确的计划，这将最终导致一个新的全球红移21厘米仪器：全天空信号短间距干涉仪（ASSASSIN）。
2020-09-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
Gravitational Redshift from Galaxy Clusters -- a Relativistic Approach
Centre for Astroparticle Physics（天体粒子物理中心）
本研究针对星系团引力红移观测结果的解读争议，首次在弱场近似三阶精度的相对论框架内推导所有相关运动学效应，修正了过往对运动学污染的高估，为检验弱等效原理提供新框架。
2025-10-28 astro-ph.CO gr-qc
Transient RFI environment of LOFAR-LBA at 72-75 MHz: Impact on ultra-widefield AARTFAAC Cosmic Explorer observations of the redshifted 21-cm signal
本文研究 LOFAR-LBA 72-75 MHz 频段瞬态射频干扰对 AARTFAAC Cosmic Explorer 探测红移 21-cm 信号的影响，发现飞机信标等天空瞬态 RFI 在当前灵敏度和 500 小时积分下影响不显著，但对更深积分实验需加以滤除。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.IM
Confirmation of Wide-Field Signatures in Redshifted 21 cm Power Spectra
我们证实了我们最近的预测“干草叉”的前景签名在功率谱的高红移21厘米的测量干涉仪是敏感的大尺度结构的所有基线。这是由于宽视场仪器的固有响应，并且其特征在于来自邻近于被认为对宇宙学H I信号最敏感的那些模式的傅立叶模式中的前景发射的增强的功率。在我们最近的论文中，预测此特征的模拟中的许多签名都是针对Murchison Widefield Array（MWA）数据进行验证的，但这个关键的干草叉签名接近噪声水平。在本文中，我们提高了数据的灵敏度，通过相干平均12个独立的快照与相同的仪器设置，并提供了第一次确认的预测与信噪比> 10。这种宽场效应可以通过仔细的天线设计来减轻，以抑制地平线附近的灵敏度。为未来仪器（如氢时代再电离阵列和平方公里阵列）提出的天线孔径的简单模型表明，相对于MWA，它们应将干草叉的前景泄漏抑制约40 dB，并显着增加三维功率谱中这些临界傅立叶模式中宇宙学信号检测的可能性。
2015-07-03 astro-ph.CO astro-ph.IM
A new approach to constrain the Hubble expansion rate at high redshifts by gravitational waves
探测高红移的大质量双黑洞合并是LISA空间任务的一个目标。虽然BBH并合的个别质量是红移的，但BBH并合的质量比与它们的红移无关。因此，如果质量比和红移之间存在独立的相关性，这种关系可以用来i）推断合并双星的红移，并与光度距离测量（$D_L$）一起，限制宇宙在高红移$H(z)$的膨胀率，和ii）限制宇宙中超大质量黑洞种子形成的模型假设一个固定的宇宙学。我们讨论了为什么大质量BBH的质量比与它们的红移之间存在预期的关系，并通过分析BBH合并的宇宙学流体动力学模拟显示了这种关系的线索。这种方法开辟了直接测量红移$z \approx 2$膨胀率的可能性与LISA的第一次。此外，我们发现了种子质量和质量比的大规模BH本身是一个主要的结果，可以利用限制超大质量BH种子的形成方案之间的趋势。
2022-12-13 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Fifth ASTROD Symposium and Outlook of Direct Gravitational-Wave Detection
2012年7月11日至13日，拉曼研究所（印度班加罗尔）主办了第五届国际ASTROD激光天体动力学、相对论空间测试和引力波天文学专题讨论会。本文是这次会议的报告，并对直接引力波探测的前景作了展望。
2012-10-28 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Probing Binary Lens Caustics with Gravitational Waves: A Uniform Approximation Approach
本文提出用均匀近似方法研究双质量透镜折叠焦散线附近的引力波衍射，揭示焦散宽度随波长和透镜质量的标度关系，并表明该方法对准确捕捉焦散附近波动效应至关重要。
2025-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Mid-Frequency Gravitational Wave Detection and Sources
介绍了中频引力波探测的发展历史，并按激光干涉、原子干涉、扭杆天线和超导全向引力辐射观测站的先后顺序介绍了中频引力波探测的各种主题。对地基和星载概念进行了评述，并展望了预期的天体物理来源
2020-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Lensing by primordial black holes: constraints from gravitational wave observations
原始黑洞（PBH）已经被提出来解释至少一部分暗物质。观测已经对PBH施加了很强的限制，即它们可以代表的暗物质的比例，$f_{\rm PBH}$，在很宽的质量范围内-除了$20M_\odot\lesssim M_{\rm PBH}\lesssim 100M_\odot$的恒星质量范围。在本文中，我们探讨的可能性，这样的PBH可以作为点质量透镜能够改变引力波（GW）信号观察到的双黑洞（BBH）合并沿其视线。我们发现，仔细的GW数据分析可以验证存在这样的PBH的基础上的$fitting~factor$和比值比分析。当检测到这样的透镜GW信号时，我们期望能够测量具有相对误差$ΔM_{\rm PBH}/M_{\rm PBH}\lesssim0.3$的透镜的红移质量。如果没有这样的透镜GW事件被检测到，尽管灵敏的GW探测器的操作积累了大量的BBH合并，它将转化为$f_{\rm PBH}\lesssim 10^{-2}-10^{-5}$的严格约束，对于质量大于$\sim10M_\odot$的PBH，爱因斯坦望远镜运行一年后，以及$f_{\rm PBH}\lesssim 0.2$的质量大于$\sim 50M_\odot$的PBH，先进的LIGO运行十年后。
2021-08-27 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
