A Comparative Test of the LCDM and R_h=ct Cosmologies Based on Upcoming Redshift Drift Measurements
本研究评估ELT、Cosmic Accelerometer等即将开展的红移漂移观测手段，验证其区分ΛCDM、R_h=ct宇宙及修改引力等宇宙学模型的能力，给出不同设备的观测时长与对应红移区分精度。
2024-12-12 astro-ph.CO
Gravitational Waves in Bouncing Cosmologies from Gauge Field Production
我们计算了早期宇宙中各种规范场源产生的引力波（GW）谱，从而将早期的暴胀计算推广到弹跳宇宙学。我们考虑规范场和标量场之间的一般耦合支配宇宙的能量密度。我们分析了避免会破坏背景演化的反向反应所需的要求。当标量仅与$F \tilde F$项耦合时，源GW谱呈指数增强，并且参数化地为真空涨落谱${\cal P}^s_T\sim ({\cal P}^v_T)^2$的平方，从而给出比标准真空谱更蓝的谱。当标量场也耦合到$F^2$项时，振幅仍然是指数增强的，但光谱可以任意接近标度不变量（仍然是轻微的蓝色）$n_T\gtrsim 0$，这与轻微的红色暴胀光谱是不同的。因此，我们有一个可观测的GW的概念证明在CMB尺度上的弹跳宇宙学。
2016-09-12 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Viability of general relativity and modified gravity cosmologies using high-redshift cosmic probes
本研究通过高红移宇宙探针分析，发现F(Q)、非平坦ΛCDM和ωCDM模型在数据支持下表现良好，而F(R)模型被排除，ΛCDM仍是首选模型。
2025-12-04 astro-ph.CO
Structure formation in cosmologies with oscillating dark energy
我们研究了以振荡状态方程为特征的动力学暗能量模型对宇宙结构形成和演化的影响。暗能量的状态方程参数w（z）的红移演化由两个参数表征，描述振荡的振幅和频率。我们考虑六种不同的振荡暗能量模型，每个模型的特征在于一组不同的参数值。在暗能量在感兴趣的尺度上不聚集的共同假设下，我们研究了宇宙结构形成的不同方面。特别是，我们自洽地解决了球形塌陷问题。然后，我们估计几个宇宙学观测的行为，如线性增长因子，集成的萨克斯-沃尔夫（ISW）效应，质量结构的数量计数，以及物质和宇宙剪切功率谱。我们表明，独立的振幅和频率的暗能量振荡，没有上述观测值显示的振荡行为作为红移的函数。这是因为所述观测量是宇宙历史上膨胀率的某些函数的积分。我们还注意到，相对于基准LambdaCDM宇宙学的期望值的偏差通常很小，并且在大多数情况下，区分振荡的暗能量模型将是困难的。宇宙剪切功率谱和星系团丰度提供了对这一结论的支持，对于某些模型，宇宙剪切功率谱在很宽的角标度范围内显示出\sim 10%的差异，而星系团丰度在$\sim 10-20%$水平上被修改为$z \gtrsim 0.6$，以便将来进行广泛的弱透镜巡天。
2013-01-16 astro-ph.CO
ISW-LSS cross-correlation in coupled Dark Energy models with massive neutrinos
我们提供了一个详尽的分析的背景下，耦合暗能量宇宙学中的一个组成部分的大质量中微子的集成萨克-沃尔夫效应（ISW）。我们着重讨论了暗物质与暗能量的耦合以及中微子质量对星系/类星体分布之间的互相关和ISW效应的影响。我们提供了一个简单的表达式来适当地重新调整星系的偏差时，比较不同的宇宙学。交叉关联函数的理论预测，然后与观测数据进行比较。我们发现，虽然它是不可能区分的模型在低红移，耦合模型和$Λ$ CDM之间的差异与$z$增加。尽管如此，目前的数据似乎无法区分耦合模型和$Λ$ CDM。然而，我们表明，即将到来的星系调查将允许断层分析，使更好地区分模型。我们讨论了忽略星系偏差演化、b（z）和放大率偏差校正对互相关测量的影响，并为所考虑的宇宙学提供了b（z）的拟合公式。我们比较了三种不同的层析成像方案，并研究了当增加层析成像箱的数量时，ISW-LSS互相关的预期信噪比，SNR如何变化。文中还讨论了测量面积和测量散粒噪声对信噪比的影响。
2011-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can we distinguish early dark energy from a cosmological constant?
早期的暗能量（EDE）模型是一类具有动态演变的标量场的精华暗能量，它在物质辐射相等的时代显示出少量但不可忽视的暗能量。与宇宙学常数相比，早期暗能量的存在改变了宇宙膨胀的历史，从而改变了线性理论功率谱的形状，并可能改变其他观测值。利用最近对宇宙微波背景辐射和重子声学振荡的测量，我们对EDE宇宙学中的宇宙学参数进行了约束。最佳拟合的模型有利于没有EDE，在这里，我们考虑极端的例子是在温和的紧张局势与当前的观测，以探讨观测结果的最大允许量的EDE。我们利用大体积N体模拟研究了EDE宇宙学中宇宙结构的非线性演化。在$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）模型和EDE模型之间，发现许多大尺度结构统计非常相似。我们发现，最有前途的方法来区分EDE从$Λ$ CDM是测量大尺度上的功率谱，其中的差异高达15%的预期。
2017-05-01 astro-ph.CO
Signatures of Light Massive Relics on nonlinear structure formation
从粒子物理学的角度来看，宇宙学与光大规模遗迹（LiMR）作为暗区的次主导成分是有充分动机的，也可能对物质集群的早期和晚期探测之间的$σ_8$张力产生影响。LiMR对宇宙微波背景（CMB）和大尺度（线性）结构形成的影响已被广泛研究。在本文中，我们开始了一个系统的研究，LiMR的影响较小，非线性尺度上使用宇宙学$N$体模拟，重点对光度星系调查相关的数量。对于我们的大部分研究，我们使用一个特定的非热LiMR模型，但开发的方法很容易推广到一大类LiMR模型-我们明确地证明了这一点，考虑速度分布的Dodelson-Widrow形式。我们发现，在一般情况下，LiMR在小尺度上的影响是不同的$Λ$ CDM宇宙，即使当$σ_8$的值是匹配的模型之间。我们发现，大规模集群周围的弱透镜测量，$\sim 0.1 h^{-1}$ Mpc和$\sim 10 h^{-1}$ Mpc之间，应该有足够的信号噪声在未来的调查区分$Λ$ CDM和LiMR模型，调整到适合CMB数据和大（线性）尺度结构数据在晚些时候。此外，我们发现，不同的LiMR宇宙学是无法区分的传统的线性探针可以区分这些探针，如果它们的速度分布是足够不同的。因此，LiMR模型可以通过联合分析大\textit{and}小尺度上CMB和晚期结构形成的数据来进行最佳测试和约束。
2022-02-20 astro-ph.CO
Dynamics and Constraints of the Massive Gravitons Dark Matter Flat Cosmologies
我们在大质量引力子暗物质方案（MGCDM）的框架内讨论了宇宙的动力学，其中引力子在几何上被视为大质量粒子。在这个修正的引力理论中，引力子的主要作用是改变冷暗物质成分的密度演化，使宇宙演化到一个加速膨胀的状态，就像目前观察到的那样。通过对最近Ia型超新星数据、宇宙微波背景（CMB）位移参数和斯隆数字巡天（SDSS）红光星系追踪的重子声振荡（BAO）进行联合似然分析，得到了MGCDM模型主要宇宙学参数的严格约束条件.还详细分析了小密度涨落的线性演化。发现MGCDM模型的增长因子与传统的平坦$Λ$ CDM宇宙学的增长因子略有不同（$\sim1-4%$）。将MGCDM和$Λ$ CDM模型预测的聚类增长率与观测值进行了对比，并确定了相应的增长指数（$γ$）的最佳拟合值。通过使用现实的未来X射线和Sunyaev-Zeldovich集群调查的期望，我们得到的暗物质晕质量函数和相应的红移分布的集群大小晕的MGCDM模型。最后，我们还表明，哈勃流之间的差异MGCDM和$Λ$ CDM模型提供了一个晕红移分布偏离其他DE模型预测的显着。这些结果表明，MGCDM模型可以从观测上区别于$Λ$ CDM，也从大量的暗能量模型最近在文献中提出的。
2011-04-12 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Redshift-drift as a test for discriminating between decelerating inhomogeneous and accelerating universe models
爱因斯坦方程的精确非齐次解已经在文献中被用来建立没有暗能量的宇宙学数据模型。然而，由于这些模型的自由度，有必要摆脱在区分它们和加速宇宙模型时经常表现出的简并性。我们给出了一个概述的红移漂移在非均匀宇宙学，并解释它如何服务于这一目的。拟合数据的一类模型是Szekeres Swiss-cheese类，其中非球对称空隙表现出约400 Mpc的典型尺寸。我们提出了我们的计算在这个模型中的红移漂移，并比较它与其他作者的替代方案所获得的结果。
2013-01-23 astro-ph.CO
One-point Statistics in various cosmic environments in the presence of massive neutrinos
本文以ΛCDM和νΛCDM为背景，用T-web分类法对gevolution N体模拟目录的宇宙环境分类，计算各环境的三种分布函数，发现它们可区分不同宇宙环境，还可作为区分宇宙学标准模型扩展的互补探针。
2024-11-30 astro-ph.CO
The Universe as a Cosmic String
本文研究了六个无限维中膜诱导引力的宇宙学。证明了具有Friedmann-Robertson-Walker对称性的膜必然是柱对称引力波的源，即所谓的Einstein-Rosen波。它们的存在本质上区别于它的余维一个对应的模型，并需要解决非线性系统的体积和膜匹配方程。进行数值分析和两个不同的性质和动态分离类的宇宙学推导出：degravitating解决方案的哈勃参数解决为零，尽管存在的非零能量密度的膜和超加速的解决方案，哈勃增长无界。参数空间的稳定和不稳定的制度推导和观测的后果进行了讨论：有人认为，degravitating制度不允许一个现象学上可行的宇宙学。另一方面，超加速解是潜在可行的，然而，它们的不稳定行为质疑它们的物理相关性。
2015-01-07 astro-ph.CO gr-qc hep-th
The BAHAMAS project: Effects of dynamical dark energy on large-scale structure
在这项工作中，我们考虑的影响，空间均匀，但随时间变化的暗能量（或“动态暗能量”，DDE）的大尺度结构在一个空间平坦的宇宙，使用大型宇宙流体动力学模拟的BAHAMAS项目的一部分。由于DDE改变了宇宙的膨胀历史，它影响了结构的生长。我们探索DDE的变化，被约束到与宇宙微波背景一致。我们发现，DDE可以影响聚类的物质和晕在~10%的水平（抑制它的所谓的“冻结”模型，而提高它的“解冻”模型），这应该是区分与即将到来的大尺度结构调查。DDE宇宙学也可以在很宽的晕质量范围内增强或抑制晕质量函数（相对于LCDM）。然而，晕的内部性质受DDE变化的影响最小。最后，我们表明，重子和相关的反馈过程的影响在很大程度上是独立的宇宙学的变化，这些过程可以单独建模，通常优于百分之几的准确性
2020-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological joint analysis with cosmic growth and expansion rate
本文比较传统χ²组合方法与Linder提出的H(z)-fσ₈联合方法，通过AIC和BIC约束密度参数Ω_M，证明联合方法在区分宇宙学模型上更具显著性。
2022-12-03 astro-ph.CO physics.data-an
Improved constraints on the expansion rate of the Universe up to z~1.1 from the spectroscopic evolution of cosmic chronometers
我们提出了在红移0.15 < z < 1.1范围内对哈勃参数H（z）的新的改进约束，该约束是从早型星系的微分光谱演化中得到的，是红移的函数。我们从几次光谱调查中提取了大量早期星系（\sim 11000）的样本，跨越了近80亿年的宇宙回望时间（0.15 < z < 1.42）。我们选择了最大质量的红色椭圆星系，它们被动地演化，没有正在进行的恒星形成的迹象。这些星系可以作为标准的宇宙计时器，正如Jimenez & Loeb（2002）首先提出的那样，其微分年龄演化作为宇宙时间的函数直接探测H（z）。我们分析了4000个微破裂（D4000）作为红移的函数，使用恒星星族合成模型从理论上校正了微分年龄演化对微分D4000的依赖性，并在考虑统计误差和系统误差的情况下估计了哈勃参数。我们提供了8个新的H（z）测量值（见表1）。4），并测定其H（z）的变化，精度为5-12%，均匀地映射红移范围，直到z \sim 1.1;我们第一次在z \neq 0处对H（z）进行了约束，其精度与哈勃常数的精度相当（在z \sim 0.2时约为5-6%），并覆盖了红移范围（0.5 < z < 0.8），这对于区分许多不同的精华宇宙学至关重要。这些测量已经过测试，以最好地匹配ΛCDM模型，清楚地提供了一个统计上可靠的指示，表明宇宙正在经历加速膨胀。这种方法显示了在约束各种替代宇宙学方面开辟新途径的潜力，特别是当未来的…
2013-02-05 astro-ph.CO
The perturbed FLRW metric on all scales: Newtonian limit and top-hat collapse
线性化扰动FLRW度规对晚期明亮宇宙的适用性一直存在争议。我们认为，在一个基本的方式牛顿极限的爱因斯坦方程与此anomaly的情况下，在后期宇宙学的结构形成，在小尺度和大尺度上，并认为线性化的爱因斯坦张量只产生一个小的错误下降到任意小，解耦的尺度（例如太阳系尺度）。在subhorizon补丁，度量尺度因子成为一个坐标选择相当于选择的空间曲率，而不是一个标志，FLRW度量不能微扰容纳非常不同的本地物理膨胀率的问题，我们区分这些概念，并表明它们合并在大尺度上的牛顿极限是全球有效的。此外，在亚视界尺度上，扰动的FLRW度量分析并不意味着各向同性的假设，并且FLRW背景之外的影响，包括那些可能由广义相对论（GR）的非线性引起的影响，可以被编码到非平凡的边界条件中。相应的宇宙学已经由Heckmann和Schücking在牛顿环境中发展出来，这些边界条件都不能解释宇宙的加速膨胀。我们的场方程的分析证实了解决方案的水平上的一个例子的教学价值，比较崩溃的顶帽过密（嵌入到宇宙学背景）处理在这样的微扰方式，以相应的精确解GR，在那里我们发现很好的协议，即使在制度的强密度对比。
2019-12-17 astro-ph.CO gr-qc
