The Optical Depth of Foregrounds for the Highest Redshift 21 cm Signals
前景发射使得在任何频率都难以探测到高度红移的宇宙学21 cm信号。然而，在低频率下，前景可能会变得光学厚，这将使其完全不可能看到背后21厘米的信号。为了找出天空中哪些区域可能是21厘米信号最高红移的光学厚度，我们将LWA1和Haslam 408 MHz地图的测量结果与双分量光谱模型相拟合，并计算整个天空中逐点的频率相关前景光学深度。目前数据的局限性使我们无法在高统计意义上做出任何强有力的结论，但有暗示性的证据（$\sim1σ$）表明，对于最高红移21厘米的信号，多达25%的天空可能被遮蔽。
2022-05-16 astro-ph.CO
A Constraint on Primordial $B$-Modes from the First Flight of the SPIDER Balloon-Borne Telescope
我们介绍了2015年SPIDER长期气球飞行的第一次线性偏振测量，该实验旨在绘制宇宙微波背景（CMB）在角度尺度上的偏振。这些测量的结果包括在95和150 GHz观测4.8%天空的地图和角功率谱，以及对这些数据进行内部一致性测试的结果。虽然极化CMB各向异性的原始密度扰动是在这一地区的天空中的主导信号，银河尘埃发射也检测到具有很高的意义，银河同步辐射被认为是可以忽略不计的SPIDER波段。我们采用了两个独立的前景去除技术，以探讨宇宙学的结果的敏感性，由每个假设。主要的方法是使用来自普朗克数据的尘埃模板来减去银河尘埃信号。第二种方法，采用联合分析SPIDER和普朗克数据的谐波域，假设一个修改后的黑体模型的光谱能量分布的灰尘，其空间形态没有约束。使用的可能性，共同采样的模板振幅和$r$参数空间，我们得出95%的上限的原始张量标量比从费尔德曼-高斯和贝叶斯结构，发现$r<0.11$和$r<0.19$，分别。$r$中大约一半的不确定性来自与模板减法相关联的噪声。来自SPIDER第二次飞行的280 GHz的新数据将补充普朗克偏振图，提供偏振银河尘埃发射的强大测量。
2021-03-24 astro-ph.CO
Robust forecasts on fundamental physics from the foreground-obscured, gravitationally-lensed CMB polarization
BICEP、凯克阵列和普朗克合作的最新结果表明，在寻找宇宙微波背景（CMB）极化中暴胀引力波证据的过程中，银河前景是一个不可避免的障碍。在前景之外，干预大尺度结构的透镜效应进一步掩盖了当前数据所允许的最强通胀信号。随着大量正在进行和即将进行的旨在测量这些特征的实验，仔细和自我一致地考虑实验的前景和透镜去除能力对于获得对其性能的可靠预测至关重要。我们调查了先进ACTPol、BICEP 3和Keck阵列、CLASS、EBEX 10 K、PIPER、Simons阵列、SPT-3G和SPIDER等仪器的能力，以及COrE+、LiteBIRD-ext、PIXIE和Stage IV等项目的能力，以清除来自原始多频数据的偏振同步加速器和灰尘造成的污染，并且从所得到的共同添加的CMB图中去除透镜效应（或者使用迭代的仅CMB技术或者通过与外部数据的互相关）。除了这些影响，我们预测这些实验在暴胀物理，中微子部门，和暗能量参数方面的约束力。该工具通过在线界面公开提供，使下一代CMB实验能够使其设计更加突出，优化其频率覆盖范围以最大限度地提高科学产出，并确定跨实验合作最有益的地方。我们发现，从地面，气球和空间仪器的互补组合分析数据可以显着提高组件分离性能，去透镜，和宇宙学的限制在个人数据集。
2016-04-06 astro-ph.CO
Antenna-coupled TES Bolometer Arrays for BICEP2/Keck and SPIDER
BICEP 2/Keck和SPIDER是宇宙微波背景（CMB）偏振计，主要测量由暴胀产生的原初引力波引起的B模偏振。他们将使用偏振敏感天线耦合TES测辐射热计的平面阵列，工作频率在90 GHz和220 GHz之间。在150 GHz时，每个阵列由64个偏振计组成，其中四个阵列组装在一起形成焦平面，总共有256个双偏振元件（512个TES传感器）。探测器阵列集成了NIST开发的时域SQUID多路复用器，并使用不列颠哥伦比亚大学开发的多通道电子器件（MCE）读出。随着我们在提高整个阵列的探测器参数均匀性和制造产量方面取得的进展，我们的主要努力集中在提高探测器阵列的光学和噪声性能上，以生产达到目标灵敏度的科学级焦平面。我们报告的变化，在探测器的设计实施，以优化这些性能和焦平面阵列表征。BICEP 2于2009年12月在南极部署了第一个150 GHz科学级焦平面。
2010-09-20 astro-ph.CO astro-ph.IM
SPIDER - IV. Optical and NIR color gradients in Early-type galaxies: New Insights into Correlations with Galaxy Properties
本文用$grizYHJK$中的光度学和光谱学分析了4,546个早期型星系中的恒星星族梯度。提出了一种利用颜色信息来约束年龄和金属丰度梯度的新方法。定义一个有效的颜色梯度，$\nabla_{\star}$，其中包括所有可用的颜色指数，我们调查如何$\nabla_{\star}$与星系质量代理，即速度色散，恒星（M_star）和动力学（M_dyn）的质量，以及年龄，金属丰度，和α/Fe的变化。M_dyn大于8.5 x 10^10的ETG，M_odot的质量、金属丰度和增强具有增加的年龄梯度和减少的金属丰度梯度。我们发现，速度色散和α/Fe是这些相关性的主要驱动程序。2.5 x 10^10 M_odot =< M_dyn =< 8.5 x 10^10 M_odot的ETG显示年龄、金属丰度和颜色梯度与质量之间没有相关性，尽管颜色梯度仍然与恒星星族参数相关，并且这些相关性是相互独立的。在这两种质量状态下，颜色梯度和α增强之间的显著反相关性在\sim 4 σ处是显著的，并且是由于金属丰度梯度随α/Fe减小的事实。这种反相关性可能反映了这样一个事实，即恒星的形成和金属丰度的富集是由来自超新星的能量输入与ETG中热X射线气体的温度和压力之间的相互作用所调节的。对于所有的质量范围，正的年龄梯度与老星系（>5-7 Gyr）有关。对于年龄小于\sim 5 Gyr的星系，大部分是低质量星系，年龄梯度往往…
2010-09-17 astro-ph.CO
Modeling dielectric half-wave plates for cosmic microwave background polarimetry using a Mueller matrix formalism
我们推导出一个解析公式，使用Mueller矩阵形式主义，参数化的非理想性的半波片（HWP）由介电抗反射涂层双折射板。该模型考虑了垂直入射时的频率相关效应，包括由电介质边界处的反射驱动的效应。该模型还可用于指导使用HWP的仪器的表征。我们讨论了HWP与不同源光谱的耦合，以及这种效应对SPIDER宇宙微波背景实验前景去除的潜在影响。我们还描述了一种方法来使用这个模型的映射算法，完全纠正HWP非理想。
2011-06-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
Impact of Foregrounds on HI Intensity Mapping Cross-Correlations with Optical Surveys
精确宇宙学的未来可能受益于未解析中性氢（HI）强度图和更传统的光学星系调查之间的交叉相关性。需要克服的一个主要挑战是去除污染宇宙学HI信号的21 cm前景发射。使用N体模拟，我们模拟HI强度地图和光学目录共享相同的基本宇宙学。添加模拟的前景污染和使用国家的最先进的重建技术，我们调查的影响，21厘米前景和其他系统对这些互相关。我们发现，影响FASTICA 21厘米前景清洁的交叉相关与光谱光学调查约束良好的红移是最小的。然而，问题出现时，测光调查被认为是：我们发现，红移的不确定性σ_z { \geq } 0.04的交叉功率谱信号造成显着的退化。我们诊断这些问题的主要根源，这涉及到任意幅度变化沿视线的强度图所造成的前景清洁，并提出解决方案，应适用于实际数据。这些解决方案涉及使用可用的重叠光学数据以及通过红移对HI数据的人工扩展来重建视线温度装置以解决边缘效应。然后，我们把这些解决方案通过进一步的测试在模拟实验中，使用基于聚类的红移估计技术来约束的光学样品的光度红移。我们发现，与我们建议的重建，互相关可以用来作出准确的预测的光学红移分布。
2019-07-09 astro-ph.CO
SZ effect or Not? - Detecting most galaxy clusters' main foreground effect
星系团是宇宙中质量最大的天体，它包含一个温度约为10^7 K的高温团内介质，被认为是宇宙微波背景（CMB）数据的主要前景效应，其形式是热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应。这一假设已被数百个星团中的SZ信号探测所证实，但与斯隆数字巡天（SDSS）数据中光学选择样本中的大量星团相比，这只占星团的百分之几。在这里，我们介绍了一个独立于模型的新方法，以确认假设，大多数星系团可以提供热SZ信号作为其主要的前景效应。对于Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）7年的数据（以及给定的星系团样本），我们引入了一个参数d1作为每个像素的最近邻星系团角距离，然后我们将数据像素分为“to be”（d1--> 0的情况）和“not to be”（d1足够大）受样本星系团影响的像素。通过比较这两类像素的统计结果，我们可以看到样本聚类对CMB数据的直接影响。我们发现普朗克早期Sunyaev-Zel'dovich（ESZ）样本和X射线样本（~10^2个团簇）可以导致WMAP七年数据中明显的温度降低，这证实了SZ效应的预测。然而，每个光学选择的样品（>10^4簇）显示出相反的结果：平均温度上升到约10 uK。这种意想不到的定性情景意味着大多数簇的主要前景效应总是预期的SZ效应$not$。这可能是SZ信号检测结果低于模型预期的原因。
2013-05-06 astro-ph.CO astro-ph.IM
Understanding Polarized Foreground from Dust: Towards Reliable Measurements of CMB Polarization
未来十年宇宙学领域中关于光学/红外偏振测量的科学机会和建议。为响应对这类文件的呼吁，向Astro 2010提交了以社区为基础的白皮书。
2009-02-24 astro-ph.CO
Constraints on the Optical Depth to Reionization from Balloon-Borne CMB Measurements
我们评估的不确定性与气球携带的实验，名义上称为头勘测者（$τS$），可以测量光学深度的再电离$σ(τ)$与给定的现实约束的仪器噪声和前景的排放。使用$τS$基准设计与6个频段之间的150和380 GHz的白色和均匀的地图噪声的7 $μ$ K弧分，可实现与一个单一的中纬度飞行，并包括普朗克的30和44 GHz的数据，我们评估的误差$σ(τ)$获得与三个前景模型和作为一个功能的天空分数$f_{\rm sky}$之间的40%和54%。我们使用参数和盲前景分离技术进行分析。我们比较了$σ(τ)$值与那些获得的低频和高频版本的实验称为$τS$ -LF和$τS$ -HF，只有四个和多达八个频带，频率覆盖范围更窄和更宽，分别。我们发现，$τS$的最低约束是$σ(τ)=0.0034$，获得的前景模型之一，$f_{\rm sky}$ = 54%。对于较小的天空部分，$σ(τ)$较大，在某些情况下大于2倍，其中$τS$ -lf，或作为前景模型的函数。$τS$ -hf配置不会导致明显更严格的约束。排除的30和44 GHz的数据，提供有关同步辐射的信息，导致显着的$τ$错误估计。在保持$f_{\rm sky}$ =40%的同时，将噪声降低10倍，得到$σ(τ) =0.0031$。结合来自DESI的$σ(τ) =0.0034$、BAO数据和来自CMB-S3/S4实验的未来CMB B模式透镜数据可以给出$σ(…
2022-11-22 astro-ph.CO
Disentangling CMB $μ$ and $y$ spectral distortions from foregrounds with poorly defined spectral shapes
提出最小响应法（LRM）线性分离CMB $\mu$ 和 $y$ 谱畸变与谱形不佳的前景，优于mILC方法，并确定望远镜光学系统最佳温度。
2025-09-24 astro-ph.CO
Measurement of the Cosmic Optical Background using the Long Range Reconnaissance Imager on New Horizons
宇宙光学背景是一个重要的观测，它限制了恒星的能量产生和宇宙中更奇异的物理过程，并提供了一个关键的宇宙学基准，以判断结构形成的理论。测量这种背景的绝对亮度是复杂的局部前景，如地球的大气层和太阳光反射从当地行星际尘埃，并在光学背景的亮度推断有很大的差异，导致。远离地球的探测器的观测不受这些明亮前景的影响。在这里，我们分析数据从远程侦察成像仪（LORRI）仪器对美国宇航局的新视野任务期间获得的巡航阶段外的木星轨道，并找到一个统计上限的光学背景的亮度类似的综合光从星系。我们的结论是，一个仔细执行的调查与LORRI可能会产生不确定性相比，从星系计数测量。
2017-04-10 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Impact of polarised extragalactic sources on the measurement of CMB B-mode anisotropies
宇宙学的主要目标之一是在CMB极化场中寻找原始引力波的印记，以探索暴胀理论。探测原始信号的障碍之一是从天体物理污染中提取B模式偏振。我们提出了一个完整的分析河外前景污染由于偏振发射的无线电和尘埃恒星形成星系。我们更新或使用最新的模型，这些模型使用最新的测量结果进行验证。我们预测未来CMB空间或气球实验（IDS，PIPER，SPIDER，LiteBIRD，PICO）以及地面实验（C-BASS，NEXT-BASS，QUIJOTE，AdvACTPOL，BICEP 3 +Keck，BICEPArray，CLASS，SO，SPT 3G，S4）的通量极限（混淆噪声）。望远镜孔径大小（和频率）是影响混淆噪声水平的主要特征。利用射电和尘埃星系的通量极限，并假设它们的极化率为常数，我们计算了三种河外前景（射电源散粒噪声、尘埃星系散粒噪声和星系团）的B模功率谱，讨论了它们的相对能级，并将它们的振幅与张量标量比r参数化的原始张量模的振幅进行了比较。在再电离凸点（l=5），河外前景的污染可以忽略不计。在复合峰（l=80），虽然污染远低于大口径望远镜对r的目标灵敏度，但对于一些中小口径望远镜实验来说，污染水平相当。例如，对于LiteBIRD和PICO空间实验，污染处于原始r的68%置信水平不确定性水平。最后，我们还提供了一些有用的单位转换因子，并给出了一些预测SPICA B-BOP实验。删节
2020-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
21cm foregrounds and polarization leakage: a user's guide on cleaning and mitigation strategies
HI强度测绘的成功在很大程度上取决于21 cm前景污染的控制程度。为了进一步加深我们的理解，我们从四个不同的$\sim3000$ \，度$^2$天空区域，有和没有偏振泄漏的影响，提出了一系列的模拟前景数据。将这些与基础宇宙学HI模拟相结合，创建了一系列需要不同前景处理的单碟强度映射测试案例。这使我们能够进行最普遍的研究，到21厘米的前景和他们的清洁技术的后再电离时代。我们首先提供了最常用的盲前景去除技术（PCA/SVD，FASTICA，GMCA）的教学审查。我们还尝试了非盲参数拟合技术，并讨论了潜在的杂交方法。我们强调了这些技术的相似性和差异，发现盲方法产生的结果几乎相等，我们解释了这一点的根本原因。模拟允许得到的清洁数据的精确分解，我们分析了前景残差的贡献。我们的研究结果表明，极化的前景残差一般应subdominant HI小尺度（$k\gtrsim0.1\,h\,\text{Mpc}^{-1}$）。然而，在更大的尺度上，结果更多地依赖于区域。在某些情况下，侵蚀性清洁严重地抑制HI功率，但仍然留下占主导地位的前景残留物。我们还证明了增益与光学星系调查，在极端水平的残留前景可以规避互相关。然而，这些残留物仍然有助于错误，我们讨论了过度清洁和清洁不足之间的最佳平衡。
2021-03-24 astro-ph.CO
Improved large scales interstellar dust foreground model and CMB solar dipole measurement
宇宙微波背景的各向异性在大角度尺度上是很难测量的。在本文中，我们提出了一个新的分析的\Planck \高频仪器的数据，使宇宙学的一部分，其主要的前景信号接近探测器噪声。由太阳系相对于CMB的运动引起的太阳偶极子信号是以高精度校准探测器或一组探测器的非常有效的工具。在这项工作中，太阳偶极子信号被用来提取校正的频率图偏移，减少显着的不确定性。改进了太阳偶极参数，改善了高频前景和CMB大尺度宇宙学各向异性。太阳偶极子参数的稳定性是控制组分分离过程中银河系前景去除的有力手段。它被用来建立星际尘埃辐射的光谱能量分布空间变化的模型。这些变化的知识将有助于未来的CMB分析的强度，也在偏振测量微弱的信号有关的光学再电离深度和张量标量比的原始各向异性。这些工作的结果包括：改进的太阳偶极子参数，新的星际尘埃模型，以及大尺度宇宙学各向异性图。
2021-02-19 astro-ph.CO
Least response method to separate CMB spectral distortions from foregrounds
提出最小响应法（LRM）用于CMB谱畸变提取，该方法在保持信号恒定响应的同时最小化对前景和噪声的响应，优于传统内部线性组合法，并可通过迭代分离前景提升精度。
2024-02-15 astro-ph.CO
Large-Scale Polarized Foreground Component Separation for Planck
我们使用贝叶斯分量估计方法来研究大规模极化地图和宇宙学参数估计的前景与模拟普朗克数据假设简化的白噪声属性。天空信号被参数化为CMB、同步辐射和热尘埃辐射的总和。同步加速器和灰尘组件建模为幂律，与空间变化的光谱指数同步加速器和灰尘的统一指数。使用吉布斯抽样技术，我们估计的线性偏振Q和U后振幅的CMB，同步加速器和灰尘的地图，以及两个光谱指数在~4度像素。我们使用恢复的CMB地图及其协方差在一个精确的像素似然算法估计的光学深度再电离τ，张量标量比r，并构建EE和BB光谱的条件似然切片。给定我们的前景模型，对于tau=0.1，我们发现sigma（tau）~0.004，对于r=0.1的模型，sigma（r）~0.03，对于r=0.0，95%的上限r<0.02。
2011-03-13 astro-ph.CO
21 cm observation of LSS at z~1 Instrument sensitivity and foreground subtraction
利用中性氢原子HI的21 cm发射，可以追踪宇宙中的大尺度结构（LSS）。这样的三维物质分布图可以用来检验宇宙学模型和约束暗能量性质或其状态方程。一种新的方法，称为强度映射可以用来映射HI分布，使用具有大的瞬时视场和波段的无线电干涉仪。本文研究了在21厘米波段观测大尺度结构和BAO振荡的不同射电干涉仪配置或多波束仪器的灵敏度，并讨论了前景去除问题。对于每种配置，我们通过使用vibrant计算（u，v）或傅立叶角频率平面覆盖来确定仪器响应。（u，v）平面响应是噪声功率谱，因此是用于LSS P（k）测量的仪器灵敏度。我们还描述了一个简单的前景减法分离LSS 21厘米信号的前景，由于银河系同步辐射和射电源的排放。我们计算了不同仪器配置的噪声功率谱以及提取的LSS功率谱，从前景分离后的21厘米LSS信号。我们还得到了一个优化的21厘米BAO调查的暗能量参数的不确定性。我们表明，一台同时发射几百个波束、收集面积约为10000平方米的射电仪器将能够探测到红移z ~ 1的BAO信号，并将与光学巡天相媲美。
2011-08-06 astro-ph.CO
Interferometric HI intensity mapping: perturbation theory predictions and foreground removal effects
我们提供的HI强度映射功率谱多极使用有效场理论的大尺度结构（EFTofLSS），这应该允许我们约束宇宙学参数利用轻度非线性尺度的微扰理论预测。假设调查规格典型的建议干涉HI强度映射实验，如CHORD和CHINA，和现实的扰动理论建模的有效性范围，我们运行模拟全形状MCMC分析在红移箱中心在$z=0.5$，并与第四阶段光学星系调查。我们包括使用基于模拟的处方去除21厘米前景的影响，并量化对参数估计的精度和准确性的影响。我们总共改变了11个参数：3个宇宙学参数，7个偏置和反项参数，以及HI亮度温度。其中，4个参数是：冷暗物质密度，$ω_{\rm c}$，哈勃参数，$h$，功率谱的原始振幅，$A_{\rm s}$，和线性HI偏差，$b_1$。对于最好的情况下，我们得到无偏约束的所有参数与$<3\%$错误在$68\%$的置信水平。当我们包括前景去除效应时，参数估计对于$ω_{\rm c}, h$和$b_1$变得有很强的偏差，而$A_{\rm s}$的偏差较小（$< 2σ$）。我们发现，规模削减$k_{\rm min} \geq 0.03 \, h/{\mathrm{Mpc}}$需要返回准确的估计$ω_{\rm c}$和$h$，在精度下降的价格，而$b_1$仍然强烈偏见。我们评论的影响，这些结果的真实数据分析。
2023-01-09 astro-ph.CO
Testing for spectral index variations in polarised CMB foregrounds
提出了一种偏振微波天图的贝叶斯参数分量分离方法。我们共同解决的主要宇宙微波背景（CMB）信号和主要的银河极化前景组件。对于后者，我们考虑电子-同步辐射和热尘埃发射，建模的频率分别为幂律和修改黑体。我们占像素间的相关性的噪声协方差矩阵的输入地图，并引入空间相关长度的光谱指数β的先验矩阵。我们将我们的方法应用于低分辨率极化普朗克2018低频和高频仪器（LFI/HFI）数据，包括HFI数据的SRoll 2再处理。我们发现的同步辐射光谱指数的空间变化的证据，并没有证据的尘埃去极化。使用HFI SRoll 2地图，并在光谱指数上应用广泛的先验，我们发现在未掩蔽的天空中的平均偏振同步光谱指数为β-sync = -2.833 +-0.620。对于偏振尘埃发射，我们得到β-尘埃= 1.429 +-0.236。我们的方法返回天空模型的所有组件的相关不确定性。使用我们恢复的CMB地图和相关的不确定性，我们约束的光学深度再电离，τ，使用交叉光谱为基础的似然近似方案（矩）是τ = 0.0598 +- 0.0059。我们使用基于像素的可能性（Pixlike）来确认我们的发现。在这两种情况下，我们得到的结果是一致的，虽然一个西格玛的分数高于，通过减去空间均匀的前景模板。虽然后一种方法对于来自普朗克的当前偏振数据是足够的，但下一代星载CMB实验将需要更强大的方案，例如本文所介绍的方案。
2022-05-27 astro-ph.CO
Weak lensing clusters from HSC survey first-year data: Mitigating the dilution effect of foreground and cluster member galaxies
我们提出了一个弱透镜集群搜索使用超Suprime-Cam斯巴鲁战略计划（HSC调查）的第一年数据。我们特别关注了星系团成员星系和前景星系对星系团弱透镜效应的稀释效应，采用受星系团成员星系影响最小的全局归一化弱透镜效应估计量，并利用光度红移信息选择源星系以减轻前景星系的影响.我们制作了六个具有不同低$z$星系切割的源星系样本，为每个源样本构建弱透镜质量图，并在质量图中搜索覆盖$\sim$ 120度$^2$有效测量区域的高峰值。我们将六个高峰值的目录组合成一个包含124个信噪比大于5的高峰值的聚类候选样本。我们交叉匹配的峰值样本与公共光学集群目录从相同的HSC调查数据构建，以确定集群对应的峰值。我们发现，124个峰中有107个峰在距离峰位置5弧分内具有匹配的聚类。其中，我们定义了一个子样本的64个安全的集群，我们用来检查稀释效应对我们的弱透镜集群搜索。我们发现，低$z$星系削减源样本减轻稀释效应的高$z$集群（$z > 0.3$）的弱透镜信号，从而结合多个峰值目录从不同的源样本，提高了弱透镜集群搜索的效率。
2020-06-29 astro-ph.CO
Effect of Template Uncertainties on the WMAP and Planck Measures of the Optical Depth Due To Reionization
再电离光学深度是最差确定的六个$Λ$ CDM参数适合CMB各向异性数据。仪器噪声和系统学阻止了不确定性达到其宇宙方差极限。目前，提供最具统计约束力的数据集是WMAP、普朗克LFI和普朗克HFI全天空偏振图。由于再处理的HFI数据与减少系统学尚未公开，我们检查了$τ$的测定使用9年的WMAP和2015年普朗克LFI数据，重点是表征潜在的系统性偏差导致的前景模板和掩蔽的选择。我们发现证据的低水平系统的LFI偏振数据与大致共模形态跨越LFI频率和频谱一致的强度信号泄漏到偏振通道。我们证明了使用LFI 30 GHz地图作为模板从WMAP数据中清除同步加速器时导出的光学深度的显著偏差，并建议不要使用2015年LFI 30 GHz偏振数据作为非LFI数据集的前景模板。我们发现2015年极化353 GHz尘埃模板从普朗克似然重建的版本和那些从交付的地图，这可能会影响$τ$在1 $σ$水平之间的不一致。在$τ$值在我们研究的数据组合集合上的分布表明，系统的不确定性仍然对$τ$中的当前不确定性有显著影响，但所有值都与$τ$ = 0.07 +/- 0.02的范围一致。
2019-01-08 astro-ph.CO
Reconstructing CMB fluctuations and the mean reionization optical depth
再电离产生的汤姆逊光学深度是测量原始涨落振幅的一个限制因素，因此也是测量影响低红移振幅的物理学的一个限制因素，例如中微子质量。由于前景和系统效应，目前基于直接测量大尺度宇宙微波背景（CMB）偏振的光学深度限制具有挑战性。在这里，我们考虑一个间接测量的大尺度极化，使用观察到的小尺度极化的地图与地图的领域扭曲的CMB，如CMB透镜和补丁再电离。我们发现，非常未来的CMB调查将能够重建大规模的偏振，从而平均光学深度，只使用小尺度上的测量。
2017-01-24 astro-ph.CO hep-ph
Detectability of the $τ_{es}$-21cm cross-correlation: a tomographic probe of patchy reionization
未来的宇宙微波背景（CMB）实验探测到的电子散射光学深度$τ_{\rm es}$的波动与地面无线电干涉仪探测到的21厘米差分亮温$ΔT_{\rm 21cm}$的波动之间的互相关，将追踪宇宙的再电离历史。特别是，$τ_{\rm es}-$ 21厘米互相关应产生的特征气泡尺寸分布和电离分数的红移的函数的确定。当假设互相关信号受仪器噪声而不是前景的限制时，我们通过即将进行的实验来估计其潜在的可检测性。具体来说，HERA和西蒙斯天文台，CMB-S4和PICO的组合应该产生大约3 - 6的信噪比，而SKA的开发应该将其提高到10-20。最后，我们已经讨论了当（简单建模）21厘米前景时，这种可探测性水平是如何受到影响的。对于最有前途的PICO $\times$ SKA配置，需要达到$7\times 10^{-4}$水平的前景去除效率，以实现互相关信号的$5σ$检测;此外，在$0.03 \,h\,\rm Mpc^{-1}$以上的视线傅立叶模式中安全避免前景污染将保证$3σ$周围的检测显著性。
2020-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
