原文标题：New limits on the spectral distortions of the Cosmic Microwave Background
原文来自：Max-Planck-Institut fur Astrophysik Posted: 2015. 9. 1
编译：Melipal 审校：Linq （编译版权所有，未经许可请勿转载。）
普朗克卫星与南极望远镜获取的宇宙微波背景辐射（CMB）的新数据结合马克斯—普朗克天体物理所开发的新型成分分离算法给出了更紧凑的约束，进一步限制了两个用于描述CMB相对黑体辐射偏离程度的参量。这些结果可以用于限制极早期宇宙的新物理，并了解极小与极大角尺度上原初涨落之间的关联。
宇宙微波背景辐射（CMB）是早期宇宙的残留辐射，它的辐射谱几乎是完美的黑体谱。大约25年前，COBE卫星的FIRAS仪器对CMB辐射谱进行了高精度测量。FIRAS仪器并未测量到任何相对普朗克谱也就是黑体谱的偏离，因此就给出了谱畸变（也就是相对黑体谱的偏离）的上限，这样的畸变可以用两个参数“y”与“μ”来衡量。
y型畸变是由CMB光子被高温电子逆康普顿散射而产生的，这样的电子可以来自星系团中的高温星系团际介质（IGM）。尤其在电子与光子之间的能量教会不是很有效的时候，y型畸变就会出现。举例来说，在星系团中，只有小得可以忽略不计的电子能量被转移到了CMB中。但是由于电子温度比CMB高了很多数量级（前者温度是100万到1000万开尔文，而后者只有几开尔文），CMB能谱中的效应就是无法忽略且可以观测到的。
如果电子与光子之间经由康普顿散射的能量交换很有效，就可以达到新的平衡状态。由于这一过程向普朗克谱增加了能量，这种新的平衡解不再是普朗克谱。这是一种更通用的玻色—爱因斯坦谱，由于存在非零化学势，因此与普朗克谱有所不同。μ参量就是化学势除以温度的度量，二者的单位都是能量，因此这个参量是无量纲的。
新的全天y参数图。图片中心区域的银道面一带没有进行分析。图注表示了一系列大型星系团。
这样的条件，也就是电子和光子之间发生了有效的能量交换，会在早期宇宙中出现，当时的密度要高得多，而光子和电子的温度也要比如今的CMB温度高很多。1969年和1970年，苏尼亚耶夫（Sunyaev）与泽尔多维奇（Zeldovich）预言了这样的畸变。FIRAS给出的宇宙中两个参数平均值的限制是y＜10-5，μ＜10-4。
现在，25年过去了，马克斯—普朗克天体物理所的科学家决定用普朗克卫星以及南极望远镜（SPT）获取的新数据再度审视这个限制，这两台仪器灵敏度都要比FIRAS高很多，但是频段通道都要少很多。与FIRAS不同，普朗克卫星与SPT对辐射的绝对强度并不敏感，不过它们是在望远镜扫描天空的时候测量强度的起伏。
因此，普朗克与SPT提供的信息只能说明谱畸变的起伏部分，而均匀的贡献会彼此抵消。然而这并不是问题，在标准宇宙学框架下，起伏部分为y参数的平均值带来了主导贡献。此外如果存在一些新物理，可以向红移极大（z＞5x104）的早期宇宙不均匀地注入能量，μ参数也会出现起伏。这方面一个重要的模型是当存在原初非高斯性时原初声波的消散，这一理论最早是由帕耶尔（Pajer）与扎尔达里亚加（Zaldarriaga）提出的。
y型与μ型辐射谱畸变的比较，它们描述了宇宙背景辐射谱相对普朗克谱的偏离。
来自马克斯—普朗克天体物理所的里希·卡特里（Rishi Khatri）与拉希德·苏尼亚耶夫（Rashid Sunyaev）深入挖掘了向公众公开的普朗克天空图，（根据y参数的起伏部分）提出了y参数平均值非常保守的新限制——y＜2.2x10-6，这一限制要比COBE的FIRAS仪器得出的结果强6倍。这一限制是使用全新的y参量畸变（准）全天图得出的，全天图是使用其中的一名研究者（里希·卡特里）在马克斯—普朗克天体物理所开发的一种新型成分分离算法LIL绘制的。此外，通过结合普朗克与SPT从两个样本已经证实的星系团中探测到的y参量信号，小组还第一次给出了y参数平均畸变的绝对下限——y＞5.4x10-8。
同样使用LIL算法，他们还绘制了化学势天空图，也就是μ参数的天空图，将10角分分辨率下的μ参数上限定为μ＜6.4x10-6，这一数值要比COBE-FIRAS的结果强13倍。通过将μ参量天空图与普朗克小组提供的CMB温度图交叉相关，他们限制出，非高斯性的数量级不会大于1。限制出的特定非高斯性结构确定了原初极小初读密度涨落（1000秒差距）与极大尺度结构（1到10十亿秒差距）之间的数量关系。我们可以观测到的最大尺度受限于宇宙视界。μ畸变是少数几种可以用于在如此大的尺度范围内限制非高斯性的方法之一。
（全文完）
原文标题：New limits on the spectral distortions of the Cosmic Microwave Background
原文来自：Max-Planck-Institut fur Astrophysik Posted: 2015. 9. 1
编译：Melipal 审校：Linq （编译版权所有，未经许可请勿转载。）
普朗克卫星与南极望远镜获取的宇宙微波背景辐射（CMB）的新数据结合马克斯—普朗克天体物理所开发的新型成分分离算法给出了更紧凑的约束，进一步限制了两个用于描述CMB相对黑体辐射偏离程度的参量。这些结果可以用于限制极早期宇宙的新物理，并了解极小与极大角尺度上原初涨落之间的关联。
宇宙微波背景辐射（CMB）是早期宇宙的残留辐射，它的辐射谱几乎是完美的黑体谱。大约25年前，COBE卫星的FIRAS仪器对CMB辐射谱进行了高精度测量。FIRAS仪器并未测量到任何相对普朗克谱也就是黑体谱的偏离，因此就给出了谱畸变（也就是相对黑体谱的偏离）的上限，这样的畸变可以用两个参数“y”与“μ”来衡量。
y型畸变是由CMB光子被高温电子逆康普顿散射而产生的，这样的电子可以来自星系团中的高温星系团际介质（IGM）。尤其在电子与光子之间的能量教会不是很有效的时候，y型畸变就会出现。举例来说，在星系团中，只有小得可以忽略不计的电子能量被转移到了CMB中。但是由于电子温度比CMB高了很多数量级（前者温度是100万到1000万开尔文，而后者只有几开尔文），CMB能谱中的效应就是无法忽略且可以观测到的。
如果电子与光子之间经由康普顿散射的能量交换很有效，就可以达到新的平衡状态。由于这一过程向普朗克谱增加了能量，这种新的平衡解不再是普朗克谱。这是一种更通用的玻色—爱因斯坦谱，由于存在非零化学势，因此与普朗克谱有所不同。μ参量就是化学势除以温度的度量，二者的单位都是能量，因此这个参量是无量纲的。
新的全天y参数图。图片中心区域的银道面一带没有进行分析。图注表示了一系列大型星系团。
这样的条件，也就是电子和光子之间发生了有效的能量交换，会在早期宇宙中出现，当时的密度要高得多，而光子和电子的温度也要比如今的CMB温度高很多。1969年和1970年，苏尼亚耶夫（Sunyaev）与泽尔多维奇（Zeldovich）预言了这样的畸变。FIRAS给出的宇宙中两个参数平均值的限制是y＜10-5，μ＜10-4。
现在，25年过去了，马克斯—普朗克天体物理所的科学家决定用普朗克卫星以及南极望远镜（SPT）获取的新数据再度审视这个限制，这两台仪器灵敏度都要比FIRAS高很多，但是频段通道都要少很多。与FIRAS不同，普朗克卫星与SPT对辐射的绝对强度并不敏感，不过它们是在望远镜扫描天空的时候测量强度的起伏。
因此，普朗克与SPT提供的信息只能说明谱畸变的起伏部分，而均匀的贡献会彼此抵消。然而这并不是问题，在标准宇宙学框架下，起伏部分为y参数的平均值带来了主导贡献。此外如果存在一些新物理，可以向红移极大（z＞5x104）的早期宇宙不均匀地注入能量，μ参数也会出现起伏。这方面一个重要的模型是当存在原初非高斯性时原初声波的消散，这一理论最早是由帕耶尔（Pajer）与扎尔达里亚加（Zaldarriaga）提出的。
y型与μ型辐射谱畸变的比较，它们描述了宇宙背景辐射谱相对普朗克谱的偏离。
来自马克斯—普朗克天体物理所的里希·卡特里（Rishi Khatri）与拉希德·苏尼亚耶夫（Rashid Sunyaev）深入挖掘了向公众公开的普朗克天空图，（根据y参数的起伏部分）提出了y参数平均值非常保守的新限制——y＜2.2x10-6，这一限制要比COBE的FIRAS仪器得出的结果强6倍。这一限制是使用全新的y参量畸变（准）全天图得出的，全天图是使用其中的一名研究者（里希·卡特里）在马克斯—普朗克天体物理所开发的一种新型成分分离算法LIL绘制的。此外，通过结合普朗克与SPT从两个样本已经证实的星系团中探测到的y参量信号，小组还第一次给出了y参数平均畸变的绝对下限——y＞5.4x10-8。
同样使用LIL算法，他们还绘制了化学势天空图，也就是μ参数的天空图，将10角分分辨率下的μ参数上限定为μ＜6.4x10-6，这一数值要比COBE-FIRAS的结果强13倍。通过将μ参量天空图与普朗克小组提供的CMB温度图交叉相关，他们限制出，非高斯性的数量级不会大于1。限制出的特定非高斯性结构确定了原初极小初读密度涨落（1000秒差距）与极大尺度结构（1到10十亿秒差距）之间的数量关系。我们可以观测到的最大尺度受限于宇宙视界。μ畸变是少数几种可以用于在如此大的尺度范围内限制非高斯性的方法之一。
（全文完）