w0waCDM公司#

class astropy.cosmology.w0waCDM(H0, Om0, Ode0, w0=-1.0, wa=0.0, Tcmb0=<Quantity 0. K>, Neff=3.04, m_nu=<Quantity 0. eV>, Ob0=None, *, name=None, meta=None)[源代码]#

基类：FLRW

具有CPL暗能量、Eos和曲率的FLRW宇宙学。

暗能量状态方程(EOS)的方程使用Cpl形式，如Chvallier&Polarski中所述 [1] 和Linder [2]: \(w(z) = w_0 + w_a (1-a) = w_0 + w_a z / (1+z)\) 。

参数:

H0Python：浮点或标量星形：类似数量 [:ref: 'frequency']: Z=0时的哈勃常数。如果是浮点型，则必须在 [km/sec/Mpc] 。
Om0 : floatPython ：浮点: 欧米茄物质：非相对论性物质的密度，以z=0时的临界密度为单位。
Ode0 : floatPython ：浮点: 暗能量：在z=0时，以临界密度为单位的暗能量密度。
w0 : float ，可选Python：Float，可选: z=0（a=1）时的暗能量状态方程。这是暗能量的压力/密度，单位为c=1。
wa : float ，可选Python：Float，可选: 暗能量状态方程对标度因子的负导数。一个宇宙常数有w0=-1.0和wa=0.0。
Tcmb0Python：浮点或标量星形：类似数量 [:ref: 'temperature'] ，可选: CMB的温度z=0。如果是浮球，必须在 [K] . 默认值：0 [K] . 将其设置为零将同时关闭光子和中微子（甚至是大质量的）。
Neff : float ，可选Python：Float，可选: 中微子有效种数。默认值3.04。
m_nu占星术：数量型 [:ref: 'energy', :ref: 'mass'] 或NumPy：ARRAY_LIKE，可选: 每种中微子的质量 [eV] (启用质量-能量等效性)。如果这是一个标量，那么所有的中微子物种都假定有这个质量。否则，每个物种的质量。中微子物种的实际数量(因此，如果m_nu不是标量的，也就是m_nu的元素数量)必须是NEFF的下限。通常情况下，这意味着你应该提供三个中微子质量，除非你考虑的是像不孕中微子这样的东西。
Ob0 : float 或 None ，可选PYTHON：FLOAT或PYTHON：无，可选: 欧米茄重子：在z=0时以临界密度为单位的重子物质的密度。如果将其设置为“无”（默认值），则任何需要其值的计算都将引发异常。
name : str 或 None (可选，仅关键字)PYTHON：STR或PYTHON：NONE(可选，仅关键字): 这个宇宙物体的名称。
meta : mapping 或 None (可选，仅关键字)PYTHON：MAPPING或PYTHON：NONE(可选，仅关键字): 用于宇宙学的元数据，例如引用。

工具书类

[1]

谢瓦利耶，M.和波拉斯基，D.(2001)。通过缩放暗物质加速宇宙。国际现代物理杂志D，10(2)，213-223。

[2]

Linder，E.(2003)。探索宇宙的扩张史。太棒了。雷特牧师，90,091301岁。

实例

>>> from astropy.cosmology import w0waCDM
>>> cosmo = w0waCDM(H0=70, Om0=0.3, Ode0=0.7, w0=-0.9, wa=0.2)

红移z处Mpc中的共移动距离：

>>> z = 0.5
>>> dc = cosmo.comoving_distance(z)

属性摘要

`H0`	哈勃常数作为一个 `Quantity` 在z=0时。
`Neff`	有效中微子种类的数量。
`Ob0`	重子密度/临界密度在z=0时。
`Ode0`	欧米伽暗能量；z=0时的暗能量密度/临界密度。
`Odm0`	欧米伽暗物质；z=0时的暗物质密度/临界密度。
`Ogamma0`	欧米伽马；z=0时光子的密度/临界密度。
`Ok0`	欧米伽曲率；z=0时的有效曲率密度/临界密度。
`Om0`	欧米伽物质；z=0时物质密度/临界密度。
`Onu0`	ωnu；z=0时中微子的密度/临界密度。
`Otot0`	总密度；z=0时的总密度/临界密度。
`Tcmb0`	中巴AS的温度 `Quantity` 在z=0时。
`Tnu0`	中微子背景温度为 `Quantity` 在z=0时。
`critical_density0`	临界密度为 `Quantity` 在z=0时。
`from_format`	将对象转换为 `Cosmology` 。
`h`	无量纲哈勃常数：H=H_0/100 [km/sec/Mpc] 。
`has_massive_nu`	这个宇宙学至少有一个大质量的中微子物种吗？
`hubble_distance`	哈勃距离为 `Quantity` 。
`hubble_time`	哈勃时间作为 `Quantity` 。
`is_flat`	返回布尔； `True` 如果宇宙学是扁平的。
`m_nu`	大量的中微子物种。
`meta`
`name`	宇宙实例的名称。
`parameters`	参数的不可变映射。
`read`	读取数据并将其分析到 `Cosmology` 。
`scale_factor0`	红移为0的比例因子。
`to_format`	把这个宇宙学转换成另一种形式。
`w0`	Z=0时的暗能量状态方程。
`wa`	暗能量状态方程的负导数。
`write`	以指定的格式写出此宇宙对象。

方法总结

`H` \(Z)	红移时的哈勃参数（km/s/Mpc） `z` .
`Ob` \(Z)	返回红移时重子物质的密度参数 `z` .
`Ode` \(Z)	返回红移时暗能量的密度参数 `z` .
`Odm` \(Z)	返回红移时暗物质的密度参数 `z` .
`Ogamma` \(Z)	返回红移时光子的密度参数 `z` .
`Ok` \(Z)	返回红移时曲率的等效密度参数 `z` .
`Om` \(Z)	返回红移时非相对论性物质的密度参数 `z` .
`Onu` \(Z)	返回红移中微子的密度参数 `z` .
`Otot` \(Z)	红移时的总密度参数 `z` 。
`Tcmb` \(Z)	返回红移时的CMB温度 `z` .
`Tnu` \(Z)	返回红移时的中微子温度 `z` .
`abs_distance_integrand` \(Z)	吸收距离的被积函数 [1].
`absorption_distance`(z, /)	红移吸收距离 `z` .
`age` \(Z)	红移时Gyr中的宇宙年龄 `z` .
`angular_diameter_distance` \(Z)	给定红移时Mpc中的角直径距离。
`angular_diameter_distance_z1z2`(z1, z2)	在两个对象之间以红色角度偏移距离。
`arcsec_per_kpc_comoving` \(Z)	角间隔(以弧秒为单位)等于红移时共转的kpc `z` 。
`arcsec_per_kpc_proper` \(Z)	与红移时适当kpc对应的弧秒角间隔 `z` .
`clone`(*[, meta])	按照指定返回此对象的副本以及更新后的参数。
`comoving_distance` \(Z)	给定红移时Mpc中的移动视距。
`comoving_transverse_distance` \(Z)	在给定红移条件下Mpc中移动的横向距离。
`comoving_volume` \(Z)	红移时立方Mpc的共移动量 `z` .
`critical_density` \(Z)	红移时的临界密度（克/立方厘米） `z` .
`de_density_scale` \(Z)	评估暗能量密度的红移依赖性。
`differential_comoving_volume` \(Z)	红移z的微分共动体积。
`distmod` \(Z)	红移距离模 `z` .
`efunc` \(Z)	用于计算哈勃参数H（z）的函数。
`inv_efunc` \(Z)	与之相反 `efunc` 。
`is_equivalent`(other, /, *[, format])	检查宇宙之间的等价性。
`kpc_comoving_per_arcmin` \(Z)	横向移动KPC中的分离等于红移时的反正切值 `z` 。
`kpc_proper_per_arcmin` \(Z)	横向固有kpc中的间隔等于红移处的一角分 `z` 。
`lookback_distance` \(Z)	回望距离是到给定红移的光传播时间距离。
`lookback_time` \(Z)	Gyr到红移的回溯时间 `z` .
`lookback_time_integrand` \(Z)	回溯时间的被积函数(的公式30 [1]) 。
`luminosity_distance` \(Z)	红移时Mpc中的发光距离 `z` .
`nu_relative_density` \(Z)	中微子密度函数相对于光子的能量密度。
`scale_factor` \(Z)	红移比例因子 `z` .
`w` \(Z)	返回红移时暗能量状态方程 `z` .

属性文档

H0#: 哈勃常数作为一个 Quantity 在z=0时。

Neff#: 有效中微子种类的数量。

Ob0#: 重子密度/临界密度在z=0时。

Ode0#: 欧米伽暗能量；z=0时的暗能量密度/临界密度。

Odm0#: 欧米伽暗物质；z=0时的暗物质密度/临界密度。

Ogamma0#: 欧米伽马；z=0时光子的密度/临界密度。

Ok0#: 欧米伽曲率；z=0时的有效曲率密度/临界密度。

Om0#: 欧米伽物质；z=0时物质密度/临界密度。

Onu0#: ωnu；z=0时中微子的密度/临界密度。

Otot0#: 总密度；z=0时的总密度/临界密度。

Tcmb0#: 中巴AS的温度 Quantity 在z=0时。

Tnu0#: 中微子背景温度为 Quantity 在z=0时。

critical_density0#: 临界密度为 Quantity 在z=0时。

from_format#

将对象转换为 Cosmology 。

该功能为Astropy统一I/O层提供宇宙学接口。这允许使用以下语法轻松解析受支持的数据格式：：

>>> from astropy.cosmology import Cosmology
>>> cosmo1 = Cosmology.from_format(cosmo_mapping, format='mapping')

当 from_format 方法，则该子类将提供关键字参数 cosmology=<class> 到已注册的解析器。该方法使用这个宇宙学类，而不考虑数据中指示的类，并根据类的签名设置参数的默认值。

获取有关可用读者的帮助。 help() 方法：

>>> Cosmology.from_format.help()  # Get help and list supported formats
>>> Cosmology.from_format.help('<format>')  # Get detailed help on a format
>>> Cosmology.from_format.list_formats()  # Print list of available formats

另请参阅：https://docs.astropy.org/en/stable/io/unified.html

参数:

obj : object对象

要根据“Format”分析的对象

*args

传递给数据解析器的位置参数。

format : str 或 None ，可选的仅关键字PYTHON：STR或PYTHON：NONE，仅关键字可选

对象格式说明符。为 None (默认)CosmologyFromFormat尝试识别正确的格式。

**kwargs

传递给数据解析器的关键字参数。解析器应接受以下关键字参数：

宇宙学在以下情况下使用/检查的类(或其字符串名
构建宇宙学实例。

返回:

out ： Cosmology 子类实例宇宙子类实例: Cosmology 对应于 obj 内容。

h#: 无量纲哈勃常数：H=H_0/100 [km/sec/Mpc] 。

has_massive_nu#: 这个宇宙学至少有一个大质量的中微子物种吗？

hubble_distance#: 哈勃距离为 Quantity 。

hubble_time#: 哈勃时间作为 Quantity 。

is_flat#: 返回布尔； True 如果宇宙学是扁平的。

m_nu#: 大量的中微子物种。

meta = None#

name#: 宇宙实例的名称。

parameters = mappingproxy({'H0': Parameter(derived=False, unit=Unit("km / (Mpc s)"), equivalencies=[], fvalidate='scalar', doc='Hubble constant as an `~astropy.units.Quantity` at z=0.'), 'Om0': Parameter(derived=False, unit=None, equivalencies=[], fvalidate='non-negative', doc='Omega matter; matter density/critical density at z=0.'), 'Ode0': Parameter(derived=False, unit=None, equivalencies=[], fvalidate='float', doc='Omega dark energy; dark energy density/critical density at z=0.'), 'w0': Parameter(default=-1.0, derived=False, unit=None, equivalencies=[], fvalidate='float', doc='Dark energy equation of state at z=0.'), 'wa': Parameter(default=0.0, derived=False, unit=None, equivalencies=[], fvalidate='float', doc='Negative derivative of dark energy equation of state w.r.t. a.'), 'Tcmb0': Parameter(default=<Quantity 0. K>, derived=False, unit=Unit("K"), equivalencies=[], fvalidate='scalar', doc='Temperature of the CMB as `~astropy.units.Quantity` at z=0.'), 'Neff': Parameter(default=3.04, derived=False, unit=None, equivalencies=[], fvalidate='non-negative', doc='Number of effective neutrino species.'), 'm_nu': Parameter(default=<Quantity 0. eV>, derived=False, unit=Unit("eV"), equivalencies=[(Unit("kg"), Unit("J"), <function mass_energy.<locals>.<lambda>>, <function mass_energy.<locals>.<lambda>>), (Unit("kg / m2"), Unit("J / m2"), <function mass_energy.<locals>.<lambda>>, <function mass_energy.<locals>.<lambda>>), (Unit("kg / m3"), Unit("J / m3"), <function mass_energy.<locals>.<lambda>>, <function mass_energy.<locals>.<lambda>>), (Unit("kg / s"), Unit("J / s"), <function mass_energy.<locals>.<lambda>>, <function mass_energy.<locals>.<lambda>>)], fvalidate=<function FLRW.m_nu>, doc='Mass of neutrino species.'), 'Ob0': Parameter(default=None, derived=False, unit=None, equivalencies=[], fvalidate=<function FLRW.Ob0>, doc='Omega baryon; baryonic matter density/critical density at z=0.')})#

参数的不可变映射。

如果从类访问，则返回参数对象本身的映射。如果从实例访问，则返回参数值的映射。

read#

读取数据并将其分析到 Cosmology 。

该功能为Astropy统一I/O层提供宇宙学接口。这允许使用语法以支持的数据格式轻松读取文件，例如：：

>>> from astropy.cosmology import Cosmology
>>> cosmo1 = Cosmology.read('<file name>')

当 read 方法，则该子类将提供关键字参数 cosmology=<class> 添加到已注册的Read方法。该方法使用这个宇宙学类，而不考虑文件中指示的类，并根据类的签名设置参数的默认值。

获取有关可用读者的帮助。 help() 方法：

>>> Cosmology.read.help()  # Get help reading and list supported formats
>>> Cosmology.read.help(format='<format>')  # Get detailed help on a format
>>> Cosmology.read.list_formats()  # Print list of available formats

另请参阅：https://docs.astropy.org/en/stable/io/unified.html

参数:

*args: 传递给数据读取器的位置参数。如果提供，第一个参数通常是输入文件名。
format : str (可选，仅关键字)Python：str(可选，仅关键字): 文件格式说明符。
**kwargs: 传递给数据读取器的关键字参数。

返回:

out ： Cosmology 子类实例宇宙子类实例: Cosmology 对应于文件内容。

scale_factor0#

红移为0的比例因子。

比例因子定义为 \(a = \frac{a_0}{1 + z}\) 。共同的惯例是设置 \(a_0 = 1\) 。然而，在某些情况下，例如在一些旧的中巴文件中， \(a_0\) 用于规格化 a 在那篇论文的兴趣红移时，这是一个方便的数字。明确使用 \(a_0\) 在计算和代码方面都避免了歧义。

to_format#

把这个宇宙学转换成另一种形式。

该功能提供到AstPy统一I/O层的宇宙学接口。这允许使用以下语法轻松转换为受支持的数据格式：：

>>> from astropy.cosmology import Planck18
>>> Planck18.to_format("mapping")
{'cosmology': astropy.cosmology.core.FlatLambdaCDM,
 'name': 'Planck18',
 'H0': <Quantity 67.66 km / (Mpc s)>,
 'Om0': 0.30966,
 ...

获取有关可用表示法的帮助 Cosmology 使用 help() 方法：

>>> Cosmology.to_format.help()  # Get help and list supported formats
>>> Cosmology.to_format.help('<format>')  # Get detailed help on format
>>> Cosmology.to_format.list_formats()  # Print list of available formats

参数:

format : strPython ：字符串: 格式说明符。
*args: 位置参数传递给数据编写器。如果提供，第一个参数是输出文件名。
**kwargs: 传递给数据编写器的关键字参数。

w0#: Z=0时的暗能量状态方程。

wa#: 暗能量状态方程的负导数w.r.t.一个。

write#

以指定的格式写出此宇宙对象。

该功能提供到AstPy统一I/O层的宇宙学接口。这允许使用以下语法以受支持的数据格式轻松写入文件：：

>>> from astropy.cosmology import Planck18
>>> Planck18.write('<file name>')

获取有关可用的编写器的帮助 Cosmology 使用 help() 方法：

>>> Cosmology.write.help()  # Get help writing and list supported formats
>>> Cosmology.write.help(format='<format>')  # Get detailed help on format
>>> Cosmology.write.list_formats()  # Print list of available formats

参数:

*args: 位置参数传递给数据编写器。如果提供，第一个参数是输出文件名。
format : str (可选，仅关键字)Python：str(可选，仅关键字): 文件格式说明符。
**kwargs: 传递给数据编写器的关键字参数。

方法文件

H(z)#

红移时的哈勃参数（km/s/Mpc） z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

H : Quantity [:ref: 'frequency' ]数量 [:ref: 'frequency']: 哈勃参数在每个输入红移。

Ob(z)#

返回红移时重子物质的密度参数 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Ob : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 重子物质的密度相对于每个红移处的临界密度。退货 float 如果输入是标量。

加薪:

ValueError: 如果 Ob0 是 None 。

Ode(z)#

返回红移时暗能量的密度参数 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Ode : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 相对于每个红移的临界密度的非相对论物质的密度。退货 float 如果输入是标量。

Odm(z)#

返回红移时暗物质的密度参数 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Odm : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 相对于每个红移的临界密度的非相对论暗物质的密度。退货 float 如果输入是标量。

加薪:

ValueError: 如果 Ob0 是 None 。

笔记

这不包括中微子，即使是在红移的非相对论性中微子。

Ogamma(z)#

返回红移时光子的密度参数 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Ogamma : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 相对于每个红移的临界密度的光子的能量密度。退货 float 如果输入是标量。

Ok(z)#

返回红移时曲率的等效密度参数 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Ok : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 每个红移处的曲率的等效密度参数。退货 float 如果输入是标量。

Om(z)#

返回红移时非相对论性物质的密度参数 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Om : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 相对于每个红移的临界密度的非相对论物质的密度。退货 float 如果输入是标量。

笔记

这不包括中微子，即使是在红移的非相对论性中微子；参见 Onu .

Onu(z)#

返回红移中微子的密度参数 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Onu : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 中微子在每个红移时相对于临界密度的能量密度。请注意，这包括它们的动能(如果它们有质量)，因此它不等于通常使用的 \(\sum \frac{m_{\nu}}{94 eV}\) ，这不包括动能。退货 float 如果输入是标量。

Otot(z)#

红移时的总密度参数 z 。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Otot : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 相对于每个红移的临界密度的总密度。如果输入标量，则返回Float。

Tcmb(z)#

返回红移时的CMB温度 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Tcmb : Quantity [:ref: 'temperature' ]数量 [:ref: 'temperature']: CMB的温度，单位为K。

Tnu(z)#

返回红移时的中微子温度 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

Tnu : Quantity [:ref: 'temperature' ]数量 [:ref: 'temperature']: 宇宙中微子背景的温度，单位为K。

abs_distance_integrand(z)#

吸收距离的被积函数 [1].

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

X : float 或 arrayPython：浮点或数组: 吸收距离的被积函数。

工具书类

[1] (1,2)

霍格，D.(1999)。宇宙学中的距离测量，第11节。arxiv电子版，Astro-ph/9905116。

absorption_distance(z, /)#

红移吸收距离 z .

这用于计算具有某一吸收横截面的物体的数量和每单位红移路径与视线相交的数密度 ([1], [2]) 。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

d : float 或 ndarrayPython ：浮点或ndarray: 每个输入红移的吸收距离(无量纲)。退货 float 如果输入标量， ndarray 否则的话。

工具书类

[1]

霍格，D.(1999)。宇宙学中的距离测量，第11节。arxiv电子版，Astro-ph/9905116。

[2]

巴卡尔，约翰·N和皮布尔斯，P.J.E.1969，APJ，156L，7B

age(z)#

红移时Gyr中的宇宙年龄 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

t : Quantity [:ref: 'time' ]数量 [:ref: 'time']: 宇宙在每次输入红移时的年龄。

参见

z_at_value: 找出与年龄相对应的红移量。

angular_diameter_distance(z)#

给定红移时Mpc中的角直径距离。

这就给出了红移物体与1弧度角对应的适当的(有时称为物理的)横向距离 z ([1], [2], [3]) 。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

d : Quantity [:ref: 'length' ]数量 [:ref: 'length']: 每个输入红移处的角直径距离（Mpc）。

工具书类

[1]

Weinberg，1972,420-424页；Weedman，1986,421-424页。

[2]

韦德曼，D.(1986)。类星体天文学，第65-67页。

[3]

皮布尔斯，P.(1993)。物理宇宙学原理，第325-327页。

angular_diameter_distance_z1z2(z1, z2)#

在两个对象之间以红色角度偏移距离。

对于引力透镜很有用，例如计算透镜星系和前景透镜之间的角直径距离。

参数:

z1, z2 : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。对于大多数实际应用，例如引力透镜， z2 应大于 z1 。该方法将适用于 z2 < z1 ；但是，这将返回负距离。

返回:

d ： Quantity数量: 每个输入红移对之间的角直径距离。如果输入是标量，则返回标量，否则返回数组。

arcsec_per_kpc_comoving(z)#

角间隔(以弧秒为单位)等于红移时共转的kpc z 。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

theta : Quantity [:ref: 'angle' ]数量 [:ref: 'angle']: 在每次输入红移时，对应于一个共动kpc的角间隔。

arcsec_per_kpc_proper(z)#

与红移时适当kpc对应的弧秒角间隔 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

theta : Quantity [:ref: 'angle' ]数量 [:ref: 'angle']: 在每一次输入红移时对应于一个适当的kpc的角间隔。

clone(*, meta=None, **kwargs)#

按照指定返回此对象的副本以及更新后的参数。

这不能用来改变宇宙学的类型，所以 clone() 不能用于在平坦和非平坦的宇宙之间切换。

参数:

meta : mapping 或 None (可选，仅关键字)PYTHON：MAPPING或PYTHON：NONE(可选，仅关键字): 将更新当前元数据的元数据。
**kwargs: 宇宙学参数(和名称)修改。如果更改了任何参数且未指定新名称，则该名称将设置为“ [old name] (经修改)“。

返回:

新宇宙 ： Cosmology 子类实例宇宙子类实例: 具有指定的更新参数的此类的新实例。如果没有给出参数，则返回对此对象的引用，而不是复制。

实例

要制作一份 Planck13 物质密度不同的宇宙学 (Om0 )和一个新名称：

>>> from astropy.cosmology import Planck13
>>> Planck13.clone(name="Modified Planck 2013", Om0=0.35)
FlatLambdaCDM(name='Modified Planck 2013', H0=<Quantity 67.77 km / (Mpc s)>,
              Om0=0.35, ...

如果未指定名称，则新名称将注意到修改。

>>> Planck13.clone(Om0=0.35).name
'Planck13 (modified)'

comoving_distance(z)#

给定红移时Mpc中的移动视距。

对于哈勃气流中的物体来说，两个物体之间沿视线的共同运动距离保持不变。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

d : Quantity [:ref: 'length' ]数量 [:ref: 'length']: 以Mpc为单位到每个输入红移的距离。

comoving_transverse_distance(z)#

在给定红移条件下Mpc中移动的横向距离。

该值是红移时的横向移动距离 z 对应于1弧度的角度间隔。在以下情况下，这与移动距离相同 \(\Omega_k\) 为零(与当前的协调性Lambda-CDM模型相同)。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

d : Quantity [:ref: 'length' ]数量 [:ref: 'length']: 在每个输入红移的Mpc中移动的横向距离。

笔记

在一些课文中，这个量也被称为“自然运动距离”。

comoving_volume(z)#

红移时立方Mpc的共移动量 z .

这是红移小于的宇宙的体积 z 。在以下情况下 \(\Omega_k = 0\) 它是一个半径的球体 comoving_distance 但如果是这样的话就不那么直观了 \(\Omega_k\) 不是的。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

V ： Quantity数量: 移动量输入 \(Mpc^3\) 每次输入红移。

critical_density(z)#

红移时的临界密度（克/立方厘米） z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

rho ： Quantity数量: 每次输入红移时的临界密度（g/cm^3）。

de_density_scale(z)[源代码]#

评估暗能量密度的红移依赖性。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

I : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 暗能量的能量密度随红移的标度。退货 float 如果输入是标量。

笔记

比例因子i由下式定义 \(\rho(z) = \rho_0 I\) ，在这种情况下是由

\[I = \left(1 + z\right)^{3 \left(1 + w_0 + w_a\right)} \exp \left(-3 w_a \frac{z}{1+z}\right)\]

differential_comoving_volume(z)#

红移z的微分共动体积。

对计算有效运动体积很有用。例如，允许在具有随红移变化的灵敏度功能的共同移动的体积上进行积分。总运量由积分法给出 differential_comoving_volume 去红移 z 再乘以一个立体的角度。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

dV ： Quantity数量: 在每个输入红移时，每个红移每甾体的微分共移动量。

distmod(z)#

红移距离模 z .

距离模数被定义为红移时物体的（视震级-绝对震级） z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

distmod : Quantity [:ref: 'length' ]数量 [:ref: 'length']: 每个输入红移的距离模数，单位为数量级。

参见

z_at_value: 找到对应于距离模的红移。

efunc(z)#

用于计算哈勃参数H（z）的函数。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

E : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 哈勃常数的红移标度。退货 float 如果输入是标量。定义为 \(H(z) = H_0 E(z)\) 。

笔记

无需覆盖此方法，但如果de_密度_标度采用特别简单的形式，则可能有利于。

inv_efunc(z)#

与之相反 efunc 。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

E : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 逆哈勃常数的红移标度。退货 float 如果输入是标量。

is_equivalent(other: Any, /, *, format: _FormatType = False) → bool#

检查宇宙之间的等价性。

即使不是同一类，两个宇宙论也可能是等价的。例如，一个 LambdaCDM 可能有过 \(\Omega_0=1\) 和 \(\Omega_k=0\) 因此是平坦的，就像 FlatLambdaCDM 。

参数:

other ： Cosmology 子类实例，仅位置宇宙子类实例，仅限于位置: 要比较的对象。
format : bool 或 None 或 str ，可选的仅关键字Bool或python：无或python：str，可选，仅关键字: 在检查等效性之前，是否允许将对象转换为 Cosmology 。这允许，例如 Table 相当于宇宙学。 False (默认)不允许转换。 True 或 None 将，并将使用自动识别来尝试推断正确的格式。一个 str 被假定为转换时要使用的正确格式。 format 被广播以匹配形状的 other 。请注意，宇宙学的论点并不是针对 format ，因此它无法确定输出形状。

返回:

bool: 如果宇宙论是等价的，则为真，否则为假。

实例

两个宇宙论可能是等价的，即使它们不属于同一类。在此示例中， LambdaCDM 有 Ode0 设置为与中计算的值相同 FlatLambdaCDM 。

>>> import astropy.units as u
>>> from astropy.cosmology import LambdaCDM, FlatLambdaCDM
>>> cosmo1 = LambdaCDM(70 * (u.km/u.s/u.Mpc), 0.3, 0.7)
>>> cosmo2 = FlatLambdaCDM(70 * (u.km/u.s/u.Mpc), 0.3)
>>> cosmo1.is_equivalent(cosmo2)
True

而在这个例子中，宇宙论是不等价的。

>>> cosmo3 = FlatLambdaCDM(70 * (u.km/u.s/u.Mpc), 0.3, Tcmb0=3 * u.K)
>>> cosmo3.is_equivalent(cosmo2)
False

此外，使用关键字参数，等价性的概念被扩展到任何可以转换为 Cosmology 。

>>> from astropy.cosmology import Planck18
>>> tbl = Planck18.to_format("astropy.table")
>>> Planck18.is_equivalent(tbl, format=True)
True

有效格式的列表，例如 Table 在本例中，可以用 Cosmology.from_format.list_formats() 。

从格式列表中可以看到，并不是所有的格式都可以通过 Cosmology.from_format.registry 。仍然可以检查这些类型的对象的等价性，但必须使用正确的格式字符串。

>>> tbl = Planck18.to_format("yaml")
>>> Planck18.is_equivalent(tbl, format="yaml")
True

kpc_comoving_per_arcmin(z)#

横向移动KPC中的分离等于红移时的反正切值 z 。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

d : Quantity [:ref: 'length' ]数量 [:ref: 'length']: 在每次输入红移时对应于一个arcmin的kpc移动距离。

kpc_proper_per_arcmin(z)#

横向固有kpc中的间隔等于红移处的一角分 z 。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

d : Quantity [:ref: 'length' ]数量 [:ref: 'length']: 每一次输入红移时对应于一个arcmin的适当kpc距离。

lookback_distance(z)#

回望距离是到给定红移的光传播时间距离。

它只是c*lookback_time。它可以用来计算两个红移之间的适当距离，例如电离辐射的平均自由程。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

d : Quantity [:ref: 'length' ]数量 [:ref: 'length']: Mpc中的回望距离

lookback_time(z)#

Gyr到红移的回溯时间 z .

回溯时间是宇宙现在的年龄和红移时代之间的差异 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

t : Quantity [:ref: 'time' ]数量 [:ref: 'time']: 每个输入红移的回溯时间（以Gyr为单位）。

参见

z_at_value: 找到对应于回溯时间的红移。

lookback_time_integrand(z)#

回溯时间的被积函数(的公式30 [1]) 。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

I : float 或 arrayPython：浮点或数组: 回溯时间的被积函数。

工具书类

[1] (1,2)

霍格，D.(1999)。宇宙学中的距离测量，第11节。arxiv电子版，Astro-ph/9905116。

luminosity_distance(z)#

红移时Mpc中的发光距离 z .

这是在红移处物体的测辐射热通量之间转换时使用的距离 z 以及它的辐射热光度 [1].

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

d : Quantity [:ref: 'length' ]数量 [:ref: 'length']: 在每个输入红移的Mpc亮度距离。

参见

z_at_value: 找到对应于亮度距离的红移。

工具书类

[1]

温伯格，1972年，第420-424页；韦德曼，1986年，第60-62页。

nu_relative_density(z)#

中微子密度函数相对于光子的能量密度。

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

f : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 相对于每个红移的光子密度的中微子密度比例因子。只退货 float 如果z是标量。

笔记

中微子的密度由

\[\rho{\nu}\左（a\右）=0.2271\，N{eff}\，\]

在哪里？

\[f\左（y\右）=\frac{120}{7\pi^4}\]

假设所有中微子物种都有相同的质量。如果它们具有不同的质量，则为每个质量计算一个相似的项。请注意 f 具有渐近行为 \(f(0) = 1\) 。此方法返回 \(0.2271 f\) 使用Komatsu等人给出的解析拟合公式。2011年，ApJS 192，18。

scale_factor(z)#

红移比例因子 z .

比例因子定义为 \(a = 1 / (1 + z)\) .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

a : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 每个输入红移的比例因子。退货 float 如果输入是标量。

w(z)[源代码]#

返回红移时暗能量状态方程 z .

参数:

z : Quantity-like ['redshift'], array_like ，或 Number类数量 ['redshift'] ，: 输入红移。

返回:

w : ndarray 或 floatNdarray或 Python ：浮动: 暗能量状态方程回归 float 如果输入是标量。

笔记

暗能量状态方程定义为 \(w(z) = P(z)/\rho(z)\) ，在哪里 \(P(z)\) 红移z的压强和 \(\rho(z)\) 是红移z处的密度，两者都以c=1为单位。这是 \(w(z) = w_0 + w_a (1 - a) = w_0 + w_a \frac{z}{1+z}\) 。