Cosmological Reionization
宇宙中的一小部分重子被红移z~6的重离子化，这些重子在冷、暗、中性的IGM中凝结成最早的星系后释放能量。这种再电离的理论是星系形成理论中关键的缺失环节。它的许多可观测的结果包括对宇宙微波背景的光谱、各向异性和偏振的影响，以及高红移恒星和类星体形成的特征。这种能量释放也对星系形成产生了反馈，在再电离完成很久之后，这种反馈在星系的质谱和内部特征以及星系之间的气体上留下了印记。最近的研究表明，矮星系小晕的光蒸发可能消耗了大部分光子，这些光子是重建目前受欢迎的Lambda-CDM宇宙所必需的。我们将回顾我们对这一过程的理解的最新发展。
2001-04-19 astro-ph
Star Formation at the Twilight of the Dark Ages: Which Stars Reionized the Universe?
我们计算了全球恒星形成率密度（SFRD）从z ~ 30-3使用半解析模型结合的层次组装的暗物质晕，气体冷却通过原子氢，恒星形成，超新星反馈，和抑制气体崩溃的小晕由于光致电离背景的存在。我们比较的结果与预测的基础上的暗物质晕增长率和恒星暗质量的固定比例，并与观测的SFRD在3 < z < 6。我们还估计恒星的形成率，由于非常大的，无金属的波普III星使用一个简单的模型的基础上的晕形成率，校准对详细的流体动力学模拟波普III星的形成。我们发现，在可能的再电离时期（15 < z < 20），氢电离光子的总产生率在Pop II和Pop III恒星之间大致相等，如果再电离较晚（小于约15，接近WMAP结果所允许的范围的下限），那么Pop II恒星可能单独能够使宇宙再电离。
2003-03-02 astro-ph
Non-uniform reionization by galaxies and its effect on the cosmic microwave backgroun
我们提出了高红移星系中恒星对星系际介质再电离的预测。我们计算了星系的电离光度，包括星际气体和尘埃的吸收对逃逸分数的影响，以计算电离氢在IGM中的填充因子。对于$Λ{\rm CDM}$宇宙学和逃逸分数的物理计算，我们发现如果IGM具有均匀密度，则IGM中的氢将在红移z=6.1处被再电离，而如果IGM是聚集的，则仅在红移z=4.5处被再电离。我们将我们的模型与宇宙中暗物质分布的N体模拟相结合，以计算宇宙微波背景（CMB）中由自由电子散射引起的二次温度各向异性。该模型预测光谱的二次各向异性覆盖范围广泛的角尺度，分数温度波动$\sim 10^{-7}-10^{-6}$弧分尺度。振幅在某种程度上取决于再电离的几何形状，其中气体密度最高的区域首先被再电离的模型给出了比星系环绕球形区域的情况更大的CMB波动，而低密度区域首先被再电离的模型给出了最小的波动。因此，测量这些各向异性可以对再电离过程，特别是填充因子的红移演化施加重要的限制，并且应该是下一代亚毫米望远镜（如阿塔卡马大型毫米波阵列）的主要目标。（abrdiged）
2000-08-25 astro-ph
Star Formation in a Cosmological Simulation of Reionization
我们研究了高红移星系的光度函数在详细的宇宙再电离的流体动力学模拟，其目的是再现z=5和z=6之间的莱曼α森林的演变。我们发现，光度函数和恒星总质量密度与观测结果一致时，合理的假设在z=6的红化。我们的模拟结果支持这样的结论，即只有恒星才能使宇宙再电离。
2007-05-04 astro-ph
Dwarf Galaxy Formation Was Suppressed By Cosmic Reionization
最近发现了大量在大爆炸后不到10亿年诞生的暗淡星系。这些星系分布的波动导致了宇宙氢电离分数在数十兆秒差距尺度上的散射，正如沿着已知最早的类星体的视线所观察到的那样。理论模拟预测，矮星系的形成应该在宇宙氢被再电离后被抑制，导致宇宙恒星形成率下降。在这里，我们提出了这种抑制的证据。我们证明了产生大部分红移z~5.5的电离辐射的再电离后星系的质量必须超过~10^{10.6+/-0.4}太阳质量，否则上述散射将小于观测到的。这个极限质量比被认为主导宇宙氢再电离的星系质量（约10^8太阳质量）大两个数量级。我们预测，未来的调查与空间为基础的红外望远镜将检测到人口较小的星系，再电离宇宙在较早的时间，之前的时代的矮星系的抑制。
2006-03-22 astro-ph
Detecting Reionization in the Star Formation Histories of High-Redshift Galaxies
大爆炸后遗留下来的宇宙氢的再电离使其温度升高到> 1.e4 K。这种光加热导致星系的最小质量增加，从而抑制了宇宙恒星的形成速率。受影响的矮星系群包括后来形成的大质量星系的祖先。我们发现，一个红移z >~ 6的大质量星系应该表现出一个双峰的恒星形成历史，其标志是一个明显的断裂。这种断裂反映了星系聚集区域再电离的抑制信号。由于大质量星系起源于宇宙演化加速的过密区域，它们的环境比宇宙其他部分更早地再电离。对于一个红移z ~ 6.5的恒星组成的~ 1.e12 M_solar的星系，恒星形成率通常应该被抑制在红移z >~ 10，因为已知宇宙的其余部分已经再电离了z >~ 6.5。事实上，这被推断为HUDF-JD 2的情况，这是一个可能在z ~ 6.5的大质量星系，但被推断为在z >~ 9的恒星中形成了其3.e11 M_太阳的大部分。
2007-04-26 astro-ph
Effective Screening due to Minihalos During the Epoch of Reionization
我们表明，气体晕的崩溃对象引入了大量的累积不透明度电离辐射，即使在星系际介质中的平稳分布的氢已完全再电离。这种不透明性导致星系际介质中电离气泡重叠的时间与完全Gunn-Peterson Lyman α吸收的解除之间的红移延迟约为1。负责这种屏蔽效应的微晕没有解决现有的再电离数值模拟。
2002-04-08 astro-ph
Did Very Massive Stars Pre-enrich and Reionize the Universe?
最近对低[Fe/H]晕星中重r过程元素的研究表明，可能需要初始的无金属超大质量恒星（VMSs）群体来提供早期的Fe富集而不产生重r核。我们发现α元素（应该由VMS大量产生）的丰度趋势相似，但其他元素如碳（不应该）的丰度趋势则与这一假设一致。然后，我们结合相应的水平，及时初始富集模型VMS核合成产率和光谱，以估计相应的电离通量。这一结果表明，可能有足够的VMS活动使宇宙膨胀。VMSs异常坚硬的光谱意味着与正则模型不同的再电离历史。HeII可能在高红移时被再电离，只是在下一代恒星形成时重新结合，形成“正常”初始质量函数。
2001-09-23 astro-ph
Did Cosmic Rays Reionize the Intergalactic Medium?
研究了年轻星系的宇宙射线在高红移星系际介质加热和电离中的作用。利用$60 μm$的IRAS观测资料，我们估算了宇宙线的光度密度。我们考虑了不同形式的红移光度演化，计算了（a）Gunn-Peterson光学厚度上限对应的阈值，（b）由宇宙射线加热的IGM的康普顿$y$参数，并与COBE测量的上限进行了比较，（c）由金属富集积分估计的极限。我们表明，某些模型，具有相当强的演化和早期形成的星系，允许再电离的IGM，符合所有已知的限制。
1993-06-02 astro-ph
Did Globular Clusters Reionize the Universe?
在宇宙学中，一个尚未解决的问题是确定能在星系际介质（IGM）中以z~6反射HI的辐射源。理论工作和观测似乎表明，逃逸到IGM的星系HI电离辐射的分数，fesc，在本地宇宙中是很小的（fesc < 10%）。在高红移星系更紧凑，可能是气体丰富，这意味着较小的值的f_esc从他们的磁盘或球体。但如果恒星形成的位置偏离盘或球体，且原星团的恒星形成效率较高，则fesc应约为1。这种恒星形成的情景与球状星团形成的几种模型是一致的。使用简单的参数的基础上观察到的球状星团系统在本地宇宙中的数量，并假设最古老的球状星团形成前再电离，并有f_esc~1，我表明，他们产生足够的电离光子，以在z=6再电离IGM。
2002-08-19 astro-ph
The Epoch of Reionization
我们模拟了IGM的再电离过程，通过星系的光电离，以预测再电离的时代。我们使用一个复杂的半解析模型来跟踪星系的形成。我们的研究代表了一个更完整和物理上一致的再电离模型，比过去进行的，包含显着改进的重子坍缩成暗物质晕的模型，并在模型中的冷却和冷凝的气体晕（包括光加热自洽计算电离背景和冷却由于H2）。我们发现在σ 8 ~0.9的LCDM宇宙学模型中，再电离可以在z~10-20处实现。然而，如果对高红移的反馈物理作极端假设，一个运行光谱指数的宇宙学模型只能在z~9之前实现再电离。我们还考虑了Baugh等人讨论的星系形成模型，并发现它能够以z~12的速度返回宇宙。以前的结果假定星系中恒星产生的电离光子都能逃逸并进入IGM。如果不是这样，那么再电离的红移可能会大大减少。我们发现，部分再电离和双重再电离的扩展周期可以发生在模型中，其中第一颗恒星通过H2分子冷却形成，质量非常大，并且电离光子的逃逸分数约为10- 30%。这种模型直到z~6-7才完全恢复，但预测电子散射光学深度高达0.15。较低的σ 8 =0.7-0.8的模型建议由最近的WMAP三年的数据减少了再电离的红移，但可以与较低的光学厚度也建议由WMAP三年的数据是一致的。
2006-03-17 astro-ph
Experimental Constraints on Self-consistent Reionization Models
本文提出了一种自洽的形式来联合研究IGM的宇宙再电离和热历史。该模型实现了大多数相关的物理控制这些过程，如不均匀的IGM密度分布，三个不同的电离光子源（PopIII星，PopII星和类星体），和辐射反馈。通过约束自由参数与现有的数据的红移演化的莱曼极限系统，冈恩-彼得森和电子散射光学深度，近红外背景（NIRB），和宇宙恒星形成的历史，我们选择了一个基准模型，其主要预测是：（i）H是完全再电离在z \approx 15，而HeII必须已再电离的z \approx 12。在z \approx 7，He III由于PopIII恒星的灭绝而几乎完全重组，这是NIRB解释的要求。(ii)一个类星体引起的完全的HeII再电离发生在z=3.5;一个类似的双H再电离不会发生，由于大量的光子超过1 Ryd从PopII恒星和类星体，即使在PopIII恒星已经消失。(iii)在再电离之后，IGM的温度对应于平均气体密度被升高到15000 K。T_0的观测结果与He在z > 3.5时的单电离相一致，而与He在z < 3.5时的双电离相一致。这可能被解释为（第二次）HeII再电离的特征。(iv)只有0.3%的z=2产生的恒星需要是PopIII星才能实现氢的再电离。该模型不仅缓解了Gunn-Peterson光学厚度和WMAP观测之间的矛盾，而且自洽地解释了所有已知的观测约束。
2005-05-13 astro-ph
Undetected Sources Allow Transmission of the Lyman-alpha Line From Galaxies Prior to Reionization
星系在红移超过z~6.5处的莱曼α辐射的发现不应该天真地解释为星系际介质（IGM）在更高的红移处被再电离。我们发现，一个集群的微弱的未检测到的源周围的每个观察到的星系产生一个HII区域足够大，以允许传输的星系的莱曼α线再电离之前。我们还表明，类星体可能贡献了相当大的比例的电离光子的HII区周围的星系的速度色散大于100公里/秒。这些贡献类星体通常不被看到，因为它们在发光阶段花费的时间很小。
2004-07-09 astro-ph
The early reionization with the primordial magnetic fields
早期的星系际介质的再电离，这是从WMAP的温度-偏振互相关的青睐，在冷暗物质宇宙演化的结构形成的标准方案的有效性提出了质疑。如果没有相当极端的假设，如非常高的电离光子从原星系的逃逸分数或头重脚轻的初始质量函数，很难实现足够早的恒星形成。在这里，我们提出了一个替代方案，即由原始磁场引起的小尺度上的额外波动触发了早期结构的形成。我们发现，如果原初磁场的强度大于$0.6 \times 10^{-9}$高斯，那么在暗晕中形成的第三星族恒星的电离光子可以很容易地被$z \simeq 15$反射。
2006-05-01 astro-ph
In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe
第一批恒星和类星体的形成标志着宇宙从光滑的初始状态到混沌的当前状态的转变。在流行的宇宙学模型中，第一个光源在红移30时开始形成，并在红移7时重新电离宇宙中的大部分氢。目前的观测正处于探测氢再电离时代的阈值。在未来十年里，对高红移源的研究可能会在观测和理论宇宙学中引起人们的极大关注。
2001-05-11 astro-ph
The First Nonlinear Structures and the Reionization History of the Universe
在当前观测所支持的宇宙学模型中，第一批天体形成于红移z>20的暗物质晕中，它们的性质由原始H_2分子化学决定。这些原星系非常丰富，但比本宇宙中的典型星系质量要小得多。极端贫金属的恒星，以及其核中的大质量黑洞使星系际介质中的大部分氢重新电离。再电离可能发生在一个延长的红移间隔内，在z=7附近结束。通过研究宇宙微波背景各向异性的偏振，以及通过研究遥远的莱曼α发射星系的光谱和丰度，提供了对再电离过程的观测探测。在这里，我们回顾了第一个星系如何以及何时形成的理论预期，并总结了未来探测氢再电离的观测前景。
2003-04-07 astro-ph
Cosmological Reionization
在流行的宇宙学假设中，当红移超过10时，原星系中的恒星产生了第一批重元素;这些系统可能与早期的类星体一起产生了紫外线辐射和机械能，使宇宙重新加热和电离。在这些关键的形成阶段期间和之后不久，宇宙的历史被记录在无处不在的星系际介质（IGM）中，其中包含大爆炸遗留下来的大部分普通重子物质。在整个结构形成的时期，IGM成为cluerous并在引力的影响下获得特殊的运动，并作为气体的来源，这些气体在星系内吸积，冷却和形成恒星，并作为富含金属的物质，能量和辐射的汇。
2000-05-10 astro-ph
Probing the thermal history of the Intergalactic Medium with Lyman-alpha absorption lines
计算了一组不同再电离历史的莱曼α吸收的多普勒参数分布。不同的再电离历史之间的温度差异大到三到四倍，这取决于电离源的光谱和氦再电离的红移。这些温度差异导致多普勒参数分布的可观察差异。最好的协议与观测到的多普勒参数分布之间的红移2和4被发现，如果氢和氦的再电离同时在或之前的红移5类星体的光谱。
1997-06-30 astro-ph
Dust during the Reionization
第III族恒星在红移大于6时使宇宙再电离的可能性最近随着WMAP偏振结果而获得了动力。在这里，我们分析了这些恒星产生的早期尘埃的作用，并喷射到星系际介质。我们表明，这种尘埃，从相同的第三星族恒星的辐射加热，产生亚毫米的过剩。这种过量的电磁波谱可以解释700微米以上的FIRAS（远红外绝对分光光度计）宇宙远红外背景的重要部分。这个光谱，一个主要的各向异性（$ΔT$）光谱倍的$ν^2$灰尘发射率的法律，在750微米左右的亚毫米域达到峰值，是通用的，并不依赖于其他详细的灰尘属性。角分尺度的各向异性，来自早期尘埃的不均匀性，可以通过未来的亚毫米实验，如普朗克HFI检测到。
2004-06-03 astro-ph
The Thermal Memory of Reionization History
最近WMAP测量的大电子散射光学厚度τ_e = 0.17 ± 0.04与一个简单的再电离模型相一致，即星系际介质在红移z ~ 15处电离，之后保持高度电离。在这里，我们表明，现有的测量IGM温度从莱曼α森林在z ~ 2 - 4排除了这种“香草”模型。在对电离光谱的合理假设下，只要宇宙在z = 10之前被再电离，并且在之后保持高度电离，IGM就会达到一个渐近的热状态，与观测结果相比，这个状态太冷了。为了同时满足CMB和森林约束，再电离历史必须是复杂的：再电离在z >~ 15时开始，但在6 < z < 10时中性氢和/或氦的分数，和/或在4 < z < 10时单电离氦的分数必须有显著的（阶数单位）变化。我们描述了一个物理动机的再电离模型，满足所有目前的观察。我们还探讨了随机再电离历史的影响，并表明，后期的（HeII --> HeIII）再电离诱导IGM温度的显着分散，但分散随着时间的推移迅速减少。最后，我们提供了一个热渐近线的解析公式，并讨论了可能的额外的加热机制，可能会逃避我们的约束。
2003-04-07 astro-ph
A Galaxy at z = 6.545 and Constraints on the Epoch of Reionization
我们报告的发现莱曼α发射星系的红移z=6.545偶然发现的过程中，光谱的硬X射线源的后续代表偶然河外X射线源识别（SEXSI）调查。该星系的线通量为2.1 e-17 erg/cm 2/s，与窄带成像巡天探测到的线通量相似; 5.2平方角分的测量意味着z~6.5莱曼α发射体的表面密度略高于窄带巡天的推断。这个来源标志着第六个在z~6.5处发现的莱曼α发射星系，这是一个超过再电离时代的红移，当时星系际介质中中性氢的阻尼翼能够严重衰减莱曼α发射。通过比较z~5.7和z~6.5处的莱曼α发射体光度函数，我们推断星系际介质可能在z~6.5处仍然保持着从本地宇宙到z~6.5的大部分再电离。
2004-07-19 astro-ph
Evolution of the Ionizing Radiation Background and Star Formation in the Aftermath of Cosmological Reionization
高红移电离紫外背景辐射场的时间演化提供了早期恒星形成速率演化的一个探测。通过比较观测到的最高红移类星体光谱中的吸收水平与流体动力学模拟的预测，我们确定了星系际介质中中性氢在红移范围4.9 < z < 6.1内的光电离率γ的演化。在考虑了取样方差后，我们推断伽玛从z~6.1到z~5.8急剧增加，可能意味着在这个红移处的再电离。我们发现Gamma从z~5.6降低到5.2，具有3 σ显著性。这个特征是再电离后的一个通用特征，与宇宙学上的再电离过程在z~6.1时完成完全一致。这一共性特征是宇宙学再电离之后恒星形成率发生显著变化的结果。当星系际介质被再电离时，由于光加热，它的温度会突然升高。这意味着在感兴趣的时期，金斯质量相应地突然跳跃，气体吸积到最丰富的（亚银河系）晕上受到戏剧性的抑制。在再电离之后，恒星形成率会暂时降低，导致电离辐射场的振幅暂时降低。
2001-10-14 astro-ph
The Imprint of Cosmic Reionization on Galaxy Clustering
本文研究了再电离对中等红移（z~0.3-5.5）星系样品成团性质的影响。目前的星系际氢再电离模型预测，过密的区域将被提前再电离，从而延迟了大质量低红移星系的祖先中恒星质量的积累。因此，在中等红移星系中观察到的恒星星族要年轻一些，因此在宇宙的过密区域中更亮。因此，星系巡天对过密区域中暗物质质量稍低的星系很敏感。观测到的星系数密度的相应增加可以被参数化为由于再电离引起的星系偏差。我们模拟这一过程合并树结合恒星合成代码。我们的模型表明，再电离有一个显着的影响，根据其恒星形成的属性选择星系样本的聚类特性。对于质量为10^12太阳质量的晕，莱曼破裂星系（包括那些在z<1的重子振荡巡天中的星系）的偏差校正在10-20%的水平，导致从测量的集群长度推断的晕质量的校正因子为1.5-2。氦的再电离也可能导致z~3处星系关联函数振幅的急剧增加。我们发现，再电离偏置是近似独立的规模和晕质量。然而，由于传统的星系偏置是质量依赖的，再电离偏置变得相对更重要的低质量系统。在z<1的亮红星系巡天中，由于再电离引起的偏差修正非常小。
2007-06-26 astro-ph
Zero-Metallicity Stars and the Effects of the First Stars on Reionization
我们提出了恒星结构和大气模型的无金属恒星，并从宇宙学的角度来研究它们。无金属恒星相对于同等质量的富金属恒星而言，表现出高的有效温度和小的尺寸。这些独特的物理特性增强了无金属恒星的电离光子产生，特别是在He II（E > = 4 Ryd）连续谱中。在z = 5时，宇宙中的氢元素所需的无金属恒星的恒星形成率与推断的恒星形成率一致。然而，硬恒星光谱与IGM在z ~ 3处He II不透明度的观测结果不一致，表明无金属恒星形成期在该时期之前结束。我们研究这些恒星的电离平衡的IGM，第一发光物体的辐射反馈，和河外辐射场的影响。我们评论的前景检测无金属恒星星族与He II的1640 A和4686 A复合线。
1999-11-17 astro-ph
Constraining the reionization history with QSO absorption spectra
我们使用半解析的方法来模拟类星体的吸收光谱在高红移的目的是约束宇宙再电离的历史。我们考虑两个物理动机和详细的再电离的历史：（i）早期再电离模型（ERM），其中星系际介质的再电离的PopIII星在$z\approx 14$，和（ii）一个更标准的后期再电离模型（LRM），其中重叠，引起的类星体和正常星系，发生在$z\approx 6$。通过对$z < 6$的Ly $α$森林观测数据的分析，我们得出结论：这两种情况是不可能分开的，它们与观测到的Gunn-Peterson光学厚度、通量概率分布函数和暗隙宽度分布同样吻合。然而，在$z>6$，明显的差异开始出现，这是最好的量化暗隙和峰宽分布。我们发现，如果在$z \gtrsim 6$再电离不完全，那么在类星体的静止坐标系中，$5.7< z <6.3$内35%（零）的视线显示出暗隙宽度$>50$埃。同样，在红移范围$6.0-6.6$内，ERM预测40%的视线中有宽度为$\sim 1$埃的峰;在相同范围内，LRM预测没有宽度为$>0.8$埃的峰。如果在$z > 6$能发现10个左右的类星体，那么暗隙和峰宽统计就代表了宇宙再电离的极好探测。最后，我们讨论我们的方法的优势和局限性。
2006-05-15 astro-ph
Formation of Dwarf Galaxies during the Cosmic Reionization
本文重新分析了再电离宇宙中亚银河系天体在UVB辐射下的光蒸发问题。为此，我们进行三维辐射平滑粒子流体动力学计算，其中的辐射转移是由一个直接的方法解决，也包括H $_2$分子的原始气体的非平衡化学。注意力集中在辐射转移效应对UVB的形成亚银河系天体与$T_{\rm vir}\la 10^4$ K。我们考虑的再电离模型与$z_{\rm reion} \approx 7$和早期的再电离模型（$z_{\rm reion} \approx 17$）推断的WMAP。我们发现，恒星的形成受到明显的抑制UVB，但重子在高密度峰自屏蔽，即使在再电离，最终形成一定数量的恒星。从这个意义上说，亚银河系的光蒸发并不像一维球面计算所认为的那样完美。最终的恒星分数取决于坍缩时期和系统质量，但几乎与再电离时期无关。例如，在$z_{\rm reion} \approx 7$模型中，只有十分之几的恒星是在宇宙再电离后诞生的，而在WMAP再电离模型中，超过90%的恒星是在宇宙再电离后诞生的。因此，UVB反馈对CDM情景下的子结构问题的影响应该通过仔细处理辐射转移来评估。在高密度峰处形成的星团在暗物质势中以无耗散的方式相互结合，最终形成一个球状系统。因此，这些低质量星系具有大的质光比，例如在本星系群的矮椭球体中观察到的。
2003-09-06 astro-ph
Signatures of Stellar Reionization of the Universe
星系际气体在红移z<5时的高电离水平和普遍金属丰度（1%太阳）意味着非线性结构在宇宙中开始形成的时间比我们目前探测的时间更早。在冷暗物质（CDM）宇宙学中，第一代重子天体出现在红移z=10-50。在这里，我们研究的可能性，早期一代的恒星再电离的宇宙，并导致在莱曼α森林的金属丰度观察到的后果。即将进行的微波各向异性实验将对由再电离时期的自由电子散射所引起的各向异性阻尼敏感。对于一个大范围的CDM模型与Scalo恒星质量函数，我们发现，再电离发生在红移z>10和阻尼幅度的各向异性的角度尺度<10度的可检测的量，数量级为10- 25%。然而，如果初始恒星质量函数将大部分重子转化为低质量恒星，则再电离将大大延迟。在这种情况下，前星系恒星的质量分数可以从星系晕或沿着类星体的视线的微透镜事件的统计数据约束。未来太空望远镜（如SIRTF或下一代太空望远镜）的深红外成像将能够探测z>5的明亮星团。这些星团累积的韧致辐射对微波背景光谱产生了可测量的扭曲。
1997-08-29 astro-ph
First Light and the Reionization of the Universe
原始不均匀性发展到非线性状态和第一个束缚物体的形成标志着从一个简单的冷却宇宙-仅用几个参数描述-过渡到一个非常混乱的热宇宙-辐射、流体动力和恒星形成过程的领域。在流行的冷暗物质宇宙学场景中，恒星和类星体可能首先在红移10左右的时候大量出现，因为亚星系晕中的气体由于原子过程而迅速冷却并碎裂。早期的光源产生了紫外线辐射和动能，结束了宇宙的“黑暗时代”，并将宇宙中大部分的氢重新加热和重新电离，红移为6。在这些关键的形成阶段期间和之后不久，星系际介质-高红移重子的主要储存库-的详细热历史取决于小尺度密度波动的功率谱和一个复杂的、人们知之甚少的“反馈”机制网络，是星系形成和演化研究中缺失的一环。
2002-10-11 astro-ph
Black Holes From the Dark Ages: Exploring the Reionization Era and Early Structure Formation With Quasars and Gamma-Ray Bursts
宇宙再电离时代，包括第一批恒星、星系和活动星系核的形成，现在是宇宙学研究中最活跃的前沿之一。本文简要回顾了我们目前对早期结构形成的认识，并利用大质量黑洞（为早期类星体提供动力）与其宿主星系共同形成的观点，利用高红移类星体作为早期星系形成和原始大尺度结构的探测器。有越来越多的证据表明，在第一个光源的形成过程中存在强烈的偏置，这将导致Clurons再电离。类星体在z > 6时的吸收光谱表明再电离时代在z ~ 6时结束;然而WMAP卫星的测量结果表明，在z ~ 10 - 20时，再电离时代已经开始。第一代大质量恒星，也许是在早期小型类星体的帮助下，可能以如此高的红移使宇宙再电离，但它们的反馈可能扰乱了随后的恒星和星系形成，导致了一个延长的，也许是多模态的再电离历史，在z ~ 6结束。对这些第三星族恒星死亡事件中的伽马射线暴的观测，可能会对原始结构的形成、再电离、早期化学富集和种子黑洞的形成提供重要的见解，这些种子黑洞可能会成长为发光类星体的中心引擎。
2004-09-15 astro-ph
The Epoch of Reionization in Models with Reduced Small Scale Power
相对于“标准”LCDM模型，在小尺度上降低功率会消除一些与观测结果可能存在的差异，最近对WMAP加星系和莱曼α森林数据的分析也有利于降低功率。在这里，我们调查的时代再电离在几个模型归一化到WMAP在大尺度上，并充分降低功率在小尺度上解决晕浓度和子结构问题。这些模型包括倾斜模型、WMAP运行指数模型和暖暗物质模型。我们假设宇宙是由超大质量（~200 M_sun）的Pop III星和Pop II星组成的恒星源再电离的，它们具有“正常”的IMF。我们发现，在所有这些模型中，结构的形成和再电离都发生得很晚，当然是在红移小于10时，更可能是在z < 6时。这是不一致的（在2西格玛）与确定的z_reion ~ 17从WMAP温度偏振数据，只是勉强符合SDSS类星体观测。银河系尺度的观测结果（有利于低功率模型）和WMAP所支持的早期再电离之间的紧张关系只有在Pop III恒星形成的效率大大高于任何目前的估计，或者如果有一个外来的电离源，如小型类星体，才能得到解决。否则，我们可能不得不接受标准的LCDM功率谱，并以其他方式解决小规模问题。
2003-03-21 astro-ph
The escape fraction of ionizing photons from high redshift galaxies
在研究星系再电离时代和早期星系形成的过程中，逃逸出宿主星系并能将氢从星系间介质（IGM）中释放出来的电离光子所占的比例是一个关键参数。本文将高红移类星体的Lyman α吸收观测与高红移星系的紫外光度函数测量相结合，对z ~ 5.5-6的星系电离光子逃逸分数（fesc）进行了约束。观察到的莱曼-α透射将逃逸分数限制在f_esc ~ 10- 25%的范围内（在z ~ 5.5-6处）。排除M< 10^10 M_sun的晕（如果IGM的再电离抑制了星系形成，这是可以预期的）意味着更大的逃逸分数f_esc ~ 20- 45%。利用数值结果校准逃逸分数和最小星系晕质量之间的解析关系，我们还将我们的结果外推到对应于氢冷却阈值的质量（M~10^8 M_sun）。在这种情况下，我们发现f_esc ~ 5- 10%，与观测估计在较低的红移。我们发现高红移星系的逃逸分数必须大于5%，与星系质量无关。基于这些结果，我们使用半解析的描述来模拟IGM的再电离历史，假设电离源与逃逸分数建议我们的数值模拟。我们发现，在z ~ 5.5-6观测到的IBG意味着有足够数量的电离光子在z ~ 6时使宇宙再电离。然而，如果恒星形成的最小质量大于10^9 M_sun，则在红移小于z ~ 5时IBG将过度产生。总之，我们的研究结果支持IGM被低质量星系再电离的假设。
2008-07-30 astro-ph
The maximum contribution to reionization from metal-free stars
我们估计的最大贡献，从第一代大质量恒星的再电离，与零金属，假设这些恒星之一的形式与一个固定的质量，在每一个崩溃的晕，其中无金属气体能够冷却。我们假设，任何已经有恒星形成的晕，在它们的晕祖星之一，将只形成与金属，这是指定的电离辐射的发射率等于从电离背景的测量强度在z=4确定的恒星。我们研究了分子氢光解（当第一批恒星产生光解背景时，它往往会减少冷却）和X射线光加热（加热原子介质，在气体坍缩成晕之前提高气体的熵）的影响。我们发现，在CDM $Λ$模型支持目前的观察，即使假设没有负反馈的形成无金属的恒星，再电离质量分数的50%，直到红移$z\sim 12$。普通的富金属恒星和早期的无金属恒星的组合可以产生最多0.13的CMB电子散射光学厚度。无金属恒星对目前宇宙红外背景的贡献微乎其微。
2005-11-16 astro-ph
Late reionization by supernova-driven winds
提出了一个模型，其中超新星驱动的风从早期星系reflects星系际介质的z=5。如果这些早期星系的体积相当小，质量不超过10^8个太阳质量，那么这种情况就可以解释在高红移类星体的光谱中观测到的冈恩-彼得森槽的缺失。它还预测，大多数IGM在z=5时富集到至少10%的当前金属含量，并且可能早在z=15时。这种早期迷你星系的存在不违反光谱限制，并且与b<2的纯CDM模型一致。由于一个典型的电离气泡的最终半径只有100 kpc左右，星系自相关函数的诱导修改是可以忽略不计的，因为是诱导角平滑的CMBR。一些被炮弹卷起的气体可以作为压力支持的莱曼α森林云被观测到。
1996-09-08 astro-ph
History of Hydrogen Reionization in the Cold Dark Matter Model
计算了冷暗物质（CDM）模型中的再电离历史。再电离结束的时间和汤姆逊散射到宇宙微波背景的光学深度取决于小尺度上的功率谱振幅和塌陷晕中单位质量电离光子的发射率。我们校准的发射率，以重现在z=4测量的电离背景强度。在模型中，所有CDM晕都有一个恒定的发射率或一个恒定的能量发射每哈勃时间，每单位质量，预测再电离结束附近z~6和光学深度的范围是0.05 < tau_e < 0.09，符合WMAP结果在1至2西格玛水平。如果光学深度高达0.17（如WMAP所建议的），则在z>15处速度色散约为3-30 km/s的晕，其每单位质量的电离发射率必须比在z=4处产生电离发射率的更大质量晕大50倍。如果要求CDM功率谱幅度与Croft等人（2002年）从Lyman alpha森林测量的结果一致，则该因子增加到100。如果τ_e >~ 0.17得到证实，那么与z=4相比，在z>15时电离辐射率更高，这可能是由于恒星形成率或单位质量类星体丰度的提高以及电离光子逃逸率的增加;再电离的结束可能被推迟到z~6，因为介质被再电离时，低质量晕中的气体吸积和恒星形成受到抑制。
2003-07-09 astro-ph
The reheating and reionization history of the universe
我们将类星体纳入一个分析模型来描述宇宙的再加热和再电离。结合以前对星系和莱曼- $α$云的研究，我们能够提供一个统一的结构形成的描述，对各种各样的观测进行验证。我们还考虑到了重子气体的聚集，除了存在的坍缩对象。我们考虑两种宇宙学：一个临界宇宙的CDM功率谱和一个开放宇宙的$Ω_0=0.3$，$Λ=0$。推导出的类星体光度函数与$z<4.5$的观测结果相当吻合，并且与HDF的较大红移的约束条件相当吻合。这些天体在$z \sim 16$产生的辐射缓慢地重新加热宇宙，宇宙在开放宇宙的$z_{ri}=6.8$（临界密度宇宙的$z_{ri}=5.6$）突然重新电离。紫外背景辐射同时急剧增加，在$z=2.6$处达到最大值$J_{21} = 0.18$，但在$z \leq 1$之前显示出强电离边缘。在高$z$下，气体的金属性迅速增加，并且在$z=10$下已经大于$0.01 Z_{\odot}$。类星体数和氦不透明度限制了再电离红移为$z_{ri} \sim 6$。我们确认，人口的微弱类星体是必要的，以满足观测。由于低再电离红移，CMB波动的阻尼是相当小的，但未来的观测（如NGST）的辐射源和HI和HeII不透明度的多重功能将强烈约束的情况下，再电离是由于类星体。
1999-03-26 astro-ph
Cosmic Star Formation, Reionization, and Constraints on Global Chemical Evolution
出于WMAP的结果表明，早期的再电离时代，我们认为替代宇宙恒星形成模型，能够再电离早期星系际介质。我们开发的模型，其中包括早期爆发的大质量恒星（有几个可能的质量范围）结合标准的恒星形成。我们计算恒星的电离光子通量，我们跟踪几个元素的核合成产量：D，He 4，C，N，O，Si，S，Fe，Zn。我们计算随后的化学演化的红移的函数，在星系际介质和形成星系的星际介质中，从原始的对象是负责的再电离。我们从观测到的丰富的莱曼α森林和阻尼莱曼α云结合的能力，以产生所需程度的再电离模型的约束。我们还考虑了与两个极端贫金属恒星HE 0107-5240和CS22949-037的观测相关的可能的约束。我们确认，早期的头重脚轻的恒星成分是必需的，因为标准的恒星形成模型无法重现早期宇宙和再现非常贫金属晕星的丰度。双峰（或头重脚轻）IMF（40 - 100 M_ \odot）是我们的首选方案相比，极端的质量范围（\ga 100 M_ \odot）往往被认为是负责的早期阶段的再电离。在这个范围内，还考虑了一个更极端的恒星质量模式（\ge 270 M_ \odot）.所有处于这种模式的大质量恒星都会完全坍缩成黑洞，因此，化学演化和再电离是不相关的。[摘要略]
2004-09-02 astro-ph
Inhomogeneous Reionization Regulated by Radiative and Stellar Feedbacks
我们研究了在临界密度CDM宇宙中由于恒星源（包括星族III天体）引起的非均匀再电离。源的空间分布是从高分辨率数值N体模拟。我们计算的源属性考虑到辐射（即电离和H2 -光解光子）和恒星（即SN爆炸）反馈调节的大质量恒星的自洽处理。这使我们能够描述的拓扑结构的电离和解离区域在不同的宇宙时代，并推导出的H，He和H2填充因子，软紫外背景，宇宙恒星形成率和电离对象的最终命运的演变。主要结果如下：（i）星系对IGM的折射率为z~10（与气体聚集因子有关的一些不确定性），而H2在z~25时已经完全解离;（ii）再电离主要是由于相对大质量的物体通过H线冷却而坍缩，而其形成仅依赖于H2冷却的物体不足以实现这一目标;（iii）当z<15时，漫射的软UV背景是辐射反馈效应的主要来源;当z更高时，来自邻近物体的直接通量占主导地位;（四）计算出的宇宙恒星形成历史与在较低红移下观察到的宇宙恒星形成历史相匹配，表明重子转化成恒星的效率~1%;（v）我们发现，在z~8时，存在着一个非常大的未能形成恒星的暗天体群体。我们讨论和比较我们的结果与以前类似的研究。
1999-07-14 astro-ph
The Cosmic Reionization History as Revealed by the CMB Doppler--21-cm Correlation
我们表明，时代（S）的再电离时，宇宙的电离分数约为一半，可以确定相关的宇宙微波背景（CMB）温度图与21厘米线地图度标度（$l\sim 100$）。在再电离过程中，自由电子的特殊运动引起CMB的多普勒各向异性，而中性氢的密度涨落引起21厘米线各向异性。在我们的非均匀再电离简化模型中，当宇宙再电离时，正相关性出现，而当宇宙重新组合时，负相关性出现;因此，相关性的符号提供了目前无法获得的再电离历史的信息。信号主要来自大尺度（k~0.01 Mpc^-1），在这种尺度下，线性微扰理论是有效的，并且由于斑片状再电离而导致的复杂性被平均化了。由于多普勒信号来自电离区，而21厘米来自中性区，因此当宇宙的电离分数约为一半时，相关性在红移中有一个明确的峰。此外，互相关对系统误差，特别是前景发射，比21厘米线的自相关性不太敏感：这类似于CMB的温度-偏振相关性比偏振-偏振更不受系统误差的影响。因此，我们认为，多普勒-21厘米相关提供了一个强大的测量21厘米的各向异性，这也可以被用来作为一个诊断工具，在21厘米的数据检测到的信号-检测的互相关提供了最强的确认，信号是宇宙学的起源。我们表明，平方公里阵列可以很容易地测量预测的相关信号为1~一年的调查观察。
2006-04-11 astro-ph
Equation of State of the Photoionized Intergalactic Medium
我们发展了一种有效的方法来研究再电离历史对低密度极限（过密度小于5）星系际介质温度-密度关系的影响。它适用于研究光再电离模型，其中电离通量的振幅，频谱和起始时代，以及宇宙学，是系统地变化。我们发现，在z=2-4的平均温度-密度关系是很好的近似幂律状态方程的均匀再电离模型。我们推导出其演变的解析表达式，并表现出其渐近行为：它被发现，足够早的再电离，再电离历史的印记之前，z=10的温度-密度关系被冲洗掉。在这个极限下，宇宙平均密度下的温度与（Ω_b h/ \sqrt Ω_0）^{1/1.7}成正比。虽然在电离频率HI的辐射通量的幅度被发现有一个可以忽略不计的影响的温度-密度关系，只要宇宙再电离之前z=5，频谱可以改变约20%的整体温度，通过氦物种的丰度的变化。然而，平均状态方程的斜率位于一个狭窄的范围内，我们研究的所有再电离模型，再电离发生在z=5之前。我们讨论了这些发现的观测性质的莱曼α森林的影响。特别是，在星系际介质的温度的不确定性，由于我们的宇宙的不确定的再电离历史，引入了30%的标度的柱密度分布的振幅，而分布的斜率仅受约5%的影响。最后，我们讨论了涨落电离场对上述结果的影响。我们认为，根据
1996-12-26 astro-ph
Reionization of Hydrogen and Helium by Early Stars and Quasars
计算了恒星和类星体产生的电离辐射场对氢和氦的再电离历史。对于类星体，我们使用一个模型的基础上晕合并率，再现所有已知的性质的类星体光度函数在高红移。用两个自由参数来模拟恒星产生的电离辐射的较少约束的性质：（i）跃迁红移z_tran，在该值以上，恒星星族主要由大质量的零金属丰度恒星构成，在该值以下，则由Scalo质量函数构成;（ii）恒星电离光子从其宿主星系的逃逸分数与恒星形成效率f_esc f_* 的乘积。根据最近的宇宙微波背景（CMB）实验，我们限制了这些自由参数在高红移下的允许范围，这是基于在z<6处缺乏HI Gunn-Peterson槽和电子散射的总星系际光学厚度的上限τ_es<0.18。我们发现类星体以红移z~4吸收氦，但在z~6之前不能吸收氢。一个主要部分的允许的组合f_esc f_* 和z_tran导致早期的峰值电离部分由于在高红移的无金属的恒星。这有时会导致两个再电离时期，即早期的HII或HeIII重叠阶段，随后是重组和第二个重叠阶段。即使早期的重叠没有实现，峰值的可见度函数散射的CMB往往符合早期电离阶段，而不是与实际的再电离时期。因此，τ_es并不直接对应于再电离红移。我们一般发现τ_es> 7%的值，这应该是可检测的MAP卫星。
2002-11-14 astro-ph
Probing the Reionization History Using the Spectra of High-Redshift Sources
利用星系际介质（IGM）流体动力学模拟产生的模拟谱，定量讨论了中性氢在高红移（z ~ 6）源谱上的足迹。我们表明，它应该是可以提取相关的参数，包括平均中性分数的IGM，和半径的局部宇宙学Stromgren区域，从观测到的光谱远源的通量分布。我们的重点是类星体，但类似的分析适用于星系和伽马射线暴（GRB）余辉。我们明确地包括在莱曼α线附近的假定源模板的光谱形状的不确定性。我们的结果表明，通过结合几十个明亮的（M = -27）类星体的光谱，可以在统计上区分一个平均中性氢分数，x（HI）的统一和x（HI）<0.01。或者，同样的区别也可以使用几百个光源的光谱来实现，这些光源的光谱要暗100倍。此外，如果斯特罗姆格伦球的半径可以独立地限制在~ 10%以内，则可以使用单个源来实现这种区分。从这些光谱中得到的信息将有助于解决目前关于宇宙在z=6附近的红移中被再电离到什么程度的争论。
2004-06-07 astro-ph
The Physical Properties and Detectability of Reionization-Epoch Galaxies
我们提出的预测来自宇宙流体动力学模拟的物理，光度和星系的发射线属性存在于从z=9-6再电离的后期阶段。在这个时期，我们发现了大量恒星质量超过10^8 Mo的星系，其金属丰度超过太阳的三十分之一。这些天体与原始的“第一星”天体相距甚远，它们可能在z=9之前就已经重电离了它们的落区，主要是原子冷却而不是分子冷却，并且预计不会形成第三星族恒星。Galerkin在z=9-6之间表现出缓慢演变的共动自相关长度，继续在较低红移处看到的趋势，其中快速下降的偏差抵消了快速增加的物质聚集。使用目前的仪器只能勉强探测到这些来源，但如果灵敏度或调查面积稍有增加，则会大大增加样本。我们比较了当前观测的z~6 rest-UV和Ly-alpha线光度函数，并发现很好的协议。并与江上等人观测到的z~7天体作了比较，并发现这样的系统在我们的模拟中无处不在。内在的Ly-alpha光度函数从z=9-6缓慢地演变，这意味着它也应该有可能用即将到来的窄带巡天（如DAzLE）来探测这些天体。我们预测近红外调查与JWST，并表明，虽然高密度的源将被发现，人口III对象可能仍然难以捉摸。我们提出并比较模拟与几个食谱的超风反馈，并表明，虽然我们的广泛的结论是不敏感的这种选择，基于动量驱动的风的反馈模型是有利的比较与现有的数据。（节略）
2006-04-24 astro-ph
Reionization by Hard Photons: I. X-rays from the First Star Clusters
在z~3处对Ly-alpha森林的观测表明，平均金属丰度Z~0.01 Z_solar。污染IGM的高红移超新星也加速了相对论电子。由于CMB的能量密度的标度为（1+z）^4，在高红移时，这些电子通过逆康普顿散射冷却。因此，第一个星团发出X射线。与恒星紫外线电离光子不同，这些X射线可以很容易地从它们的宿主星系中逃逸。这有一些重要的物理后果：（i）由于它们的大平均自由程，这些X射线可以迅速建立一个普遍的电离背景，并以一种渐进的、均匀的方式部分地重新电离宇宙。如果X射线形成了主要的电离背景，宇宙将更接近单相介质，而不是两相介质。(ii)X射线可以将宇宙重新加热到比紫外线辐射更高的温度。(iii)X射线通过促进气相H2的形成来对抗紫外线辐射使早期宇宙中重要的冷却剂H2光解离的趋势。X射线的产生效率被校准到星暴星系的局部观测，这意味着约10%的超新星能量被转换为X射线。虽然直接探测X射线发射源是困难的，但在高红移处存在相对论电子，因此可以通过平方公里阵列的同步辐射观测来推断最低水平的X射线发射。这些源可能构成未分辨硬X射线背景的重要部分，并且可以解释伽马射线背景的形状和幅度。本文讨论了高红移X射线源的存在性和可观测性，而配套文件模型的详细再电离物理和化学。
2001-01-18 astro-ph
Lyman Break Galaxies and the Reionization of the Intergalactic Medium
在红移z~3处对Lyman break星系的近红外观测开始提供年龄，恒星形成历史，尘埃含量，金属丰度和恒星质量的限制。目前，这些参数中的许多参数的不确定性通常超过一个数量级。尽管如此，询问恒星星族模型对于在高红移的莱曼破裂星系的存在和光度意味着什么仍然是有趣的。为此，我们研究了推断的恒星形成率在两个研究良好的星系样本的红移的函数到z = 10的各种最佳拟合和限制的情况下。从表面上看，z = 3的莱曼break星系通常很年轻（通常为10^8 ± 0.5年），这意味着它们的恒星在z=4之后并不存在。当z = 6时，这些星系的祖先星系的宇宙恒星形成率小于z=3 +- 0.5时恒星形成率的10%，即使对于最老的模型，只要恒星形成率SFR（t）的导数是单调的。从这些星系逃逸的莱曼连续辐射将不足以使IGM恢复。因此，可能需要其他的电离光子源（例如质量非常大的第III星族星），而更正常的莱曼破裂星系可能是一种仅限于红移z <~ 4的现象。如果SFR（t）是幕式的，这个结论就改变了，我们检验了这种爆发性恒星形成的参数，这些参数可能与z=2-4光度函数和z~3光谱能量分布相一致。
2002-04-11 astro-ph
Decaying particles and the reionization history of the Universe
我们研究了宇宙被重粒子衰变产物再电离的可能性。特别是，我们研究在什么情况下，这种衰变可能会产生一个显着的再电离在高红移（$z \simeq 20$），要求的WMAP结果。因此，在$z \simeq 10-20$产生高水平电离所需的衰变粒子数密度明显高于先前估计的值（$\simeq 300$倍）。此外，由衰变粒子产生的电离意味着高的光学深度，即使所产生的最大电离水平是$10^{-2}$的量级。为了与宇宙微波背景偏振功率谱相匹配，在低红移处需要其他重要的再电离源。衰变粒子在$z \simeq 20$处产生电离分数$x \simeq 0.5$，这意味着光学深度太高，无法拟合$l \ge 30$处的宇宙微波背景谱。对于衰变时间$t_{dec} < 2 \times 10^{16} {\rm s}$，最近的宇宙微波背景和大尺度结构数据将衰变粒子的原始丰度限制在95% C. L.的$Ω_x \le 21 \times 10^{-9} (1+z)^3$，并且有利于长衰减时间。与瞬时再电离模型相比，数据并不支持这种再电离模型。我们还发现，这些重粒子的衰变显着加热介质，使预期的$y$失真到不可观测的水平。
2003-11-24 astro-ph hep-ph
Quark-Novae, cosmic reionization, and early r-process element production
我们研究的情况下，夸克新星（QNe）作为可能的来源的再电离和早期的金属富集的宇宙。夸克新星被预测是由足够大质量的中子星爆炸性坍缩（和转换）成夸克星而产生的。夸克新星（QN）可以在超新星事件之后的一系列时间尺度上发生。对于超新星爆发后几天到几周内出现的QNe，我们表明，当QN喷出物遇到超新星喷出物时产生的双激波可以产生足够的光子，从而在z~6时将大部分银河系间介质（IGM）中的氢还原。如果被电离物质的聚团因子C小于10，则这些事件可以解释WMAP测量到的大光学深度τ_e~0.1。我们提出了一种方法，其中一个正常的初始质量函数（IMF）的最古老的恒星可以调和一个大的光学深度，以及平均金属丰度的早期IGM后再电离。我们发现当原子序数A> 130时，QN对r过程元素丰度也有贡献。我们预测夸克新星的主要宇宙学特征是宣告其诞生的伽马射线暴。在我们的模型中，这些将聚集在z~7 - 8的红移处。
2009-06-30 astro-ph nucl-th
