Redshifted 21 Centimeter Emission from Minihalos Before Reionization
在再电离之前，星系际介质（IGM）可能已经足够冷，使得低质量的“迷你晕”从气体中凝结出来，并随后影响再电离。以前的工作表明，微晕产生相当大的21厘米波动。在这里，我们认为这个信号在其适当的宇宙学背景下，并表明，隔离minihalos从其余的IGM是非常困难的。使用著名的晕模型，我们计算的功率谱的21厘米的波动从minihalos和显示，信号迅速减少反馈增加的牛仔裤质量。然后，我们表明，即使是一个小的莱曼-α背景增加了21厘米的波动扩散IGM远远超出那些的minihalos;因为在IGM的质量分数是大得多，minihalos将埋在IGM信号。非线性偏置和微晕结构的独特特征只出现在小得多的尺度上，远远超出了任何即将推出的仪器的分辨率。使用简单的，但有代表性的，再电离的历史，我们然后表明，所需的莱曼α背景水平最有可能达到z>15，而minihalo仍然是罕见的，所以他们几乎总是退化的弥漫IGM。
2006-04-04 astro-ph
Cosmological HII Bubble Growth During Reionization
我们提出了一般性质的电离氢（HII）气泡和他们的成长的基础上，一个国家的最先进的大规模（100 Mpc/h）的宇宙学辐射转移模拟。模拟解决了所有的原子冷却在相关的红移晕，同时进行辐射转移和结构形成的动力学演化。我们的主要结论包括：（1）对于显著的HII泡，在所有红移下，其数量分布在体积为$\sim 0.6 {\rm Mpc^{3}/h^{3}}$处达到峰值。但是，在$z\le 10$，一个大的，连接的气泡网络主导了整个HII体积。(2)HII气泡高度非球形。(3)HII区域相对于底层物质分布具有高度的偏差，偏差随着时间的推移而减小。(4)当宇宙达到50%电离时，HII区域的非高斯性很小。非高斯性在再电离时期$z\sim 6$的末期达到最大值。但是在所有感兴趣的红移中，HII场都存在显著的非高斯性。(5)星族III星系可能在再电离过程中扮演重要角色。小气泡最初主要由Pop III明星产生。在$z\ge 10$，即使是最大的HII气泡也有来自Pop II和Pop III恒星的平衡电离光子贡献，而在$z\le 8$，Pop II恒星开始主导大气泡的整体电离光子产生，尽管Pop III恒星继续做出不可忽略的贡献。(6)晕圈数密度与气泡尺寸之间的关系比较复杂，但对于大气泡，晕圈数密度与气泡尺寸之间有很强的相关性。
2008-03-13 astro-ph
Redshifted 21cm Signatures Around the Highest Redshift Quasars
红移最高的类星体的Ly-alpha吸收光谱表明，它们被巨大的HII区域所包围，大小为几Mpc。这些HII区域周围的中性气体应该会发出超过宇宙微波背景的21厘米辐射，使未来的射电望远镜能够测量这些HII区域的横向范围。在早期，HII区以相对论速度膨胀。因此，由于相对论时间延迟，它们沿视线（通过Ly-alpha吸收）和横向（通过21 cm发射）的测量尺寸应该具有不同的观测值。我们表明，这些尺寸的组合测量将直接约束周围星系际介质（IGM）的中性分数以及类星体的寿命。根据目前z>6的发光类星体的数量，像LOFAR这样的仪器应该在每个视场（半径为11度）检测到>2个红移21厘米的壳层，它们围绕着与SDSS已经发现的一样明亮的活动类星体，每个视场应该检测到>200个不活动类星体的遗迹壳层。我们表明，Ly-alpha光子从类星体是无法加热IGM或耦合的自旋和动力学温度的氢原子超出边缘的HII区域。因此，在高红移类星体周围21厘米辐射中的IGM的探测将测量再电离时期宇宙Ly-alpha背景的存在。
2004-01-26 astro-ph
Foregrounds for redshifted 21 cm studies of reionization: GMRT 153 MHz observations
前景扣除是未来红移21厘米探测再电离观测的最大挑战。我们使用153 MHz的短GMRT观测来表征背景辐射的统计特性，范围为~ 1度到亚弧分角尺度，以及5 MHz的频带，分辨率为62.5 kHz。我们使用的统计量是可见度关联函数，或者等效地是角功率谱C_1。我们提出了使用相对简单的，传统的数据校准程序获得的结果。我们发现，即使是相当简单的头脑校准允许一个估计的能见度关联函数在一个给定的频率V_2（U，0）。从我们的观测中，我们发现V_2（U，0）在所有的角尺度上都与前景模型的预测相一致，除了我们观测到的最大角尺度上，模型的预测有些过量。另一方面，不同频率kappa（U，Delta nu）之间的可见度相关性似乎对校准误差更加敏感。我们发现kappa（U，Delta nu）快速下降，与2.5 MHz范围内变化小于1%的预测相反。然而，在这种情况下，很大一部分差异可能是由于数据简化程序的局限性。
2008-01-16 astro-ph
The morphology of HII regions during reionization
在再电离过程中，HII区的性质可能敏感地取决于许多约束不佳的量（电离源的性质，IGM中气体的聚集度，光电离反馈抑制低质量星系丰度的程度等），这使得解释这个时代即将到来的观测变得非常困难。我们证明，实际情况是更令人鼓舞的，使用一套辐射转移模拟，后处理的输出从一个1024^3，94兆pc的N体模拟。分析处方被用来将小尺度结构，影响再电离，但仍悬而未决的N体模拟。结果表明，HII区的形貌主要取决于总电离分数xi。这并不是说气泡形态完全独立于除x_i之外的所有参数。第二个最重要的依赖关系是电离源的性质。源越稀少，HII区就变得越大、越球形。在不同的可能源处方之间，在固定的x_i下，典型的气泡尺寸可以变化多达4倍。最后一个相关因素是微晕或莱曼极限系统的丰度。这些系统抑制最大的气泡生长，这种抑制的大小取决于气体的热历史以及微晕光蒸发的速率。我们发现，无论是源抑制由于光加热，也不气体结块显着影响的大尺度结构的HII区。我们讨论了MWA和LOFAR的21厘米线的观测如何限制再电离的性质，我们研究了斑片状再电离对Lyman α发射星系统计的影响。[删节]
2008-08-04 astro-ph
The Topology of Cosmological Reionization
使用迄今为止最大的宇宙学再电离模拟（约240亿个粒子），我们使用亏格曲线来量化在宇宙学再电离过程中> 1 Mpc尺度上中性氢分布的拓扑结构。我们发现，再电离过程主要是在一个由内而外的方式进行，其中较高密度的区域成为电离早于较低密度的区域。有四个不同的拓扑阶段：（1）预再电离在z ~ 15，当亏格曲线符合高斯密度分布。(2)在10 < z < 15处的预重叠，在此期间，HII气泡的数量随着时间逐渐增加，直到HII气泡的渗滤开始起作用，其特征在于在高体积分数下非常平坦的属曲线。(3)当大的HII气泡快速合并时，在8 < z < 10处的重叠，表现为属曲线的幅度的急剧下降。(4)在6 < z < 8处的后重叠，此时HII气泡已经大部分重叠，并且属曲线与孤立的中性岛的数量减少一致。再电离结束后（z < 6），中性氢的亏格符合高斯随机位相，与观测结果一致。
2007-11-07 astro-ph
Reconstructing the Thomson Optical Depth due to Patchy Reionization with 21-cm Fluctuation Maps
在再电离过程中，电子柱密度会发生大的波动。我们调查的可能性，推导出电子密度的波动，通过详细的地图的红移21厘米发射从中性介质在再电离。我们发现，电子散射光学深度和21厘米差分亮度温度是强烈的反相关，允许光学深度估计完全基于红移21厘米的测量。这应该有助于隔离由于再电离引起的CMB偏振波动，允许清洁作为对其他信号的混淆的污染源的补丁再电离偏振信号，以及测量在再电离时期在宇宙中的各个位置测量的原始四极。后一种应用原则上允许在哈勃体积的大部分上映射z~1100处的原始密度场。
2006-10-05 astro-ph
The Impact of a Percolating IGM on Redshifted 21 cm Observations of Quasar HII Regions
我们评估了不均匀再电离对使用计划中的低频射电望远镜探测高红移类星体周围HII区域的影响。我们的方法是实现一个半数值方案来计算周围的大质量晕在高红移电离区域的三维结构，包括电离的发光类星体的影响。作为我们的分析的一部分，我们简要地对比我们的计划与出版的半数值模型。我们计算模拟21厘米光谱沿视线对高红移类星体，并估计计划默奇森宽场阵列的能力，以检测HII区域的存在。在再电离过程中，由于类星体的影响变得不那么突出，探测的信噪比会随着特征气泡尺寸的增大而下降。然而，类星体会在观测到的21厘米光谱上留下可探测的特征，这与典型的IGM区域不同。在平均氢中性分数为~30%或更高的时期，我们发现在超过50%的情况下，在100小时的积分内，围绕单个类星体的IGM中的中性气体将是可检测的（在5 σ的意义上）。在超过50%的情况下，需要1000小时的积分才能检测到15%的较小中性分数。一个高度显着的检测将是可能的，在只有100小时的堆栈10个较小的3适当的兆秒差距HII地区。全球平均中性分数（）的准确测量<x_HI>将受到单个HII区域的视线之间的系统波动的限制。我们估计的准确性，全球中性分数可以从一个单一的HII区域测量为50%，30%和20%的<x_HI>~ 0.15，0.3和0.5分别。
2008-03-04 astro-ph
A Linear Perturbation Theory of Inhomogeneous Reionization
通过求解扰动下的电离平衡方程和一阶辐射转移方程，发展了一种研究大尺度非均匀再电离的解析方法。给出电离源的空间分布和谱，我们的方法可以用来预测大尺度HII、HI和辐射丰度涨落的功率谱。我们的方法避免了现有分析方法中常见的近似/假设-例如，我们从一开始就不假设特定的电离拓扑结构;我们也不对HII分布进行阶跃函数泡状近似。应用我们的形式主义的来源偏向根据Press-Schechter处方，我们发现：1。再电离总是“由内向外”进行，至少在大尺度上，稠密区域的电离程度更高; 2.在足够大的尺度上，相对于暗物质，HII、HI和辐射表现出与尺度无关的偏差; 3.在与电离光子的平均自由程相当或比其小的尺度上抑制偏置; 4.如果电离源光谱足够软，则HII偏置在大部分再电离过程中紧密地跟踪源偏置，但在渗滤之后急剧下降; 5.如果电离源光谱足够硬，则HII偏置在整个再电离过程中以更稳定的方式下降。这里开发的工具将有助于解释未来的21厘米，CMB和莱曼α森林观测，既了解再电离天体物理学（如源光谱的硬度，因此电离源的性质），并可能提取有趣的宇宙学信息。
2008-01-24 astro-ph
Quasar H II Regions During Cosmic Reionization
宇宙再电离的过程是在电离辐射源周围形成HII区。它们的平均尺寸不断增长，直到它们渗透并完成再电离。我们演示了如何计算这种典型的增长周围的最大的，有偏见的紫外线辐射源，如类星体，通过进一步开发的分析模型的基础上的偏移集形式主义。这种方法使我们能够计算的大小和增长的HII区的任何暗物质晕的质量和红移的最小的自由参数的祖先创建。这些预先存在的HII区域的大小的统计变化是一个额外的不确定性来源，在确定非常高的红移类星体的性质，从他们观察到的HII区域的大小。我们使用这个模型来证明，在非常高红移类星体中看到的传输间隙可以理解的辐射只有他们的祖先和相关的集群小星系。拟合将重叠的红移的下限设置为z = 5.8 +/- 0.1。这种解释使得传输间隙与观测到的类星体的年龄无关。如果这一解释是正确的，它将提高使用无线电干涉仪目前正在建设的前景，以检测再电离的时代。
2007-09-10 astro-ph
Morphology of the Secondary CMB Anisotropies: the Key to "Smoldering" Reionization
我们展示了如何的二次CMB各向异性的地图的形态分析可以检测到一个延长期的“阴燃”再电离，在此期间，宇宙仍然部分电离。无论是对红移21厘米谱线的射电观测，还是对红移莱曼α森林的红外观测，都无法探测到这样的周期。对这种非高斯参数最敏感的是偏移集中的区域数量、偏移集的周长和最大（按面积）区域的亏格。例如，如果宇宙在z=6时完全再电离，但自z=20起保持约1/3的平均电离分数，则具有500 × 500像素分辨率和信噪比S/N=1/2的2弧分图允许以优于99%的置信水平检测由于再电离引起的非高斯性。
2002-06-13 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
Simulations and Analytic Calculations of Bubble Growth During Hydrogen Reionization
我们目前的结果从大体积模拟氢再电离。我们结合三维辐射转移计算和N体模拟，描述在星系际介质中的结构形成，详细的高红移星系周围的HII区域的增长。我们的模拟跟踪了1024^3个暗物质粒子，在一个共同移动边长为65.6 Mpc/h的盒子中。这个大体积使我们能够准确地表征整个再电离过程中的大部分HII区域的尺寸分布。与此同时，我们的模拟解决了许多可能导致再电离的小星系。它证实了分析模型所预测的画面：HII区域围绕高度聚集的源集体增长，并且具有明确的特征尺寸，从再电离开始时的亚Mpc尺度发展到R > 10 Mpc。我们提出了一个详细的统计描述，我们的结果，并比较它们与数值方案的基础上的分析模型由Furlanetto，Zaldarriaga，和Hernquist。我们发现，解析计算再现的HII区域的尺寸分布和辐射转移模拟的21厘米功率谱非常好。然而，模拟的电离场比解析计算的电离场具有更多的小尺度结构，这是由于在小尺度上模拟的星系丰度中存在泊松散射。我们提出并验证了一个简单的方案，将这种分散到我们的计算。我们的研究结果表明，分析计算是足够准确的，以帮助预测和解释未来的21厘米调查的结果。特别是，我们的快速数值方案是有用的预测未来21厘米调查的限制，并在构建模拟调查测试数据分析程序。
2010-03-17 astro-ph
Redshifted 21cm Observations of High Redshift Quasar Proximity Zones
低频无线电阵列的引入预计将彻底改变再电离时代的研究。观测一个大的HII区和周围中性星系间介质（IGM）之间的红移21厘米辐射的对比度将是最简单和最容易解释的特征。然而，已知最高红移的类星体被认为存在于电离的IGM中。本文用半解析模型描述了用i-drop out技术发现的IGM周围类星体（即z~6类星体）的红移21 cm信号。我们认为，虽然z<6.5的类星体似乎位于重叠后的IGM中，但它们仍然可以提供重叠时代后期的有价值的探测，因为光穿过类星体邻近区的时间应该与重叠的持续时间相当。对于32 MHz带通内的红移21 cm观测，我们发现，由于邻近区的存在，减去光谱平滑的前景不会去除光谱特征。这些特征可用于测量IGM再电离后期的中性氢含量。类星体在z~6处的密度现在得到了很好的限制。我们使用测得的类星体光度函数来估计Murchison宽场阵列将观察到的领域中发现高红移类星体的前景。
2008-04-03 astro-ph
Fossil HII Regions: Self-Limiting Star Formation at High Redshift
WMAP卫星的最新结果表明，星系际介质在红移高达z~17时发生了显著的再电离。在这个早期，第一个电离源可能出现在维里温度T < 10^4 K的小晕的浅势阱中。一旦这样的电离源关闭，其周围的HII区康普顿冷却和重组。尽管如此，我们表明，留下的“化石”HII地区仍然处于高湿度，禁止气体吸积和冷却在随后几代的迷你晕。因此，早期的恒星形成是自我限制的。我们量化了这种效应，表明在小型晕中的恒星形成不能解释WMAP测量的电子散射不透明度的大部分，这必须是由于更大质量的物体。我们认为，气体熵，而不是IGM金属丰度，调节全球电离发射率的演变，并阻碍充分再电离，直到较低的红移。我们讨论了再电离早期熵底的几个重要后果。它减少了气体聚集，减少了再电离所需的光子预算。熵底也防止了H2的形成和冷却，因为气体密度降低：它大大增强了H2的UV光解离的反馈。早期的X射线背景也会为整个IGM提供熵底;因此，X射线阻碍而不是增强H2的形成。未来的21厘米观测可能会探测化石HII区域的拓扑结构。
2003-07-08 astro-ph
The Correlation Between Star Formation and 21cm Emission During the Reionization Epoch
再电离被认为是由低质量星系主导的，而对已分辨星系的直接观测只能探测最大质量、最稀有的天体。累积Ly-alpha发射的表面亮度波动（作为恒星形成率的代理）和星系际介质（IGM）中性氢的红移21 cm信号之间的交叉相关性，将直接探测星系中电离光子的产生和IGM再电离之间的因果关系。我们讨论了探测这种未解决的星系的互相关的前景。我们发现，在<10弧分的角尺度上，使用来自太空的宽场近红外成像结合即将到来的Mileura宽场阵列-低频演示器进行检测将是实用的。当中性IGM的红移21厘米观测与Ly-alpha发射的天基近红外成像相结合时，即使使用小孔径光学望远镜（~2米）和中等视场（~10平方度），<3弧分的角尺度上的探测也会受到21厘米信号灵敏度的限制。在大于3角分的尺度上，互相关的测量将受到前景天空相减的精度的限制。
2007-05-13 astro-ph
Redshift space 21 cm power spectra from reionization
我们构造了一个简单但自洽的解析电离模型，用于快速探索红移空间中的21厘米功率谱观测值。它完全由平均电离分数$x_e(z)$和HII贴片大小$R(z)$描述，并具有适应各种再电离情况的灵活性。该模型将电离区与恢复$x_e$所需的数密度的暗物质晕相关联，并将红移空间扭曲与这种晕的维里速度自洽地对待。基于这个模型，我们研究了亮度波动中的视线结构，因为它们最不受前景污染的影响。我们探讨了一维功率谱中HII斑片尺寸与非线性红移空间畸变之间的简并性。我们还讨论了实验频率和角分辨率对它们的可分辨性的限制。角分辨率甚至会稀释径向信号，这将严重限制在再电离结束之前分辨小气泡。非线性红移空间畸变表明，1 - 10阶\arcsec的分辨率和10 kHz的频率分辨率最终将是可取的，以提取在径向场的全部信息在$z\sim 10$。第一代仪器，如LOFAR和MWA可以潜在地测量径向HII补丁的几个共动Mpc和更大的再电离结束时，不太可能受到非线性红移空间失真。
2006-04-27 astro-ph
The Kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect from Reionization
在再电离时期，局部变化的电离分数（斑块）印记弧分尺度的温度各向异性的CMB通过动力学Sunyaev-Zel 'dovich（kSZ）的影响。我们采用了一个改进的版本的Furlanetto等人设计的再电离的分析模型。（2004）计算来自斑片状再电离的kSZ各向异性。该模型使用扩展的Press-Schechter理论来确定HII气泡的分布和演化，并产生与最近数值模拟中所见类似的再电离历史。我们发现，kSZ各向异性的角功率谱强烈依赖于HII气泡的尺寸分布和再电离的持续时间。此外，我们表明，即将到来的测量kSZ效应应该能够区分几个流行的再电离方案。特别是，在IGM被星族III星（或小型类星体/衰变粒子）显著电离的情况下，再电离的补丁功率谱的振幅可以比更传统的再电离历史（在l = 5000时，温度各向异性范围在0.5和3微开尔文之间）的振幅大（或小）3倍以上。我们强调了许多可能的再电离形态之间的kSZ信号的差异，并讨论了未来的观测kSZ将放在这个时代的限制。
2005-06-27 astro-ph
Cosmic reionization in a dynamic quintessence cosmology
在本文中，我们调查的影响，一个动态的暗能量成分占主导地位的宇宙在晚时代的再电离。我们使用Furlanetto和Oh（2005）的分析方法在两个不同的宇宙中跟踪HII区域的演化，我们假设Peebles和Ratra（2003）以及Brax和Martin（2000）的精髓模型，并将我们的结果与LCDM情景进行比较。我们表明，对于一个固定的电离效率，在同一宇宙学时代的气泡的拓扑结构是由高质量的对象和电离区域的特征尺寸略小于在LCDM模型，特别是在最新阶段的再电离，由于更高的重组效率。因此，气泡的“重叠时期”发生早于LCDM。最后，我们展示了HII区域的不同演化如何影响高Z类星体光谱的透射，减少在小光学深度处的莱曼通量吸收。
2008-01-31 astro-ph
Constraining Reionization with the Evolution of the Luminosity Function of Lyman Alpha mitting Galaxies
当红移超过z>6时，随着中性氢在星系际介质（IGM）中的平均分数x_HI的增加，Lyman α（Lya）发射体的线通量被显著抑制，从而导致在给定Lya通量下观测到的发射体数目减少。然而，宇宙学HII地区周围的Lya发射星系减轻这些影响。我们使用简单的模型的Lya线抑制，将存在的HII区域预测的Lya的光度函数上的Lya吸收的整体效果。我们发现，与最近的其他研究一致，除非电离源异常强烈的集群，一个完全中性的IGM可能是不一致的确认z=6.5 Lya发射器的大丰度。然而，局部HII区域的存在禁止对平均中性分数施加严格约束。我们发现x_HI < 0.25;强风和/或电离源聚集的存在将进一步削弱这一约束。我们的结论是，Lya LF的演变是一致的再电离发生在这个红移附近。最后，我们建议，测量所观察到的Lya线宽作为Lya光度的函数，在未来，更大的样本的Lya发射器，可以作为一个强大的诊断的中性分数在IGM。
2004-11-01 astro-ph
What will anisotropies in the clustering pattern in redshifted 21 cm maps tell us?
由于Alcock-Paczynski效应和奇异速度这两个对宇宙学参数敏感的原因，在高红移HI图中的聚集模式被认为是各向异性的。还预期信号对辐射起源时的时期的HI分布的细节敏感。我们使用简单的模型HI分布的时代reionizaation和后reionizationera调查究竟是什么，我们希望从未来的观察HI地图的各向异性图案。我们发现，这样的观测可能会告诉我们更多关于HI分布比关于背景宇宙学模型。假设再电离可以描述为球形的，电离的气泡都是相同的大小与他们的中心可能被偏置相对于暗物质，我们发现，在小角度的各向异性图案预计将有一个凸块在特征角大小的个别气泡，而大规模的各向异性图案将反映的大小和偏差的气泡。各向异性也依赖于背景宇宙学参数，但依赖性要弱得多。在假设HI在后再电离时代的痕迹暗物质与可能的偏见，我们发现，改变的偏见和改变背景宇宙学有类似的影响的各向异性图案。将各向异性的观测结果与可能来自双谱的偏差的独立估计相结合，可以使这些观测结果约束宇宙学参数。
2005-07-20 astro-ph
Cosmological Reionization by Stellar Sources
我使用宇宙学模拟，将一个物理动机的近似三维辐射转移，恢复正确的渐近电离前沿传播速度的一些宇宙学相关的密度分布转移调查的过程中的再电离的宇宙电离辐射从原星系。再电离分三个阶段进行，并占据了从z~15到z~5的大红移范围。在第一阶段，即“预膨胀”阶段，HII区域逐渐扩展到低密度IGM中，留下中性高密度突起。在第二个“重叠”阶段（大约发生在哈勃时间的10%），HII区域合并，电离背景上升了很大一部分。在第三阶段，即“后电离”阶段，随着所需电离光子的产生，剩余的高密度区域逐渐被电离。对于柱密度在10^14 - 10^15 cm^-2以上的莱曼-α森林吸收系统，电离背景的剩余涨落达到显著水平（大于10%），z=3 ~ 4。
1999-12-09 astro-ph
Statistical Probes of Reionization With 21 cm Tomography
我们认为，在何种程度上“21厘米层析成像”的高红移宇宙可以区分不同的电离历史。使用一个新的分析模型的大小分布的HII区域，将这些电离气泡与大规模的星系overdensities，我们计算的角功率谱和其他统计特性的21厘米的亮度温度在再电离。我们表明，HII区域的功率谱上的印记功能，使我们能够分离的历史与离散的气泡与部分均匀电离（例如，X射线）。我们还表明，“双重再电离”的情况下，将修改的方式，取决于通过该机制的第一代源关闭的气泡的形态。例如，如果跃迁发生在一个固定的红移上，第一代会在21厘米的功率谱上留下一个持久的特征。最后，我们比较我们的模型，其中空洞被电离第一。虽然这两个模型的功率谱是定性相似的，我们表明，中性氢的基本分布显着不同，并建议其他统计测试可以区分它们。下一代低频射电望远镜将具有区分所有这些模型的灵敏度，并强烈限制再电离的历史和形态。
2004-04-05 astro-ph
The Effects of Reionization on Lyman-alpha Galaxy Surveys
对莱曼α发射线的测量是识别高红移星系的最有效方法之一。它们特别有趣，因为它们不仅探测星系本身，而且还探测星系际介质（IGM）的电离状态。观测到的谱线强度取决于每个光子在遇到中性气体之前能够从谱线中心红移的量，因此取决于源周围HII区域的尺寸分布。在这里，我们使用的尺寸分布的分析模型来研究再电离的莱曼α发射体的光度函数和它们所观察到的空间分布的影响。我们的模型包括了高红移星系的聚集，因此包含了比孤立星系周围预期的大得多的电离泡。结果，Lyman-α发射星系在再电离早期仍然可见：在最简单的模型中，当平均电离分数下降到x_i~0.75（或0.5）时，我们预计数量计数只会下降~2（或10）倍。此外，这种吸收在整个天空中并不均匀：星系只有当它们位于大气泡中时才能被看到，而随着x_i的减小，这种气泡变得越来越少。因此，大小分布也会影响莱曼-α选择星系的表观聚集。在大尺度上，它跟踪大气泡的轨迹，在我们的模型中，大气泡比星系更有偏差。在小尺度上，随着x_i的减小，星系团迅速增加，因为大的HII区包围着强的星系超密度，所以巡天自动只选择那些有邻居的星系。这两种状态之间的过渡发生在特征气泡尺寸处。因此，大型莱曼α星系巡天有可能直接测量再电离过程中HII区域的大小分布。
2005-11-23 astro-ph
Reionization of the Inhomogeneous Universe
在星系际介质中的密度分布的模型，在数值模拟中发现的动机，是用来证明的clusified IGM和离散源的宇宙再电离的效果。在不均匀的宇宙中，再电离由外向内发生，从空洞开始，逐渐渗透到过密区域。再电离不应该是突然的，而是逐渐的，随着发射率的增加，光子平均自由程在哈勃时间的一小部分内持续上升。我们表明，氢冈恩-彼得森槽应存在于$z\simeq 6$，除非发射率增加红移在$z>4$。然而，如果低光度的源使IGM重电离，宇宙学\hii区域的重叠时期可能发生在更高的红移处; $z\sim 6$处的冈恩-彼得森槽就会出现，因为即使是密度最低的空洞在电离平衡中也有足够大的中性部分，光学厚度足以达到\lya光子。只有当发光类星体对再电离有贡献时，重叠时期附近的宇宙学\hii区域才能产生透射通量的间隙。尽管物质的分布是块状的，但在氢的再电离过程中，复合并不是很重要，因为高密度气体直到很晚才被电离。我们表明，\heii再电离最有可能延迟相对于氢再电离，但应完成的$z\sim 3$，红移的观测。所报道的\heii的大的光学深度起伏可能不是由于不完全的\heii再电离，而是由密度起伏和发光类星体引起的电离背景强度变化的组合引起的。
1999-09-16 astro-ph
The Theory and Simulation of the 21-cm Background from the Epoch of Reionization
遥远的中性H原子的红移21厘米线提供了宇宙“黑暗时代”和结束它们的再电离时代（“EOR”）的探针。由这条红移线产生的射电连续谱可以在米波的CMB吸收或发射中看到，产生有关宇宙热和电离历史的信息，以及导致星系和大尺度结构形成的原始密度扰动谱。观察这个21厘米的背景是一个巨大的挑战。目前正在开发新一代低频无线电阵列，以寻找这一背景。对这种背景的光谱和各向异性进行精确的理论预测，对于指导和解释未来的观测是必要的，也是相当具有挑战性的。有必要对星系际介质的非均匀再电离进行建模，并确定21 cm跃迁的自旋温度及其随时间和空间的变化，因为它与CMB的温度不同。在这里，我们专注于一些预测的21厘米的背景下，从EOR，基于我们最新的，大规模的模拟补丁再电离。这些模拟是第一次有足够的N体粒子（从50亿到290亿）和辐射转移射线，以解决形成和跟踪电离辐射从数以百万计的矮星系认为负责再电离，下降到10^8 M太阳，在一个足够大的立方体积（90和163同向Mpc的一侧），使波动的21厘米的背景有意义的统计预测。（节略）
2008-06-18 astro-ph
The Maximum B-mode Polarization of the Cosmic Microwave Background from Inhomogeneous Reionization
我们计算的B-模式的偏振功率谱的CMB从一个时代的非均匀再电离，使用一个简单的模型，其中HII区域是由电离的球形气泡与对数正态分布的大小，其聚类特性是由大尺度结构。整体电离分数和HII区的特征半径都可以是红移的自由函数。模型，将产生大量的污染程度规模的引力波B模式测量的功率是由气泡的散粒噪声占主导地位。在z>20时，罕见的大于100 Mpc的气泡可以产生实际上超过引力透镜的B模式的信号，并且可以与引力波的最大允许信号（~ 0.1 uK）相媲美，同时仍然与总光学深度的全球约束一致。一旦统计地或直接地去除透镜效应信号，即使在z~15处低至20 Mpc或在z~10处低至40 Mpc的气泡也可以是相关的（0.01uK）。然而，目前受欢迎的理论模型具有仅在相当迅速和后期再电离的最后才增长到这样的大小的电离气泡，其产生的信号最多处于这些水平。
2007-05-08 astro-ph
Power Spectrum Sensitivity and the Design of Epoch of Reionization Observatories
观测再电离期（EOR）的最新理论发展集中在红移21 cm发射的功率谱特征上。这些研究已经证明了统计EOR观测的巨大潜力，然而，拟议的低频无线电阵列的灵敏度计算一直高度近似。为宇宙微波背景的干涉测量开发的形式主义可以扩展到三维，以自然地将EOR信号中固有的视线信息结合起来。在本文中，我们演示了如何准确地计算EOR功率谱灵敏度的阵列，并开发的缩放关系，可用于指导EOR观测台的设计。天线分布，天线尺寸和相关器的EOR灵敏度的要求的影响进行了详细说明。
2004-06-29 astro-ph
Early afterglows as probes for the reionization epoch
伽马射线暴前身的性质仍然是一个有争议的问题，但在伽玛射线暴与大质量恒星的关联上，共识正在增长。此外，目前的宇宙再电离模型认为大质量的Pop-III星是电离光子的来源。这样，伽马射线暴和再电离之间就有了自然的联系。通过对高红移伽玛暴的瞬发红外光谱观测可以测量再电离时期。在这一点上，伽玛暴比类星体更好：它们产生的HII区更小，即使它们比类星体亮得多（但时间更短），而且与类星体相反，它们不会改变周围IGM的吸收特性。
2001-03-20 astro-ph
Constraining the Evolution of the Ionizing Background and the Epoch of Reionization with z ~ 6 Quasars II: A Sample of 19 Quasars
我们利用SDSS中发现的19个5.74<z<6.42的类星体的光谱研究了IGM在再电离末期的电离态演化。三种方法被用来跟踪IGM的性质：（a）Gunn-Peterson光学深度在Ly α，β和γ的演变;（b）暗吸收间隙的分布，以及（c）类星体周围的HII区域的大小。我们发现，在z>5.7时，IGM的演化加速：光学深度从τ ~（1+z）^{4.3}变化到（1+z）^{>11}，τ>3.5时，暗带的平均长度从<10 to >80 Mpc增加。IGM特性沿不同视线的分散也迅速增加，这意味着当UV光子的平均自由程与星系的相关长度相当时，在z>6的UV背景中波动>4倍。暗隙平均长度在z~6处增长最快，方差也最大。我们建议使用暗隙的统计作为一个强大的探测电离状态的IGM在更高的红移。类星体周围的HII区域的大小朝着更高的红移迅速减小，这表明IGM的中性部分从z=5.7到6.4增加了>10倍。基于GP光学深度和HII区域尺寸，质量平均中性分数在z~6.2处为1-4%。观测结果表明，z~6是再电离重叠阶段的结束，与暗吸收带的有限长度所指示的中性IGM不一致。
2006-03-19 astro-ph
The 21cm Power Spectrum After Reionization
本文讨论了再电离完成后的21厘米功率谱。与再电离时代相反，这个PS与质量密度波动的PS成比例，只有一个小的调制，由于电离场的波动尺度大于电离光子的平均自由程。我们推导出这种调制的形式，并证明其对21厘米PS的影响将小于1%的物理上合理的模型阻尼Ly-alpha系统。与在再电离之前观察到的21 cm PS（其中HII区域主导电离结构）相比，再电离之后的21 cm PS的简单性将通过消除将PS分离为物理和天体物理组件的需要来增强其作为宇宙学探测器的实用性。作为演示，我们考虑了Alcock-Paczynski测试，并表明下一代低频阵列可以测量PS的角失真的百分比水平为z~3-5。
2009-07-24 astro-ph
Cross-correlation studies as a probe of reionization physics
再电离的过程现在被认为是以一种协调的方式进行的，从包含大部分第三星族恒星的高红移星系发射的紫外光子开始，在它们周围雕刻出电离区域。这一时期的物理学研究可以结合红移21厘米自旋翻转跃迁追踪中性氢气，大质量原始恒星在再电离过程中追踪全球恒星形成率的红外辐射，以及第一颗超新星遗迹中热电子的印记通过Sunyaev-Zel 'dovich效应冷却的宇宙微波背景（CMB）辐射。虽然这些个别的影响和他们的可观察到的签名已被提倡作为再电离历史的探针，在这里，我们展示了这些信号之间的互相关研究可以用来进一步了解物理再电离过程中。互相关研究是有利的，因为可测量的统计量不会以与自关联函数测量的情况相同的方式受到前景和系统效应的影响。我们讨论了使用当前和下一代实验检测各种互相关统计的前景，以及它们捕获的再电离相关信息。
2007-02-09 astro-ph
Galaxy surveys, inhomogeneous reionization, and dark energy
我们研究了不均匀再电离对星系功率谱的影响以及探测暗能量的后果。为了模拟再电离过程中的反馈，我们采用了一个反重力设置星系的过密度成正比的基本电离场。因此，不均匀的再电离可能会在星系功率谱中留下印记。我们发展这个印记低红移，并使用费舍尔矩阵形式主义参数估计的影响进行评估。我们表明，低（z=0.3）和高红移（z=3）星系调查的组合可以限制宇宙学HII区域的大小在再电离。当使用重子振荡或星系功率谱的其他特征来探测暗能量时，这种印记也会引起混乱。我们表明，当气泡是大的，因此可检测到的，我们的能力，以约束w可以降低高达50%。当气泡很小时，印记对测量暗能量参数几乎没有影响。
2007-01-17 astro-ph
Large-Scale Simulations of Reionization
我们使用宇宙学模拟来探索再电离的大尺度效应。由于再电离是一个涉及大动态范围的过程-从星系到罕见的明亮类星体-我们需要能够在我们的模拟中覆盖宇宙的显着体积，而不会丢失星系的重要小尺度效应。在这里，我们已经采取了一种方法，使用来自小尺度模拟的聚集因子来近似亚细胞尺度上的辐射转移。使用这种技术，我们可以用$10 h^{-1} Mpc$单元覆盖高达$1280 h^{-1} Mpc$的模拟大小。这使我们能够构建类似于观测光谱的SDSS类星体的类星体的合成光谱，并将它们与观测数据进行比较。然后可以分析这些光谱的HII区域大小，Gunn-Peterson槽和Lyman-$α$森林的存在。
2005-11-21 astro-ph
Quasar Proximity Zones and Patchy Reionization
类星体在z ~ 6处的莱曼-α森林吸收光谱显示了靠近它们的源的增强透射区域。一些作者认为，这些区域的明显小尺寸表明，z >~ 6的类星体电离锋扩展到大部分或部分中性的星系际介质（IGM）中。假设IGM中的典型区域被z <= 6重电离，正如Ly-a森林观测所建议的那样，我们认为在最高红移类星体开启之前，在{ \em至少} 50%的IGM体积被重电离。此外，即使IGM在类星体开启时有50%的中性，类星体也可能诞生于大的星系生成的HII区域。在再电离过程中的HII区域本身是群集的，并使用辐射转移模拟，我们发现，通过IGM对类星体祖先晕的长串完全通过电离气泡，即使当IGM是半中性的。这些影响已被忽略，在大多数类星体邻近区，假设空间{ \em均匀}中性分数以前的分析。我们从类星体的后续电离模型，并构建模拟Ly-a森林光谱。我们的模拟吸收光谱是更敏感的IGM中的小尺度结构的水平比体积平均的中性馏分，并建议现有的邻近区的大小测量是兼容的一个完全电离的IGM。然而，我们提到了我们的建模中的几个改进，这些改进对于得出更明确的结论是必要的。
2007-03-26 astro-ph
Radiative Feedback in Relic HII Regions at High-Redshift
来自早期天体物理学来源的紫外线辐射可能对附近原星系中随后的恒星形成产生巨大影响。在这里，我们研究的辐射反馈的第一，短命的恒星使用流体动力学模拟与瞬态紫外线背景（UVB）和持久的莱曼-沃纳背景（LWB）的不同强度。我们扩展了Mesinger等人（2006）之前的工作，研究了一个更典型的区域，该区域的原星系在较低红移z~13-20处形成，该区域可能在大部分再电离之前的时期。我们证实了我们以前的结果，反馈的遗迹HII地区造成的这种瞬态辐射，本身是瞬态的。反馈效应在大约30%的哈勃时间后逐渐减弱，并且相同的临界比强度J_UV~0.1 x 10^{-21}尔格/s/cm ^2/Hz/sr将正反馈和负反馈区分开来。此外，我们发现了第二集的最终正反馈晕尚未崩溃时，他们的祖先地区暴露于瞬态UVB。无论UVB的强度如何，这种最终的正反馈都出现在所有运行中。然而，这种反馈机制对Lyman-Werner辐射的存在非常敏感，在J_LW>10^{-3} x 10^{-21} ergs/s/cm^2/Hz/sr的相当温和的背景强度下，显著的效应消失。我们得出结论，在遗迹HII区的紫外辐射反馈，虽然是一个复杂的过程，似乎不太可能对宇宙学再电离的进展产生重大影响，前提是目前对PopIII恒星的寿命和光度的估计是准确的。更有可能的是，LWB的建立最终控制反馈强度，直到可以建立持久的UV背景。[删节]
2009-09-13 astro-ph
Polarization Signals of the 21 cm Background from the Era of Reionization
虽然中性氢的21 cm自旋翻转跃迁的发射和吸收线本质上是非极化的，但磁场通过塞曼效应产生左手和右手极化分量。在这里，我们考虑的红移21厘米的星系际介质再电离前的背景产生的偏振。在平均亮度温度梯度很大的区域，偏振是可以探测到的。原则上，这可以为星系际磁场的演化打开一扇新的窗口。一种可能的方法是在这一时期扩展单个目标的整合，例如推断在z ~ 6.5处围绕类星体的Mpc尺度HII区域。两个偏振态之间的强度差可以用作HII区边缘处磁场的探针。我们估计SKA可以（忽略系统学）探测到在100（2）kHz的观测带宽下在几千秒内相干的B200（10）\muG。除了单个源之外，宽场21 cm偏振图的统计特性，例如角功率谱，可用于约束大尺度磁场。在这种情况下，SKA可以检测在许多兆秒差距上相干的$B \sim 100 μ$ G场。磁场可以在21 cm背景快速变化的任何时期内测量（例如，因为电离分数或自旋温度变化）。虽然与理论预期相比，SKA的约束相对较弱，但它们仍然提供了一个独特的高红移宇宙中磁场的直接探测。
2004-08-17 astro-ph
Probing non-Gaussian features in the HI distribution at the epoch of reionization
在再电离（EOR）时期的HI分布在很大程度上取决于电离区的大小和分布。在电离区域具有几Mpc量级的共动尺寸的情况下，HI分布的大尺度统计特性由离散电离区域的泊松噪声主导，并且它是高度非高斯的。我们探讨探测再电离的可能性，通过研究这些非高斯功能，使用未来的无线电干涉观测红移21厘米HI辐射。我们开发了一种形式主义的相关性之间的相关性在三个不同的基线和频率的HI波动的双谱测量的vibrations。对于相同频率的可见度，发现该信号与探测HI功率谱的两个可见度相关具有相同的阶数。对于在不同频率下的vibration，我们发现，相关衰减的频率差为1 MHz。这意味着，原则上，从各种污染物中提取HI信号是简单的，这些污染物被认为具有连续谱，并且即使在大的频率分离下也预期是相关的。
2005-02-14 astro-ph
On the Size of HII Regions around High Redshift Quasars
通过测量高z类星体光谱中HII区的大小，研究了将星系际介质（IGM）的电离态限制在再电离结束（z ~ 6）附近的可能性。我们执行多相平滑粒子流体动力学（SPH）和三维辐射转移（RT）模拟相结合，可靠地预测典型的高Z类星体HII区域的性质，嵌入在一个部分中性IGM（x_HI=0.1）。在这项工作中，我们假设类星体的寿命和光度是固定的，即t_Q=10^7 yr，N_gamma=5.2 10^56 s-1。从模拟光谱沿视线通过模拟类星体环境的分析，我们发现，来自类星体光谱的HII区域的大小平均比物理的小30%。附加的极大似然分析表明，该偏移导致中性氢分数x_HI的高估，其系数为3。通过对观测到的类星体样本应用同样的统计方法，我们的研究倾向于一个z=6.1的大部分电离（x_HI < 0.06）的宇宙。
2007-02-08 astro-ph
Secondary CMB anisotropies from the kinetic SZ effect
我们提出了一个分析模型，根据以前的工作，解决了宇宙的再电离历史，这使我们能够描述由于动力学SZ效应的二次CMB各向异性的产生。我们考虑到“补丁模式”的再电离（HII泡沫），这些电离区域的互相关，小尺度的物质密度场的波动和塌陷物体的贡献。对于一个开放的宇宙，我们发现，功率谱$l(l+1)C_l/(2π)$表现出高度$10^{-13}$在范围$10^3 < l < 10^6$的平台。我们发现，对于大的波数$l > 10^4$的信号是占主导地位的贡献，从崩溃的晕，而$l < 10^4$，它是由大规模的相关性的HII气泡。这意味着人们不能区分恒星的再电离和类星体驱动的情况，因为电离区域的大小从来不会主导各向异性的行为。此外，次级宇宙微波背景的各向异性来自于大范围的红移（IGM为7.5<z<10，星系晕为0<z<7）。在我们的模型中预期的信号可能会使来自CMB实验（如普朗克）的宇宙学参数估计产生偏差，并且可以被未来的毫米波长干涉仪（例如，ALMA）。
2001-03-06 astro-ph
Characteristic Scales During Reionization
再电离时代的关键观测之一是中性和电离气体的分布。最近，Furlanetto，Zaldarriaga和Hernquist开发了一个简单的分析模型来描述这个时代HII地区的增长。在这里，我们研究了这个模型背后的一些基本简化假设，并以几种重要的方式概括它。该模型预言电离区具有一个明确的特征尺寸R_c，其范围从早期的R_c~1 Mpc到晚期的R_c>10 Mpc。我们表明，R_c主要是由驱动再电离的星系的偏置决定的，因此，这种尺度的测量限制了第一星系的基本性质。另一方面，R_c附近的方差主要由下伏物质功率谱决定。然后我们表明，增加电离效率的大质量星系移动R_c显着更大的规模和减少的重要性重组。这些差异可以通过即将到来的红移21厘米巡天（在大尺度上增加亮度温度波动高达2倍）和宇宙微波背景中小尺度各向异性的测量来观察。最后，我们表明，在星系人口的随机波动，只有扩大气泡的大小分布显着，如果大规模的星系是负责大部分的电离光子。我们认为，这个模型的关键结果是强大的，我们的许多不确定性的再电离过程。
2005-11-23 astro-ph
