Hydrogen-like nitrogen radio line from hot interstellar and warm-hot intergalactic gas
高电荷态离子的超精细结构谱线可能为热稀薄天体物理等离子体的观测打开一扇新的窗口。本文讨论了温度在10^5 - 10^7 K范围内的同位素和离子谱线，这些谱线是温热星系际介质、热星际介质、星暴星系、它们的超级风和年轻超新星遗迹的特征。这些线的观测将允许研究所观察到的目标的体和湍流运动，并将扩大有关气体电离状态，化学和同位素组成的信息。最有前景的是波长为5.65 mm的主要氮同位素线（Sunyaev和Churazov 1084）。这条线的波长非常适合观测z = 0.15 - 0.6的物体，当它被红移到地面无线电观测中广泛使用的6.5 - 9 mm光谱带时，例如，对于z>= 1.3，当该线可以在1.3 cm波段和较低频率下观测时。现代和未来的射电望远镜和干涉仪能够观察到14-N VII在温暖的星系间介质中的吸收，在最亮的毫米波段源的光谱中红移超过z = 0.15。在年轻超新星遗迹的光谱中也可能检测到几种最丰富的具有超精细分裂的同位素的亚毫米发射线。
2006-10-06 astro-ph
Constraints on reionization from the thermal history of the intergalactic medium
由于星系际介质的热时间尺度很长，其温度依赖于其再电离历史。在IGM中出现的遥远类星体的光谱中看到的氢莱曼α吸收线的宽度可以用来确定它的温度。我们使用的类星体光谱的莱曼α森林区域的小波分析表明，有一个相对突然的增加，在红移z=3.5和3.0之间的线宽，我们与熵注入导致的HeII的再电离。在z~3.5之后的温度的随后下降与由绝热膨胀主导的热演化一致。如果像预期的那样，氢再电离后温度也迅速下降，那么从HeII再电离前的线宽推断出的高温意味着氢再电离发生在红移z=9以下。
2002-01-30 astro-ph
Powerful High Velocity-Dispersion Molecular Hydrogen Associated with an Intergalactic Shock Wave in Stephan's Quintet
我们提出了强烈的中红外发射线的分子氢的明显的高速色散（~870公里/秒）的发现起源于一个群的冲击波在斯蒂芬的五重奏。这些斯皮策太空望远镜的观测揭示了分子氢的发射线，其他的很少。这是首次在河外天体中观测到几乎纯的H_2谱线。由于没有PAH特征和非常低激发电离气体示踪剂，光谱类似于在银河系超新星遗迹中看到的冲击气体，但规模很大。分子辐射沿着X射线激波前沿延伸超过24 kpc，但其表面亮度是软X射线的10倍，约为红外连续谱表面亮度的三分之一。我们认为，H_2的强烈辐射是由高速入侵星系与星系团中的气体细丝碰撞产生的激波产生的。我们的观测结果表明，星系尺度的激波和强宽的H_2发射线之间有着密切的联系，就像在超铝红外星系光谱中看到的那样，星系盘之间的高速碰撞是常见的。
2006-02-25 astro-ph
High Redshift Intergalactic Medium: Probes and Physical Models
近年来，对高红移星系际介质（IGM）状态的认识取得了重大进展。在此对这一理解的某些方面进行了审查。特别是，我们讨论：（1）不同的IGM探测方法，如Gunn-Peterson检验、CMBR各向异性和再电离中性氢发射;（2）宇宙再电离的一些模型。
2004-11-02 astro-ph
The Search for Intergalactic Hydrogen Clouds in Voids
我提出的结果，搜索星系间的氢云的空隙。在低红移活动星系核的HST谱中，云的HI LyA吸收线被探测到。云环境的特征参数是潮汐场，它对云的质量密度有一个下限，云的质量密度在动态上是稳定的，不会受到破坏。星系红移星表被用来计算沿视线方向的潮汐场，并根据潮汐场的上限或下限对云进行分类。所采用的分析方法的目的是检测气体云的膨胀后再电离的暗物质扰动的限制。最终产品是云的云等效宽度分布函数（EWDF），这些云是根据不同的潮汐场上限或下限对云进行分类而形成的目录。累积EWDF在空隙中陡峭（S ~ -1.5 \pm 0.2），但在高潮场区平坦（S ~ -0.5 \pm 0.1）。最可能的云多普勒参数在空洞中约为30 km/s，在星系附近约为60 km/s。在空洞中，低EW（~ 15 mA）时的累积线密度为每单位红移~ 500。发现空隙填充因子为0.87 <= f_v <= 0.94。空洞的EWDF在这个体积上是非常均匀的，可能有更大质量的云在空洞中心的趋势。这项研究所提出的空洞云人口的大小和性质是完全没有预料到的结果公布的三维模拟，预测大多数云是在星系浓度周围的对流结构，很少有可观察到的吸收体将位于空洞。对这一群体建模的策略进行了简要讨论。
2002-04-22 astro-ph
The spin temperature and 21cm brightness of the intergalactic medium in the pre-reionization era
我们利用数值流体动力学模拟LCDM宇宙早期结构形成的方法，研究了在z<20时，宇宙再电离时期之前弥散星系际介质（IGM）的自旋温度和21 cm亮度。在没有任何辐射加热的情况下，中性氢原子之间的碰撞可以有效地解耦的自旋温度从CMB只有在密集的迷你晕和细丝。受冲击加热的气体在发射中发光，被吸收中可见的较冷气体包围。在一个温暖的，大部分是中性的IGM的情况下，由早期的迷你类星体的X射线发射产生，21厘米的信号被强烈增强。即使是稍微过密的灯丝现在也会在CMB的照射下发光，这可能使未来的射电阵列能够在再电离之前探测中性氢的分布。
2005-12-21 astro-ph
Heating and cooling of the intergalactic medium by resonance photons
在再电离时期，产生了大量的光子，其频率低于氢的莱曼极限。在红移到最近的共振之后，这些光子经历了与原子的多次散射。我们研究这些散射对中性星系际介质（IGM）温度的影响。在Ly_alpha和Ly_gamma频率之间发射的连续光子在被红移到H Ly_alpha或D Ly_beta共振之后加热气体。相比之下，在Ly_gamma和Ly极限频率之间发射的光子产生气体的有效冷却。在再电离之前，氢原子和氦原子的平衡温度约为100 K，这两个相互竞争的过程决定了这一点。与此同时，Ly_beta共振光子使氘与其他物种热解耦，使其温度高达10^4 K。我们的研究结果有重要的后果，宇宙21厘米背景和熵地板的早期IGM，可以影响恒星的形成和再电离。
2007-01-27 astro-ph
Intergalactic Hydrogen Clouds at Low-Redshift: Connections To Voids And Dwarf Galaxies
我们提供了一个视线（Mrk 421）的新的后COSTAR数据和来自另一个（I Zw 1）的更新数据，这些数据来自我们的哈勃太空望远镜（HST）对银河系间莱曼α云的调查，这些云位于四个明亮的类星体的视线上，这些类星体穿过绘制良好的星系空洞（16，000 km/s路径长度）和超星系团（18，000 km/s）。我们报告了两个更明确的空洞中低z莱曼α云的探测：一个在3047 km/s（日心）朝向Mrk 421，第二个在2861 km/s朝向I Zw 1，证实了我们早期在空洞中发现的莱曼α吸收云（Stocke et al. 1995）。我们现在已经确定了10个确定的低红移中性氢吸收云和1个可能的低红移中性氢吸收云，它们分别朝向4个目标，在柱密度大于10^12.7 cm^-2时，频率大约为每3400 km/s出现一个吸收体。在这10个吸收系统中，3个位于空隙中;可能的吸收体也位于空隙中。因此，莱曼α吸收剂“避免空隙”的趋势并不像我们以前发现的那样清楚。如果莱曼α云近似为半径为100 kpc的均匀球体，它们的质量约为10^9 Msun（约为明亮L* 星系的0.01倍），数量是明亮L* 星系的40倍，与数值CDM模拟中矮星系和低质量晕的密度相当。莱曼α云对宇宙闭合密度的贡献率为Ω_cl ~ 0.003 h75^-1，与发光物质的贡献率相当。这些云可能需要大量的非重子暗物质来进行引力束缚。它们可能…
1995-10-10 astro-ph
Compton Heating of the Intergalactic Medium by the Hard X-ray Background
冷暗物质主导的宇宙学中的Ly-alpha森林的高分辨率流体动力学模拟似乎预测线宽比观察到的要窄得多。在这里，我们指出，康普顿加热星系际气体的硬X射线背景（XRB），在所有以前的调查中被忽视的效果，可能有助于解决这个矛盾。如果XRB的能量密度比给定时期的紫外背景能量密度高0.2倍，则康普顿散射的热能增益率将超过氢光电离的能量输入<epsilon>，其中x是氢中性部分，单位为1 e-6，是<epsilon>X射线光子的平均能量，单位为m_ec^2。对含时速率方程的数值积分表明，在流行的河外背景辐射红移演化模型中，在z>3时，星系际介质的温度接近1.5e4 K。康普顿加热的重要性可以通过测量Ly-alpha线宽分布作为红移的函数进行实验测试，因此Lyman-alpha森林可以提供一个有用的探针的XRB在高红移的演变。
1999-03-15 astro-ph
Heating and Ionization of the Intergalactic Medium by an Early X-Ray Background
观测研究表明，星系际介质（IGM）是高度电离的，红移刚刚超过6。已经开发了许多模型来描述再电离过程和来自第一个发光物体的电离光子的影响。在本文中，我们研究了X射线背景，如早期类星体的高能光子，对IGM的温度和电离的再电离之前，完全电离的气泡与个别来源重叠之前的影响。相对于EUV光子具有大的平均自由程的X射线及其光电子可以对热和电离平衡具有显著影响。我们发现氢的电离主要是中性氦的X射线光电离和由此产生的次级电子。因此，IGM在完全再电离之前可能是温暖的和弱电离的。我们研究了几个相关的后果，包括过滤的重子金斯质量标度，在宇宙微波背景的签名，和H $^{-}$催化生产的分子氢。
2001-08-09 astro-ph
Cosmic Variance In the Transparency of the Intergalactic Medium After Reionization
随着宇宙再电离的完成，电离光子的平均自由程由Ly-limit吸收体的数量决定。随着平均自由程的稳步增长，电离背景的强度也在增长，从而降低了整个扩散星系际介质（IGM）电离平衡中氢的剩余中性部分。Ly-alpha光子提供了一种灵敏的探针，用于追踪再电离结束时残余氢的分布。在这里，我们计算不同的视线之间的平均Ly-alpha光学深度分布的宇宙方差。我们发现分数变化的有效后再电离的光学深度是为了统一的规模为100共同移动Mpc，在协议对高红移类星体的观测。这些变化的显着贡献提供的宇宙方差的密度对比度的尺度上的平均自由程的电离光子，并在电离背景的波动引起的延迟或增强的结构形成。宇宙的变化导致了IGM的高度不对称的传输分布，Ly-alpha传输的分数波动大于Ly-beta传输。
2006-01-30 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of X-ray Quasars: Searching for the X-ray Absorption from the Warm-Hot Intergalactic Medium
本文用Chandra和XMM-Newton对六个中低红移类星体进行了观测。主要目标是寻找在温热星系际介质中高电离金属产生的窄X射线吸收线。所有的X射线谱都可用中性氢吸收法进行幂律拟合。为了寻找窄吸收特征，采用多项式方法考虑了由附加发射机制或定标不确定性引起的残差。在所有的光谱中，在3 σ以上的水平上没有检测到真正的吸收线。我们讨论的影响，我们的理解宇宙的重子含量和星系际介质（IGM）的金属丰度的吸收线的缺乏。我们发现，未探测到X射线吸收线表明IGM的金属丰度应小于~0.3太阳丰度。我们还讨论了与ISM，星系晕或本地集团，如已经看到沿其他几个视线（LOS）的任何本地（z ~ 0）X射线吸收的非检测的影响。通过比较一对LOSs，我们估计了（z ~ 0）3C 273吸收体的氢数密度的下限，即n_H >= 4 e-3 cm^-3。
2005-06-06 astro-ph
Probing Beyond the Epoch of Hydrogen Reionization with 21 Centimeter Radiation
我们使用数值模拟的氢再电离恒星源的背景下，LCDM宇宙学研究的21（1+z）厘米的无线电信号预计从弥漫星系际介质（IGM）的再电离突破的时代之前，在红移z_ion。详细分析了两种再电离情况：一种是z_ion~13的“早期再电离”情况，与最近WMAP卫星发现的大光学厚度汤姆逊散射相一致，另一种是z_ion~8的“晚期再电离”情况。这些模型的一个一般性预测是，早期产生的恒星产生的Lyalpha光子的背景将足够强烈，足以使星系间的中性氢在“灰色时代”（即z_ion<z<20）的宇宙微波背景下可见。根据再电离突破的红移，用下一代射电望远镜在频率<150 MHz（“早期再电离”情况下低于100 MHz）进行宽波束观测，应能揭示天空亮度温度在5-20 mK（1 sigma）范围内的角度波动，尺度低于5弧分。
2003-08-01 astro-ph
The observed ionization rate of the intergalactic medium and the ionizing emissivity at z >5: Evidence for a photon starved and extended epoch of reionization
我们使用了一个大的流体动力学模拟，结合从文献中采取的IGM的莱曼α不透明度的测量，以获得强大的估计每个氢原子在z=5和6的光电离率。我们发现光电离率下降了2和4的因素，分别与我们最近的测量在z = 2 - 4。已知源在z=5和6时发射的电离光子数，基于探测极限以下的源数的外推和电离发射率与1500埃时观测到的光度密度之间关系的标准假设，如果星系电离光子的逃逸分数很大，（>= 20%）。与此相反的说法可能是由于采用了过高的电离氢聚集因子值。利用电离光子平均自由程的物理假设，我们对光电离率的测量可以转化为对电离发射率的估计。在同动单位中，推断出的电离发射率在红移范围2-6内几乎是恒定的，对应于在对应于z=6时宇宙年龄的时间间隔内，每个氢原子发射1.5-3个光子。这有力地表明，再电离的时代是光子饥饿和延长。[删节]
2007-08-20 astro-ph
Intergalactic dust and its photoelectric heating
本文研究了星系际介质中尘埃的光电加热。IGM的典型辐射场中的加热速率由$Γ_{\rm pe} = 1.2\times10^{-34}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-3}$ $({\cal D}/10^{-4})(n_{\rm H}/10^{-5} {\rm cm^{-3}})^{4/3} (J_{\rm L}/10^{-21} {\rm erg s^{-1} cm^{-2} Hz^{-1} sr^{-1}})^{2/3} (T/10^4 {\rm K})^{-1/6}$表示，其中${\cal D}$是灰尘与气体的质量比，$n_{\rm H}$是氢数密度，$J_{\rm L}$是背景辐射的氢莱曼极限处的平均强度，并且$T$是气体温度，如果我们假设新的X射线光电产额模型由Weingartner等。（2006）和银河系中的尘埃尺寸分布由Mathis，Rumpl和Nordsieck（1977）。当氢数密度小于$\sim10^{-6}$ cm $^{-3}$ if ${\cal D}=10^{-4}$（银河系的1%）时，这种加热速率支配HI和HeII光电离加热速率，尽管加热速率比Weingartner和Draine（2001）的旧产额模型小2- 4倍。粒度分布非常重要。如果在IGM中仅存在大的（$\ge0.1$ $μ$ m）晶粒，则加热速率降低$\simeq5$倍。由于尘埃加热…
2008-10-31 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
Evolution of the Intergalactic Opacity: Implications for the Ionizing Background, Cosmic Star Formation, and Quasar Activity
我们研究了星系际不透明度对宇宙紫外光密度演化及其来源的影响。我们的主要限制是我们从86个高分辨率类星体光谱中测量了红移2<z<4.2的Lya森林不透明度。此外，我们施加的要求，HI必须再电离的z=6和HeII的z~3，并考虑从HI到HeII柱密度比的电离背景的硬度的估计。推导出的氢光电离率是非常平坦的Lya森林红移范围内覆盖。由于类星体的光度函数在z~2附近有一个强烈的峰值，红移演化的缺乏表明恒星形成星系可能在z>~3时控制光电离率。结合星系紫外光度函数的直接测量，这只需要一小部分f_esc~0.5%的星系氢电离光子逃离星系的源，以单独占整个电离背景。假设银河系的紫外线辐射率跟踪恒星形成率，目前最先进的恒星形成率密度的观测估计似乎低估了z~4处的总光电离率约4倍，与最近的紫外线光度函数的测定相矛盾，如果外推到任意高的红移，则无法将宇宙恢复到z~6。一个理论上的恒星形成历史峰值提前很好地符合Lya森林光电离率，在时间上重新电离宇宙，并且与Swift观测到的z~4伽马射线暴的速率更一致。类星体足以以z~3倍于氦，并且可能在它们的z~2峰处贡献了不可忽略的，也许是主要的氢电离背景部分。[删节]
2008-07-26 astro-ph
Reionization of the Intergalactic Medium and its Effect on the CMB
宇宙中的大部分氢在红移区间5 < z < 40的某个地方从中性转变为电离，这很可能是由于早期恒星或小型类星体产生的电离光子。由此产生的自由电子，通过汤姆逊散射与CMB光子相互作用，是一个混合的祝福，既提供了第一批恒星的时代的探测器，又污染了原始的原始各向异性。在这里，我们回顾我们目前的知识，再电离的不均匀性和描述可能的连接到CMB各向异性的重点。
1999-03-26 astro-ph
A Measurement of the Temperature-Density Relation in the Intergalactic Medium Using a New Lyman-alpha Absorption Line Fitting Method
星系际介质中温度的演化与氢和氦的再电离有关，并且对于我们理解Lya森林和大尺度结构引力模型中的星系形成具有重要意义。利用Lya森林观测的8个高分辨率、高信噪比的类星体光谱测量了星系际气体的温度-密度关系，并利用一种新的线性拟合技术获得了谱线宽度分布的下限，由此得到了星系际气体的温度-密度关系。我们仔细测试了这种技术的准确性，以恢复气体温度与流体动力学模拟。红移z=（3.9，3.0，2.4）最好在密度略高于平均值时确定：T_star=（20200 \pm 2700，20200 \pm 1300，22600 \pm 1900）K（统计误差条），用于气体密度（以平均密度为单位）Delta_star=（1.42 \pm 0.08，1.37 \pm 0.11，1.66 \pm 0.11）。温度-密度关系的幂律指数，定义为T=T_star（Delta/Delta_star）^{gamma-1}，对于相同的三个红移，gamma-1=（0.43 \pm 0.45，0.29 \pm 0.30，0.52 \pm 0.14）。固定过密度Δ =1.4时的温度为T_1.4=（20100 \pm 2800，20300 \pm 1400，20700 \pm 1900）K。这些温度高于预期的光电离气体在电离平衡与宇宙背景，并可以解释为一个渐进的额外加热由于正在进行的HeII再电离。温度的测量减少了一个来源的不确定…
2000-05-29 astro-ph
A Study of the Reionization History of Intergalactic Helium with FUSE and VLT
我们获得了类星体HE 2347 -4342的高分辨率VLT和FUSE谱，研究了红移z=2.0-2.9的星系际介质的性质。高质量的光谱使我们能够识别出约850种氦II吸收组分，其柱密度在N~ 5 × 10^11 ~ 10^18 cm^-2之间。再处理的FUSE光谱将HeII吸收的波长覆盖范围向下扩展到920 A的观测波长。大约1400 HeII吸收组件被确定，包括917 HeII Ly-alpha系统和他们的一些HeII Ly-beta，Ly-gamma和Ly-delta对应物。HeII的电离结构很复杂，大约有90种在氢光谱中没有检测到的成分。这些成分可能代表了软电离源的效应。Eta=N（HeII）/N（HI）的比值从1到1000多不等，中值为62，其分布与类星体的内禀光谱指数一致。这表明主要的电离场来自于累积的类星体辐射，还有其他软源的贡献，如恒星形成区和被遮蔽的活动星系核，它们不包含氦。我们发现，在Eta的演变朝着较小的值在较低的红移，软组件的逐渐消失。在红移z>2.7时，HeII不透明度的大而有限的增加，Tau=5+/-1，表明我们正在观察一个开始于更早时期的再电离过程的结束阶段。未混合谱线的吸收曲线拟合表明，氢离子和He^+离子之间的速度相当。当氢柱密度N<3 × 10^12 cm^-2时，森林线的数量相对于幂律表现出明显的不足，当N=10^11 cm^-2时，森林线的数量可…
2003-12-20 astro-ph
Where has all the neutral hydrogen gone?
我们对河外HI的极深巡天（HIDEEP）没有发现星系际气体云，也没有发现具有HI的星系，其推断的全球柱密度低于10^20 cm^-2，而我们本可以探测到这样的天体，其完整性极限为4 x 10^18 cm^-2。我们推测，低表面密度的氢要么被电离，要么被锁定在“冻结盘”中，即局部Ly-alpha不足以激发21 cm跃迁到高于宇宙背景的自旋温度的结构。这种"冻结盘“可能是许多QSOALS的原因。
2002-11-13 astro-ph
Detecting HeliumII reionization from a sudden injection of entropy in the intergalactic medium
低密度星系际介质的温度是由宇宙膨胀导致的绝热冷却和紫外背景光加热之间的平衡决定的。再电离产生的熵的突然注入会增加气体的温度，导致IGM中产生的氢莱曼-α吸收线变宽，并在背景类星体的光谱中观察到。我们提出了一种基于小波的方法来客观地估计这种吸收线的线宽。我们使用高分辨率的流体动力学模拟来证明，该算法可以检测到温度的变化的顺序为50%的规模> 5000公里/秒。我们应用该方法的UVES/VLT光谱的类星体0055- 269（发射红移=3.7），并检测在99%的置信水平的温度突然增加低于红移z=3.3，我们解释为证据氦II再电离。
2001-10-25 astro-ph
The Intergalactic Medium and the Energy Distribution of Quasars
已知类星体的电离光谱能量分布在1050 nm处有一个陡峭的分布。人们假设幂律指数从-1到-2的这种变化是类星体所固有的。我们研究了另一种解释，其中一个脆弱的吸收屏幕是负责的指数的变化。如果我们假设中间气体的电离态是由视线类星体控制的，则利用总氢密度分布随红移的减小得到了一个成功的光谱拟合，其结果为$\sim (1+z)^ξ$和$ξ$的数量级为-3.5。然而，这种解释与观测到的类星体强度相对于局部背景元银河系辐射强度的相对弱点是不相容的。因此，我们目前的解释是站不住脚的。
2002-05-15 astro-ph
The Evolution of the Intergalactic Medium Transmission to Redshift Six
我们用高信噪比、高分辨率（R > 5000）观测了50个分布在红移范围内的类星体，测量了红移2 ~ 6.3的星系际介质中性氢散射产生的莱曼α森林的透射率。我们使用一个统一的15埃的间隔，涵盖莱曼α，莱曼β，莱曼γ吸收区的森林传输作为一个函数的红移制表。透射分数在整个红移范围内表现出相对平滑的演化，这可以用平滑降低的电离率来建模。先前关于红移约为6的突变的说法似乎部分是莱曼β光学深度到莱曼α光学深度的不正确转换的结果。列表中的透射率可以用来计算具有指定输入光谱的物体的颜色作为红移的函数。作为一个重要的例子，我们计算了一个具有大的内禀连续间断的平坦f_nu星系的颜色。
2004-02-13 astro-ph
Radio Foregrounds for the 21cm Tomography of the Neutral Intergalactic Medium at High Redshifts
如果中性星系际介质再电离前的自旋温度与宇宙微波背景宇宙微波背景温度不同，则在红移21厘米谱线上可以观测到对宇宙微波背景辐射的吸收或发射。这种所谓的21厘米层析成像应该揭示在高红移星系际介质的物理状态的重要信息。由于早期气体密度的不均匀性，红移21厘米的波动应该由下一代射电望远镜，如拟议中的{ \it平方公里阵列（SKA）}在米波长处观测。在这里，我们表明，河外射电源提供了一个严重的污染的亮度温度波动预期在红移21厘米发射IGM在高红移。除非射电源群在高于SKA计划灵敏度的通量水平处截止，否则其聚类噪声分量将主导21厘米信号中的角波动。集成的前景信号是平滑的频率空间，它仍然应该是可能的，以确定尖锐的光谱特征所产生的中性氢密度的非均匀性的时期，当第一UV源reflections星系际介质。
2001-09-16 astro-ph
The Gunn-Peterson effect and the Lyman alpha forest
我们表明，在一个随机的大尺度速度场的空间相关性，否则光滑的星系际介质（均匀同动密度）叠加在一般哈勃流上，可能导致类星体光谱中的“线状”结构，类似于通常归因于10^{11} <= N（HI）<= 5*10^{13} cm^{-2}的单个云的不饱和Ly-alpha森林线的总体。因此，在弥漫的星系际介质和离散的星系际云之间没有明确的观测区别。由此可见，如果从类星体高分辨率光谱中视连续区附近观测到的强度分布来确定弥散星系际介质中的高密度，可能会大大低估它。假设哈勃常数H = 70 km s^{-1} Mpc^{-1}，我们的初步估计表明，在z = 3时，弥散中性氢不透明度tau_{GP} = 0.3，当前重子密度Omega_{IGM} = 0.08$。
1997-10-10 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
The correlation between the distribution of galaxies and 21cm emission at high redshifts
最近，深度巡天发现了处于再电离时代末期的星系。在不久的将来，这些发现将得到新一代低频射电观测台的补充，这些观测台将通过红移21厘米的发射来绘制中性氢在星系间介质中的分布。本文计算了高红移下星系分布与星系际21厘米辐射之间的预期互相关。我们证明了使用一个简单的模型，预计过密的区域被电离的早期作为其偏向的星系形成的结果。这个早期阶段导致了21厘米辐射与星系、物质和中性氢的超密度之间的反相关。现有的Ly-alpha巡天探测的是高度聚集在过密区域的星系。通过比较观测星系附近区域和远离观测星系区域的21厘米辐射，未来的观测将能够检验这一通用预测，并校准高红移星系的电离光度。
2006-09-27 astro-ph
Cosmic Hydrogen Was Significantly Neutral a Billion Years After the Big Bang
宇宙氢的电离部分，从大爆炸中遗留下来，为第一批恒星和类星体黑洞何时在婴儿宇宙中形成提供了关键的化石证据。已知的两个最遥远的类星体的光谱显示，波长比中性氢的Ly-alpha跃迁短的光子几乎完全被吸收，这表明星系际介质（IGM）中的氢在红移z~6.3时（大爆炸后约10亿年）还没有完全电离。在这里，我们表明，这些类星体的电离辐射的影响半径意味着周围的IGM有一个中性氢的百分之几十的类星体活动之前，远高于以前的下限~ 0.1%。当结合最近的推断一个大的累积光学深度电子散射宇宙重组后，从WMAP数据，我们的结果表明存在第二个峰值的平均电离历史，可能是由于早期形成插曲的第一批恒星。
2004-01-12 astro-ph
Cosmological Filaments and Minivoids: The Origin of Intergalactic Absorption
在第一颗类星体被发现后不久，Gunn & Peterson就在类星体光谱中寻找由于星系际介质（IGM）而在Lya的蓝色一侧预期的特征吸收槽。他们没有找到它，因此对IGM中的中性氢密度施加了限制，即小于星系中中性氢密度的1/10^5，并得出结论，IGM必须是高度电离的。不久之后，在IGM中检测到Lya的吸收;不是通过扩散成分，而是通过星系际气体云的cluerous成分，Lya森林。然后，目标变成寻找超出森林预期吸收量的“过量”吸收量。然而，从未检测到弥漫HI组分的明显吸收。最近的数值流体动力学计算的Lya森林的形成的结果似乎表明，cloudophrenic组件和扩散之间的分工可能是不适当的。我们发现，在CDM占主导地位的宇宙学，没有实质性的扩散介质应该是预期的。相反，介质凝聚成一个复杂结构的网络，在类星体的光谱中显示为离散的吸收系统。最低的柱密度线来自微小空隙中的精细结构--密度低于宇宙平均值的小区域。这些结果表明，长期寻求的扩散HI Gunn-Peterson效应可能不存在。
1996-01-24 astro-ph
Constraints on the ionization sources of the high redshift intergalactic medium
星系际介质的电离结构上的约束，推导出直接施加的观测结合结构形成的数值模拟的结果。假设在z<6处主导UV电离背景的源的总体与再电离IGM的总体相同，结果表明，与在高红移处的平均LyA透射通量测量的一致性要求IGM的氢再电离时期发生在红移z < 11处，与源的空间密度无关。再电离红移的上限只取决于光源紫外光谱的形状。与WMAP对再电离时期的限制一致，要求光电离源具有硬光谱，如类星体或第三星族星。逃避这些结论的唯一方法是：1.在z<6处占主导地位的光电离背景的源是早期更大的电离光子源的总体的残余，或者2.负责IGM的光电离的源是一个未知的总体，其对z<6处IGM的电离的贡献可以忽略。类星体对紫外背景的贡献也是根据最近的调查估计的。
2004-09-10 astro-ph
Radiative Transfer in a Clumpy Universe: II. The Utraviolet Extragalactic Background
本文详细计算了类活动星系核电离辐射在星系际空间的传播。我们模拟了吸收云的电离状态，并表明宇宙在$4\,$ Ryd以上将比以前估计的更不透明。\Lya森林云和莱曼极限系统中的单电离氦被发现在将软X射线、氦电离光子再处理成紫外、氢电离光子方面非常有效。我们证明，吸收的初级光子（发射，例如，由类星体源）将通过\Lya线发射，双光子连续谱和复合连续辐射的光电离气体再辐射。根据新的数据和最新的研究，我们还重新评估了光学巡天观测到的类星体对紫外河外背景的贡献，并发现类星体莱曼连续辐射的随机再加工的氢和氦沿视线将显着影响的振幅，光谱形状，和波动的属性的元银河系流量。在类星体是宇宙电离光子主要来源的情况下，光电离\Lya云和Lyman极限系统在$z=0$处的\HI \Lya综合辐射水平小于当前远紫外河外辐射通量观测极限的5%。我们发现，$J_{912}$从当前时期的$\approx 10^{-23} \uvunits$增加到$z=2.5$时的$\approx 5\times 10^{-22}\uvunits$。衰减的直接类星体发射加上星系际气体的复合辐射似乎提供了足够的氢电离光子，以满足在大红移的邻近效应。在弥漫星系际介质和\Lya云中，\HeII / \HI的比值从$\approx25$开始增加，
1995-09-19 astro-ph
Metal Absorption Lines as Probes of the Intergalactic Medium Prior to the Reionization Epoch
来自恒星形成星系的风为星系际介质富含重元素提供了最有希望的解释。理论和观测的论据表明，污染可能发生在z > 6;然而，需要对这种情景进行直接观测测试。我们模拟了高红移宇宙中的星暴风，发现被富集物质填充的空间比例随着假设的恒星形成效率f * 和驱动每一次星暴风的超新星能量比例f esc而强烈变化。我们发现，这些风携带的金属可以在吸收明亮的背景源，如类星体或伽马射线暴，在窄线的特征等效宽度~0.5 < W < 5埃。我们认为，在高红移风中的金属很大一部分可能存在于低电离状态（CII，OI，SiII和FeII），但更高的电离状态（CIV和SiIV）也可以提供有用的探测风。这些线的数量可以约束f_* 和f_esc。金属吸收线的统计也可以用来确定分子氢是否是早期宇宙中的有效冷却剂，并研究高红移下恒星的初始质量函数。
2003-01-16 astro-ph
Soft X-ray Absorption by High-Redshift Intergalactic Helium
在过去的几年里，在红移范围为2.4 < z < 3.2的四个类星体中，用HST测量了星系际一次电离氦（HeII）的莱曼α吸收。这些观测结果表明，HeII的再电离可能直到z \simeq 2.8才完成，而且在此之前HeII电离背景强度的大波动就已经存在了。然而，在更高的红移下，氦II再电离的详细历史是依赖于模型的，并且很难从这些观测中确定，因为当只有一小部分氦仍然是氦II时，IGM可以完全光学厚到Lya光子。此外，由于大量的氢莱曼极限系统，在更高的红移下，发现可以观察到HeII Lya吸收的类星体变得越来越困难。这里指出，在IGM中的HeII也应该引起可检测的连续吸收的软X射线。当大部分氦是He II时，IGM后面的高红移源的光谱应该在观测到的能量\sim 0.1 keV处从He II莱曼连续吸收中恢复。银河系的吸收通常会更强，但不是一个大的因素;星系间的HeII吸收可以被检测到超过预期的银河系吸收21厘米HI柱密度。原则上，如果测量是在一个红移范围内的大量高红移源样本上进行的，这种方法可以直接确定氦的单电离分数作为红移的函数。
1999-11-02 astro-ph
Echelle Spectroscopy of a GRB Afterglow at z=3.969: A New Probe of the Interstellar and Intergalactic Media in the Young Universe
我们提出了一个阶梯光谱的雨燕GRB 050730，获得四个小时后，使用麦哲伦粘土望远镜的MIKE摄谱仪的余辉时，在R=17.7的爆发。该光谱揭示了叠加在简单的幂律形状的连续体上的吸收特征森林，最好描述为f_nu（lambda）\propto lambda^{alpha}，其中在lambda=7000-9000 A上，alpha =1.88 \pm 0.01。我们确定的GRB主机在z_GRB=3.96855的基础上，氢莱曼吸收系列，窄吸收线，由于重离子，如OI，CII，SiII，SII，NiII，FeII，CIV，SiIV，和NV，和精细结构的转变，如OI*，OI**，SiII*，CII*，和FeII*。这些跃迁使我们能够研究伽玛暴宿主中星际介质的性质。主要结果如下。(1)我们估计在宿主中的中性氢柱密度为log N（HI）=22.15 \pm 0.05。(2)相关的金属线在~80 km/s的速度范围内表现出多个分量，其中>90%的中性气体被限制在20 km/s内。(3)不同离子跃迁之间的比较表明，主机有很少/没有灰尘耗尽，并有1/100的太阳金属。(4)吸收气体的密度比插入阻尼Lya吸收（DLA）系统的密度高得多。此外，我们还报告了一个在z_DLA=3.56439处的DLA干涉系统，log N（HI）=20.3 \pm 0.1，太阳金属丰度< 5%，一个在z_LLS=3.02209处…
2005-10-09 astro-ph
Observations of the Extended Distribution of Ionized Hydrogen in the Plane of M31
我们利用Wisconsin H-Alpha Mapper（WHAM）观测了M31中电离氢在星盘以外的空间扩展分布。我们获得了五组观测数据，这些数据集中在M31的光度长轴附近，从星系中心延伸到HI盘西南边缘。在明亮的星盘之外，但在HI星盘内，弱的H-α被探测到，强度I（H-α）= 0.05（+0.01 / -0.02）瑞利。由于M31相对于视线倾斜77度，这意味着M31每一侧的周围星系际电离通量为Phi_0 <= 1.6 x 10^4光子cm^-2 s^-1。刚好超出HI盘的外边界，我们没有发现H-α的显著检测，并将上限I（H-α）<= 0.019瑞利。
2001-09-06 astro-ph
The Connection Between Galaxies and Intergalactic Absorption Lines at Redshift 2<z<3
23个背景类星体和许多背景星系的吸收线光谱学让我们在红移1.8<z<3.3处测量了1044个紫外选择星系周围金属和中性氢的空间分布。典型的星系被气体包围，半径r~40适当kpc，气体具有很大的速度分布（dv>260 km/s），并在背景天体的光谱中产生非常强的吸收线（N_CIV >> 10^14 cm^-2）。平均柱密度为N_CIV ~ 10^14 cm^-2的吸收延伸到80 kpc，这个半径足够大，意味着大多数星系际CIV吸收都与我们样本中的恒星形成星系有关。我们发现，当N_CIV > 10^12.5 cm^-2时，星系-CIV互相关长度随CIV柱密度的增加而增加，并且与星系-星系长度（r_0 ~ 4 h^-1 Mpc）相似。红移空间星系-CIV关联函数在小尺度上的畸变可能意味着某些CIV系统具有大的特殊速度。在我们的样本中检测到的五个OVI吸收系统中有四个位于已知星系的400 kpc范围内。在大多数星系中，1 h^-1 Mpc范围内的星系际气体会产生强的莱曼-α吸收，但也有相当一部分星系（约1/3）的吸收很弱或不存在。我们无法确定附近HI吸收较弱的星系与其他星系之间有任何统计学上的显著差异，尽管吸收较弱的星系可能有更高的恒星形成率。星系际CIV系统附近的星系团似乎居住在相对密集的环境中，并具有独特的光谱能量分布，其特征是蓝色和年轻的年龄。（节略）
2005-05-06 astro-ph
Numerical simulations of quasar absorbers
星系际介质的物理状态可以通过类星体光谱中所见的介入吸收系统进行非常详细的探测。氢吸收剂的性质取决于许多宇宙学参数，例如物质功率谱、再电离历史、电离背景和暗物质的性质。光谱还包含金属线，可以用来约束恒星形成的历史和反馈过程中的大小星系。模拟一直有助于调查这些参数在多大程度上可以明确地约束当前和未来的数据。本文是对这一课题的介绍，并回顾了模拟星系际介质的技术和方法。
2005-07-25 astro-ph
Chemical Abundances and the Metagalactic Radiation Field at High Redshift
我们已经进行了光电离星系际介质（IGM）的模型计算，以确定由于公布的双电子复合（DR）速率系数的不确定性对预测的离子柱密度的影响。基于我们以前的实验工作和比较发表的理论DR率，我们估计一般有一个因素2的不确定性，在现有的DR率用于建模IGM。我们表明，这种不确定性的结果在预测的N V和Si IV柱密度的~1.9的不确定性的因素，~1.6为O VI，和~1.7为C IV。我们表明，这些系统的不确定性转化为系统的不确定性高达3.1的因素，从观测推断的Si/C丰度比。因此，推断的IGM丰度比可能小于太阳能Si/C比或大于太阳能比的3倍。如果后者是正确的，那么它表明元星系辐射场不仅仅是由于活动星系核，而是包括重要的恒星成分。最后，列密度比的Si IV C IV与C II C IV的经常被用来约束递减的超星系辐射场在He II的吸收边。我们表明，由于DR率的2个不确定性的因素，在预测的Si IV C IV比的变化几乎一样大，由于10个因素的变化的减量。实验室测量的相关DR共振强度和能量是唯一明确的方法，以消除这些原子物理学的IGM模型的不确定性的影响。
1999-11-01 astro-ph
Scattered Lyman-alpha Radiation Around Sources Before Cosmological Reionization
宇宙中第一批星系和类星体的光谱应该被星系际介质中的中性氢（HI）强烈地吸收，而它们的静止坐标系莱曼α波长是短的。然而，这些光源发出的莱曼-α线光子并没有被消除，而是散射，直到它们由于周围星系际HI的哈勃膨胀而脱离共振并逃逸。我们计算得到的亮度分布和光谱形状的扩散莱曼α线发射周围高红移源，星系际介质被再电离之前。通常，由z=10的源发射的莱曼-α光子在源周围的15角秒量级的特征角半径上散射，并组成相对于源加宽和红移约1000 km/s的谱线。散射的光子是高度偏振的。探测高红移源周围的扩散莱曼α晕将为探测再电离时代之前的中性星系际介质提供一个独特的工具。在足够大的尺度上，哈勃流是平滑的，气体是中性的，莱曼α亮度分布可以用来确定重子和物质的宇宙质量密度。
1999-06-04 astro-ph
Monte Carlo inversion of hydrogen and metal lines from QSO absorption spectra
针对星系际（星际）氢与金属线复谱分析中的反问题，提出了一种基于模拟退火算法的新方法。我们考虑了在考虑脉动速度场和密度场（中尺度湍流）的混沌随机介质中谱线的形成过程。这种方法推广了我们以前的反向蒙特卡罗和熵正则化最小化方法，这些方法仅适用于速度波动。该方法允许一个估计，从一个观察到的系统的谱线，吸收气体的物理参数和适当的结构的速度和密度分布沿视线。使用一系列模拟最新最佳质量数据的合成光谱证明了计算过程的有效性。HI，CII，SiII，CIV，SiIV和OVI线，表现出复杂的配置文件，同时拟合。所采用的物理参数已恢复具有足够高的精度。所获得的结果鼓励应用所提出的程序来分析真实的观测数据。
2000-03-06 astro-ph
A Search for H-alpha Absorption in the Exosphere of the Transiting Extrasolar Planet HD 209458b
有证据表明，过境行星HD 209458 b有一个大的中性氢散逸层，这是基于Vidal-Madjar等人在过境期间观察到的莱曼-α通量减少15%。在这里，我们报告的H-α吸收的外逸层的上限。这些结果是基于斯巴鲁高色散光谱仪获得的母星光谱。对凌日内外的光谱进行比较，发现在5.1A波段内没有大于0.1%的外逸层H-α信号（选择具有与15% Ly-alpha吸收相同的Delta_lambda/lambda）。n=2的中性氢的柱密度的相应极限是N_2 <~ 10^9 cm^{-2}。这一限制限制了涉及热（~10^4 K）和流体动力学逃逸外逸层的拟议模型。
2004-06-28 astro-ph
An OVI Baryon Census of the Low-z Warm-Hot Intergalactic Medium
星系际吸收体沿视线到遥远的类星体是一个强大的诊断的演变和内容的星系际介质（IGM）。在这项研究中，我们使用FUSE卫星搜索了129个已知的lya吸收系统，在z<0.15朝向31 AGN，寻找相应的高莱曼线和重要的金属离子OVI的吸收。我们在40个系统中检测到OVI，其柱密度范围小于HI中所见。OVI和HI的共存表明一个多相IGM，温暖的光电离和热电离成分。利用改进的OVI检测统计，我们发现OVI柱密度dN（OVI）/dN_OVI N_OVI^（-2.2+-0.1）的陡峭分布，这表明许多弱OVI吸收体包含与罕见的强吸收体相当的重子质量。在这个热气体中，总的宇宙质量分数至少是Omega_WHIM=（0.0022+-0.0003）。在10^5-6 K时，WHIM中的气体至少贡献了z<0.15时重子总质量的4.8 ± 0.9%。然后，我们结合经验标度关系的观察到的“多相比”，N_HI/N_OVI N_HI^（0.9+-0.1），和宇宙学模拟中的氢过密度，N_HI delta_H^{0.7}，与HI光电离校正，推导出平均氧金属丰度，Z_O（0.09 Z_sun）（f_OVI/0.2）^（-1）在低z多相气体。考虑到经验关系式和f_OVI中的分布，OVI WHIM中的重子含量可能高达10%。我们的调查是基于OVI吸收器的数量（40与10）和总红移路径长度（dz 2.2与dz 0.5）相比，早期…
2005-01-04 astro-ph
Detection of X-ray Resonance Scattering in Active Stellar Coronae
利用{ \it Chandra}高分辨率透射光栅摄谱仪对活动的RS CVn型双星II Peg和IM Peg的日冕中类氢氧和氖离子产生的莱曼系线进行了分析，结果表明，与理论预测和在类似活动双星中观察到的相同比率相比，Ly $α$ /Ly $β$比率显著减小。我们解释这些递减线光子的共振散射的视线，这些观测提出了第一个强有力的证据，这种效果在活跃的恒星日冕。净线光子损失意味着这些恒星上发射结构的非均匀和非对称表面分布。逃逸概率参数，连同观测到的线比和发射等离子体密度的估计，意味着日冕结构的典型视线尺寸，这些结构在$3\times 10^6$ K的温度下主导$10^{10}$ cm的X射线发射，在$10^7$ K的温度下主导$10^8$ cm的发射。这些大小比简单的准静态日冕环模型预测的大一个数量级，但与下面恒星的几个$10^{11}$ cm半径相比仍然非常小。
2004-05-26 astro-ph
Inversion of the Lyman-$α$ forest: 3D investigation of the intergalactic medium
我们讨论了贝叶斯反演方法的实施，以恢复星系际介质的性质，从观测的中性氢莱曼- $α$的光谱中观察到的高红移类星体（所谓的莱曼- $α$森林）。我们使用两个互补的计划（i）一个约束高斯随机场线性方法和（ii）一个更一般的非线性显式贝叶斯反卷积方法，特别是提供了可能性，以约束气体的状态方程的参数。虽然依赖于两点关联函数的先验假设，我们展示了如何恢复，至少定性地，在红移空间中的大尺度结构的三维拓扑结构，通过反转一个合适的网络相邻的，低分辨率的视线。我们还讨论了在高光谱分辨率下观测到的单视线的反演。我们的初步调查表明，显式贝叶斯方法可以用来获得定量信息的气体的物理状态。在假设速度场和密度场具有统计相关性的前提下，通过同时约束重构实空间中的速度场和密度场来考虑红移畸变。该方法似乎工作良好，在强的前政权，奇特的速度被认为是最有可能实现的密度场。最后，我们研究了视线分离和视线数的影响。我们的分析表明，多个低分辨率的视线可以用来提高最有可能的速度重建的高分辨率视线。
2001-05-11 astro-ph
Keeping the Universe ionised: Photo-heating and the clumping factor of the high-redshift intergalactic medium
维持星系际氢离子化所需的临界恒星形成率密度，主要取决于星系际介质（IGM）中再结合的平均速率。这个速率与聚集因子C = <rho_b^2> / avg（rho_b）^2成正比，其中rho_b和avg（rho_b）分别是局域和宇宙平均重子密度，括号< >表示IGM中重组气体的空间平均值。我们进行了一套宇宙学的光滑粒子流体动力学模拟，包括辐射冷却计算的体积加权聚集因子的IGM在红移z >= 6。我们专注于由均匀的紫外背景的光致电离加热的效果，并发现，光致加热强烈地降低了结块因子，因为增加的压力支持平滑了小规模的密度波动。光致电离加热通常被认为对IGM的再电离提供了负反馈，因为它通过将气体从低质量晕中沸腾出来来抑制宇宙恒星的形成速率。然而，由于聚集因子的降低，它也使得更容易保持IGM电离。因此，光加热也提供了正反馈，虽然已知存在，但受到的关注要少得多。我们证明，这种积极的反馈实际上是非常强大的。使用保守的假设，我们发现，如果IGM在z >~ 9时被再加热，那么在z = 6时观测到的恒星形成星系的数量可能足以使IGM保持电离状态，前提是逃离恒星形成区域电离IGM的电离光子的比例大于0.2。
2009-01-10 astro-ph
How Neutral is the Intergalactic Medium at z ~ 6?
最近对高红移类星体光谱的观测揭示了具有小通量的长能隙。一个小的或不可检测的流量本身并不意味着星系际介质（IGM）是中性的。从观测到的吸收推断平均中性分数需要对IGM的聚类进行假设，这是引力不稳定性模型提供的。我们对z ~ 6处中性部分的最严格限制来自于Becker等人从z=6.28 SDSS类星体测量的平均莱曼β透射率--中性氢部分的平均密度必须大于4.7 × 10^{-4}。这显著高于在z = 4.5 - 5.7处约3-5乘以10^{-5}的中性分数，表明在z ~ 6附近或就在z ~ 6之前发生了显著变化，即使电流约束仍然与z ~ 6处的相当电离的IGM一致。约束中性分数的一种有趣的替代方法是考虑具有许多具有小通量的连续像素的概率，除非中性分数很高，否则该概率很小。该约束比从平均透射率获得的约束稍弱。我们发现，虽然导出的中性分数在一个给定的红移是敏感的功率谱归一化，周围的z ~ 6跳跃的大小是不。我们警告说，系统的不确定性包括电离背景的空间波动，和连续的位置。提出了测试。特别是，平均传输中的视线到视线分散可能提供有用的诊断。我们表示的色散的传输功率谱，并开发了一种方法来计算的光谱，比典型的模拟盒长的色散。
2002-07-21 astro-ph
Evidence for a Cosmological Stromgren Surface and for Significant Neutral Hydrogen Surrounding the Quasar SDSS J1030+0524
一个明亮的类星体位于高红移（z > 6）的致密中性星系际介质（IGM）中，将被一个大的宇宙学斯特龙格伦球所包围。然后，类星体的光谱将显示共振莱曼线吸收的急剧增加，其波长接近或短于斯特罗姆格伦球沿视线的边界。我们在这里表明，同时考虑在两个或多个氢莱曼线测量的吸收可以提供检测此功能所需的动态范围。我们广泛和强大的功能模型的莱曼α和莱曼β区域的光谱z=6.28类星体SDSS J1030+0524，使用流体动力学模拟。从陡峭的波长依赖性推断的吸收不透明度，我们检测到斯特朗格伦球的边界在一个适当的距离为6.0 +/- 0.2兆秒差距远离源红移。仅从光谱，我们还发现，超过这个距离，宇宙氢变成接近中性，中性分数x_HI > 0.2，并且这个类星体的电离光度在（5.2 +/- 2.5）乘以10^{56}光子/秒的范围内。当应用于未来类星体时，本文提出的方法可以探测重叠电离区的复杂拓扑结构，并可以用来研究再电离过程的细节。
2004-07-12 astro-ph
Resolving the Structure of Ionized Helium in the Intergalactic Medium with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
类星体光谱中的中性氢和电离氦吸收是早期宇宙结构的独特探针。我们目前的远紫外光谱探测器的视线类星体HE 2347 -4342在1000-1187 A波段的分辨率为15000。我们解决的He II Ly α吸收作为一个离散的森林的吸收线在红移范围2.3至2.7。这些特征中约有50%具有柱密度log N（HI）> 12.3的H I对应物，这解释了He II Ly alpha中观察到的大部分不透明度。He II与H I柱密度比的范围从1到>1000，平均值约为80。<100的比值与吸收气体的光致电离一致，这是由类星体的积分光产生的硬电离光谱造成的，但在许多地方>100的比值表明来自星暴星系或严重过滤的类星体辐射的额外贡献。没有H I对应物的He II Ly α吸收体的存在表明即使在低密度区域也存在结构，这与通过引力不稳定性形成结构的理论预测一致。
2001-08-09 astro-ph
The Minimum Universal Metal Density Between Redshifts of 1.5 and 5.5
看来，在红移约为5.5时，莱曼阿尔法森林变得越来越厚，从而将红移较高的星系际介质从中性氢的视野中切断。然而，在星系际金属线中仍然可以看到在更高的红移下恒星形成的影响。在本文中，我使用的32个类星体的发射红移范围在2.31至5.86的观测研究星系际金属密度从z = 1.5到z = 5.5的演变。CIV柱密度分布函数在整个红移范围内是不变的。通过直接积分，我确定在z = 1.5和z = 5之间，Omega_CIV在（2.5 - 7）\times 10 ^{-8}的范围内，Omega_SiIV在（0.9 - 3）\times 10^{-8}的范围内。z = 5时的金属丰度超过3.5 \times 10^{-4}，这意味着这部分宇宙大质量恒星的形成发生在红移之后。这足以使星系际介质电离。
2002-03-04 astro-ph
X-ray Preionisation Powered by Accretion on the First Black Holes. II: Cosmological Simulations and Observational Signatures
我们使用宇宙学模拟研究星系际介质的早期人口的吸积黑洞的X射线电离和加热。通过考虑来自X射线背景的观测约束，我们找到了汤姆逊散射光学厚度的上限τ_e~0.17。来自这些早期源的红移软X射线背景产生：（i）在红移z~7之前低密度星系际介质中完全电离的原子氢（因此恒星再电离的特征是HII区域的瞬时重叠相），（ii）在z~3处的第二次HeII再电离，（iii）在低红移处将星系际介质加热到近10000 K。黑洞所在星系的软X射线波段的典型光度大约比钱德拉深场的灵敏度极限低一个数量级。在天空的每平方弧分上，大约有1000个这样的源，产生可探测到的波动。很少有更罕见的物体能够发光到足以在钱德拉深场中可见。XEUS和Con-X卫星将能够探测到更多的这些源，如果无线电很响，可以用来研究21厘米森林的吸收。早期X射线预电离的特征是在小角度尺度上产生次级CMB各向异性。我们发现，在这些模型中的温度波动的功率谱随角尺度的减小而增加（dT~16 μ K在1arcsec尺度），而对于恒星再电离的情况下，功率在较小的尺度上减小。我们还表明，红移21厘米辐射的中性氢可以边缘检测到的红移7<z<12的发射。在z~30左右的红移处，可以检测到这些模型所特有的针对CMB吸收的更强且更窄（在红移空间中）的信号。[删节]
2004-12-02 astro-ph
The Impact of Cosmic Dust on Supernova Cosmology
星系际灰尘的消光在Ia超新星的标准烛光关系中引入了一个依赖于红移的星等偏移。与无尘宇宙相比，这导致高估了光度距离。量化这种系统效应的幅度对于精确确定暗能量参数至关重要。在本文中，我们模型的灰色尘埃灭绝的恒星形成历史的宇宙和尘埃颗粒的物理性质。我们专注于一类宇宙尘埃模型，满足目前的观测约束。这些可以在z=1.7时产生大到0.08等的消光，并可能破坏未来SN调查的暗能量参数推断。特别是依赖于尘埃模型，我们发现，一个不明消光可以偏移的估计一个恒定的暗能量状态方程w通过移动其最佳拟合值高达20%，从它的真实值。近红外宽带测光将很难检测到这种效果，而引起的衰减的巴耳末线需要高的信号噪声光谱。事实上，对于高红移的SNe，需要红外光谱。宇宙尘埃的绝灭也可能导致距离-对偶性关系的可检测的破坏。更全面的知识的物理学的IGM是必要的星系际尘埃的准确建模。由于大的星等色散电流，光度距离测量对这种可能的消光效应不敏感。相比之下，如果我们希望通过下一代的Ia超新星调查揭示暗能量的真实性质，就必须考虑这些因素。
2006-08-11 astro-ph gr-qc
