Master Equation for Hydrogen Recombination on Grain Surfaces
最近在类似于星际介质中遇到的条件下在天体物理学相关表面上形成分子氢的实验结果提供了有关这些过程的有用的定量信息。速率方程分析橄榄石和无定形碳表面上的实验提供了活化能势垒的扩散和解吸过程中有关的氢在这些表面上的复合。然而，速率方程模拟星际颗粒上氢复合的适用性受到质疑，在任何给定的时间，颗粒上可能只有很少的原子。为了解决这个问题，我们引入了一个主方程，考虑到离散性质的H原子和颗粒上的原子数的波动。微观晶粒上的氢复合率，作为晶粒尺寸和温度的函数，然后使用主方程计算。将结果与从速率方程得到的结果进行比较，并确定了主方程所需的条件。
2000-12-12 astro-ph
CMBR distortion concerned with recombination of the primordial hydrogen plasma
在标准宇宙学模型的框架下，计算了1 ~ 100 GHz频段内不同密度参数（非相对论性物质密度$Ω_m$和重子物质密度$Ω_b$）下与原初等离子体复合有关的CMBR畸变.将这些结果与从计划的实验中获得的观测数据进行比较，可用于独立确定宇宙学参数$Ω_m$和$Ω_b$。
2005-09-27 astro-ph
Recombination Efficiency of Molecular Hydrogen on Interstellar Grains-II A Numerical Study
在决定星际介质中分子氢和其他分子的产生速率时，对颗粒表面复合时间的了解一直是一个主要障碍。我们提出了一个数值研究来计算这个时间的分子氢的各种云和颗粒参数。我们还发现了时间依赖性，特别是当一个粮食是新鲜注入到系统中。除了复合时间似乎是激活势垒能、温度等晶粒参数的函数外，我们的结果还显示了对晶粒中氢原子的有效吸积率$S$和晶粒中氢原子的位点数的依赖性。简单地说，一对原子氢产生一个分子氢所需的平均时间取决于颗粒中原子和分子氢的数量以及跳跃和解吸时间的速度。我们表明，如果我们写的平均复合时间为$T_r \sim S^α/A_H$，其中，$A_H$是跳跃率，那么$α$可以远远大于1的所有天体物理相关的吸积率。因此，$H_2$的平均形成速率也取决于晶粒参数、温度和吸积速率。我们相信，我们的结果将影响复杂分子的形成，如甲醇，需要在星际介质的颗粒表面上连续氢化的总速率。
2008-06-28 astro-ph
Ionizing radiation from hydrogen recombination strongly suppresses the lithium scattering signature in the CMB
有人认为，中性锂产生的二次CMB各向异性可以在红移z ~ 400附近打开一个新的观测窗口，并允许确定原始锂的丰度。这种效应是由于在允许的LiI双重态（2s^2 S_{1/2} -2p^2 P_{1/2,3/2}）中的共振散射，因此它的可观测性取决于中性锂的形成历史。在这里，我们表明，在氢复合过程中产生的紫外光子是足够的，以保持锂在LiII电离阶段在相关的红移范围内，并抑制中性分数从以前的计算约3个数量级，使锂签名不可观察。
2005-07-05 astro-ph
Rapid HeII->HeI recombination and radiation concerned with this process
研究了原始氦等离子体（HeII->HeI，$z \simeq 1500 - 3000$）的衰变。这一过程对CMBR各向异性和CMBR谱畸变有影响。本文在标准宇宙学模型的框架下研究了中性氢对HeII->HeI复合动力学的影响。结果表明，少量的中性氢（氢离子和氢原子总数的$10^{-5} - 10^{-2}$）导致在$z\lesssim 2000$和$z\lesssim 1600$处HeII-> HeI复合的加速，准平衡HeII->HeI复合（根据Saha公式）变得有效。
2007-03-16 astro-ph
Hydrogen infrared recombination lines as diagnostic tool for hot star wind geometry
我们分析了红外空间天文台观测到的热质量恒星样品的红外氢复合线。我们的样本包含来自几类天体的恒星，其星周环境被认为是由电离的恒星风（亮蓝变星）或致密的盘状几何结构（Be星和B[e]星）主导的。我们表明，氢红外复合线可以作为一种诊断工具，以限制电离拱星材料的几何形状。谱线强度对发射气体的密度敏感。高密度导致光学粗线，其线强度仅取决于发射表面。低密度气体产生光学细线，其特征可以是门泽尔情况B复合。ISO的观测结果表明，恒星风主要由光学薄的\hi \复合线，而光盘主要由光学厚线。在使用\hu / \bra和\hu / \pfg线通量比的诊断图中，风和风被很好地分开。这种诊断工具有助于限制热恒星环境的性质，以防它们被高度遮蔽，例如，当它们仍然嵌入其出生的分子云中时。
2002-02-27 astro-ph
Dynamics of Primordial Hydrogen Recombination with Allowance for a Recoil for Scattering in the Ly-alpha Line
结果表明，考虑到反冲辐射散射的Ly-alpha线可以导致原始氢复合的加速。因此，对于LambdaCDM模型，对于红移z在800 - 1050范围内，电离度的降低超过1%，在z=900时达到约1.3%。对宇宙微波背景功率谱的相应修正，TT谱可达1.1%，EE谱可达1.7%。计算中的辐射转移是在准定态近似下处理的。在扩散近似下，对有反冲的部分频率重分布下的Ly-alpha线辐射转移的非定常问题也得到了数值解。一个本地线轮廓的演变被跟踪，以及从2 p状态下到1 s一个未补偿的过渡的相对数量的演变。结果表明，考虑Ly-alpha线辐射转移的非平稳性，可以导致原始氢复合的额外加速。
2008-01-22 astro-ph
Cosmological hydrogen recombination: populations of the high level sub-states
本文给出了在宇宙学氢复合过程中，频率低至nu~ 100 MHz的束缚-束缚跃迁引起的宇宙微波背景（CMB）谱畸变的结果。我们延长我们以前的治疗的重组问题，现在包括主要的碰撞过程，并遵循所有氢角动量子状态的演变多达100壳。我们表明，由于宇宙的重子密度低，即使在最高的考虑壳层完全统计平衡（SE）没有达到，并在低频的复合谱是显着不同时，假设全SE n>2。我们还直接比较了我们的结果的电离历史的Recfast代码的输出，特别是在低红移，而出现很大的差异。在汤姆逊可见度函数附近，电子分数相差约0.6%，这对温度和偏振功率谱的影响<~ 1%。此外，我们简短地讨论了自由-自由吸收和线加宽由于电子散射的束缚-束缚复合光谱和CMB角波动的产生由于散射的光子在高壳层的影响。
2006-10-25 astro-ph
Spectral distortions to the Cosmic Microwave Background from the recombination of hydrogen and helium
氢氦在z~1000-7000的复合对宇宙微波背景（CMB）谱产生了不可避免的畸变。我们提出了一个详细的计算所产生的线强度的Ly-alpha（2 p-1 s）和双光子（2s-1 s）跃迁的复合氢，以及相应的线从氦。我们给出了一个近似的公式，在不同的宇宙学的CMB上的主要复合线失真的强度，这个峰值发生在约170微米。我们还发现了一个以前未描述的长波长峰（我们称之为预复合峰）从2 p-1 s跃迁的线，这是在相应的原子发生显著复合之前形成的。本文首次详细计算了双光子发射谱线的形状。从双光子跃迁发射的光子的频率具有宽光谱，这使得氢的双光子线的峰的位置几乎位于与Ly-alpha主峰相同的波长处。氦谱线在相似的波长下也会产生畸变，因此组合的畸变具有复杂的形状。这种扭曲的检测将提供直接的支持证据，证明宇宙确实曾经是等离子体。此外，在复合期间，畸变是物理学的敏感探针。虽然光谱失真被来自银河系的尘埃辐射淹没，并且在宇宙远红外背景峰值的波长处最大，但它可能能够定制一个实验来检测它的非平凡形状。
2006-02-23 astro-ph
Laboratory Synthesis of Molecular Hydrogen on Surfaces of Astrophysical Interest
我们报告的第一个实验结果，以测量表面上的天体物理的兴趣氢的复合率。我们的测量给出了较低的值的重组效率（粘附概率S × H-H遇到$γ$时的重组概率）比基于模型的估计。我们建议，我们的结果可以调和平均估计的重组率（1/2 n（H）n（g）v（H）A S $γ$）从天文观测，如果实际表面的平均颗粒是粗糙的，它的面积更大，比模型中考虑的。
1996-11-07 astro-ph
Time-Dependent Corrections to the Ly-alpha Escape Probability During Cosmological Hydrogen Recombination
我们考虑的影响与详细的辐射转移在宇宙复合的时代对我们的宇宙电离历史。我们集中在氢莱曼-α共振在红移600<~ z <~ 2000的光子逃逸，这是定义宇宙复合速率的两个关键机制之一。我们在标准公式中处理这个问题，由于双光子相互作用的校正推迟到另一篇论文。作为主要结果，我们在这里表明，在非定常方法中，在红移800<~z<~1200范围内，对自由电子分数N_e的修正约为~1.6-1.8%.因此，所讨论的过程中的电离历史的最大修改之一，接近最大的埃里克森可见度函数在z~1100考虑到目前为止。我们证明了我们的结果，数值和分析，导出逃逸概率，并考虑莱曼α线发射和线吸收的方式不同的索伯列夫近似。特别是，我们给出了一个详细的推导过程中的氢复合的Sobolev逃逸概率，并解释了基本的假设。然后，我们讨论的情况下，相干散射的实验室框架中的光子逃逸，解决这个问题的解析在准静态近似，也在时间依赖的情况下。本文指出，在DP/P~5- 10%的水平上，氢复合过程中逃逸几率的Sobolev近似是不成立的。这是因为在复合过程中，电离度在特征时间Dz/z~ 10%内显著变化，使得在百分比水平精度下，光子分布不会演变（删节）。
2009-03-30 astro-ph
Two-photon transitions in primordial hydrogen recombination
宇宙学氢复合的问题最近受到了广泛的关注，因为它的重要性，从CMB观测的预测和宇宙学约束。虽然双光子衰变2s-> 1 s的核心作用已经被认识了几十年，但高精度的计算要求我们考虑从更高状态ns，nd-> 1 s（n>=3）的双光子衰变。简单地尝试将这些过程包括在复合计算中，会遇到与单光子衰变序列相关的物理问题，例如3d-> 2 p-> 1 s，从技术上讲也会产生两个光子。这些对应于光学厚度的双光子光谱中的共振，需要辐射转移计算。我们推导出适当的方程，开发了一个数值代码来解决它们，并通过找到与解析近似的辐射转移方程的协议来验证结果。拉曼散射和双光子复合的相关过程包括使用类似的机器。我们的研究结果表明，在复合的早期，双光子衰变的作用，以加速复合，减少自由电子丰度的1.3%，相对于标准计算在z=1300。但是我们发现在Ly-alpha和Ly-beta之间的一些光子主要是通过3d-> 1 s双光子衰变和2s-> 1 s拉曼散射产生的。稍后，这些光子红移到Ly-α，激发氢原子，并减缓复合。因此，相对于z=900处的标准计算，自由电子丰度增加了1.3%。对于最近公布的WMAP和ACBAR数据，对CMB功率谱的隐含修正是不合格的，但在Fisher矩阵水平上，对于Planck将是7 sigma。[删节]
2008-05-20 astro-ph
The imprint of cosmological hydrogen recombination lines on the power spectrum of the CMB
我们探讨了宇宙学氢复合线在宇宙微波背景（CMB）功率谱上的印记。特别是，我们集中我们的分析在三个最强的线的巴尔末，帕邢和布拉开系的氢。我们预期由于H $α$线的$0.3 μK$水平上的这些线而引起的角功率谱的变化在小角尺度（$\ell \approx 870$）处最大。信号的形态非常丰富。它导致相对狭窄的光谱特征（$Δν/ ν\sim 10^{-1}$），当我们通过测量不同频率的功率谱来探测不同的红移或不同的多极时，功率谱中的几个区域显示出效应符号的特征变化。它也有一个非常特殊的依赖于多极尺度，与细节的传递函数在散射的时代。为了计算这些跃迁的光学深度，我们对复合过程中氢原子能级的布居进行了数值演化，同时处理了氦的演化。对于氢原子，我们分别跟踪每个角动量态，直到n=10的能级。前景和其他频率依赖的污染物，如瑞利散射，可能是这些测量的一个重要限制，虽然我们正在讨论的特殊的频率和角度依赖性的影响可能允许分离它。使用未来的窄带光谱观测检测这个信号可以提供有关宇宙复合如何进行的细节信息，以及丝绸阻尼在复合过程中如何运作。
2005-05-09 astro-ph
HeII->HeI Recombination of Primordial Helium Plasma Including the Effect of Neutral Hydrogen
在标准宇宙学模型下研究了原始氦等离子体（z = 1500 - 3000）的HeII->HeI复合。这一过程影响了宇宙微波背景各向异性和光谱畸变的形成。我们研究了中性氢对HeII->HeI复合动力学的影响，在HeI共振线中辐射频率的部分和完全重新分布。结果表明，为了正确地计算HeII->HeI复合动力学，不仅要考虑HeI共振线吸收和发射剖面中的翼，而且要考虑共振光子在频率上重新分布的机制。因此，例如，对于时期z = 1770 - 1920，使用多普勒吸收和发射轮廓的模型和使用频率的部分重新分布的模型的自由电子的数量的相对差是1 - 1.3%。对于时期z = 1750 - 2350，使用频率的部分重新分布的模型和使用频率的完全重新分布的模型的自由电子的数量的相对差为1 - 3.8%。
2008-12-16 astro-ph
Cosmological hydrogen recombination: Lyn line feedback and continuum escape
我们计算了由于莱曼系列光子的延迟反馈和莱曼连续谱中的逃逸对宇宙学氢复合历史的修正。前一个过程预计会稍微延迟重组，而后者应该允许介质更快地重组。结果表明，在z~ 1050处，释放的Lyman-n光子对低Lyman-（n-1）跃迁的反馈产生了最大的校正，DN_e/N_e为0.22%。仅包括对莱曼-α跃迁的莱曼-β反馈，占了大部分效应。我们发现宇宙微波背景TT和EE功率谱\change {具有典型的峰到峰幅度|DC^{TT}_l/C^{TT}_l|约0.15%，|ΔC^{EE}_l/C^{EE}_l| l<~3000时约为0.36%。Lyman连续谱中的逃逸和Lyman-α光子对第二壳层光电离率的反馈导致电离历史的很小的修改（小于|DN_e/N_e| ~几个x 10^{-6}）。
2007-11-03 astro-ph
How well do we understand cosmological recombination?
从CMB天空中提取宇宙学参数的主要理论限制在于我们可以计算宇宙学复合过程的精度。例如，氢和氦复合细节的不确定性可能会有效地增加普朗克卫星得出的宇宙学参数的误差或偏差。在这里，我们修改宇宙学的重组程序RECFAST通过引入一个参数来重现最近的数值结果的氦复合的速度。连同现有的氢捏造因子，我们改变这两个参数，占宇宙学复合中剩余的主导不确定性。通过使用CosmoMC代码与普朗克预测数据，我们发现，我们需要确定的参数，以优于百分之十的He I和百分之一的H，为了获得对宇宙学参数的影响可以忽略不计。对于氦的复合，如果现有的研究已经通过适当地包括相关的物理过程计算出电离分数达到0.1%的水平，那么我们已经有了足够精确的普朗克数值计算。对于氢来说，设置模糊因子以使低红移复合加速14%似乎对普朗克来说已经足够了。然而，还需要做更多的工作，以进行全面的数值计算的所有相关的影响，氢，以及检查的影响，耦合氢和氦的复合通过辐射场。
2008-02-08 astro-ph
Hydrogen 2p--2s transition: signals from the epochs of recombination and reionization
我们提出了一种方法来研究的基础上可能观察到的2 p-2s精细结构线的中性氢外的宇宙H { \sc ii}区包类星体和其他电离源的再电离时代。我们表明，在$z \simeq 6.3$观察到的光源的典型参数的强度，这是成比例的H { \sc i}分数，这个信号，具有亮度温度$\simeq 20 μK$的完全中性介质。精细结构线从这个红移是可观察到的$ν\simeq 1 \rm GHz$，我们讨论了前景的检测与几个业务和未来的射电望远镜。我们还计算该信号的特征，从重组的时代：峰值亮度预计是$\simeq 100 μK$，该信号出现在频率范围5-10 MHz。来自复合时代的信号几乎不可能被探测到，因为在这些频率下银河系的辐射非常明亮。
2007-04-10 astro-ph
Probing the First Stars with Hydrogen and Helium Recombination Emission
由无金属恒星电离的气体所产生的不寻常的复合辐射模式可能会将早期的恒星形成星系与现在的星系区分开来。这种模式来自于无金属恒星的更硬的电离光谱，它强烈地增强了He II复合线的强度。我们的计算表明，He II 1640和4686的谱线通量足够大，可以用现有的仪器通过窄带和光谱搜索来探测红移z ~ 5的高红移发射线源。一个未知的Lya发射体可能含有低金属量或无金属的恒星。由于预测的He II 1640通量与氢Lya相当，甚至可能超过氢Lya，因此寻找高红移星系时应考虑He II复合线作为观测光谱中单一发射线的可能识别。无金属恒星的光谱可以同时显示出H I和He II的发射线，改善了对它们红移和识别的限制。我们评估了相当大的不确定性，影响我们的期望，真正的第一代恒星的检测和识别与目前的搜索技术，包括恒星质量损失的光谱演化和混乱的电离原始恒星源和AGN在早期宇宙中的作用。
2000-11-15 astro-ph
Molecular dynamics simulation of gaseous atomic hydrogen interactions with hydrocarbon grains
半经验分子动力学被用来模拟几个气态原子氢与碳氢颗粒在空间中的相互作用：反冲，吸附，扩散，化学吸附和重组成分子氢。它们的概率由多个数值实验确定，作为气体原子初始速度的函数。自由晶粒的平衡氢覆盖率，然后推导出。这些数据可用于计算材料和能量平衡以及氢在晶粒上的复合速率。还考虑了晶粒温度的作用。
2004-11-30 astro-ph
Electron temperatures and densities of planetary nebulae determined from the nebular hydrogen recombination spectrum and temperature and density variations
本文提出了一种利用观测到的氢复合谱（包括连续谱和线发射）同时计算行星状星云（PNe）电子温度和密度的方法。通过匹配的理论光谱周围的巴耳末跳跃在约3646 A观察到的光谱，我们确定48银河系PNe的电子温度和密度。用这种方法得到的电子温度比用[O III] 4959/4363和[O III]（88μ+52μ）/4959比值得到的电子温度要低。结果表明，用这种方法计算的电子密度比用禁戒线比计算的电子密度有系统的提高。这些结果表明，温度和密度波动通常存在于星云内。此外，PNe的He/H丰度与T_e（[O III]）和T_e（Bal）之差呈正相关，表明可能存在缺H结，从而高估了He/H丰度。
2004-03-16 astro-ph
Lines in the Cosmic Microwave Background Spectrum from the Epoch of Cosmological Hydrogen Recombination
我们计算的频谱失真的宇宙微波背景（CMB）的宇宙氢复合的时代在标准宇宙（和谐）模型的频率范围在1 GHz-3500 GHz的。我们遵循的氢水平，包括国家的主要量子数$n=30$在红移范围$500\leq z\leq 3500$的人口的演变。所有的角动量子状态被单独处理，导致总数为465个氢能级。还包括物质温度和来自HeII的电子分数的演化。我们提出了一个详细的讨论所产生的失真的主要偶极跃迁，例如莱曼和巴耳末系，以及由于双光子衰变的氢2s能级的发射。此外，我们调查的结果对壳的数量变化的鲁棒性。由此产生的光谱畸变具有特有的振荡行为，这可能使实验学家能够将它们与其他背景分开。在波长大于21厘米时，光谱的相对畸变超过了$10^{-7}$。我们的结果也显示了详细跟踪角动量子态的重要性，以及它们对谱线振幅的影响。对剩余电子分数的影响是温和的，主要发生在低红移。CMB角功率谱的变化小于1%。最后，我们的计算表明，如果原始辐射场是由一个纯黑体描述，那么有没有从任何氢跃迁的红移大于$z \sim 2000$显着的排放。这与一些早期的工作相反，在这些工作中，声称存在“预重组”峰。
2006-07-17 astro-ph
Power spectrum of electron number density perturbations at cosmological recombination epoch
给出了氢宇宙复合时期自由电子数密度扰动的功率谱。结果表明，大于声视界尺度的电子微扰功率谱的幅值是重子物质密度谱（氢、氦原子和离子）幅值的17倍。在第一和第二声峰的范围内，这种关系为18，在第三声峰的范围内为16。还分析了这种关系对宇宙学参数的依赖性。
2009-02-19 astro-ph
Lines in the cosmic microwave background spectrum from the epoch of cosmological helium recombination
本工作的主要目标是计算氦原子的束缚-束缚跃迁对宇宙复合谱的贡献。我们表明，由于氦在早期宇宙中的存在下，独特的功能出现在总的宇宙复合谱。这些可能提供了一个独特的观测可能性，以确定原始氦的相对丰度，早在第一颗恒星形成之前。我们包括了微量中性氢原子对HeII -> HeI复合动力学的影响，在红移$z\sim 2500$。正如最近所讨论的，这个过程显著加速了HeII -> HeI复合，导致相关复合光谱中相当狭窄和明显的特征。此外，在$z\sim 1100-1500$周围的氢复合的实际时期之前，该过程在氢莱曼- $α$线内诱导一些发射。我们还表明，中性氦的一些精细结构的转变出现在吸收，再次留下独特的痕迹，在宇宙微波背景黑体光谱，这可能允许确认我们的理解早期宇宙和详细的原子物理学。
2008-03-10 astro-ph
Hydrogen Masers. I: Theory and Prospects
第一个自然发生的高增益氢复合线（HRL）脉泽的发现，在毫米和亚毫米光谱的发射线星MWC 349，需要扩大目前的范式约HRL。在本文中，我们重新审视在一般的物理非LTE人口重组氢，并指定高增益激射和激射的HRL的必要条件。激射复合线的饱和是一个关键的考虑因素。我们提请注意氢中活跃的另一个非LTE现象：粒子群的过冷。从观测上看，HRL过冷可能表现为非常弱的发射复合线，或者表现为“dasar”，即非常强的吸收线。我们简要地讨论了在几类银河系和河外天体中探测氢脉泽、激光和达萨的前景，包括致密的HII区、Be或Wolf-Rayet星和活动星系核。
1995-11-26 astro-ph
Magnetic Field Spectrum at Cosmological Recombination
研究了由宇宙学密度扰动产生的磁场。在宇宙重组之前的原始等离子体中，宇宙中除了暗物质以外的所有物质都以光子、电子和质子（以及少量轻元素）的形式存在。由于光子从电子和质子的不同散射性质，不可避免地感应出电流和电场，并且因此产生磁场。我们在宇宙学扰动理论的基础上，提出了一个详细的宇宙磁场产生的形式。我们数值计算得到的磁场功率谱的范围很广的尺度，从$k\sim 10^{-5}$ Mpc $^{-1}$到$k\sim 2\times 10^{4}$ Mpc $^{-1}$，并提供其解析解释。这些宇宙学产生的磁场的影响进行了讨论。
2007-01-11 astro-ph
Rico: An Accurate Cosmological Recombination Code
我们提出了Rico，这是一个旨在计算氢和氦复合时期宇宙电离分数的代码，具有前所未有的速度和精度。这是通过训练机器学习代码Pico来完成的，该代码基于多级宇宙重组代码的计算，该代码自洽地包括先前被忽略的几个物理过程。在训练之后，Rico用于拟合作为宇宙学参数的函数的自由电子分数。然而，例如在低红移（z<~900）下，电离分数的大部分净变化可以通过将Recfast中的氢模糊因子降低约3%来捕获，Rico提供了一种在标准宇宙学参数估计框架中有效地使用完整重组代码的精确电离历史的手段，而不需要向简单的重组添加新的或精炼的fudge因子或函数模型在这里提出的新方法中，只要有更准确的完整重组代码可用，就可以轻松更新Rico。一旦训练好，Rico计算宇宙电离历史的拟合误差可以忽略不计，在~10毫秒内，速度至少比这里使用的完整重组代码快10^6。此外，Rico能够将完整代码的电离历史重现到远低于0.1%的水平，从而确保可以计算CMB波动的理论功率谱，以足够的精度和速度进行分析，如普朗克即将到来的CMB实验。此外，它将能够交叉检查宇宙学参数空间中的不同重组代码，这种比较对于确保准确解释未来的宇宙微波背景数据非常重要。
2008-07-16 astro-ph
Cosmological Recombination
本论文主要研究宇宙学复合的物理过程以及复合过程中的细节对宇宙微波背景（CMB）各向异性的影响。本文详细计算了氢（H）复合过程中的莱曼α跃迁和最低双光子跃迁以及氦（He）的相应谱线对CMB谱的谱线畸变。这些畸变的峰值主要来自莱曼-α跃迁，并且发生在约170微米处，这是CMB的维恩部分。从CMB天空中提取宇宙学参数的主要理论限制在于我们可以计算宇宙学复合过程的精度。在此基础上，我们对H和He的复合过程进行了多能级计算，计算中加入了中性氦（He I）的自旋禁戒跃迁，以及H的高阶双光子跃迁和He I单重态之间的双光子跃迁。我们发现，自旋禁戒跃迁的结果在电离分数的变化超过一个百分点，而其他过渡给小得多的影响。最后，我们对RECFAST进行了改进，通过引入一个参数来重现最近的数值结果，以加速氦的复合。连同现有的氢“捏造因素”，我们改变这两个参数占宇宙学重组剩余的主导地位的不确定性。通过使用马尔可夫链蒙特卡罗方法与普朗克预测数据，我们发现，我们需要确定的参数，以优于10%的He I和1%的H，为了获得对宇宙学参数的影响可以忽略不计。
2008-11-18 astro-ph
Cosmological Perturbations at Second Order and Recombination Perturbed
我们导出了控制宇宙学扰动演化的完整的二阶方程组，其中包括一阶电子数密度扰动δ e的影响。我们详细分析了微扰对宇宙复合历史的影响，并指出对于小于1Mpc ^{-1}的同动波数，Peebles有效三能级原子的微扰版本足以获得δ e的演化.我们严格计算了Ly α逃逸几率的微扰，并在一个很好的近似下表明它受局域重子速度发散的控制。对于短于光子扩散尺度的模，我们发现δ_e在复合过程中相对于其他一阶量（在二阶时产生CMB各向异性）大约增加了5倍。利用这些结果，在一个配套文件中，我们计算重组过程中产生的CMB双谱。
2008-12-18 astro-ph
Collisional Plasma Models with APEC/APED: Emission Line Diagnostics of Hydrogen-like and Helium-like Ions
新的X射线天文台（钱德拉和XMM-牛顿）提供了丰富的高分辨率X射线光谱，其中氢和氦离子通常是强特征。我们目前的结果，从一个新的碰撞辐射等离子体代码，天体物理等离子体发射代码（APEC），它使用原子数据的同伴天体物理等离子体发射数据库（APED）计算光谱模型热等离子体。APED包含必要的原子数据，如碰撞和辐射率，复合截面，双电子复合率，和卫星线波长。我们比较亚太经合组织的结果，其他等离子体代码的氢和氦样诊断，并测试我们的结果的灵敏度，包括在模型中的水平的数量。我们发现，双电子复合到高（n=6-10）主量子数的类氢离子影响一些类氦线比从低位（n=2）的转变。
2001-06-26 astro-ph
Cosmological Recombination of Lithium and its Effect on the Microwave Background Anisotropies
锂的宇宙学重组历史，大爆炸核合成过程中产生的，使用更新的化学和宇宙学参数与最近的宇宙微波背景（CMB）测量一致。对于流行的宇宙学参数，大约五分之一的锂离子通过红移$z\sim 400$重新结合成中性原子。中性锂原子在6708 nm处共振散射CMB，并在$\sim 300 μ$ m附近观察到的波长处扭曲其强度和偏振各向异性，正如Loeb（2001）最初提出的那样。修改后的各向异性导致锂复合的历史计算各种宇宙模型，发现主要是在抑制功率谱振幅。假设一个大的原始丰度的锂模型的功率谱发生重大修改。虽然锂信号的探测可能很困难，但它提供了推断锂原始丰度的可能性，并且是迄今为止为$z\sim 500-100$提出的宇宙大尺度结构的唯一探测器。
2002-07-11 astro-ph
Cosmological constraints in the presence of ionizing and resonance radiation at recombination
随着最近的测量全天空宇宙微波背景偏振从WMAP，关键的宇宙学简并已被打破，允许更严格的约束被放置在宇宙学参数推断假设一个标准的重组方案。在这里，我们考虑的宇宙约束的影响，如果额外的电离和共振辐射源存在于复合。我们发现，新的CMB数据显着改善了额外的辐射源的约束，与$\log_{10}[ε_α] < -0.5$和$\log_{10}[ε_{i}] <-2.4$在95% c. l.分别用于共振源和电离源。然而，包括广义重组的情况下，我们发现，标量谱指数$n_s$的约束被削弱到$n_s=0.98\pm0.03$，与$n_s=1$的情况下，现在在95%的c.l.。讨论了张量模、标度不变性、暗能量和中微子质量等约束的松弛。
2007-01-09 astro-ph gr-qc hep-ph
Uncertainties in Theoretical HeI Emissivities: HII Regions, Primordial Abundance, and Cosmological Recombination
最近在天文学和宇宙学方面的一些工作都依赖于理论上的He I发射率，但我们知道没有努力量化原子数据中的不确定性。我们分析和分配不确定性的所有相关的原子数据，进行蒙特卡罗分析，并报告标准偏差的线发射率。我们考虑两组错误，我们称之为“乐观”和“悲观”。“我们还考虑了三种不同的条件，对应于原型银河系和河外H II区域以及宇宙重组的时代。在河外H II的情况下，我们得到的误差是可比的，或更大的误差在最近的一些$Y_p$计算，包括来自CMB的观测。我们证明了系统的原始丰度计算的影响，这种影响不能通过观察大量的对象减少。在宇宙学复合的情况下，误差与最近计算中考虑的许多效应相当。
2008-11-07 astro-ph
The Richness and Beauty of the Physics of Cosmological Recombination
描述宇宙重组时代的物理成分非常简单，也非常容易理解。这一事实使我们能够考虑各种各样的过程，仍然发现潜在的可衡量的后果。在这篇文章中，我们重点介绍了最近与宇宙学氢复合有关的一些详细的物理学研究。这些考虑的影响是双重的：（i）在这一时期相关的光子释放导致宇宙微波背景（CMB）能谱与完美黑体的有趣和独特的偏差，特别是在分米波长处，可能在不久的将来变得可观察到。观察这些扭曲，原则上将提供一种额外的方法来确定宇宙的一些关键参数（例如比熵，CMB温度和氦的星前丰度），而不受宇宙方差的限制。它还使我们能够用直接的观测证据来对抗我们对复合过程的详细理解。在这方面的贡献，我们说明了如何的理论光谱模板的宇宙复合谱可用于此目的。(ii)随着高精度宇宙微波背景数据的出现，例如使用普朗克测量者或Cmbpol可以获得的数据，对宇宙电离历史的非常精确的理论理解对于解释宇宙微波背景温度和偏振各向异性是必要的。（节略）
2008-02-06 astro-ph
On the coupling between different species during recombination
测量宇宙微波背景辐射（CMBR）的涨落是测量宇宙学基本参数最有前途的方法之一。然而，为了从精密测量中推断参数，有必要至少计算测量精度的理论波动谱。标准的处理方法假设电子、离子和中性氢在整个复合过程中都是紧密耦合的，重子-光子等离子体可以被视为一个由重子和光子通过汤姆逊散射相互作用组成的双流体系统。我们研究这种近似的有效性，明确写下并解决了电子，离子，中性氢和光子的完整的玻尔兹曼方程组。对标准处理的主要修正是包括光子和中性氢之间的瑞利散射，CMBR功率谱的变化小于0.1%。因此，我们的结论是，重子-光子系统的标准处理是一个非常好的近似，比任何可能的测量精度都要好。
2001-01-11 astro-ph
The Richness and Beauty of the Physics of Cosmological Recombination: The Contributions from Helium
描述宇宙重组时代的物理成分非常简单，也非常容易理解。这一事实使我们能够考虑各种各样的过程，仍然发现潜在的可衡量的后果。在这篇文章中，我们强调了最近研究的一些与宇宙学氢和氦复合有关的详细物理学。这些考虑的影响是双重的：（i）在这一时期相关的光子释放导致宇宙微波背景（CMB）能谱与完美黑体的有趣和独特的偏差，特别是在分米波长处，可能在不久的将来变得可观察到。尽管氦的丰度相当小，但它也为完整的复合光谱贡献了相当数量的光子，由于氦复合动力学的差异和所有成分的非平凡叠加，导致额外的独特光谱特征。观测氢和氦复合时期的光谱畸变，原则上将提供一种额外的方法来确定宇宙的一些关键参数（例如比熵，CMB温度和氦的星前丰度），而不受宇宙方差的限制。它还使我们能够用直接的观测证据来对抗我们对复合过程的详细理解。(ii)随着高精度宇宙微波背景数据的出现，例如使用普朗克探测器或CMBpol可以获得的数据，对宇宙电离历史的非常精确的理论理解对于解释宇宙微波背景温度和偏振各向异性是必要的。（节略）
2008-02-06 astro-ph
Perturbations of ionization fractions at the cosmological recombination epoch
本文分析了离子和电子数密度在复合期扰动的发展。从Seager等（1999，2000）给出的精确计算早期宇宙电离历史的方程组出发，导出了电离分数的相对扰动方程。结果表明，电离率和复合率对等离子体密度和温度的强烈依赖性使得电离分数相对扰动的振幅与重子物质密度绝热扰动的振幅有显著的偏差。这种偏差是最突出的尺度大于声视界的宇宙学绝热扰动在重组时期。最后散射面上电子和质子数密度的相对扰动幅度超过重子总数密度相对扰动幅度的$\simeq$ 5倍，对于氦离子，这个比值达到$\simeq$ 18。对于视界下的宇宙学扰动，这些比值似乎基本上较小，并取决于振荡相位的时刻去耦。在复合阶段，离子和电子数密度的扰动对等离子体温度涨落没有贡献，但在大于声视界的尺度上，引起光学深度最后一个散射面$δz_{dec}/(z_{dec}+1)\approx -δ_b/3$的“扰动”.这可能会导致在几个角度尺度上的CMB偏振模式的预先计算值的显著变化。
2006-05-25 astro-ph
Probing the Universe After Cosmological Recombination Through the Effect of Neutral Lithium on the Microwave Background Anisotropies
我表明，中性锂强烈耦合到宇宙微波背景（CMB）通过其6708 A共振跃迁后，它在z~500复合。在<335微米的观测波长处，CMB各向异性显著改变，因为中性锂的共振散射的光学深度是相当大的，约为0.5。散射将抑制原始的各向异性，但将在CMB温度和亚度尺度（l>100）上的偏振中产生强的新的各向异性。在这个光谱范围内的不同波长的观测可以探测早期宇宙的不同薄片。前景远红外源连续辐射贡献的各向异性噪声可以通过在稍微不同的波长处减去图来去除。对上述效应的检测可用于研究z<500时的结构，并限制锂的原始丰度和复合历史。
2001-05-17 astro-ph
The effect of forbidden transitions on cosmological hydrogen and helium recombination
宇宙中超过一半的原子通过禁戒跃迁进行重组，因此准确处理禁戒通道对于以未来微波各向异性实验所需的精度水平跟踪宇宙重组过程非常重要。我们对氢氦复合过程进行了多能级计算，其中加入了中性氦（He I）的2 P三重态到1 S单重态的自旋禁戒跃迁，以及氢（n=40）和He I（n ≤ 10和l ≤ 7）单重态之间的nS-1 S和nD-1 S双光子跃迁.这种跃迁的潜在重要性首先由Dubrovich和Grachev（2005）使用有效的三能级原子模型提出。在这里，我们放松了高激发态之间的热平衡假设，研究了这些额外的禁戒跃迁对电离分数x_e和宇宙微波背景（CMB）角功率谱C_l的影响。自旋禁戒跃迁使x_e的变化大于1%。双光子跃迁也可能产生不可忽略的影响，但目前仅存在n<=3的精确速率。我们发现x_e和C_l的变化都在Dubrovich & Grachev（2005）给出的近似速率的百分比水平。然而，H原子从3S到1 S和从3D到1 S的双光子率似乎被高估了，我们最好的数值计算结果表明，H原子从3S到1 S和从3D到1 S的双光子率对x_e和C_l的影响在百分之以下。尽管如此，我们并不声称我们有明确的答案，因为有几个问题仍然悬而未决; C_ls的亚百分比水平计算需要改进原子跃迁速率的计算以及越来越复杂的多能级原子计算。
2006-12-12 astro-ph
Dynamic Hydrogen Ionization
我们研究了动态太阳大气中氢的电离。我们发现，电离/复合的时间尺度可以估计从修改后的速率矩阵的特征值，光学厚莱曼过渡，在细致平衡已被排除。我们发现，电离/复合的时间尺度是由缓慢的碰撞泄漏从基态到第一激发态。整个色球层的时间尺度都很长（$10^3$ - $10^5$ s），除了在激波中，温度和密度的增加缩短了电离/复合的时间尺度，特别是在色球层上部。由于弛豫时间尺度比动态时间尺度长得多，氢离子化没有时间达到其平衡值，并且其波动比适合于瞬时条件的统计平衡值的变化小得多。电离状态倾向于代表冲击波的较高温度，平均电子密度比平均大气统计平衡计算的电子密度高出六倍。模拟表明，色球层的静态图像和动态图像是根本不同的，时间变化是至关重要的，我们了解色球层本身和那里形成的光谱特征。
2002-02-16 astro-ph
Antimatter from the cosmological baryogenesis and the anisotropies and polarization of the CMB radiation
在自发重子生成的框架下，讨论了早期宇宙中由标量场的相变产生宇宙学重子不对称性和熵的假设。我们发现，在宇宙学氢复合过程中，物质-反物质云的湮灭会使复合延迟，从而扭曲宇宙微波背景的各向异性和极化。在类星体形成和星系形成之前，反重子云（ABC）和重子物质的复合湮灭可以在高红移处产生峰状再电离。我们讨论了最近的WMAP CMB各向异性和极化数据的自发重子生成方案的参数的约束条件，并在即将到来的普朗克数据的反物质云的可能表现。
2004-03-20 astro-ph
Post-recombination gravity-generated contributions to the cosmic microwave background anisotropies and cosmological parameter estimation
引力相互作用的宇宙微波背景（CMB）光子与物质扰动目前沿视线的表面上的最后散射修改的形状的CMB各向异性功率谱。在这里，我专注于（线性）集成萨克斯-沃尔夫和（非线性）引力透镜的影响，并讨论所产生的扭曲的可检测性和它们的可能后果的CMB为基础的宇宙学参数的估计。具体地说，我讨论了这些效应中的任何一个是否允许我们使用CMB实验对宇宙曲率和宇宙学常数施加独立的约束，即打破Bond，Efstathiou和Tegmark（1997）和Zaldarriaga，Spergel和Seljak（1997）讨论的CMB参数估计中的所谓几何简并性。我解决这个问题，使用Fisher矩阵的方法，并表明，引力透镜的CMB的温度和偏振模式可能是由普朗克测量卫星检测，导致有用的独立和精确的限制宇宙学常数和空间曲率。集成的萨克斯-沃尔夫效应，虽然限制这些参数只有非常弱的约束，仍然可以设置比目前可用的更严格的约束。
1998-10-24 astro-ph
Lonely adatoms in space
晶体外延生长中的第二层成核问题与星际尘埃颗粒上的化学表面反应（如氢复合）有着密切的关系。在这两种情况下，标准速率方程分析已被发现失败，因为该过程发生在一个有限的几何形状。使用缩放参数开发的第二层成核的背景下，我提出了一个简单的推导氢重组率的小和大晶粒。我澄清了小晶粒的速率方程失败的原因，并指出了反应速率的对数校正时，反应是由氢原子的解吸（二级反应制度）的限制。
2003-02-14 astro-ph cond-mat.stat-mech
Anderson Localization in the Sky and Cosmological Magnetic Field
本文讨论了在宇宙复合时间之前，由引力密度扰动引起的涨落等离子体中电磁场的安德森局域化。在复合时间之前的热平衡中出现随机分布的局域相干电磁场。我们认为，局域相干电场最终产生的宇宙磁场后，去耦时间。
1995-09-01 astro-ph cond-mat gr-qc
NIR Spectroscopy of Luminous Infrared Galaxies and the Hydrogen Recombination Photon Deficit
我们报告的近红外中等分辨率光谱的样本的发光和超亮红外星系（LIRGs-ULIRGs），进行SOFI在ESO 3.5米新技术望远镜。由于衰减的波长依赖性，在Ks波段的Pa_α或Br_γ线的检测应该提供相关的限制SFR和活动星系核的贡献。然而，我们发现，Pa_alfa和Br_gamma线的强度，即使校正狭缝损失，平均只有10%和40%，分别预期从一个正常的恒星爆发的类似的热光度。相应的恒星形成率，校正后的衰减来自近红外光学发射线的比率，是14%和60%的预期，如果远红外光度完全由星爆。这证实了复合光子亏损的存在，特别是在Pa_alfa线的情况下，已经在其他类似光度的红外星系的Br_gamma线中发现。在讨论这种差异的可能原因时，我们发现这不太可能是由于活动星系核的存在，尽管有两个天体显示出Pa_alfa线加宽和日冕线发射的存在。事实上，从我们自己的观测和从文献中收集的数据来看，我们认为所研究的星系似乎主要是由核星暴提供动力的。与目前的数据相一致的两种情况是，要么存在一个高度衰减的核恒星形成区域，和/或电离光子的显着部分被吸收的尘埃内的HII地区。我们认为，在Br_alpha光谱区的观测可以构成一个强有力的工具来解开这两种可能性。
2004-12-31 astro-ph
Hydrogen Masers. II: MWC349
本文研究了MWC 349盘和外流中氢复合线的激射和激射条件。比较完整的一套观察到的aphal线，光学薄自发发射的简单模型表明，可观察到的HRL激射在这个源是有限的主量子数10-36的间隔。
1995-11-26 astro-ph
Delayed Recombination and Cosmic Parameters
目前的宇宙学约束来自宇宙微波背景（CMB）的各向异性通常是假设一个标准的复合方案，但额外的共振和电离辐射源可以延迟复合，改变宇宙电离的历史和宇宙学推论从CMB数据。我们表明，最近的观测CMB各向异性，从威尔金森微波各向异性探测器卫星任务5年调查（WMAP 5）和ACBAR实验，额外的共振辐射几乎退化的光谱指数，n_s的变化，并有显着的影响，对哈勃常数，宇宙年龄，曲率和中微子质量的上限约束的不确定性。当考虑修改的重组方案时，重组的红移被约束为z_*=1078 \pm 11，测量中的不确定性比标准重组假设下获得的不确定性弱一个数量级，而对移位参数的约束被移位1-sigma，R=1.734 \pm 0.028。虽然延迟重组限制了从WMAP卫星参数估计的精度，我们证明，这不应该是未来的情况下，更小的角度尺度的测量，如普朗克卫星任务。
2008-07-09 astro-ph
