Near-Infrared Colors of Gamma-Ray Burst Afterglows and Cosmic Reionization History
利用{ \it Swift}卫星对高红移（$5 \la z \la 25$）伽马射线暴（GRB）余辉的近红外（NIR）观测，讨论了一种研究宇宙再电离历史的方法。原则上，宇宙再电离历史的细节很好地印在伽玛暴余辉的近红外光谱中。然而，需要使用太空望远镜的光谱学来获得非常高红移（$z\ga 15$）的此类信息，除非高$z$宇宙的中性部分小于$10^{-6}$。宽带测光比光谱学具有更高的灵敏度，因此，近红外测光跟踪伽玛暴余辉对研究宇宙再电离历史是很有希望的。用8米级地面望远镜对高$z$伽玛暴的余辉进行几分钟的曝光，将揭示宇宙中发生了多少次再电离。
2003-10-06 astro-ph
Imprints of Galaxy Clsutering Evolution on Delta T / T
物质团簇的非线性演化导致了宇宙微波背景的温度各向异性。温度的波动产生于相对较低的红移$z\simlt 10$，因此不受早期发生的不确定的再电离过程的影响。影响的幅度取决于星系团的演化模型假设。对于合理的参数选择，温度波动在$10^{-6}\simlt ΔT/T \simlt 10^{-5}.$范围内。如果在$z\sim 10.$之前开始当前聚类尺度上的非线性聚类，则将违反$ΔT/T $的观察限值
1994-06-01 astro-ph
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
The imprints of primordial non-gaussianities on large-scale structure: scale dependent bias and abundance of virialized objects
我们研究了原始非高斯性对大尺度结构的影响，重点是最大质量的维里化对象。使用解析参数和N体模拟，我们计算了质量函数和集群的暗物质晕在一系列的红移和水平的非高斯。我们提出了一个简单的拟合函数的质量函数有效的整个范围内，我们的模拟。我们发现显着的非高斯效应上的集群的暗物质晕，导致强烈的规模依赖的偏见。这表明，稀有天体的大规模聚集可能为原始非高斯性提供了一个灵敏的探测器。我们非常粗略地估计，即将进行的调查可以限制非高斯在|fNL| <~ 10的水平，与预测的微波背景的限制竞争。
2008-03-27 astro-ph
Quasars as Probes of Late Reionization and Early Structure Formation
对z ~ 5.7 - 6.4的类星体的观测表明，在z ~ 6附近出现了Gunn-Peterson槽，在z ~ 5.5附近IGM光学深度τ（z）的斜率发生了变化。这些结果被解释为再电离时代结束的标志，它可能开始于相当高的红移。然而，在这个有趣的红移区域，IGM的传输似乎也有很大的宇宙差异，无论是沿着某些视线，还是在不同的视线之间。我们认为，这是一个空间不均匀的再电离，可能是由偏置驱动的再电离源的原始集群造成的指示。也有一些独立的证据表明，在z ~ 4 - 5处的类星体和它们周围的星系有很强的成团作用，支持第一发光源在这些红移处有很强的偏置的观点。需要更大的高z类星体样本，以便为这些现象的模型提供改进的、统计上显著的约束。我们预计，帕洛玛探索（PQ）调查将很快提供一套新的类星体被用作宇宙学探测在这个红移制度。
2005-09-03 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
The Infancy of Cosmic Reionization
我们考虑宇宙氢或氦再电离的早期阶段，那时电离源还很稀少。我们发现，泊松波动的星系分布的早期气泡大小分布的影响很大，虽然星系集群也是一个重要因素，即使在最早的时候。我们发现，即使在高红移，电离体积的一个显着的分数驻留在气泡包含多个源，无论电离效率的来源或再电离红移。特别是，对于类星体的氦再电离，单源气泡最后占主导地位（即，包含电离体积的90%）在z = 7.3以上的一些红移处，并且恒星的氢再电离在z> 23处实现了这一里程碑。对于早期的原子冷却晕或分子氢冷却晕，单源电离区仅分别在z> 31和z> 48时占主导地位。为了达到这些结果，我们开发了一个统计模型的密度相关性和离散源再电离的效果，并解决它与蒙特卡罗方法。
2008-09-03 astro-ph
Small-scale CMB Temperature and Polarization Anisotropies due to Patchy Reionization
我们研究了不均匀（斑片状）再电离对弧分尺度（$1000 < \ell < 10,000$）宇宙微波背景（CMB）各向异性的贡献。我们发现，在电离分数的不均匀性，而不是在平均密度，占主导地位的温度和偏振功率谱。根据电离源的电离历史和成团偏压，我们发现均方根温度波动范围从2 $μ$ K到8 $μ$ K，相应的极化值小两个数量级以上。再电离可以显着偏置宇宙学参数的估计和退化引力透镜潜力重建从温度图，但不是从偏振图。我们证明，一个简单的再电离温度功率谱的建模可能足以消除参数偏差。高$\ell$温度功率谱将包含一些关于再电离源的有限信息。
2003-08-04 astro-ph
The Galactic globular cluster system as a fossil record of reionization
我们认为银河系球状星团的结构、运动学和化学性质包含着宇宙再电离历史的化石信息。我们首先总结了再电离对银河系GC形成影响的可能观测证据。然后，我们展示了如何在星系中的GC系统（GCS）的结构特性可以通过抑制GC形成的影响，由于再电离在星系形成通过层次合并的次星系团，通过使用数值模拟与不抑制GC形成再电离。特别是，我们表明，如果GC形成的矮星系，银河系的基石和维里化后再电离时代（$z_{reion}$）被完全抑制，目前的银河系GC的径向分布强烈依赖于$z_{reion}$。我们的数值计算结果意味着，如果GC形成后，$z_{reion}$ $\sim$ 15强烈抑制，银河系GCS的观测到的结构特性的起源可以更自然地解释的框架下的层次聚类的情况。
2005-06-22 astro-ph
Trends in Large Scale Structure Observations and the Likelihood of Early Reionization
随着微波背景各向异性观测对再电离时代的限制的即将到来，标准冷暗物质（CDM）模型是否允许早期再电离的问题已经受到许多作者的详细研究，结论是再电离可能发生在相当高的红移。然而，人们普遍认为这个模型被排除在外，因为当标准化到COBE观测时，它在几十兆秒差距以下的尺度上拥有过多的星系集群。我们研究的趋势的意见，首先在一个相当独立的模型的方式，第二，通过考虑变量的标准CDM模型，以解决观测冲突。我们的结论是，时代的再电离有利于观测数据通常是相当晚于标准的CDM模型建议，其中可能适合的观测数据只有一个宇宙学常数的引入模型导致再电离红移接近标准CDM。
1994-10-18 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
Imprint of first stars era in the cosmic infrared backround fluctuations
我们提出了最新的结果CIB波动从早期时代从深斯皮策数据。结果表明，在IRAC波长（3.6至8 mic）存在显着的CIB波动，这些波动在将星系移到非常微弱的水平后仍然存在。这些波动必须从具有显著聚类成分的种群中产生，但只有低水平的散粒噪声。在光源减去的IRAC图和用HST ACS在光学波长处观察到的相应场之间没有相关性。综合起来，这些数据表明：1）产生CIB涨落的源在3.6和4.5mic处都是微弱的，S_v <几nJy; 3）位于前0.7 Gyr内（除非这些波动可以以某种方式产生-迄今尚未观测到-极低光度的本地星系和不寻常的本地人口集群模式），4）在3.6 mic和4.5 mic时，它们对净CIB通量的贡献至少为1-2 nW/m^2/sr，并且质光比必须显著低于现今的星群; 5）它们的角密度约为几个/弧秒^[2]，目前的仪器无法分辨，但可以用JWST单独观测到。
2008-01-28 astro-ph
The Inhomogeneous Background of Hydrogen-Molecule Dissociating Radiation during Cosmic Reionization
第一，自洽的计算宇宙学，H2离解的UV背景产生的再电离的来源的再电离的时代。再电离的大尺度辐射转移模拟追踪了来自我们模拟体积中所有来源的所有电离星光对IGM的影响，直到质量为~10^8 Msun的矮星系，这是通过非常高分辨率的N体模拟确定的，包括IGM光热对矮星系形成的自我调节效应。然后将每个源发出的低于13.6 eV的UV连续谱通过相同的IGM转移，由原子H莱曼系共振线衰减，以预测H2在11和13.6 eV之间的莱曼-维尔纳带中的不均匀辐射背景的演变。平均而言，这个莱曼-沃纳背景的强度被发现上升到阈值水平，在该水平下，解离抑制氢冷却和恒星形成的小晕内，很久之前再电离完成。莱曼-沃纳背景的空间变化被发现，这是由于与大尺度结构形成相关的源的聚类，使得强度波动与物质密度波动相关。其结果是，莱曼-维尔纳背景上升到阈值水平的H2抑制附近的再电离源和他们的H II区域。
2009-02-11 astro-ph
Re-Ionization and its Imprint on the Cosmic Microwave Background
早期再电离改变了宇宙微波背景中预期的各向异性模式。为了探索这些变化，我们从第一原理推导出各向异性的方程，重点是光子与电子的相互作用。Vishniac（1987）认为二阶项在再电离宇宙中可能很大，因此我们导出了在微扰下对二阶项正确的方程。二阶项比Vishniac所考虑的要多得多。为了理解所涉及的基本物理，我们提出了一个简单的解析近似的一阶方程。然后转向二阶方程，我们证明了Vishniac项确实是唯一重要的项。我们还提出了各种电离历史的数值结果[在一个标准的冷暗物质宇宙]，并定量显示在几个实验中的信号如何依赖于电离历史。最明显的再电离宇宙的迹象将在非常小规模的实验中看到;在欧文斯谷实验中，如果最后一个散射表面是在红移$z\simeq100$，那么预期的信号将比如果宇宙非常早被再电离时的信号小十倍。在稍微大一点的尺度上，再电离宇宙{ \it}中的预期信号比标准重组时的信号小，但只有两倍左右。
1993-08-16 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
Quantifying angular clustering in wide-area radio surveys
我们量化的角度成团的射电星系在NVSS和FIRST射电巡天使用两点关联函数和计数的细胞的时刻-与理论比较的两个重要点。这些研究一致表明，射电星系的关联函数的斜率与光选星系的一致，γ = 1.8。我们描述了如何从两个观测问题：分辨率的射电星系成多个组件和梯度源表面密度引起的困难，在处理“快照”射电观测（显着的调查低于15毫焦耳）的星系团的印记解开。这项研究在某些方面不同意与以前的分析射电星系的角集群。
2002-08-19 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
Simulating Cosmic Reionization
宇宙黑暗时代和再电离时代是我们理解星系际介质演化和星系形成与演化的关键缺失环节。由于这一全球过程的复杂性，最好通过大规模数值模拟进行研究。这提出了相当大的计算挑战。电离辐射的主要贡献者是矮星系。这些微小的星系必须在非常大的宇宙学体积中进行解析，才能正确推导出它们的成团特性和相应的观测特征，这使得这成为数值宇宙学最具挑战性的问题之一。我们最近进行了最大和最详细的模拟早期宇宙学大尺度结构的形成和它们的辐射反馈导致宇宙再电离。这是通过对宇宙网的形成进行超大型（高达290亿个粒子）N体模拟来实现的，其中有足够的粒子和足够的力分辨率来解析所有总质量大于10^8太阳质量的星系晕，计算体积高达（163 Mpc）^[3]。这些结果，然后后处理传播电离辐射从所有来源，通过使用快速和准确的射线跟踪辐射转移方法。我们的代码并行使用MPI和OpenMP的组合，到目前为止，已有效地运行在2048个核心（N体）和高达10000个核心（辐射转移）上新部署的太阳星座Linux集群在得克萨斯州高级计算中心。在本文中，我们描述了我们的代码，并行化策略，缩放和一些初步的科学成果。（节略）
2008-06-17 astro-ph
