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
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
Determining the Redshift of Reionization From the Spectra of High-Redshift Sources
宇宙再电离时的红移目前还不清楚。我们研究的最佳策略提取这种红移，z_{reion}，从早期来源的光谱。对于位于红移z_s以上但接近再电离的源，1<[（1+z_s）/（1+ z_{reion}）]<（32/27），冈恩-彼得森槽分裂成不相交的莱曼α、β和可能更高的莱曼系槽，在这些槽之间有一些透射通量。我们发现，虽然透射通量被抑制相当密集的莱曼-α森林再电离后，它仍然是可检测的足够明亮的来源，可以用来推断再电离红移。下一代太空望远镜将达到探测此类光源所需的光谱灵敏度。
1998-07-08 astro-ph
Probing reionization with Lyman-alpha emission lines
高红移星系的莱曼α辐射可能是z>6时IGM电离历史的有力探测器：观测到的莱曼α辐射线对IGM氢的中性分数在0.1-1范围内是敏感的。我们提出了计算观测到的莱曼α发射线从z>6星系，说明了不同的许多自由参数与发射星系，它的晕，星系周围的IGM的影响。特别是，我们使用的IGM的动态模型，其中包括IGM的影响，朝着发射星系。银河风可能在确定观测到的莱曼α线通量方面起着至关重要的作用。我们将我们的模型预测与两个z=6.5星系的观测结果进行比较，并得出结论，如果允许星系风，现有的观测结果对z=6.5的IGM的中性部分没有限制。未来的空间观测将限制星系风的重要性;如果风对观测到的z=6.5的星系不重要，我们的模型表明z=6.5的IGM中性分数<~0.1。
2003-08-11 astro-ph
Testing the Topology of Reionization
宇宙学氢再电离的中心重叠阶段从根本上说是电离区域拓扑结构的变化。在重叠之前，电离气泡孤立地生长。在重叠期间，它们合并成一个不断膨胀的电离介质，充满了不断增加的体积，最终取代了整个星系际介质中的中性气体。重叠，因此可以很好地研究使用拓扑统计，特别是属数的中性电离接口。应用这种测试最有希望的观测工具是（a）莱曼α星系和（b）21厘米层析成像。当莱曼α星系存在于大于1 Mpc的气泡中时，它们将被探测到，因此它们的存在可以用来绘制这样的气泡。在重叠阶段，预计会有这样大的气泡，而且每个气泡都应该包含一些可检测到的明亮的莱曼阿尔法星系。原则上，21厘米的线提供更好的空间分辨率，但所需的灵敏度和前景减法可能是一个问题。即将到来的莱曼阿尔法调查在近红外线，因此可以提供我们第一次看到的拓扑结构的再电离。
2007-08-21 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
Constraining the Topology of Reionization Through Lyman-alpha Absorption
星系际介质（IGM）中氢的再电离是宇宙历史上的一个重要里程碑，但它发生的过程仍然是个谜。特别是，最近的数值和分析工作表明，恒星源的再电离是由大规模的密度波动，必须是不均匀的尺度上的许多共动Mpc。我们研究的前景约束拓扑结构的中性和电离气体通过莱曼α吸收高红移源。一种方法是在光源的Gunn-Peterson吸收槽中寻找间隙。如果视线足够接近大的HII区域的中心，这些可能发生。与以前的工作相比，我们发现一个不可忽略的（虽然仍然很小）观察到这样的差距再电离完成之前的概率。在我们的模型中，SDSS J1148+5251光谱中z=6.08处的传输尖峰不一定需要在较早的时期完成重叠。我们还研究了IGM阻尼翼吸收的莱曼α发射线的恒星形成的星系。由于大多数星系位于大的HII区域内，我们发现吸收的严重程度比以前认为的要小得多，并且与观察到的星系的性质无关。虽然这限制了我们的能力，以约束平均中性分数的IGM从个别星系的观测，它提出了令人兴奋的可能性，测量的大小分布和演变的电离泡通过检查阻尼翼光学深度的分布在一个大样本的星系。
2004-06-04 astro-ph
The Spin-Kinetic Temperature Coupling and the Heating Rate due to Lyman Alpha Scattering before Reionization: Predictions for 21cm Emission and Absorption
我们研究了宇宙中第一批恒星产生的莱曼α光子在再电离前与星系际介质（IGM）的相互作用。通过求解福克-普朗克方程获得背景莱曼α谱轮廓。的加热和散射率，和自旋动力学温度耦合系数的准确值，提出。我们表明，加热率诱导的莱曼α散射比以前发现的要低得多，基本上是可以忽略不计的。主要的加热源很可能是来自第一电离源的X射线，其能够穿透到原子介质中。莱曼α光子的散射将氢的自旋温度耦合到动力学温度。如果宇宙中的第一个电离源没有发射出大量的X射线，自旋温度将迅速降低到非常低的气体动力学温度，预计21 cm吸收信号对CMB大于100 mK。然而，我们认为第一个恒星星族很可能已经发射了足够的X射线，这意味着气体动力学温度应该迅速增加，将减少和简短的吸收信号转化为发射，幅度较小，约为10 mK。21厘米吸收和发射特征的探测将是揭开再电离之前“黑暗时代”历史的标志。
2003-07-25 astro-ph
The Detectability of High Redshift Lyman Alpha Emission Lines Prior to the Reionization of the Universe
对于嵌入中性星系际介质（IGM）的再电离时代之前，发射线强烈抑制干预IGM的Ly α辐射源。所谓的冈恩-彼得森槽的阻尼翼可以延伸到发射线的红侧，并擦除总线通量的很大一部分。然而，透过率的增加与周围的源的本地宇宙学HII区域的大小，因此与电离光度和源的年龄。最近发现的一个Ly α发射星系的红移z=6.56（Hu et al. 2002），可能在IGM的再电离之前，我们重新审视中性IGM对Ly α发射线的影响。我们表明，即使是微弱的源电离连续很少，发射线可以保持观察。特别是，胡等人检测到的线与嵌入中性IGM中的源一致。我们提供表征的不对称性和总透射通量的Ly α线作为其源的电离发射率的函数。一个统计样本的赖氨酸α发射体延伸超出再电离红移可以是一个有用的探针的再电离。
2002-05-23 astro-ph
Lyman-alpha Damping Wing Constraints on Inhomogeneous Reionization
限制高红移星系际介质（IGM）中氢中性分数x_H的一个众所周知的方法是通过Lya吸收线的红阻尼翼的形状。我们研究这种方法的有效性，最近的模型表明，IGM中性部分是高度不均匀的大尺度再电离过程中。使用解析模型和“半数值”模拟，我们表明，“栅栏”吸收典型的再电离模型中引入散射和系统偏差的测量x_H。特别是，我们表明，简单的阻尼翼拟合往往高估了真实的中性部分在部分电离的宇宙，与分数误差约30%的中间附近的再电离。这种偏差对于任何非均质模型都是通用的。然而，如果观测样本只探测整个晕族的一个子集，例如具有大HII区域的类星体，则偏差会减小，甚至会低估x_H。我们还发现，阻尼翼的吸收剖面一般是陡峭的比一个天真地期望在一个均匀电离的宇宙。随着再电离的进行，轮廓变陡，视线到视线的散射增加。当然，偏置和散射也取决于x_H，因此至少在原则上可以用来约束它。因此，阻尼翼约束必须通过与非均匀再电离理论模型的比较来解释。
2007-10-01 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
A Keck Survey for Gravitationally-Lensed Lyman-alpha Emitters in the Redshift Range 8.5 < z < 10.4: New Constraints on the Contribution of Low Luminosity Sources to Cosmic Reionization
我们讨论了新的观测约束的丰富的微弱的高红移莱曼α发射体的深凯克近红外光谱调查，利用强放大率提供的透镜星系团在中等红移（z=0.2-0.5）。在9个簇中的每一个簇中，我们在J波段仔细选择的区域内进行了系统的“盲”搜索，这些区域为红移z~10的背景源提供了非常高的放大倍数（>10- 50倍）。高放大率使得能够在前所未有的极限（10^41 - 10^42 erg/s）下检测到发射，比传统的窄带成像和其他光谱搜索要微弱得多。由于探测到的同动体积很小，我们的调查旨在解决一个重要的问题，即本质上微弱的恒星形成星系是否可以提供z~10处的主要电离通量。我们的调查已经产生了六个有希望的（>5西格玛）候选莱曼-α发射体，它们位于z=8.7和z=10.2之间。虽然预测的再电离光子预算取决于大量的物理假设，但我们对z~10宇宙的第一次一瞥表明，低光度恒星形成星系贡献了宇宙再电离所需的相当大比例的紫外光子。[摘要]
2007-01-10 astro-ph
Inside-out or Outside-in: The topology of reionization in the photon-starved regime suggested by Lyman-alpha forest data
我们使用一组半数值模拟的基础上Zel'dovich近似，朋友的朋友算法和偏移集形式主义，以产生再电离地图的高动态范围与一系列的假设有关的电离源的分布和亮度和空间分布的电离辐射汇。我们发现，忽略不均匀的空间分布的区域的高气体密度的重组是重要的-在这种研究中经常做的-可能会导致误导性的结论的拓扑结构的再电离，特别是如果再电离发生在光子饥饿的制度Lya森林数据建议。重组的不均匀空间分布显着降低了电离光子的平均自由程和相干电离区域的典型尺寸。再电离则更像是一个由外向内的过程。远离电离源的低密度区域在没有电离辐射源的高气体密度区域之前被电离。电离辐射汇的空间分布也显著影响21 cm辐射起伏功率谱的形状和幅度。21厘米功率谱的斜率作为即将到来的21厘米实验测量应该能够区分在何种程度上的拓扑结构的再电离进行由外向内或由内而外，而随着电离质量分数的增加，功率谱的振幅的演变应该是敏感的空间分布和电离源的亮度。
2008-12-17 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
Lyman Alpha Emitters at Redshift z=5.7
高红移的莱曼α星系提供了一个强有力的探测星系的形成和星系际介质的再电离。莱曼α线发射是识别高红移的年轻星系的有效工具，因为它在有年轻恒星和很少或没有尘埃的系统中很强-在经历第一次恒星形成爆发的星系中预期的特性。莱曼α星系还提供了一个可靠的再电离期检验，它不依赖于类星体光谱中的冈恩-彼得森槽观测，并且能够更好地区分线中心光学深度τ =5和τ =10^5。这是因为中性气体散射莱曼α光子，戏剧性地“模糊”莱曼α星系嵌入中性星系际介质的图像，使它们无法检测。我们提出了一个光度选择的样品Z=5.7莱曼α发射器来自大面积莱曼α调查。z=5.7的这些低光度莱曼α源的存在立即意味着再电离红移> 5.7。将这些物体与我们早期的z=4.5样本进行比较，我们发现z=5.7的发射体在固定线光度下的数量略微超过了无演化的预期，但远远低于已发表的模型预测。等效宽度分布在两个红移处是相似的。莱曼α线的大等效宽度表明年轻星系正在经历第一次恒星形成。
2001-11-06 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
Quasar Strömgren Spheres Before Cosmological Reionization
在宇宙学再电离之前，嵌入中性星系际介质（IGM）中的电离源产生离散的HII区。我们表明，一个足够明亮的类星体（例如，十分之一的亮度，最近发现的范等）。可以吸收大的体积，允许在莱曼α波长的两侧上透射其固有莱曼α发射线的通量的大部分。观测到的谱线轮廓信息丰富。我们表明，一个足够准确的，高光谱分辨率（$R\approx 10^4$）测量的线轮廓的明亮的类星体是可行的，使用下一代太空望远镜（NGST）以及大型地面望远镜。这种测量有两个潜在的重要应用。首先，莱曼α发射线的红色一侧提供了一种测量类星体寿命的方法。第二，蓝色的一面提供了一个直接的测量星系际介质的密度波动在类星体红移。红侧吸收的估计受到莱曼α发射线的固有轮廓已知的准确度的限制。然而，蓝色侧并不敏感地依赖于本征轮廓，因为前者比后者窄得多。
2000-08-17 astro-ph
Essential observations of the Lyman continuum
同时观测恒星形成系统在低红移处的Lyman连续谱（LyC）和Lyman α（Lya）辐射，对于理解高红移（z> 6）再电离物理是必不可少的。有些人认为再电离是由许多LyC逃逸分数f_e~10%的小星系主导的，而另一些人则认为具有更高f_e的小型类星体也可能起作用。在z> 3时，由于Ly极限系统的介入，直接观测到LyC泄漏变得越来越不可能，使得Lya成为詹姆斯·韦伯太空望远镜探索再电离时代的主要诊断方法。如果逃逸LyC和Lya排放之间的定量关系可以在低z下建立，则Lya作为LyC代理在高z下的诊断能力可以完全实现。过去对z~3附近的f_e的探测已经取得了丰硕的成果，但在低红移处的观测却不那么成功。我们讨论了在远紫外和近紫外探测LyC泄漏的灵敏度要求作为红移0.02 <z~= 0.01的函数，从紫外光度函数估计。< 3 and f_e >紫外线观测对于理解LyC逃逸的物理学和识别再电离源的最终目标至关重要。
2008-12-10 astro-ph
Signatures of reionization on Lyman alpha emitters
我们使用半解析模型的莱曼α发射体（LAES）来约束再电离的历史。通过考虑两种物理动机的情况下，再电离结束或早（ERM，z_i ~ 7）或晚期（LRM，z_i ~ 6），我们确定了IGM中性分数的整体值（例如，对于ERM和LRM，chi_{HI} =3乘以10^{-4}，在z=6.56时为0.15，分别）只留下恒星形成效率和Lya光子的有效逃逸分数作为自由参数。ERM符合观测到的LAE光度函数（LF）在z=5.7和6.56，不需要红移演化或恒星形成效率的质量依赖性，LAE恒星形成率（SFR）为3-103太阳质量/年，在z=5.7时贡献约8%的宇宙SFR密度。LRM需要发射器的SFR从z=6.5到5.7的大约4.5倍的物理上不舒服的下降。因此，这些数据似乎暗示宇宙在z=6.56时已经高度电离。在z=6.56时，质量依赖的Lya transmittance在0.36-0.51（ERM）和小于0.26（LRM）之间。在z=4.5的LF数据意味着额外的Lya线阻尼因子约为0.25，可能是由于灰尘;一个（clusional）的尘埃成分的存在与E（B-V）~ 0.28也需要重现所观察到的大Lya等效宽度在相同的红移。从谱线轮廓（加权）偏度中可以提取出额外的有用信息，发现两个再电离模型的S_W=10-17埃，这表明在模型假设下，L_alpha- chi_{HI}反相关是有趣的。讨论了该模型的不足之…
2008-07-23 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
Lyman-alpha radiative transfer during the Epoch of Reionization: contribution to 21-cm signal fluctuations
在再电离时期，第一批恒星发射的Ly-alpha光子可以将中性氢的自旋温度与气体的动力学温度耦合起来，从而有机会观察气体在21厘米线上的发射或吸收。鉴于明亮的前景，它是最重要的，以准确地确定信号的波动签名，能够提取它的相关功率。LICORICE是一个Monte-Carlo辐射转移程序，通过自适应Tree-SPH程序与动力学耦合。我们在这里提出的Ly-alpha部分的实现，并通过三个经典的测试验证它。与以前的工作相反，我们没有假设P_alpha，即每秒每个原子的Ly-alpha光子散射的数量，与Ly-alpha背景通量成正比，而是考虑了Ly-alpha线翼中的散射。后者的作用是使各源周围P_α的径向轮廓变陡，并加强了起伏的对比度。在重子物质宇宙细丝的特殊几何结构中，Ly-alpha光子从细丝中散射出来，P_alpha的大尺度结构具有明显的各向异性。这可能对21厘米信号的可能探测产生强烈的影响。
2007-07-17 astro-ph
The Impact of Temperature Fluctuations on the Lyman-alpha Forest Power Spectrum
我们探讨的空间波动的影响，在星系际介质温度的莱曼α森林通量功率谱附近的z ~ 3。我们开发了一个半解析模型来研究非均匀HI和不完全HeII再电离引起的温度波动。探测到这些涨落可能有助于深入了解氢和氦的再电离历史。此外，这些在以前的分析中被忽略的波动，可能会对来自莱曼α森林的宇宙学参数产生偏见。我们发现，非均匀HI再电离引起的温度波动可能很小，均方根幅度<5%，$σ_{T_0}/<T_0> < 0.05$。更重要的是由不完全的HeII再电离引起的温度波动，可能高达50%，$σ_{T_0}/<T_0> ~ 0.5$。然而，实际上，这些温度波动对通量功率谱预测只有很小的影响。影响的小可能是由于密度波动主导的温度波动的尺度上探测电流测量。在目前探测的最大尺度上，k ~ 0.001 s/km（~0.1 h/Mpc），极端模式对通量功率谱的影响可能高达~10%。在小尺度上，由于热展宽，这种效应更大，在k = 0.1 s/km时高达~20%。我们的研究结果表明，从以前的分析中忽略温度波动的影响并没有显着的偏差对宇宙学参数的约束。
2006-05-24 astro-ph
The Multiphase Intracluster Medium in Galaxy Groups Probed by the Lyman Alpha Forest
研究表明，在现今的富螺旋星系群中，团内介质的演化速度可能比富椭圆星系群和星系团慢得多。z > 2时的原星团和原群的环境可能类似于低红移时的富螺旋群环境。因此，就像今天在螺旋丰富的群体中的ICM一样，在z > 2的原群体和原集群中的ICM被预测为显着的多相。星系附近的类星体莱曼α森林是在宽红移范围内研究ICM的有效探测器。Adelberger等人和Pascarelle等人最近对星系周围Lyman α吸收的两个观测结果是一致的，结果表明，观测结果支持多相ICM情景。星系红移必须非常精确，这样的研究才能成功。这种情况也可以解释低金属丰度和较低的热气体分数的群体。
2003-07-08 astro-ph
Approaching Reionization: The Evolution of the Lyman Alpha Forest from Redshifts Four to Six
我们分析了15个高红移类星体的样本位于z = 4.42和z = 5.75之间的Ly α森林属性，使用高信噪比的光谱与ESI获得的凯克II 10米望远镜。在这个红移范围内的Ly α区域中的传输的分布被证明是一致的，发现在λ冷暗物质模拟与一个平稳发展的电离率作为红移的函数。根据贝克尔等人（2001）对z = 6.28的类星体SDSS 1030+0524的光谱，将电离通量外推到z = 6.05比Cen和McDonald（2001）在这个红移处设定的2 σ上限高出两倍。然而，这些数据也与电离参数在平均值附近存在实质性变化的模型一致，在这种情况下，像Becker等人看到的暗隙变得更有可能。我们的结论是，在我们确定我们已经看到了再电离的时代之前，还需要更多的数据。我们还总结了阻尼Ly阿尔法系统中看到这些类星体的视线，并测量其金属丰度和运动学性质。我们认为，与z < 4时的值相比，z = 5时的平均DLA金属丰度大幅下降。
2002-02-07 astro-ph
Luminosity Functions of Lyman Alpha Emitting Galaxies and Cosmic Reionization of Hydrogen
最近的观察表明，所观察到的数量计数的Lya发射器（LAEs）演变显着之间的z=5.7和z=6.5。有人认为这是由于电离状态的快速演化，因此IGM的传输导致z=6.5星系的Lya通量受到更强烈的抑制。在本文中，我们考虑了Lya和UV光度函数（LF）的联合演化，并表明IGM透射率在z=6.5和z=5.7之间以1.1 <R < 1.8（95%CL）的因子演化。这个结果对Lya LF的基本模型（以及宇宙方差）不敏感。使用IGM传输模型，我们发现，通过宇宙膨胀单独的平均IGM密度的演变可能会导致高达R=1.3的传输比的值。因此，现有的借贷便利并没有提供重叠的证据。此外，R<1.8的约束表明，宇宙在z=6.5时超过一半的体积是电离的，即x_i，V>0.5。
2007-05-29 astro-ph
Searching for Star Formation Beyond Reionization
在宇宙时间中寻找再电离时期恒星形成的目标很快就会实现。我们评估高红移星系的可探测性相结合的宇宙学流体动力学模拟的星系形成，恒星演化模型适用于第一代恒星，并估计莱曼α逃逸形成星系到星系际介质的效率。我们的模拟观测表明，在8米级望远镜和现代技术下，z ~ 8处的莱曼α发射可以在近红外波段观测到。不仅早期恒星形成物体的探测对于理解宇宙再电离的根本原因至关重要，而且及时发现z > 7的恒星形成群体-甚至是这些物体的出射通量的有趣上限-将对下一代地面和空间设施的设计产生影响。
2003-10-17 astro-ph
Lyman-alpha Emitters During the Early Stages of Reionization
我们研究了利用Lya发射体（LAEs）来限制IGM在高红移（特别是z~9）处的体积加权平均中性氢分数x_H的潜力。我们使用“半数值”模拟，以有效地产生密度，速度和晕场在z=9在一个250 Mpc的盒子，解决晕与质量M>2.2e8太阳质量。我们构造了对应于不同x_H值的电离场。有了这些，我们生成LAE光度函数和“细胞计数”统计。与以前的研究一样，我们发现当x_H > 0.5时，LAE开始迅速消失。由于主晕质量Lya光度映射中固有的许多不确定性，用光度函数约束x_H（z=9）是困难<-->的。然而，使用非常保守的映射，我们表明，使用Stark等人（2007）最近发现的6个z~9 LAEs导出的数密度意味着x_H < 0.7。在更基本的层面上，这些LAE数密度，如果是真的，需要大量的恒星形成在M < 10^9太阳质量的晕中，使它们在目前观测到的高z天体样本中独一无二。此外，再电离增加了观察到的LAEs的明显聚类。我们发现，“计数在细胞”的统计是一个强大的探测这种效果，特别是在再电离的早期阶段。具体地说，我们表明，一个领域的视野（典型的即将到来的红外仪器）包含LAE有>10%的概率，包含一个以上的LAE在x_H>0.5的宇宙比x_H=0的宇宙具有相同的总体数密度。利用这个统计量，在只包含~ 20- 100个星系的观测中，可以很好地区分完全电离的宇宙和x_H >…
2008-01-30 astro-ph
The End of the Reionization Epoch Probed by Ly-alpha Emitters at z=6.5 in the Subaru Deep Field
我们报告了一个广泛的搜索莱曼α发射器（LAES）在z=6.5斯巴鲁深场。斯巴鲁和凯克随后的光谱学鉴定了另外8个LAE，在z=6.5处总共得到17个光谱学确认的LAE。基于这个光谱样本的17，辅以光度样本的58 LAEs，我们已经推导出一个更准确的莱曼α光度函数LAEs在z=6.5，这揭示了一个明显的赤字，在明亮的一端~0.75 mag暗L*，相比，在z=5.7观察。在z=5.7和6.5之间的LAE光度函数的差异在3-sigma水平上是显著的，当考虑宇宙方差时，其降低到2-sigma。这个结果可能意味着宇宙的再电离在z=6.5时还没有完成。我们发现，在z=6.5的LAEs的空间分布是均匀的领域。我们讨论了这些结果对宇宙再电离的影响。
2006-07-22 astro-ph
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
Have We Detected Patchy Reionization in Quasar Spectra?
在z >~ 5.5处的莱曼α森林在平均传输中显示出强散射，即使在非常大的空间尺度上平滑时，>~ 50 Mpc/h。这被解释为强烈波动的辐射场或斑片状再电离的特征。为了验证这一说法，我们计算散射所产生的密度波动，具有统一的电离背景，使用分析参数和模拟。这种散射本身就与观察到的散射相当。它随红移而急剧上升，即使在~ 50 Mpc/h尺度上也是z ~ 6阶单位。这是因为：i）在z ~ 6处，主要对稀有空隙敏感的透射光谱是潜在密度波动的高度偏置（具有线性偏置因子B >~ 4-5）示踪剂，以及ii）来自小尺度横模的投影功率混叠到长波长视线模式。因此，从类星体的光谱中推断出斑片状再电离是非常微妙的，需要更详细的建模。同样地，我们期望在z ~ 3 HeII Lyman-alpha森林中，在通常进行这些测量的尺度上，仅从密度波动中得到统一的传输波动。
2005-12-16 astro-ph
First detection of Lyman continuum escape from a local starburst galaxy
年轻宇宙中占主导地位的再电离源尚未确定。可能的候选者包括贫金属的星暴矮星系，其中蓝色致密星系Haro 11可能代表当地的对应物。使用远紫外光谱探测器（FUSE），我们获得了Haro 11的光谱，以寻找泄漏的电离辐射。一个微弱的信号短的莱曼break被确定为莱曼连续（LyC）的排放逃逸正在进行的恒星暴。从轮廓拟合弱金属线，我们得到的低电离物种的列密度。采用Haro 11的H II区域的典型金属性，相应的H I柱密度在LyC中是光学厚的。因此，大多数LyC光子必须通过星际介质中的透明空穴逃逸。使用光谱演化模型，我们限制逃逸分数的产生的LyC光子之间的4和10%，假设一个正常的Salpeter IMF。我们认为，在一个分层的星系形成的情况下，这使得在高红移的星暴矮星系的宇宙再电离的实质性贡献。
2006-01-27 astro-ph
