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
The Reionization and Galaxy Evolution Probed by z=7 Lyman Alpha Emitters
我们对Subaru Deep Field（SDF）进行了窄带NB 973（在9755 A处的带宽为200 A）成像，并发现了两个z=7的莱曼α发射体（LAE）候选者，其NB 973 =24.9。进行深度跟踪光谱学，我们确定其中一个是真正的z=6.96 LAE。这表明，星系形成是在大爆炸后7.5亿年进行的。同时，LAE的Lyman α线光度函数在SDF中从z=5.7下降到6.6。z=6.6时的L* 为z=5.7时的40-60%。我们还确认，与最新的SDF LAE样品相比，z=7 LAE的数密度仅为z=6.6时密度的17%。这一系列的显着减少LAE密度增加红移可能是在这些时期的星系演化的结果。然而，使用紫外连续光度函数的LAEs，莱曼break星系，和LAE演化模型的基础上的层次聚类，我们发现，星系演化本身不能解释所有的密度下降。这种额外的密度赤字可以解释为来自LAEs的莱曼α光子的衰减，这是由于在z~6.6-7处正在进行的宇宙再电离期间中性氢分数的快速演化。
2008-04-22 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
Spectral Features from the Reionization Epoch
氢的发射线可以用来测量宇宙再电离的近似红移。这是一个重要的测量，因为缺乏一个令人信服的理论预测这个时代。在再电离事件中，吸收发生快速变化，这可以在重组氢的光谱中留下尖锐的特征。在近红外背景中的这些特征允许我们测量再电离发生时的红移。我们已经计算出这些信号的数值模拟的基础上的Lambda CDM宇宙演化。
1998-02-03 astro-ph
How is the Reionization Epoch Defined?
本文研究了再电离时间延长对宇宙微波背景角功率谱的影响。典型的再电离研究假设一个突然的相变，星系际气体从完全中性的状态移动到完全电离的状态，红移固定。然而，这些模型与再电离的详细研究不一致，后者倾向于更长的过渡。我们修改了代码CMBFAST，以允许处理更真实的再电离历史，并将其应用于从再电离数值模拟中获得的数据。我们表明，CMBFAST假设在其原始形式的迅速再电离严重污染的再电离红移的任何约束。然而，我们发现，提示再电离模型给出了一个合理的估计的时代，在该时代的平均宇宙电离分数为~ 50%，并提供了一个很好的整体汤姆逊光学深度的措施。具有相等光学深度的即时和扩展模型之间的温度（偏振）角功率谱的总体差异小于1%（10%）。
2002-01-07 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
Light-cone anisotropy in 21cm fluctuations during the epoch of reionization
光在视线上的传播时间的延迟在再电离时期的21厘米亮度波动的功率谱中产生了各向异性。我们表明，当中性氢分数的波动在再电离的后期阶段变得非线性时，光锥各向异性在>50共动Mpc的尺度上变得有序统一。在此期间的密度波动和相关的各向异性所产生的奇特的速度是可以忽略的比较。
2007-04-26 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
Observing the Reionization Epoch Through 21 Centimeter Radiation
我们通过中性氢21厘米超精细跃迁研究了再电离期的可观测性。我们使用一个高分辨率的宇宙学模拟（包括流体动力学）与快速辐射转移算法一起计算21厘米发射的星系际介质（IGM）在几种不同的再电离模型的演变。结果表明，在重叠期间（在~25 MHz的频率间隔上），IGM的平均亮温从dT_b~25 mK下降到dT_b~ 0.01mK，而小尺度上的均方根亮温起伏从重叠前的~10 mK突然下降到重叠结束时的~ 0.1mK。我们发现，21厘米的观测可以有效地区分模型与一个单一的早期再电离时代的模型与两个不同的再电离事件。
2003-05-05 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
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
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
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
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
On the Threshold of the Reionization Epoch
宇宙再电离期的发现将是宇宙学的一个重要里程碑。我们给出了类星体SDSS 1044-0125的凯克光谱，z = 5.73。光谱显示在观测波长λ>~7550 A处光学深度的显著增加，对应于z_abs >~ 5.2。只有几个小的，狭窄的传输区域存在于光谱中超过这一点，并在红移的类星体信号开始。我们将这一结果解释为宇宙再电离时期后缘的特征，我们估计发生在<z>~ 6（实际上由Becker等人随后的观测证实），并向下延伸到z5.2。在再电离时代的现代理论模型中，这种行为是可以预期的，它预测了再电离的斑块和逐渐开始。我们看到的其余透射窗口可能对应于嵌入在仍然基本上中性的星系际介质中的单个再电离气泡（Stromgren球），被类星体的视线所包围。未来对类似或更大红移的类星体的光谱观测将提供对再电离时代的结构和程度的更详细的了解。
2001-08-23 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
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
Toward Empirical Constraints on the Global Redshifted 21 cm Brightness Temperature During the Epoch of Reionization
初步结果是从一个简单的，单天线的实验，旨在测量100和200兆赫之间的全天空无线电频谱。该系统使用内部比较切换方案，以减少测量光谱中的非平滑仪器污染物至75 mK。从观测结果，我们放置一个初始的上限为450 mK的相对亮度温度的红移21厘米的贡献光谱由于中性氢在星系际介质（IGM）在再电离的时代，假设一个快速过渡到一个完全电离的IGM在红移为8。通过改进，这种技术应该能够区分慢再电离和快再电离的情况。为了将再电离的持续时间限制在dz > 2，测量光谱中的系统残差必须减少到3 mK。
2007-10-12 astro-ph
The Sensitivity of First Generation Epoch of Reionization Observatories and Their Potential for Differentiating Theoretical Power Spectra
再电离时代（EOR）功率谱的统计观测为理解从宇宙“黑暗时代”到我们今天看到的电离宇宙的过渡提供了丰富的数据集。EOR观测已成为实验宇宙学的一个活跃领域，目前正在开发三个第一代观测站-MWA，PAST和LOFAR。在本文中，我们提供了第一个定量计算的三维功率谱灵敏度，结合设计参数的计划阵列。然后使用该计算来探索这些第一代观测可以对EOR功率谱施加的约束。结果表明，即将到来的功率谱观测约束理论的结构形成和再电离的潜力。
2005-07-14 astro-ph
Constraints on primordial black holes and primeval density perturbations from the epoch of reionization
研究了再电离阶段电离光子背景对原初黑洞丰度的约束和原初密度扰动的谱指数$n$.在标准的暴胀宇宙演化论中，我们证明了原始密度扰动的幂律功率谱的谱指数$n$应该是$n<$ 1.27。由于宇宙在再电离红移$z\sim 6$ - 8处仍然是光学厚度，因此该约束与暴胀的再加热温度这一未知参数无关。PBH的电离光子背景可以用幂律谱$J(ν)\proptoν^3$来近似，这与大质量恒星和类星体模型给出的谱有很大的不同。
2002-02-12 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
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
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
Forecast for Epoch-of-Reionization as viewable by the PrimevAl Structure Telescope (PAST)
我们目前的灵敏度预测的PAST 21厘米再电离观测，并比较这些与原型阵列的测量灵敏度。我们讨论了可能的再电离时代结构和可以观察到的红移，并得出结论，10，000天线PAST将能够在6<z<20时用其100万像素图成像电离结构。所产生的图像的角度范围从5角分到10度。分析了潜在的前景污染物的影响。所有已知的地外前景都具有幂律连续谱，并且可以建模和干净地分离。我们目前的观测结果使用的原型，验证估计的灵敏度，并提供天文前景的数据。同样的样品允许真实世界的测量人为干扰，流星散射传播，电离层的变化。这些数据也被用来验证我们的大角度地图制作算法。
2004-04-05 astro-ph
Improving Foreground Subtraction in Statistical Observations of 21 cm Emission from the Epoch of Reionization
使用中性氢的21厘米线对再电离时代的统计观测有可能彻底改变我们对结构形成和第一个发光物体的理解。然而，这些观测由于大量的强前景源而变得复杂。在文献中已经提出了几种前景去除技术，并且已经假设这些技术将组合使用以揭示再电离时期（EOR）信号。通过研究所提出的前景去除技术的特征减法误差，我们确定了一个额外的减法阶段，可以进一步减少EOR前景污染，并研究前景去除算法之间的相互作用。这使我们能够概述一个全面的前景去除策略，结合所有以前提出的减法技术。使用这个前景去除框架和特征减法误差，我们讨论了不同的前景去除技术的互补性和阵列设计和EOR数据分析的影响。
2006-06-12 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
Cosmic microwave background constraints on the epoch of reionization
我们使用宇宙微波各向异性数据的汇编，以约束宇宙中的再电离时代，作为宇宙学参数的函数。我们考虑空间平坦的宇宙学，改变物质密度$Ω_0$（由宇宙学常数恢复的平坦度），哈勃参数$h$和原始功率谱的谱指数$n$。我们的结果引用的最大允许的光学深度的最后散射表面，并在最高允许的再电离红移假设瞬时再电离。对于临界密度模型，显著倾斜的功率谱被排除在外，因为它们不能拟合任何再电离量的当前数据，即使是尺度不变模型也必须具有低于0.3的最后散射的光学深度。对于目前比较受欢迎的低密度模型，其中包含$Ω_0 = 0.3$和一个宇宙学常数，允许发生的最早再电离发生在红移35左右，这与文献中的最高估计大致一致。我们提供了一般的拟合函数的最大允许的光学深度，作为宇宙学参数的函数。我们不考虑包含张量扰动，但如果存在，它们将加强我们引用的上限。
2001-01-10 astro-ph
Cosmological perturbations and the reionization epoch
在WMAP允许的宇宙学背景下，我们研究了再电离时代对宇宙学扰动性质的依赖性。我们使用一个简单的模型，基于Press-Schechter近似计算再电离的红移。对于一个幂律的初始频谱，我们估计，再电离可能发生在红移$z_{reion} = 17^{+10}_{-7}$，与WMAP确定的温度-偏振交叉功率谱的基础上。我们估计延迟再电离，如果有一个负运行的光谱指数，弱WMAP表示。然后，我们调查的再电离红移的初始扰动的性质上的依赖。我们考虑卡方概率分布函数的各种自由度，由非标准的通货膨胀的情况下，由缺陷模型的动机。我们发现，在这些模型中，再电离可能发生得更早，是一个缓慢的过程，比在初始高斯起伏的情况下。我们还考虑了一个混合模型，在该模型中，宇宙弦对再电离相关尺度上的种子涨落做出了重要贡献。我们发现，为了使该模型与最新的WMAP结果一致，在标准$8 h^{-1} Mpc$尺度上，弦对物质功率谱的贡献可能最多为1%，这对每单位长度弦质量的值施加了严格的限制。
2003-05-20 astro-ph
The Inhomogeneous Background of H2 Dissociating Radiation During Cosmic Reionization
本文首先对再电离源在再电离时期（EOR）产生的宇宙学H_2离解紫外背景进行了自洽计算。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，直到质量约为10^8太阳质量的矮星系，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。然后将每个光源在13.6 eV以下发射的紫外连续谱通过相同的IGM，用原子H莱曼系共振线衰减，预测了H_2在11 ~ 13.6 eV之间的莱曼-沃纳带的非均匀背景的演化。
2008-07-06 astro-ph
High Energy neutrino signals from the Epoch of Reionization
我们执行一个新的估计的高能中微子预期从伽玛暴与第一代恒星的光的新模型和约束的时代的再电离和中微子发射产额的更详细的评估。我们还比较了弥漫的高能中微子背景从人口III的恒星与一个从“普通恒星”（人口II），在相同的宇宙学和天体物理学假设的一致估计。与以前的文献不同，我们发现，从第三族恒星的高能中微子将无法观察到与当前或不久的将来中微子望远镜，低于冰立方灵敏度和大气中微子背景下最极端的假设下的伽玛射线暴率。这排除了它们作为这些仍然难以捉摸的无金属恒星的可行诊断工具。
2008-02-23 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
Tangled magnetic fields and CMBR signal from reionization epoch
我们计算了在纠缠磁场存在下宇宙再电离的次级CMBR各向异性信号。我们考虑纠缠磁场诱导的标量，矢量和张量模式进行分析。对于l<10，最有趣的信号来自张量扰动。特别地，我们表明，在l<10时，WMAP在TE互相关信号中观察到的增强可以用张量TE互相关来解释，张量TE互相关来自于磁场强度B_0=4.5*10^{-9}G和磁场功率谱指数n=-2.9的暴胀时期产生的纠缠磁场。或者，张量模式信号与原始标量模式的混合物给出了再电离表面的光学深度值的较弱界限，tau_{reion} =0.11 +/- 0.02。这个分析也可以转化为波数< 0.05 Mpc^{-1}时磁场强度接近5*10{-9}G的极限
2005-06-27 astro-ph
