A large area search for radio-loud quasars within the epoch of reionization
宇宙在对应于红移z ~ 6.5的时间完全重电离，并且可以用光学方法观察到，因此只有通过研究相对于更高红移、射电噪声源的HI和分子吸收线，人们才有希望对星系形成的最早阶段进行详细的研究。目前还不知道这类研究的目标。在这些会议记录中，我们描述了一项正在进行的调查，以寻找z > 6.5的射电类星体，并提出了我们最有希望的候选者的宽带SED。
2004-04-07 astro-ph
Redshifted 21 cm Emission From the Pre-Reionization Era II. HII Regions Around Individual Quasars
我们使用宇宙学模拟的再电离预测的影响，大的HII区域周围的个别高红移类星体的可能信号从红移21厘米线的中性氢在预再电离时代。我们发现，这些HII区域出现在频率空间的“光谱骤降”，等效宽度超过3 mK MHz或深度超过约1.5 mK，并且它们是迄今为止最突出的宇宙学信号在红移HI分布。这些光谱下降预计将出现在几乎每一个视线。如果在频率空间中很好地分辨了HII区域的足够大的样本的光谱凹陷，则可以使用具有已知观测波束尺寸的频率中的线深度和等效宽度的分布来推断HII区域尺寸分布和\HII区域之间的中性氢密度的平均差（其中可能含有自屏蔽中性气体团）和周围介质，为再电离模型提供了强有力的测试。
2005-01-10 astro-ph
Fossil Ionized Bubbles Around Dead Quasars During Reionization
再电离时代最引人注目的特征之一可能是发光类星体周围的巨大电离泡（半径达到~40 Mpc），这些电离泡可能在其源关闭后很长时间内作为“化石”电离区存活下来。在这里，我们研究如何不均匀的星系际介质（IGM）的演变内这样的化石。平均重组率随时间迅速下降，短暂的类星体事件显着增加了化石泡内的平均自由程。因此，即使是化石内部星系产生的微弱电离背景也能使其保持相对高度和均匀的电离状态。例如，在IGM的一个随机补丁中包含20-30%氢的星系可以在化石中保持80-90%的电离，持续时间比IGM中的平均重组时间长得多。因此，z<10的类星体化石在近一个哈勃时间内保持了它们的身份，并且将呈现“灰色”，与平均IGM（具有“瑞士奶酪”电离拓扑结构和较低的平均电离分数）和活动类星体周围的完全电离气泡不同。更遥远的化石，在z>10时，具有较弱的星系产生的电离背景和较高的气体密度，因此它们可以获得类似于IGM其余部分的瑞士奶酪拓扑结构，但电离气泡和部分中性区域之间的对比度较小。类似的HeIII化石应该存在于z~3处的HeII/HeIII再电离时代，尽管HeIII化石内部的快速重组将更常见。我们的非均匀复合模型也适用于“双重再电离”模型，并表明非单调的再电离历史甚至比以前认为的更不可能。
2008-03-24 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
Black Holes From the Dark Ages: Exploring the Reionization Era and Early Structure Formation With Quasars and Gamma-Ray Bursts
宇宙再电离时代，包括第一批恒星、星系和活动星系核的形成，现在是宇宙学研究中最活跃的前沿之一。本文简要回顾了我们目前对早期结构形成的认识，并利用大质量黑洞（为早期类星体提供动力）与其宿主星系共同形成的观点，利用高红移类星体作为早期星系形成和原始大尺度结构的探测器。有越来越多的证据表明，在第一个光源的形成过程中存在强烈的偏置，这将导致Clurons再电离。类星体在z > 6时的吸收光谱表明再电离时代在z ~ 6时结束;然而WMAP卫星的测量结果表明，在z ~ 10 - 20时，再电离时代已经开始。第一代大质量恒星，也许是在早期小型类星体的帮助下，可能以如此高的红移使宇宙再电离，但它们的反馈可能扰乱了随后的恒星和星系形成，导致了一个延长的，也许是多模态的再电离历史，在z ~ 6结束。对这些第三星族恒星死亡事件中的伽马射线暴的观测，可能会对原始结构的形成、再电离、早期化学富集和种子黑洞的形成提供重要的见解，这些种子黑洞可能会成长为发光类星体的中心引擎。
2004-09-15 astro-ph
Quasar Proximity Zones and Patchy Reionization
类星体在z ~ 6处的莱曼-α森林吸收光谱显示了靠近它们的源的增强透射区域。一些作者认为，这些区域的明显小尺寸表明，z >~ 6的类星体电离锋扩展到大部分或部分中性的星系际介质（IGM）中。假设IGM中的典型区域被z <= 6重电离，正如Ly-a森林观测所建议的那样，我们认为在最高红移类星体开启之前，在{ \em至少} 50%的IGM体积被重电离。此外，即使IGM在类星体开启时有50%的中性，类星体也可能诞生于大的星系生成的HII区域。在再电离过程中的HII区域本身是群集的，并使用辐射转移模拟，我们发现，通过IGM对类星体祖先晕的长串完全通过电离气泡，即使当IGM是半中性的。这些影响已被忽略，在大多数类星体邻近区，假设空间{ \em均匀}中性分数以前的分析。我们从类星体的后续电离模型，并构建模拟Ly-a森林光谱。我们的模拟吸收光谱是更敏感的IGM中的小尺度结构的水平比体积平均的中性馏分，并建议现有的邻近区的大小测量是兼容的一个完全电离的IGM。然而，我们提到了我们的建模中的几个改进，这些改进对于得出更明确的结论是必要的。
2007-03-26 astro-ph
Reionization of Hydrogen and Helium by Early Stars and Quasars
计算了恒星和类星体产生的电离辐射场对氢和氦的再电离历史。对于类星体，我们使用一个模型的基础上晕合并率，再现所有已知的性质的类星体光度函数在高红移。用两个自由参数来模拟恒星产生的电离辐射的较少约束的性质：（i）跃迁红移z_tran，在该值以上，恒星星族主要由大质量的零金属丰度恒星构成，在该值以下，则由Scalo质量函数构成;（ii）恒星电离光子从其宿主星系的逃逸分数与恒星形成效率f_esc f_* 的乘积。根据最近的宇宙微波背景（CMB）实验，我们限制了这些自由参数在高红移下的允许范围，这是基于在z<6处缺乏HI Gunn-Peterson槽和电子散射的总星系际光学厚度的上限τ_es<0.18。我们发现类星体以红移z~4吸收氦，但在z~6之前不能吸收氢。一个主要部分的允许的组合f_esc f_* 和z_tran导致早期的峰值电离部分由于在高红移的无金属的恒星。这有时会导致两个再电离时期，即早期的HII或HeIII重叠阶段，随后是重组和第二个重叠阶段。即使早期的重叠没有实现，峰值的可见度函数散射的CMB往往符合早期电离阶段，而不是与实际的再电离时期。因此，τ_es并不直接对应于再电离红移。我们一般发现τ_es> 7%的值，这应该是可检测的MAP卫星。
2002-11-14 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
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
Can We Detect the Anisotropic Shapes of Quasar HII Regions During Reionization Through The Small-Scale Redshifted 21cm Power Spectrum?
在宇宙再电离的早期阶段，光的旅行时间延迟扭曲了明亮类星体周围HII区域的表观形状。在即将到来的红移21厘米实验中，个别HII区域可能仍然无法检测到。然而，沿着视线的系统性变形可以通过统计学方法检测到，或者通过叠加由JWST识别的类星体的断层21 cm图像，或者作为三维21 cm功率谱中的小尺度各向异性。在这里，我们考虑这种效应的可检测性。当HII区域很大并且迅速膨胀时，各向异性最大，我们发现，如果明亮的类星体有助于再电离的早期阶段，那么它们可以产生显著的各向异性，其尺度与明亮类星体的HII区域的典型尺寸相当（约为1000毫米）。30 Mpc及以下）。因此，在小尺度上分析未来的21厘米功率谱时，不能忽略这种影响。如果红移z=10的IGM体积的10%被典型电离光度为S= 5 x 10^{56}光子/秒的类星体电离，相对于横向，径向（红移）方向的21厘米功率谱可以增强10%以上。这种各向异性的水平超过了由于红移空间失真，并具有相反的符号。我们表明，正在进行的实验，如MWA应该能够检测到这种影响。探测将揭示明亮类星体的存在，并揭示电离源的电离产额和年龄，以及它们附近中性星系际气体的分布和小规模聚集。
2007-09-17 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
A Limit from the X-ray Background on the Contribution of Quasars to Reionization
高红移（z>6）黑洞群对星系际介质的电离有重要贡献，它们伴随着大量硬（> 10 keV）X射线光子的产生。由此产生的硬X射线背景将发生红移，并被观测为当今的软X射线背景（SXB）。假设黑洞是高红移宇宙中再电离光子的主要产生者，我们计算了它们对现今SXB的贡献。我们的研究结果，当与未解决的组成部分的SXB在0.5-2千电子伏的范围内，表明吸积BH（无论是发光类星体或其较低质量的“迷你类星体”的同行）并没有主导再电离。遥远的迷你类星体产生足够的X射线，仅部分地将IGM的水平降低到最多50%，仍然是允许的，但可能会受到SXB未解决部分的改进测定的严重限制。
2004-03-03 astro-ph
Gamma-Ray Bursts as a Probe of the Epoch of Reionization
伽马射线暴的红移值预计将远远高于迄今为止探测到的类星体的最高红移值。与类星体不同的是，伽玛射线暴的余辉可以提供再电离时期的“干净”探测，因为没有复杂的情况（如强的Ly-alpha发射线的存在）或“邻近效应”（如来自类星体的电离光子产生的Stromgren球）。因此，近红外和光学观测伽玛暴余辉可能提供独特的信息时代的再电离。特别是，在Ly-α短波长处的通量提供了GRB红移处IGM密度波动的直接测量，而Ly-α长波长处的通量提供了GRB宿主星系中恒星产生的电离光子数量的综合测量，直到爆发发生。然后，通过比较伽玛暴的宿主星系中的恒星和类星体所产生的斯特罗姆格伦球的大小，估计了恒星形成和类星体对再电离的相对贡献。我们使用的预期形状的GRB余辉光谱在附近的伽玛暴在各种红移的Ly-alpha的详细计算来说明这些点。
2003-12-18 astro-ph
Reionization Bias in High Redshift Quasar Near-Zones
高红移类星体的吸收光谱在z~6处呈现出一个越来越厚的Ly-alpha森林。然而，由于中性氢含量超过10^-4时Ly-alpha光学厚度已经很大，而且类星体预计会位于IGM的致密区域，因此对这些光谱的解释变得复杂。我们提出了一个适用于高红移类星体周围的致密偏置区域以及IGM中更典型区域的IGM电离态演化模型，并将其与数值辐射转移模拟相结合。我们的模型能够同时再现观测到的Ly-alpha森林不透明度（4<z<6）、电离光子平均自由程（z~4）和高红移类星体周围高电离近区尺寸（5.8<z<6.4）的快速演化。我们发现，在5个物理百万秒差距的高红移类星体，IGM的电离态的演化之前，在更典型的地区约0.3红移单位。更重要的是，当与电离光子平均自由程的快速增加相结合时，预计在重叠后不久，这种偏移导致类星体附近的电离背景超过IGM其余部分的值约2-3倍。我们进一步发现，在再电离的重叠后阶段，观测到的类星体近区的大小对IGM的中性氢分数并不直接敏感。相反，这些尺寸探测背景电离率的水平和周围IGM的温度。因此，在5.8<z<6.4处观察到的类星体近区尺寸的快速演化可以用电离背景的快速演化来解释，在我们的模型中，电离背景的快速演化是由再电离结束时6<z<7的重叠完成引起的。
2007-08-14 astro-ph
Evolution of the Ionizing Background and the Epoch of Reionization from the Spectra of z~6 Quasars
利用SDSS观测到的4个5.7<z<6.3的类星体光谱中的莱曼系吸收，研究了宇宙再电离过程，估算了IGM中的电离背景。我们推导出在高红移的电离背景的演变，使用半解析技术和宇宙学模拟IGM的密度波动模型。在z=6.28的类星体SDSS 1030+0524的光谱中存在完整的Ly α冈恩-彼得森谷，表明z~6处的光电离率Gamma_{-12}低于0.08，至少比z~3处的值小6倍。由于Ly β和Ly γ Gunn-Peterson谷的振子强度较小，它们给出了更强的极限Gamma_{-12} <0.02，表明IGM中z~6处的电离背景比z~3处的电离背景低20倍以上。同时，体积平均中性氢分数从z~3处的10^{-5}增加到z~6处的>10^{-3}。在此红移处，质量平均中性氢分数大于1%;轻度过密区域（delta > 3）仍然大部分是中性的，并且电离光子的随动平均自由程短于8 Mpc。与宇宙学再电离模拟结果的比较表明，在z~6处观测到的IGM的性质是再电离重叠阶段末各HII区合并时的典型性质。因此，z~6标志着再电离时期的结束。再电离的红移限制了质量密度涨落的小尺度功率和第一代天体的恒星形成效率。
2001-12-25 astro-ph
Large-Scale Simulations of Reionization
我们使用宇宙学模拟来探索再电离的大尺度效应。由于再电离是一个涉及大动态范围的过程-从星系到罕见的明亮类星体-我们需要能够在我们的模拟中覆盖宇宙的显着体积，而不会丢失星系的重要小尺度效应。在这里，我们已经采取了一种方法，使用来自小尺度模拟的聚集因子来近似亚细胞尺度上的辐射转移。使用这种技术，我们可以用$10 h^{-1} Mpc$单元覆盖高达$1280 h^{-1} Mpc$的模拟大小。这使我们能够构建类似于观测光谱的SDSS类星体的类星体的合成光谱，并将它们与观测数据进行比较。然后可以分析这些光谱的HII区域大小，Gunn-Peterson槽和Lyman-$α$森林的存在。
2005-11-21 astro-ph
Constraining the Evolution of the Ionizing Background and the Epoch of Reionization with z ~ 6 Quasars II: A Sample of 19 Quasars
我们利用SDSS中发现的19个5.74<z<6.42的类星体的光谱研究了IGM在再电离末期的电离态演化。三种方法被用来跟踪IGM的性质：（a）Gunn-Peterson光学深度在Ly α，β和γ的演变;（b）暗吸收间隙的分布，以及（c）类星体周围的HII区域的大小。我们发现，在z>5.7时，IGM的演化加速：光学深度从τ ~（1+z）^{4.3}变化到（1+z）^{>11}，τ>3.5时，暗带的平均长度从<10 to >80 Mpc增加。IGM特性沿不同视线的分散也迅速增加，这意味着当UV光子的平均自由程与星系的相关长度相当时，在z>6的UV背景中波动>4倍。暗隙平均长度在z~6处增长最快，方差也最大。我们建议使用暗隙的统计作为一个强大的探测电离状态的IGM在更高的红移。类星体周围的HII区域的大小朝着更高的红移迅速减小，这表明IGM的中性部分从z=5.7到6.4增加了>10倍。基于GP光学深度和HII区域尺寸，质量平均中性分数在z~6.2处为1-4%。观测结果表明，z~6是再电离重叠阶段的结束，与暗吸收带的有限长度所指示的中性IGM不一致。
2006-03-19 astro-ph
A method to infer the stellar population that dominated the UV background at the end of reionization
我们提出了一个观测测试的电离背景在z~5的频谱，测试是足够敏感的，以确定是否流行II或流行III星的电离辐射的主要来源。z~5处的电离背景可能反映了再电离最后重叠阶段的源的性质。我们发现，在一些稀有的z~5类星体的深光谱观测中，可以探测到静止坐标系的极紫外HeI吸收，HeI与HI吸收的比值反映了光子能量在13.6 ~ 24.6 eV范围内电离背景的形状。大多数z~5类星体在其视线方向上有太多的HI吸收，以至于不能观测到HeI吸收。然而，基于目前对HI吸收统计的测量，我们使用蒙特卡罗模拟来证明斯隆数字巡天（SDSS）将发现足够数量的z~5类星体，以发现适合测量HeI吸收的类星体（我们举例说明了识别类星体的选择方法）。利用10米望远镜对一个合适的z~5类星体进行模拟观测，我们发现在该红移处电离背景的光谱斜率可以得到一个约束。
2003-04-07 astro-ph
The Impact of Small-Scale Structure on Cosmological Ionization Fronts and Reionization
在宇宙再电离过程中，宇宙学电离前沿的传播受到由于结构形成而引起的小尺度气体不均匀性的强烈影响。这些不均匀性包括塌陷的微晕（通常是自屏蔽的）和低密度结构（不是自屏蔽的）。微晕的密度和光学厚度足以捕获星系际电离锋，阻挡它们的路径并掠夺它们的电离光子，直到微晕气体作为蒸发风排出。较低密度的结构并不能捕获这些锋面，但它们可以通过增加星系际介质中的整体复合速率来减缓它们。在本文中，我们研究了这两种类型的不均匀性，包括非线性聚类效应的影响，我们发现，IGM结块和崩溃的minihalos有显着的，但质量不同的影响再电离。虽然小晕的平均数密度随着时间的推移而强烈增加，但电离源周围H II区域内的小晕密度基本恒定。因此，小晕的影响基本上是减少了IGM在所有时期可用的电离光子的数量，这相当于减少了每个源的光度。另一方面，IGM聚团效应随着时间的增加而增强，减缓了再电离并延长了再电离时间，因此，虽然小晕的影响在很大程度上随着未知源效率的退化而退化，但IGM聚团效应可以显著地帮助调和最近观测到的宇宙微波背景偏振与类星体在z~6处的吸收光谱，它们共同指向一个早期但延长的再电离时期。
2005-01-20 astro-ph
The History and Morphology of Helium Reionization
现在各种观测表明星系际氦在z~3时完全电离。最近对高红移类星体光度函数的测量表明，到那时，这些源已经产生了每个氦原子约2.5个电离光子，这与已知的类星体数量驱动HeII再电离的图片一致。在这里，我们描述了在这个时代的电离和中性氦气的分布。由于这些源稀少而明亮（光子收支主要由光度L>L_ \star的类星体决定），当整体电离分数x_i很小时，类星体中的随机波动决定了电离气体的形态，HeIII气泡的典型半径R_c约为15-20 Mpc。只有当x_i>0.5时，类星体的大尺度成团才使电离区的特征尺寸超过这个值。再后来，当x_i>0.75时，大部分电离光子在到达源电离环境的边缘之前就被密集的重组系统消耗掉了，当R_c~35-40 Mpc时，气泡停止生长。这些阶段在性质上与氢再电离中的阶段相似，但是源的稀有性使得早期的随机阶段更加重要。此外，z=3的星系际介质的众所周知的特性允许一个更强大的描述后期的重组占主导地位。
2008-04-25 astro-ph
An accretion model for the growth of the central black hole associated with ionization instability in quasars
提出了一个与类星体盘电离不稳定性相关的吸积模型，讨论了宿主星系中心黑洞的生长，其中黑洞与宿主星系核球的质量比是该模型的自然结果.
2002-11-19 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
Model-Independent Reionization Observables in the CMB
我们代表的再电离历史的宇宙作为一个自由函数的红移和研究的潜力，其提取的CMB偏振光谱。从主成分分析，我们表明，电离历史信息包含在5个模式，类似于低阶傅立叶模式的红移空间。这些模式的振幅代表了一个紧凑的描述的可观察到的性质的再电离的CMB，很容易预测给定的电离分数的模型。这些模式的测量最终可以限制总的光学深度，或相当于波动的初始振幅到1%的水平，而不管真正的再电离模型。
2003-03-18 astro-ph
Constraints on Reionization and Source Properties from the Absorption Spectra of z>6.2 Quasars
我们利用星系际介质（IGM）的流体动力学模拟创建模型类星体的吸收光谱。我们将这些模型光谱与观测到的三个z>6.2的类星体的Keck光谱进行了比较，这些类星体具有完整的Gunn-Peterson槽：SDSS J1148+5251（z=6.42），SDSS J1030+0524（z=6.28）和SDSS J1623+3112（z=6.22）。通过探索类星体周围HII区域的大小R_S、周围IGM中的体积加权平均中性氢分数x_H和类星体的电离光子发射率N_Q的值范围，我们将观测到的Ly α光学深度的概率密度分布（PDF）与模拟生成的光学深度进行了拟合。为了避免平均可能大的视线到视线波动的IGM属性，我们独立地分析每个观察到的类星体。对于J1148+5251、J1030+0524和J1623+3112，我们得到以下结果：最佳拟合尺寸R_S分别为40、41和29（共动）Mpc。这些约束是严格的，只有~ 10%的不确定性，相当于红移-测定误差所造成的。N_Q的最佳拟合值分别为2.1、1.3和0.9 x 10^{57} s^{-1}，每种情况下的不确定度因子约为2。最后，x_H的最佳拟合值分别为0.16、1.0和1.0。在J1148+5251的情况下，不确定性很大，并且x_H没有得到很好的约束。然而，对于J1030+0524和J1623+3112，我们发现x_H >~ 0.033的显著下限。我们的…
2007-01-30 astro-ph
On the Evolution of the Ionizing Emissivity of Galaxies and Quasars Required by the Hydrogen Reionization
宇宙中每单位体积电离辐射的平均发射率（或发射率）可以计算为电离背景强度与电离光子平均自由程的比值。背景的强度是从Lya森林的平均透射通量测量的，平均自由程是从莱曼极限系统的丰度测量的，到目前为止已经观察到z=4。这就产生了一个发射率，对于宇宙中z=4的每个原子来说，每哈勃时间不大于7个电离光子，这可能是类星体和恒星形成星系的合理结果。为了使再电离在z=6时结束，并且假设在再电离时期期间电离气体的聚集因子接近于1，该电离发射率不能从z=4直到z ~ 9下降超过1.5倍。如果聚集因子比1大得多，那么发射率将需要随着红移迅速增加。除非电离发射率从z=4大幅增加到z ~ 10 - 20，否则到CMB的汤姆逊光学深度必须在0.045 < tau < 0.09的范围内。
2003-07-11 astro-ph
Ionization by early quasars and Cosmic Microwave Background anisotropies
讨论了早期形成的类星体对星系际介质的光电离作用，提出了一种产生可测量的宇宙微波背景（CMB）温度涨落$δ_{T }~=~ΔT/T$的机制。早期的类星体会在它们周围产生独立的电离区。我们评估与这些电离区域相关的热和动力学（一阶多普勒）Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应。
1996-04-16 astro-ph
Ionization fronts and their interaction with density fluctuations: implications for reionization
再电离过程中宇宙学电离锋（I-锋）的传播受到小尺度结构的强烈影响。在这里，我们总结了我们最近的研究，以了解这种小规模结构的影响。我们提出了高分辨率的宇宙学N体模拟在高z（z>6），解决了广泛的晕质量，从迷你晕到大的，罕见的晕集群。我们还研究了微晕如何影响I-战线，通过模拟微晕光蒸发。此外，我们修改的I-前传播方程，以考虑不断变化的小尺度结构，并将这些结果纳入一个半解析再电离模型。当星系际介质聚集和小晕集群周围的来源，小尺度结构影响再电离减慢它，并延长它的时间。这有助于解释威尔金森微波各向异性探测器的观测结果，这意味着一个早期和延长的再电离时代。我们还研究了源聚类如何影响H II区域的演变和大小，发现与模拟一致，H II区域通常会扩大，很少缩小。因此，“遗迹H II地区”是一个例外，而不是规则。当抑制小质量源在已经电离的区域由琼斯质量过滤占，H II区域较小，延迟重叠。我们还提出了一种新的数值方法，辐射转移，这是快速，有效的，很容易耦合到流体力学和N体代码，以及样品测试和应用。
2005-05-11 astro-ph
The Reionization History at High Redshifts II: Estimating the Optical Depth to Thomson Scattering from CMB Polarization
鉴于最近推断的高光学深度汤姆逊散射，τ，从WMAP数据，我们调查的影响，延长部分电离期，并询问如果τ值推断假设一个单一的急剧过渡是一个无偏的估计。我们构建和考虑几个代表性的电离模型，并评估其签名的CMB。如果τ是用一个单一的急剧转变来估计的，我们表明在导出的值中可能存在显著的偏差（因此在sigma 8中也存在偏差）。对于WMAP噪声水平，τ的偏差小于统计不确定性，但对于普朗克或宇宙方差有限的实验，τ偏差可能远远大于统计不确定性。在我们考虑的电离模型中，这种偏差可以通过拟合稍微复杂的电离历史来减少，例如两步电离过程。假设这个两步过程，我们发现普朗克卫星可以同时确定再电离的初始红移为+-2和tau为+-0.01电离历史的不确定性似乎提供了一个大约0.005的限制，可以从CMB偏振数据估计tau，比WMAP的预期要好得多，但比宇宙方差限制的预期要差得多。
2003-06-07 astro-ph
Reionization of the Universe and the Photoevaporation of Cosmological Minihalos
第一批从黑暗和中性IGM中凝聚出来的电离辐射源发出电离前沿，横扫周围环境，超越其他凝聚物体并使它们光蒸发。宇宙结构形成的普遍再电离的这种反馈效应在这里被证明的情况下，宇宙学的微晕的暗物质和重子暴露于外部源的电离辐射与类星体的光谱，刚刚通过的全球电离前创建的源。我们的模型作为一个截断的，非奇异的等温球流体静力平衡后，其崩溃的膨胀背景宇宙和维里化的预电离minihalo。结果提出的第一气体动力学模拟的这一过程，包括辐射转移。还提出了一个样本的观测诊断，包括空间变化的电离水平的C，N，和O的流中，如果一个痕量的重元素是存在的和集成的柱密度的H I，He I和II，和C IV通过光蒸发气体在不同的速度，这将是测量的吸收对背景源一样，负责电离。
2000-02-04 astro-ph
HeII Reionization and its Effect on the IGM
对星系际介质的观测表明，类星体在z ~ 3的星系际介质中反射He Ⅱ.我们已经运行了一组190和430共动Mpc的HeII类星体被再电离的模拟，以了解HeII再电离的性质及其对观测的潜在影响。我们发现HeII再电离加热IGM中的区域，比预期的温度高出25，000 K，体积平均温度增加~ 12，000 K，并且在~ 50 Mpc尺度上具有大的温度波动。大部分的加热发生在远离类星体的硬光子。在He Ⅱ再电离过程中，我们发现温度-密度状态方程为γ-1 ~0.3，但在σ ~ 10^4 K的范围内，这种关系具有很大的离散性。HeII被观测到的类星体群再电离不能产生一个倒关系（γ-1 < 0）。我们的模拟是一致的，在地狱Ly-alpha森林的平均传输所观察到的演变。我们认为，由于HeII再电离的热输入是无法导致所观察到的抑郁症z = 3.2在HI Ly-alpha森林不透明度已建议。我们调查的性质的类星体和HeII莱曼极限系统的不确定性如何影响我们的预测。
2008-12-30 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
Undetected Sources Allow Transmission of the Lyman-alpha Line From Galaxies Prior to Reionization
星系在红移超过z~6.5处的莱曼α辐射的发现不应该天真地解释为星系际介质（IGM）在更高的红移处被再电离。我们发现，一个集群的微弱的未检测到的源周围的每个观察到的星系产生一个HII区域足够大，以允许传输的星系的莱曼α线再电离之前。我们还表明，类星体可能贡献了相当大的比例的电离光子的HII区周围的星系的速度色散大于100公里/秒。这些贡献类星体通常不被看到，因为它们在发光阶段花费的时间很小。
2004-07-09 astro-ph
Evidence for Reionization at z ~ 6: Detection of a Gunn-Peterson Trough in a z=6.28 Quasar
我们提出中等分辨率凯克光谱的类星体在z=5.82，5.99和6.28，发现的斯隆数字巡天（SDSS）。我们发现这些类星体光谱中的Ly α吸收随红移而强烈演化。到z~5.7，Ly α吸收如从较低红移的外推所预期的那样发展。然而，在最高红移的天体SDSSp J103027.10+052455.0（z=6.28）中，平均透射通量是8450 A < lambda < 8710 A（5.95<z（abs）<6.16）以上连续谱水平的0.0038+-0.0026倍，与零通量一致。因此，通量水平下降了>150倍，并且与Ly Alpha发射线蓝色方向的Ly Alpha森林区域中的零通量一致，而在z（abs）~5.3处下降了~10倍。在Ly β处也观察到类似的突变;由于该跃迁的振子强度降低，这使得我们能够对z=6处Ly α吸收的光学深度施加相当强的限制，τ（eff）> 20。这是一个清晰的探测到一个完整的冈恩-彼得森槽，由星系际介质中的中性氢引起。即使是星系际介质中的一小部分中性氢也会导致Ly Alpha森林地区无法检测到的流量。因此，冈恩-彼得森槽的存在本身并不表明类星体在再电离时期之前被观测到。然而，这些高红移类星体的平均吸收的快速演化表明，沿着视线到这个类星体的平均电离背景已显着下降，从z~5到6，宇宙正在接近再电离时代在z~6。
2001-09-04 astro-ph
The Reionization of the Universe and the Photoevaporation of Cosmological Minihalos
第一批从黑暗和中性IGM中凝聚出来的电离辐射源发出电离前沿，横扫周围环境，超越其他凝聚物体并使它们光蒸发。宇宙结构形成的普遍再电离的这种反馈在这里证明了气体动力学模拟，包括辐射转移，宇宙学的小晕的暗物质和重子暴露于外部电离辐射源，无论是星光或类星体光，刚刚通过的全球电离前创建的源。
2000-06-26 astro-ph
Reionization of the Universe by Starlight and the Photoevaporation of Cosmological Minihalos
第一批从黑暗和中性IGM中凝聚出来的电离辐射源发出电离前沿，横扫周围环境，超越其他凝聚物体并使它们光蒸发。宇宙结构形成的普遍再电离的这种反馈在这里被证明的气体动力学模拟，包括辐射转移的情况下，宇宙学的微晕的暗物质和重子暴露于外部源的电离星光，刚刚通过的全球电离前创建的源。
2000-04-28 astro-ph
Combining WMAP and SDSS Quasar Data on Reionization Constrains Cosmological Parameters and the Star Formation Efficiency
我们提出的宇宙学和恒星形成参数的基础上结合观测威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）和高红移类星体从斯隆数字巡天（SDSS）的约束。我们使用一个半解析模型的再电离（邱和Ostriker 2000年），考虑到一些重要的物理过程都在崩溃的晕和星系际介质。假设每个重子产生紫外光子的效率是常数，我们在一个平坦的、λ主导的宇宙中导出了形式为σ_8 Ω_0^0.5 ~0.33的约束，其中h=0.72，n=0.99，Ω_b h^2=0.024。然而，计算的电子散射光学深度τ_es约为0.06，远低于WMAP发现的值0.17+/-（0.04~0.07）（Spergel等人，2003）。由于WMAP对tau_es的约束在某种程度上随着谱指数n的值而退化，因此我们允许原始谱指数n浮动并固定Omega_0 h^2=0.14，同时使用WMAP对功率谱进行归一化。此外，我们允许紫外效率具有时间依赖性。结合WMAP约束条件和类星体的透射数据，我们的分析结果支持一个τ_s =0.11^{+0.02}_{-0.03}，n=0.96^{+0.02}_{-0.03}$的模型，即σ_8 =0.83^{+0.03}_{-0.05}（95%置信度），并且在z >> 6时有效UV效率至少高约10倍。这些结果表明，类星体和WMAP观测是一致的。如果未来的观测证实电子散射的光学深度τ_es约为0.1，那么似乎就不需要更多的“外来…
2003-04-12 astro-ph
He II Reionization and Sources of Metagalactic Ionization
星系际Ly-alpha不透明度表明H I在z ~ 6时再电离，而He II再电离延迟到z ~ 3。这两个时代是在冲突与推论CMB光学深度（WMAP），这表明早期再电离在z = 10-20。FUSE对宇宙学研究的主要贡献之一是在红移z > 2.03的活动星系核光谱中探测到He II Ly-alpha（Gunn-Peterson）吸收。与相应的H I（Ly-alpha）线配合使用的He II吸收剂的光谱使我们能够将氦再电离的时间固定在z（He II）~ 2.8 +/- 0.2。在这里，我回顾FUSE观测到的He II吸收，以及它们对电离辐射的来源和运输的影响超过30-50 Mpc的距离通过IGM。FUSE观测到He 2347-4342对He II的吸收，结合Keck和VLT观测到的H I，与类星体的光电离一致，具有广泛的内在光谱指数，并通过IGM中的过滤和再处理进行了修改。He II/H I比率（η）在1 Mpc距离尺度上表现出变化（Δ z ~ 0.001）。有趣的是，这种η比也与Ly-alpha细丝和空隙相关。电离辐射场似乎在空隙中更软（更高的He II/H I）。这些空洞区域可能被本地的软源（矮星暴星系）电离，或者类星体辐射可能通过从活动星系核逃逸并通过宇宙网中密度更高的区域而被软化。电离光谱的差异可以解释H I和He II再电离时期之间的1.4 Gyr滞后。
2004-10-07 astro-ph
Ionization by early quasars and Cosmic Microwave Background anisotropies. (Erratum)
图9的y轴给出了以$10^{-12}$为单位的功率幅度（$l(l+1)C_l$），但报告不正确。正确的值是通过将振幅除以16获得的。所有的相对值仍然有效，因此这不会改变本文的结论。
1998-11-03 astro-ph
Redshift of reionization: are we there yet?
通过对SLOAN巡天发现的四个最高红移类星体光谱中Ly-alpha透射通量的观测演化与基于宇宙学再电离数值模拟的理论预测的比较，我们已经可以将再电离红移限制在z = 6.2 +-0.1s +-0.2r，其中分别给出了系统误差和随机误差。
2001-10-12 astro-ph
QSO 2359-1241: A Bright, Highly Polarized, Radio-Moderate, Reddened, Low-Ionization Broad Absorption Line Quasar
本文报道了与平谱射电源NVSS J235953-124148有关的明亮类星体（E=15.8，z=0.868）的发现。我们将这个类星体命名为QSO 2359-1241，它具有罕见的极端性质组合，使其特别有趣。这些属性包括：高电离和低电离物质的吸收、高光学偏振（约5%）、显著的无线电发射和尘埃变红中可见的内在高速流出。类星体2359-1241的绝对星等是z<1的三个最明亮的类星体之一。高分辨率光谱和光学/紫外吸收特性的详细分析将在配套文件中给出（Arav等人，2000年）。
2000-08-17 astro-ph
Radiative effects by high-z UV radiation background: Implications for the future CMB polarization measurements
利用宇宙学光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，研究了辐射效应对再电离分数随时间演化的影响。我们发现，光深度效应导致的光电离和光加热速率的增加对IGM在再电离前和再电离过程中的加热有显著的贡献。紫外辐射光谱对电离分数时间演化的主要影响由再电离红移值和再电离完成的红移间隔给出。我们评估的紫外辐射背景的CMB角功率谱考虑到不同的时间演化的电离分数的影响。我们表明，通过E-模式CMB偏振功率谱测量，普朗克实验将有灵敏度区分不同的再电离历史，即使它们意味着相同的光学深度的电子散射和退化的温度各向异性功率谱。
2005-06-20 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 21cm Power Spectrum After Reionization
本文讨论了再电离完成后的21厘米功率谱。与再电离时代相反，这个PS与质量密度波动的PS成比例，只有一个小的调制，由于电离场的波动尺度大于电离光子的平均自由程。我们推导出这种调制的形式，并证明其对21厘米PS的影响将小于1%的物理上合理的模型阻尼Ly-alpha系统。与在再电离之前观察到的21 cm PS（其中HII区域主导电离结构）相比，再电离之后的21 cm PS的简单性将通过消除将PS分离为物理和天体物理组件的需要来增强其作为宇宙学探测器的实用性。作为演示，我们考虑了Alcock-Paczynski测试，并表明下一代低频阵列可以测量PS的角失真的百分比水平为z~3-5。
2009-07-24 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
Fluctuations in the Ionizing Background During and After Helium Reionization
氦II电离边缘以上的辐射背景在氦再电离期间和之后变化很大，因为这些光子的衰减长度相对较短（<40 Mpc），而且电离源（类星体）很少。在这里，我们构建分析和蒙特卡罗模型来研究这些波动，包括第一次，在再电离时代本身。在协议详细的数值模拟，我们的分析模型后再电离宇宙预测的数量级波动的氦II电离率。HeII/HI之间的硬度比的观测显示甚至更大的波动，这可能是由于更复杂的辐射转移效应。在再电离期间，波动甚至更强。与氢再电离相反，我们的模型预测，即使在再电离的开始阶段，由于明亮的类星体的强烈照明，具有强HeII莱曼α森林传输的区域也应该是相当常见的。部分由于这一点，平均电离背景并没有强烈演变过程中和之后的氦再电离，它是大致成比例的填充分数的氦III区。另一方面，充满HeII的区域以及不含（或很少含）活性源的“化石”电离区域表现为强IGM吸收体。它们的存在夸大了硬度比的演化，使其在再电离时代的演化速度比天真的预期要快。
2009-07-29 astro-ph
Source Mergers and Bubble Growth During Reionization
最近推出的模型的基础上扩展的Press-Schechter理论（Furlanetto，Zaldarriaga和Hernquist 2004）的再电离气泡推广到包括合并的电离源。由于恒星的形成，以及如果存在黑洞的话，在中心黑洞上的吸积，最近发生大合并的源被认为具有增强的光子产生。这产生了与给定质量的晕相对应的电离光子数量的散射，以及对于任何给定的晕质量，光子产生随时间的变化。光子生产的历史，气泡分布和电离的历史计算几个不同的参数和重组的假设，所得到的分布之间的插值先前计算的极限情况。
2006-09-21 astro-ph
Statistics of Neutral Regions During Hydrogen Re-Ionization
我们提出了两个统计措施的预测在高红移的氢再电离过程。第一个统计量是在高红移类星体的光谱中确定的中性段的数量作为它们长度的函数。第二是中性区与可能的电离辐射源之间的相互关系。这些独立的探针对电离区域的拓扑结构敏感。如果再电离从高密度区到低密度区进行，那么互相关将是负的，而如果空隙首先被电离，那么我们预计会有正的相关性和相对较少的长中性段。我们测试的敏感性，这些统计数据的再电离恒星在高红移星系。利用半解析星系形成模型，通过N体模拟识别星系，估算了恒星电离辐射通量。电离气体的空间分布被跟踪在各种模型中的电离前沿的传播。电离从高密度区域向低密度区域进行的模型与Becker等人（2001）的观测结果一致，而电离从最低密度区域开始的模型似乎与目前的数据不一致。
2002-08-01 astro-ph
Galaxies Inside Stromgren Spheres of Luminous Quasars at z>6: Detection of The First Galaxies
正常星系在再电离前的内禀莱曼α发射线被冈恩-彼得森槽的阻尼翼吸收得很厉害，如果它们的内禀线宽小于~ 100 km/s，直接探测它们几乎是不可能的。另一方面，在z~6处完成宇宙学再电离之前，高红移发光类星体能够在它们周围产生大的HII区域（Stromgren球），以允许它们的内在莱曼α发射线在没有压倒性吸收的情况下传输（Cen & Haiman 2000）。我们认为，在z >= 6的已知发光类星体的斯特朗格伦球上进行有针对性的观测，将能够探测到斯特朗格伦球内部星系的莱曼α发射线，这些发射线基本上没有衰减。需要使用Δλ \over λ~ 0.1%的可调谐极窄带滤光片或Δλ \over λ~1%的窄带滤光片，并进行后续光谱鉴别。这样的观测可以直接观测到宇宙学再电离源，包括可能的Pop III星系在z=6-20的JWST。可能的应用包括确定星系际介质的电离态、Stromgren球的大小、类星体的年龄、高红移星系的光度函数及其演化、星系的空间分布及其演化、类星体周围星系的有偏分布以及类星体辐射的各向异性。使用普朗克级望远镜的观测可能已经能够区分z>6时完全中性和10%中性的星系际介质。
2003-08-27 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 reheating and reionization history of the universe
我们将类星体纳入一个分析模型来描述宇宙的再加热和再电离。结合以前对星系和莱曼- $α$云的研究，我们能够提供一个统一的结构形成的描述，对各种各样的观测进行验证。我们还考虑到了重子气体的聚集，除了存在的坍缩对象。我们考虑两种宇宙学：一个临界宇宙的CDM功率谱和一个开放宇宙的$Ω_0=0.3$，$Λ=0$。推导出的类星体光度函数与$z<4.5$的观测结果相当吻合，并且与HDF的较大红移的约束条件相当吻合。这些天体在$z \sim 16$产生的辐射缓慢地重新加热宇宙，宇宙在开放宇宙的$z_{ri}=6.8$（临界密度宇宙的$z_{ri}=5.6$）突然重新电离。紫外背景辐射同时急剧增加，在$z=2.6$处达到最大值$J_{21} = 0.18$，但在$z \leq 1$之前显示出强电离边缘。在高$z$下，气体的金属性迅速增加，并且在$z=10$下已经大于$0.01 Z_{\odot}$。类星体数和氦不透明度限制了再电离红移为$z_{ri} \sim 6$。我们确认，人口的微弱类星体是必要的，以满足观测。由于低再电离红移，CMB波动的阻尼是相当小的，但未来的观测（如NGST）的辐射源和HI和HeII不透明度的多重功能将强烈约束的情况下，再电离是由于类星体。
1999-03-26 astro-ph
An Instability in the Radiative Ionization of Atomic Hydrogen/Helium Gas
我们表明，光电离的气体的原子氢和氦的线辐射的能量略高于氦单电离阈值的过程是不稳定的，如果氦分数的数量小于约一半。然而，在我们这里考虑的两种情况下，基于宇宙学再电离的衰变暗物质（DDM）模型，没有显著的增长。在第一种情况下，我们认为电离和复合近似处于平衡状态。这与高光子通量率和早期再电离有关，但在这种情况下，加热被康普顿冷却平衡，这是非常稳定的。在第二种情况下，我们忽略重组。这与低光子通量率或再电离的最后阶段有关。在这种情况下，在宇宙学时间尺度上的增长太少，以至于不重要。
1996-04-14 astro-ph
The Growth of the Earliest Supermassive Black Holes and Their Contribution to Reionization
我们讨论了目前可用的观测约束星系际介质（IGM）的再电离历史，并在何种程度上吸积黑洞（BH）可以帮助解释这些意见。我们展示了新的证据，基于类星体光谱中莱曼α和β吸收的综合统计数据，IGM包含大量的中性氢，并且正在经历红移z=6附近的快速电离。然而，我们认为，类星体黑洞，即使是微弱的，低于现有的光学调查的检测阈值，是不太可能驱动的中性分数在这个时代的演变，因为它们会过度产生当今的软X射线背景。另一方面，z=6附近的类星体黑洞的种子可能出现在更早的时期（z=20左右），并通过吸积产生硬电离辐射。这些早期的黑洞是有希望的候选人，以占高红移电离（z=15左右）暗示最近的宇宙微波各向异性数据从WMAP。利用一个在等级宇宙学中通过吸积和合并来生长黑洞的模型，我们认为类星体的早期生长必须包括一个超爱丁顿生长阶段，而且，尽管还没有光学上确定，但第一次射电巡天可能已经探测到了几千个z>6、Mbh>10^8 Msun的黑洞。
2004-09-04 astro-ph
Late Reheating of the IGM by Quasars: A Radiation Hydrodynamical Simulation of Helium II Reionization
利用辐射流体动力学宇宙学模拟方法研究了\heii再电离时期星系际介质的电离和热演化。我们后处理重子密度场从一个标准的光学薄IGM模拟与均匀的银河系主导的紫外背景（UVB），重新电离\hi和\hei在z=6.5，但没有任何贡献的电离\heii。类星体的亮度成正比的主机晕的质量，然后作为点源在整个100 Mpc的模拟体积与裴光度函数一致。采用时间隐式变张量Eddington因子辐射转移方案，计算了\heii电离辐射场的空间分布。同时，我们还解决了本地电离的\heii的\heii和相关的光加热的气体。我们发现\heiii区域的渗流基本上在z=2.5时完成。当比较一个自洽的光学薄的模拟，我们发现，在光学厚计算的气体温度高约1.7倍，在平均气体密度水平。我们使用300个随机视线在$\bar{z} = 2.5 \pm 0.1$计算$\bar{F} = 0.304 \pm 0.002$的平均\heii \lya线传输。我们比较的\hi和\heii \lya线的加宽宽度的自洽光学薄模拟的结果，并找到了约1.25公里/秒的b-参数分布的移位。估计两个森林之间的相对加宽宽度表明，\heii中值b参数约为中值\hi加宽宽度的0.8倍。这意味着\heii吸收器的物理延伸与观察视线的结论一致。
2007-11-13 astro-ph
Probing Reionization with the Cosmological Proximity Effect and High-Redshift Supernovae Rates
我们开发和评估几个强大的技术，旨在调查再电离的细节的潜力。首先，我们提出了一个程序来探测中性分数，x_HI，使用莱曼α传输统计的高红移（z > 6）的来源。我们发现只有几十个明亮的类星体光谱可以区分xHI ~ 1和xHI < 0.01。在类星体SDSS J1030+0524上初步应用这种技术，得到了在z ~ 6处存在大中性分数（xHI> 0.2）的令人信服的证据。我们还产生了可观察到的，高Z超新星（SNe）率和量化的前景，检测抑制恒星形成的低质量星系在再电离从这样的SNe率，特别是从詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）。我们的分析表明，对SNe的搜索可以在z ~ 6处产生每单位红移数千个SNe，并且是研究z < 13的再电离特征和反馈效应的有价值的工具。
2005-09-26 astro-ph
