Eddington limit and radiative transfer in highly inhomogeneous atmospheres
辐射主导的吸积盘很可能受到"光子泡“不稳定性的影响，这可能导致在比盘尺度高度短得多的尺度上的强密度不均匀性。这样的磁盘-以及磁化的，辐射占主导地位的大气-可以辐射远高于爱丁顿极限而不被破坏。当密度对比度在光子平均自由程的量级上变得很大时，辐射转移不能用标准扩散近似或现有的通量限制扩散公式来充分描述。使用分析和蒙特卡罗技术，我们认为辐射和散射为主的大气层内的强密度梯度的影响。我们发现辐射粘性--也就是说，辐射应力张量的非对角元素对这种条件下的辐射转移有重要影响。我们比较分析和数值计算结果在一个平面平行的密度波结构的特定情况下，并计算由于大气的孔隙度爱丁顿增强因子。我们的结果可用于研究二维或三维辐射主导的吸积盘中辐射力与密度不均匀性之间的动力学耦合。
2002-11-25 astro-ph
Constraints on radiatively inefficient accretion history from Eddington ratio distribution of active galactic nuclei
当吸积率接近临界吸积率时，一个标准的薄盘将转变为辐射低效吸积流（RIAF）。当吸积流的吸积速率低于临界吸积速率时，吸积流的辐射效率明显低于标准薄盘。一些理论模型和实验结果表明，吸积模转变后，初始跃迁半径较小，随着吸积率的降低，跃迁半径逐渐增大.基于这种可变的过渡半径模型，我们推导出如何无量纲吸积率随时间的演变从观测到的爱丁顿比分布的低光度活动星系核在本地宇宙的样本。从标准薄吸积盘过渡到RIAF后，吸积率随时间变化迅速减小，这与硬X射线背景下的结果一致.
2007-02-27 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
The Nature of the Radiative Hydrodynamic Instabilities in Radiatively Supported Thomson Atmospheres
具有显着的辐射支持的大气被证明是本质上不稳定的亮度以上的临界分数γ_crit ~ 0.5-0.85的爱丁顿限制，与确切的值取决于边界条件。两种不同类型的绝对辐射流体动力学不稳定性的声波被发现发生，即使在电子散射为主的限制。这两种不稳定性增长的动力学时间尺度和非径向模式。一个是静止的，只有在考虑边界条件的影响后才会出现，而第二个是传播波，对边界条件不敏感。虽然这些不稳定性甚至可以在经典爱丁顿光度极限以下产生显著的风，但由于有效不透明度普遍降低，准稳定配置可以存在于爱丁顿极限之外。该研究是使用严格的数值线性分析下的爱丁顿近似的灰色平面平行大气。我们还提出了更简化的分析解释。
2000-10-20 astro-ph
Multi--dimensional Cosmological Radiative Transfer with a Variable Eddington Tensor Formalism
提出了一种基于光学薄可变爱丁顿张量（OTVET）近似的连续辐射转移数值模拟新方法。我们的方法确保了光子数和通量的精确守恒（在显式公式中），并自动从光学厚切换到光学薄制度。它与流体动力学分辨率元素的数量成N logN比例，并且与电离辐射源的数量无关（即对于任意源函数同样快速）。我们还描述了该算法的实现在柔化拉格朗日流体动力学代码（SLH）和多频方法适用于氢和氦连续不透明。我们提出了广泛的测试，我们的方法在均匀和不均匀的密度分布的单个和多个源，以及一个现实的模拟宇宙学再电离。
2001-06-15 astro-ph
Cosmological Hydrogen Reionization with Three Dimensional Radiative Transfer
我们提出了新的计算宇宙再电离的非均匀过程中仔细以下的辐射转移预计算流体动力学模拟的星系形成。这些新的计算代表了迈向完全自洽和自适应计算的重要一步，最终将涵盖从单个迷你晕的大小到重叠后宇宙中电离光子的平均自由程的巨大尺度范围。这种模拟的目标是包括足够的现实物理学，以准确模拟早期结构的形成和“黑暗时代”的结束。我们的新计算表明，电离区域渗透宇宙的过程是复杂的，而空洞在过密区域之前被电离的想法可能过于简单。通过探测z~6处的冈恩-彼得森槽，我们现在似乎掌握了有关再电离时期的观测信息。如果是这样的话，那么将来自许多视线的信息与我们的模拟进行比较，可能会使我们能够解开电离历史的细节，并追踪结构的早期形成。
2002-02-15 astro-ph
A New Moment Method for Continuum Radiative Transfer in Cosmological Reionization
介绍了一种新的计算周期边界静态密度场中含时连续辐射转移和非平衡电离态的程序。我们的代码解决了辐射转移方程的矩，关闭的Eddingtion张量使用长特征方法计算。我们证明，纯（即，非源中心的）短特性和光学薄近似不适合于计算宇宙学再电离问题的爱丁顿因子。我们通过一种有效且准确（误差<1%）的技术来发展非平衡电离场，该技术根据局部时间尺度与时间步长相比是长还是短而在全隐式或显式有限差分之间切换。我们为宇宙学再电离问题定制我们的代码。在测试中，该代码保存光子，准确地对待宇宙学效应，并再现分析斯特罗姆格伦球解决方案。它的主要缺点是，与其他技术（t_{LC} \propto N_{cells} ^[1.5]）相比，长特征计算的计算时间相对较短;然而，我们通过只在辐射场发生实质性变化时重新计算爱丁顿张量来减轻这一问题。我们的技术几乎没有物理近似，因此它提供了一种更快但更近似的技术基准测试方法。它可以很容易地扩展到进化多个频率，尽管我们在这里不这样做。最后，我们注意到，我们的方法是普遍适用于任何问题，涉及通过一个周期性的体积连续辐射的转移。
2008-08-26 astro-ph
Cosmological Reionization Around the First Stars: Monte Carlo Radiative Transfer
利用高分辨率的数值宇宙学（Lambda + CDM模型）模拟和MonteCarlo辐射转移方法研究了第一个原星系周围电离锋的演化。我们提出了详细的数值方案，并显示了测试运行的结果，我们得出的结论是，该计划是快速和准确的。作为一个有趣的宇宙学应用的例子，我们研究了一个总质量为M = 2 × 10 ^8 M_PDMATHABMM的恒星源在z = 12处开启时产生的再电离，该恒星源位于宇宙网的一个节点上。这项研究包括一个零金属丰度恒星星族的光谱能量分布，和两个初始质量函数（Salpeter/Larson）。I-锋的膨胀是随着它从星系中爆发出来而发生的，它被细丝引导到空洞中，假设在2D表示中，是一个典型的蝴蝶形状。电离的演变是非常好的跟踪我们的计划，实现了正确的治疗的沟道和阴影效应，由于过密度。我们确认以前的说法，IMF的形状和电离功率金属丰度的依赖是重要的，正确地确定宇宙的再电离。
2000-11-21 astro-ph
Primordial Galaxy Formation and IGM Reionization
在这次演讲中，我将提出一个原始星系形成的模型。特别地，我将回顾调节该过程的反馈效应：（i）辐射（即电离和H_2-光解光子）和（ii）恒星（即SN爆炸）反馈产生的大质量恒星。我将展示一个星系形成和IGM再电离模型的结果，其中包括对上述反馈效应的自洽处理。最后，我将描述电离光子通过IGM的辐射转移的蒙特卡罗方法，并讨论其应用于IGM再电离问题。
2001-12-07 astro-ph
Inhomogeneous Reionization Regulated by Radiative and Stellar Feedbacks
我们研究了在临界密度CDM宇宙中由于恒星源（包括星族III天体）引起的非均匀再电离。源的空间分布是从高分辨率数值N体模拟。我们计算的源属性考虑到辐射（即电离和H2 -光解光子）和恒星（即SN爆炸）反馈调节的大质量恒星的自洽处理。这使我们能够描述的拓扑结构的电离和解离区域在不同的宇宙时代，并推导出的H，He和H2填充因子，软紫外背景，宇宙恒星形成率和电离对象的最终命运的演变。主要结果如下：（i）星系对IGM的折射率为z~10（与气体聚集因子有关的一些不确定性），而H2在z~25时已经完全解离;（ii）再电离主要是由于相对大质量的物体通过H线冷却而坍缩，而其形成仅依赖于H2冷却的物体不足以实现这一目标;（iii）当z<15时，漫射的软UV背景是辐射反馈效应的主要来源;当z更高时，来自邻近物体的直接通量占主导地位;（四）计算出的宇宙恒星形成历史与在较低红移下观察到的宇宙恒星形成历史相匹配，表明重子转化成恒星的效率~1%;（v）我们发现，在z~8时，存在着一个非常大的未能形成恒星的暗天体群体。我们讨论和比较我们的结果与以前类似的研究。
1999-07-14 astro-ph
Background radiation from sterile neutrino decay and reionization
不育中微子是最有希望的暖暗物质候选者之一。通过考虑它们的辐射和π介子衰变通道，我们推导出了无菌中微子对X射线、光学和近红外宇宙背景的允许贡献。X射线背景对辐射衰变中微子（m <= 14 keV）的质量有很强的限制，而π衰变中微子（粒子寿命> 4 × 10^17 s）的允许质量范围是150 <= m/MeV <= 500。考虑到这些限制，我们发现，不育中微子不显着贡献的光学和近红外背景。我们进一步考虑了无菌中微子对再电离的影响。我们发现，在辐射衰变的情况下，由无菌中微子引起的汤姆逊光学深度为τ_e =（0.4-3）× 10^-2，而在π介子衰变通道中，τ_e =~10^-3。我们的结论是，这些粒子在宇宙再电离的历史中一定只扮演了一个很小的角色。
2005-08-26 astro-ph
Reionization of an Inhomogeneous Universe
为了研究非均匀宇宙中的再电离历史，求解了三维空间中的全辐射转移。已经证明，非均匀宇宙的再电离不是一个瞬发事件，而是一个相当缓慢的过程。利用辐射转移的计算结果模拟了类星体的吸收线系统。Ly $α$连续谱的降低意味着在$z>5$处随着$z$，元银河系紫外线强度迅速降低，并且再电离必须在$z=6$和10之间发生。最后强调H $α$森林是探测$z>5$再电离历史和宇宙密度涨落的一个更有力的工具。
2001-08-10 astro-ph
Radiative transfer simulations of cosmic reionization I: methodology and initial results
我们提出了一个新的混合代码的大体积，高分辨率的宇宙再电离模拟，它利用了N体算法的暗物质，物理激励的重子和恒星形成的处方，和电离光子的辐射转移的自适应射线跟踪算法。在50 Mpc/h的盒子中运行了两个测试模拟，每个模拟有30亿个粒子和4亿条射线，以给出初步结果。为了对恒星形成和聚集因子进行稳健的建模，晕被分解到了感兴趣的红移范围内的10^4 K维里温度。这对于正确解释电离和复合过程至关重要。我们发现，晕和源相对于底层的暗物质有很强的偏见，加强大型模拟箱的要求，以尽量减少宇宙方差，并获得一个定性正确的图片再电离。我们模拟恒星的初始质量函数（IMF），通过以下空间相关的气体金属丰度的演变，并区分第一代，人口III（PopIII）的恒星和第二代，人口II（PopII）的恒星。具有头重脚轻IMF的PopIII恒星在高红移z>10时产生一个数量级的电离光子，导致更长的再电离。在我们的模拟中，HII区在z~6.5处完全重叠，计算出的5<z<6.5处的质量和体积加权剩余HII分数与SDSS测量的高红移类星体吸收值吻合得很好。汤姆逊光学深度的值与第三年WMAP的当前最佳拟合值在1-sigma范围内是一致的。
2007-09-25 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
Formation of Dwarf Galaxies during the Cosmic Reionization
本文重新分析了再电离宇宙中亚银河系天体在UVB辐射下的光蒸发问题。为此，我们进行三维辐射平滑粒子流体动力学计算，其中的辐射转移是由一个直接的方法解决，也包括H $_2$分子的原始气体的非平衡化学。注意力集中在辐射转移效应对UVB的形成亚银河系天体与$T_{\rm vir}\la 10^4$ K。我们考虑的再电离模型与$z_{\rm reion} \approx 7$和早期的再电离模型（$z_{\rm reion} \approx 17$）推断的WMAP。我们发现，恒星的形成受到明显的抑制UVB，但重子在高密度峰自屏蔽，即使在再电离，最终形成一定数量的恒星。从这个意义上说，亚银河系的光蒸发并不像一维球面计算所认为的那样完美。最终的恒星分数取决于坍缩时期和系统质量，但几乎与再电离时期无关。例如，在$z_{\rm reion} \approx 7$模型中，只有十分之几的恒星是在宇宙再电离后诞生的，而在WMAP再电离模型中，超过90%的恒星是在宇宙再电离后诞生的。因此，UVB反馈对CDM情景下的子结构问题的影响应该通过仔细处理辐射转移来评估。在高密度峰处形成的星团在暗物质势中以无耗散的方式相互结合，最终形成一个球状系统。因此，这些低质量星系具有大的质光比，例如在本星系群的矮椭球体中观察到的。
2003-09-06 astro-ph
Negative feedback effects on star formation history and cosmic reionization
在考虑了负反馈对恒星形成过程的影响后，通过研究超新星的机械反馈和发光天体的辐射反馈如何调节恒星形成速率，从而影响宇宙再电离，探讨了恒星形成过程与负反馈之间的关系.我们在λ冷暗物质模型的框架下构造了一个解析模型。在一定的参数范围内，我们的模型可以很好地解释一些观测结果。在大晕中（T_vir>10000 K），机械反馈和辐射反馈都有类似的行为：负反馈的相对强度随着红移的减小而减小。相比之下，在小晕（T_vir<10000 K$），被认为是在早期孕育第一批恒星，辐射反馈变得更强时，红移减少。而这些小晕中的恒星形成速率对恒星形成效率的依赖非常微弱。我们的研究结果表明，辐射反馈是重要的早期世代的恒星。它可以极大地抑制恒星形成率。但是SNe爆炸的机械反馈并不能显著影响早期的恒星形成。小晕天体的早期恒星形成可能是自我调节的。辐射和机械反馈一直主导着PopII/I星的恒星形成速率。第一代明星的反馈非常强烈，不应该被忽视。然而，它们对宇宙再电离的影响并不显著，这导致汤姆逊散射的光学厚度的贡献很小。
2008-12-22 astro-ph
The Kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect from Patchy Reionization: the View from the Simulations
我们提出的动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）的影响，由于inertius再电离的宇宙的基础上详细的大尺度辐射转移模拟的再电离的第一个计算。得到的天空功率谱在l=2000-8000处有峰值，最大值为l（l+1）C_l/（2 pi）_{max}~4- 7 × 10 ~（-13）。尺度大致对应于我们的模拟中观察到的典型电离气泡尺寸，约为5-20 Mpc。来自再电离的kSZ各向异性信号在l=3000以上主导主要CMB信号。在大尺度上，片状kSZ信号仅取决于源效率。当源在产生电离光子方面更有效时，它更高，因为这样的源平均比效率较低的源产生更大的电离区域。在辐射转移模拟中引入次网格气体聚集在小尺度下产生显著更多的功率，但在大尺度下几乎没有影响。斑片状再电离kSZ信号主要由完全电离气体的再电离后信号所控制，但在1 ~3000-10^4尺度下，这两种贡献的量级相似，表明再电离kSZ各向异性是这些尺度下总kSZ信号的重要组成部分。
2006-07-10 astro-ph
Simulating Inhomogeneous Reionization
我们描述了一种方法，将辐射转移到三维流体动力学宇宙学模拟。该方法，而近似的，允许自屏蔽和阴影，扩散和点源的辐射，和频率相关的传输的自洽处理。应用包括IGM的光解离、光加热和光电离。
1998-07-28 astro-ph
Fast Large-Scale Reionization Simulations
我们提出了一种有效的方法来产生大规模的再电离时代（EoR）的模拟，而不需要一个完整的三维辐射转移代码。大型暗物质的模拟后处理产生的红移21厘米中性氢发射的地图。暗物质晕中嵌入了辐射源，其性质要么基于半解析处方，要么来自流体动力学模拟。这些源可以是恒星或具有不同光谱指数的幂律源。假设球对称，电离气泡周围创建这些源，其径向电离分数和温度分布来自1-D辐射转移实验的目录。在这些球体重叠的情况下，光子通过将它们重新分布在对应于球体的连接的电离区域周围而被保存。这些地图创建的效率，使我们能够跨越大的参数空间通常遇到的再电离模拟。我们将我们的结果与其他更精确的3-D辐射转移模拟进行比较，并发现与即将到来的21 cm实验的红移和空间尺度非常一致。我们生成一个连续的观测立方体，跨越红移6至12，并使用这些模拟研究恒星和类星体之间的再电离历史的差异。最后，将信号与LOFAR梁响应进行卷积，并对其影响进行分析和量化。对这一模拟数据集进行的统计揭示了LOFAR可能的观察策略。
2008-09-08 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
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
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 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
Super-Eddington black hole accretion: Polish doughnuts and slim disks
高度超爱丁顿黑洞吸积的理论是在20世纪80年代由Paczynski和他的合作者在华沙发展的“波兰甜甜圈”，即低粘度，旋转吸积流，光学厚，辐射压力支持，平流冷却，辐射效率非常低。波兰甜甜圈类似于脂肪托里与两个狭窄的漏斗沿旋转轴。漏斗将辐射准直成具有高度超爱丁顿光度的光束。后来由阿布拉莫维奇、拉索塔和合作者提出的“细长盘”，只有适度的超爱丁顿吸积率，而不是盘状形状，几乎是热光谱。
2004-11-08 astro-ph
The Radiative Feedback of the First Cosmological Objects
在结构形成的分级模型中，早期宇宙紫外线背景（UVB）是由在再电离之前坍缩的小晕（T_vir < 10^4 K）产生的。能量低于13.6eV的UVB通过光分解它们唯一的冷却剂分子H2，抑制了小晕内恒星或黑洞的形成。我们自洽地计算建立的早期UVB的Press-Schechter模型，再加上H2光解离都在星系际介质（IGM），和维里化晕内。我们发现星系际H2对UVB的影响可以忽略不计，这既是因为它的初始光学深度很小（τ <0.1），也是因为它在早期阶段就被光离解了。如果第一个坍缩晕中的紫外线源是恒星，那么它们的紫外线通量会抑制小晕中恒星的进一步形成。这导致UVB的积累暂停，再电离被延迟，直到更大的晕（T_vir> 10^4 K）崩溃。如果小晕中有硬光谱扩展到大约1 keV的小型类星体，那么它们的X射线平衡了UVB的影响，不会发生负反馈，并且小晕可以引起再电离。
1999-03-23 astro-ph
Detectable Signatures of Cosmic Radiative Feedback
我们使用半解析模型来研究再电离和相关的辐射反馈对星系形成的影响。两个反馈模型已被认为是：（一）一个标准的处方，根据该恒星形成完全抑制在星系的圆速度低于临界阈值（模型CF 06）和（二）的特征的基础上的过滤尺度（模型G 00），允许逐渐减少的气体可用于恒星形成的低质量星系。在模型CF 06中，再电离在z ~ 15-20处开始，到z ~ 10时完成85%;在相同z处，模型G 00中的电离分数为16%。模型匹配SDSS约束的中性氢分数的演变在z < 7，但预测不同的汤姆逊光学深度，τ_e = 0.1017（CF 06），和0.0631（G 00）;这些值是在1西格玛的WMAP 3年的测定。这两个模型是在显着良好的协议与其他现有的数据（莱曼极限系统的演化，宇宙恒星形成的历史，高Z星系计数，IGM热历史），因此不能用于区分不同的反馈模型。当考虑到预期的HI 21 cm背景信号时，出现了辐射反馈处方之间的偏差，其中在75-100 MHz范围内的~ 15 mK吸收特征存在于模型G 00中，并且在同一模型中发生了再电离之前朝向更大频率的发射特征的全局移位。用现有或即将使用的低频射电望远镜进行单碟观测可以达到mK的灵敏度，只要能准确地减去前景，就可以识别这些特征。
2007-12-04 astro-ph
Simulating Reionization in Numerical Cosmology
将辐射转移效应纳入宇宙学流体动力学模拟对于理解星系际介质（IGM）如何从中性介质过渡到几乎完全电离的介质是必不可少的。在这里，我们提出了一个近似的数值方法，旨在研究在统计意义上的宇宙密度场是如何电离的一组离散点源。在我们的程序中，还自洽地计算了漫射背景辐射场。该方法需要相对较少的时间步长，并且可以与具有高分辨率的模拟一起使用。我们描述的算法的细节，并提供了一个描述的方法可以应用到输出从一个预先存在的宇宙学模拟研究系统的再电离的一个特定的离子物种。作为第一个应用，我们计算了类星体在红移范围3至6的He II的再电离。
2001-05-10 astro-ph
Radiative pressure feedback by a quasar in a galactic bulge
我们表明，爱丁顿有限的黑洞的光度可以足够耗尽通过辐射压力的气体的星系凸起，当电离状态的气体和尘埃的存在被适当地考虑。一旦反馈开始有效，它就可以持续地将整个星系中的所有气体驱逐出去。我们估计辐射压力对含尘气体的影响提高了爱丁顿极限中所涉及的质量，并讨论了气体喷出时的预期柱密度。文中给出了一个例子，它显示了在增长的早期阶段结束时，当剩余的柱密度为NH ~ f * 1 e24 cm^-2时，预测观测到的系统核谱，其中f是隆起中的气体分数。
2006-08-22 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
Spherical Relativistic Radiation Flows with Variable Eddington Factor
我们解决了球对称辐射流下的完全狭义相对论的帮助下，一个可变的爱丁顿因子$f(τ, β)$，其中$τ$是光学深度和$β$是由光速归一化的流速。矩形式主义下的相对论辐射流体力学有几个复杂的问题，例如闭合关系。用传统的Eddington近似封闭的矩方程在共动坐标系中存在奇点，超过奇点后流动不能加速。为了避免这种病理行为固有的相对论矩形式主义，我们提出了一个可变的爱丁顿因子，这取决于流速以及光学深度的情况下，sperically对称的一维流。然后，我们计算了相对论球流与这样的可变爱丁顿因素调查的情况下，气体加速辐射力。结果表明，辐射压使气体速度接近光速。
2007-11-09 astro-ph
Cosmological HII Bubble Growth During Reionization
我们提出了一般性质的电离氢（HII）气泡和他们的成长的基础上，一个国家的最先进的大规模（100 Mpc/h）的宇宙学辐射转移模拟。模拟解决了所有的原子冷却在相关的红移晕，同时进行辐射转移和结构形成的动力学演化。我们的主要结论包括：（1）对于显著的HII泡，在所有红移下，其数量分布在体积为$\sim 0.6 {\rm Mpc^{3}/h^{3}}$处达到峰值。但是，在$z\le 10$，一个大的，连接的气泡网络主导了整个HII体积。(2)HII气泡高度非球形。(3)HII区域相对于底层物质分布具有高度的偏差，偏差随着时间的推移而减小。(4)当宇宙达到50%电离时，HII区域的非高斯性很小。非高斯性在再电离时期$z\sim 6$的末期达到最大值。但是在所有感兴趣的红移中，HII场都存在显著的非高斯性。(5)星族III星系可能在再电离过程中扮演重要角色。小气泡最初主要由Pop III明星产生。在$z\ge 10$，即使是最大的HII气泡也有来自Pop II和Pop III恒星的平衡电离光子贡献，而在$z\le 8$，Pop II恒星开始主导大气泡的整体电离光子产生，尽管Pop III恒星继续做出不可忽略的贡献。(6)晕圈数密度与气泡尺寸之间的关系比较复杂，但对于大气泡，晕圈数密度与气泡尺寸之间有很强的相关性。
2008-03-13 astro-ph
On the radiative efficiencies, Eddington ratios, and duty cycles of luminous high-redshift quasars
本文利用斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey）对活动星系核（AGN）在z=3-6的光度函数的测量，特别是最近对z =3-4.5的类星体成团的测量，研究了高红移活动星系核的特征辐射效率ε、爱丁顿比λ和占空比P_0。模型的自由参数为ε，λ，以及黑洞质量\mbh与晕维里速度V_vir之间关系的归一化、散射和红移演化。我们根据黑洞质量函数的隐含增长计算了光度函数，根据宿主晕的偏差计算了类星体的关联长度。我们测试我们所采用的公式的晕质量函数和晕偏置对测量的大型N体模拟开发的MICE合作。在z=3，特别是z=4时观察到的活动星系核的强烈聚集意味着大质量的黑洞存在于稀有的大质量暗物质晕中。再现观测到的光度函数需要高效率ε和/或低爱丁顿比λ，下限（基于与测量的z=4相关长度的2σ一致性）ε> 0.7λ/（1+0.7λ），这意味着当λ> 0.25时ε> 0.17。成功的模型预测了高占空比，在z=3.1，4.5和6时，分别为P_0~0.2，0.5和0.9，它们要求锁定在中心黑洞中的晕重子的分数远大于局部观测值。在z>7时，大质量和稀有的宿主晕的丰度迅速下降，这意味着发光类星体的数量密度也相应地迅速下降，这比简单地外推z=3-6的光度函数所预测的要强得多。（节略）
2010-05-17 astro-ph astro-ph.CO
