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
The baryon density at z=0.9-1.9 - Tracing the warm-hot intergalactic medium with broad Lyman alpha absorption
我们提出了一个分析的莱曼α森林的类星体光谱在近紫外。本文研究了中等红移区间（0.9 < z < 1.9）的星系际介质的性质。本文追踪了漫光电离星系际介质和温热星系际介质中重子的数量，得到了星系际气体不同相态红移演化的限制条件。在局域流体静力平衡的假设下，用光电离计算确定了扩散IGM的重子密度。我们假设气体是由具有Haardt & Madau（2001）光谱的超星系背景辐射电离的。WHIM用宽莱曼α（BLA）吸收进行跟踪。一些BLA检测的性质进行了研究。在碰撞电离平衡的假设下，重子密度的下限可以被估计。结果表明，在红移1 < z < 2处，漫射光电离IGM至少包含25%的重子物质。对于WHIM，可以确定2.4%的下限。此外，数据表明星系际气体处于z=1.5的演化状态。我们确认，相当大一部分WHIM是在z=1和z=2之间产生的。
2007-05-11 astro-ph
The Evolution of the Intergalactic Medium Transmission to Redshift Six
我们用高信噪比、高分辨率（R > 5000）观测了50个分布在红移范围内的类星体，测量了红移2 ~ 6.3的星系际介质中性氢散射产生的莱曼α森林的透射率。我们使用一个统一的15埃的间隔，涵盖莱曼α，莱曼β，莱曼γ吸收区的森林传输作为一个函数的红移制表。透射分数在整个红移范围内表现出相对平滑的演化，这可以用平滑降低的电离率来建模。先前关于红移约为6的突变的说法似乎部分是莱曼β光学深度到莱曼α光学深度的不正确转换的结果。列表中的透射率可以用来计算具有指定输入光谱的物体的颜色作为红移的函数。作为一个重要的例子，我们计算了一个具有大的内禀连续间断的平坦f_nu星系的颜色。
2004-02-13 astro-ph
Galaxies and Intergalactic Matter at Redshift z~3: Overview
我们提出的第一个结果，从调查的相对空间分布的星系，星系际中性氢，和星系际金属在高红移。我们获得了8个亮类星体在3.1<z<4.1处的高分辨率光谱和431个Lyman-break星系（LBG）在稍低红移处的光谱红移。将星系的位置与类星体光谱中的吸收线进行比较，结果表明，在r<0.5 h ^-1的LBG共动Mpc范围内，星系际介质中的中性氢含量低于全球平均值，而在稍大的距离1<r<5 h^-1的LBG共动Mpc范围内，中性氢含量高于平均值。z~3处最大超密度内的星系际介质富含中性氢和CIV，推测到z~0时将演变成团内介质。在距离LBG很近的地方没有HI吸收似乎不太可能仅仅是由它们发射的莱曼连续辐射产生的;它可能表明星系的超新星驱动风在数亿年内保持着大约600 km/s的外流速度，并赶走了附近的星系际气体。我们目前的关联函数的星系与莱曼α森林通量递减，与CIV系统，和与其他星系。我们描述了与阻尼莱曼-α系统和星系际氦不透明度的星系协会。观测到的星系与星系际金属的强烈相关性支持了莱曼破裂星系的风丰富了周围环境的想法。
2002-10-14 astro-ph
The Volume Fraction of Ionized Intergalactic Gas at Redshift z=6.5
观测到的莱曼-α源的数密度意味着星系间介质必须被电离的最小体积，以允许莱曼-α光子逃脱衰减。我们通过为每个Lyman-alpha发射器分配最小Stromgren球来估计这个体积，该最小Stromgren球将允许一半的Lyman-alpha光子逃逸。这意味着在红移z = 6.5时电离气体体积分数的下限为20 - 50%。这在两个方面是一个下限：首先，我们保守地假设所看到的莱曼α源（在相对明亮的通量极限下）是唯一存在的;其次，我们假设允许光子逃逸的最小斯特罗姆格伦球体积。这个极限与产生气泡的电离光子源完全无关。更深的莱曼-阿尔法调查是可能的与目前的技术，并可以加强这些限制，通过检测更高密度的莱曼-阿尔法星系。
2005-11-07 astro-ph
Constraints on the metagalactic hydrogen ionization rate from the Lyman-alpha forest opacity
了解导致宇宙再电离的来源是观测宇宙学的一个关键目标。之间的差异已经存在的metagalactic氢电离率，伽玛_HI，预测早期流体动力学模拟的莱曼-α森林，如果缩放到适当的假设IGM温度，当从邻近效应预测的值相比。基于对Lyman-alpha森林不透明度的流体动力学模拟，我们提出了红移范围2<z<4的Gamma_HI的新估计.在目前的和谐宇宙学，并假设更新的类星体发射率，大量的贡献，从年轻的恒星形成星系的紫外线背景似乎需要在整个红移范围。我们的研究结果与邻近效应的低端估计一致。研究还发现，电离率的误差主要是由星系际介质的热状态和金斯尺度的均方根波动幅度的不确定性。
2005-04-20 astro-ph
Mapping Low-Density Intergalactic Gas: a Third Helium Lyman-alpha Forest
我们给出了z=3.18类星体PKS 1935-692的新的HST/STIS光谱，并总结了可能由前景HeII莱曼α吸收引起的静止框架中304 A短方向的光谱特征。与之前在其他两个类星体在类似的红移的结果一致，我们证明了与HI莱曼α森林吸收的相关性，并表明大部分的氦吸收是由相当数量的更弥漫的气体与Ω ~0.01，这是没有检测到HI。类星体周围的氦电离区被检测到，以及在HI和HeII中看到的空洞。吸收的属性是在广泛的协议与其他类星体和模型的原星系气体分布和电离在这个红移。
1998-09-18 astro-ph
Scattered Lyman-alpha Radiation Around Sources Before Cosmological Reionization
宇宙中第一批星系和类星体的光谱应该被星系际介质中的中性氢（HI）强烈地吸收，而它们的静止坐标系莱曼α波长是短的。然而，这些光源发出的莱曼-α线光子并没有被消除，而是散射，直到它们由于周围星系际HI的哈勃膨胀而脱离共振并逃逸。我们计算得到的亮度分布和光谱形状的扩散莱曼α线发射周围高红移源，星系际介质被再电离之前。通常，由z=10的源发射的莱曼-α光子在源周围的15角秒量级的特征角半径上散射，并组成相对于源加宽和红移约1000 km/s的谱线。散射的光子是高度偏振的。探测高红移源周围的扩散莱曼α晕将为探测再电离时代之前的中性星系际介质提供一个独特的工具。在足够大的尺度上，哈勃流是平滑的，气体是中性的，莱曼α亮度分布可以用来确定重子和物质的宇宙质量密度。
1999-06-04 astro-ph
Gamma-Ray Bursts versus Quasars: Lyman-alpha Signatures of Reionization versus Cosmological Infall
莱曼α吸收是探测高红移的星系晕和星系际介质的重要宇宙学工具。我们考虑了各种来源，可以用作莱曼α发射器为此目的。在这些源中，我们认为类星体是研究大质量晕演化的最佳探针，而伽马射线暴是研究星系际介质再电离的最干净的源。
2003-11-20 astro-ph
The origin of intergalactic metals around Lyman-break galaxies
理论和观测的论据表明，星系际介质（IGM）可能已经被早期恒星形成所产生的金属污染。在这种情况下，红移z=3的莱曼破裂星系（LBG）很可能被旧的金属气泡包围，这是星系特征质量小且气体保留更困难的时代的遗迹。我们发现，在6<z<12时，10^8-10^{10} M太阳矮星系的IGM的星系前富集可以定量地解释在z=3时观测到的CIV系统和LBG之间的高互相关。原因有两方面。首先，LBG和高Z矮星都是质量分布的偏置示踪剂，并且是由非常高的密度波动形成的，这些波动是强烈聚集的。第二，重力的作用倾向于增加金属气泡和LBG之间的空间关联。我们的分析表明，为了与z=3时观测到的CIV系统的丰度相匹配，高z矮星产生的金属泡必须具有约100 kpc的共动尺寸。我们的结论是，所观察到的星系CIV的空间关联不需要从LBG后期的“超级风”。
2005-04-06 astro-ph
The Gunn-Peterson effect and the Lyman alpha forest
我们表明，在一个随机的大尺度速度场的空间相关性，否则光滑的星系际介质（均匀同动密度）叠加在一般哈勃流上，可能导致类星体光谱中的“线状”结构，类似于通常归因于10^{11} <= N（HI）<= 5*10^{13} cm^{-2}的单个云的不饱和Ly-alpha森林线的总体。因此，在弥漫的星系际介质和离散的星系际云之间没有明确的观测区别。由此可见，如果从类星体高分辨率光谱中视连续区附近观测到的强度分布来确定弥散星系际介质中的高密度，可能会大大低估它。假设哈勃常数H = 70 km s^{-1} Mpc^{-1}，我们的初步估计表明，在z = 3时，弥散中性氢不透明度tau_{GP} = 0.3，当前重子密度Omega_{IGM} = 0.08$。
1997-10-10 astro-ph
A Century of Cosmology: A Direct Precision Measurement of the Intergalactic Lyman-alpha Opacity at 2<z<4.2
利用Keck/ESI、Keck/HIRES和Magellan/MIKE获得的86个高分辨率、高信噪比的类星体光谱样本，直接测量了星系际Lyman α有效光学厚度τ_eff在红移范围2<z<4.2的演化。我们发现，我们的估计类星体连续水平的Ly-alpha森林样条拟合得到的系统偏低，但这种偏见可以使用模拟光谱。平均分数误差<Delta C/C_true>在z=2时<1%，在z=3时为4%，在z=4时为12%。我们根据文献中的直接和统计金属去除结果，估计了Ly-alpha森林中金属的吸收水平，发现在z=3时，这种贡献约为6-9%，并随红移单调下降。我们的测量的高精度表明显着偏离最佳拟合幂律红移演化，特别是在z=3.2附近。
2007-10-24 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
Possible evidence for an inverted temperature-density relation in the intergalactic medium from the flux distribution of the Lyman-alpha forest
我们将Kim等人（2007）提出的Lya森林通量概率分布在1.7<z<3.2的改进测量结果与Lya森林的大量流体动力学模拟进行了比较，这些模拟具有不同的宇宙学参数和热历史。当低密度星系际介质（IGM）的温度-密度关系T=T_0 Delta^{gamma-1}接近等温或相反（gamma<1）时，模拟结果与观测数据符合得很好。我们的研究结果表明，IGM中的空隙可能是显着更热，低密度IGM的热状态可能是更复杂的比通常假设在这些红移。我们讨论的辐射转移效应，改变电离辐射的光谱形状的He II再电离的时代作为一个可能的物理机制，实现倒置的温度-密度关系在z~3。
2008-02-19 astro-ph
The Lyman-alpha forest opacity and the metagalactic hydrogen ionization rate at z~2-4
根据类星体吸收光谱中的莱曼-α森林不透明度对总银河系氢电离率的估计依赖于中性氢沿视线的复杂密度分布。我们使用了一个大的高分辨率流体动力学模拟的Lambda CDM模型的上下文中的物理和数值参数的依赖，这样的估计详细调查。采用宇宙学参数的基准值以及IGM的温度和有效光学深度的公开值，再现z=[2，3，4]处莱曼α有效光学深度的超星系电离率为Gamma_HI=[1.3 \pm^0 .8_0.5，0.9 \pm 0.3，1.0 \pm^0 .5_0.3] \times 10^-12 s^-1，分别误差包括对相关物理参数的不确定性的估计和模拟的数值精度。我们发现，误差主要是由在低密度IGM的温度的不确定性。对中性氢分布的元银河系氢电离率的估算值是Einstein-de Sitter模型的4倍多。密度波动幅度σ_8。估计的电离率也是从单独观测到的类星体的发射率的更新估计所预期的两倍多。在所有的红移中，似乎都需要星系的实质性贡献。
2004-12-18 astro-ph
Inversion of the Lyman-$α$ forest: 3D investigation of the intergalactic medium
我们讨论了贝叶斯反演方法的实施，以恢复星系际介质的性质，从观测的中性氢莱曼- $α$的光谱中观察到的高红移类星体（所谓的莱曼- $α$森林）。我们使用两个互补的计划（i）一个约束高斯随机场线性方法和（ii）一个更一般的非线性显式贝叶斯反卷积方法，特别是提供了可能性，以约束气体的状态方程的参数。虽然依赖于两点关联函数的先验假设，我们展示了如何恢复，至少定性地，在红移空间中的大尺度结构的三维拓扑结构，通过反转一个合适的网络相邻的，低分辨率的视线。我们还讨论了在高光谱分辨率下观测到的单视线的反演。我们的初步调查表明，显式贝叶斯方法可以用来获得定量信息的气体的物理状态。在假设速度场和密度场具有统计相关性的前提下，通过同时约束重构实空间中的速度场和密度场来考虑红移畸变。该方法似乎工作良好，在强的前政权，奇特的速度被认为是最有可能实现的密度场。最后，我们研究了视线分离和视线数的影响。我们的分析表明，多个低分辨率的视线可以用来提高最有可能的速度重建的高分辨率视线。
2001-05-11 astro-ph
Evolution of the Intergalactic Opacity: Implications for the Ionizing Background, Cosmic Star Formation, and Quasar Activity
我们研究了星系际不透明度对宇宙紫外光密度演化及其来源的影响。我们的主要限制是我们从86个高分辨率类星体光谱中测量了红移2<z<4.2的Lya森林不透明度。此外，我们施加的要求，HI必须再电离的z=6和HeII的z~3，并考虑从HI到HeII柱密度比的电离背景的硬度的估计。推导出的氢光电离率是非常平坦的Lya森林红移范围内覆盖。由于类星体的光度函数在z~2附近有一个强烈的峰值，红移演化的缺乏表明恒星形成星系可能在z>~3时控制光电离率。结合星系紫外光度函数的直接测量，这只需要一小部分f_esc~0.5%的星系氢电离光子逃离星系的源，以单独占整个电离背景。假设银河系的紫外线辐射率跟踪恒星形成率，目前最先进的恒星形成率密度的观测估计似乎低估了z~4处的总光电离率约4倍，与最近的紫外线光度函数的测定相矛盾，如果外推到任意高的红移，则无法将宇宙恢复到z~6。一个理论上的恒星形成历史峰值提前很好地符合Lya森林光电离率，在时间上重新电离宇宙，并且与Swift观测到的z~4伽马射线暴的速率更一致。类星体足以以z~3倍于氦，并且可能在它们的z~2峰处贡献了不可忽略的，也许是主要的氢电离背景部分。[删节]
2008-07-26 astro-ph
The H I opacity of the intergalactic medium at redshifts 1.6 < z < 3.2
我们使用24个类星体的高质量阶梯光谱，提供了一个校准的测量总量的莱曼α森林吸收（DA）的红移范围2.2 < z < 3.2。我们对DA的测量不包括来自金属线或莱曼极限系统和阻尼莱曼α系统的莱曼α线的吸收。我们使用具有现实通量校准误差的人工光谱来表明，我们能够将连续水平精确到优于1%。当我们将我们的结果与之前在1.6 < z < 2.2之间的结果结合起来时，我们发现DA的红移演化在1.6 < z < 3.2范围内可以很好地描述为A*（1+z）^gamma，其中A = 0.0062且gamma = 2.75。我们没有发现显着的偏差，从一个光滑的幂律演化的红移范围内的研究。我们发现在z=3处的H I吸收比预期的少，这意味着UV背景比预期的高约40%。我们的数据似乎与γ ~ 1.4E-12 1/s的H I电离速率一致。
2005-04-18 astro-ph
The Metal Contents of Very Low Column Density Lyman-alpha Clouds: Implications for the Origin of Heavy Elements in the Intergalactic Medium
利用10米凯克I望远镜获得的9个类星体的高分辨率、高信噪比光谱，研究了2.2<z<3.6，10^13.5<N（HI）<10^14 cm-2的莱曼α云的金属含量。利用合成光谱分析技术，我们推断出这类云的平均金属丰度为[C/H]<-3.5，这比N（HI）>10^14.5 cm-2的莱曼α云的平均金属丰度小10倍以上。这一结果排除了这样的假设，即一代第三星族恒星可能已经将整个宇宙污染到[C/H]=-2.5的（几乎）均匀的金属丰度水平。包括气体流体动力学的宇宙学模拟表明，N（HI）>10^14.5 cm-2的莱曼α吸收主要发生在塌缩天体周围和连接塌缩天体的大气区，而N（HI）<10^14 cm-2的莱曼α吸收则优先出现在远离塌缩天体的空区。这些结果，加上Ostriker和Gnedin（1996）以及Gnedin和Ostriker（1997）对Pop III恒星形成和富集的模拟结果，强烈表明N（HI）> 10 ^14.5 cm-2（即，在某种意义上说，它们要么是由星云中的恒星形成的，要么是从附近的恒星形成星系中喷射出来的。在这种情况下，N（HI）<10^14 cm-2的云（即，空洞区域的气体）可能只经历了来自Pop III恒星的污染。
1998-02-13 astro-ph
The thermal history of the intergalactic medium
当红移z > 2时，大多数重子位于光滑的星系际介质中，而光滑的星系际介质是低密度莱曼α森林的主要原因。这种光加热的气体遵循紧密的温度-密度关系，其在作为列密度的函数的莱曼-α吸收线（b-参数）的宽度分布中引入截止。我们已经测量了这个截止在一个样本的9个高分辨率，高信噪比的类星体光谱，并确定了星系际介质的热演化的红移范围2.0-4.5。在红移z ~ 3处，平均密度处的温度出现一个峰值，气体接近等温。我们认为这是地狱再电离的证据。
2000-06-13 astro-ph
The Enrichment History of the Intergalactic Medium: Measuring the CIV/HI Ratio in the Lyman Alpha Forest
为了研究IGM的金属富集，我们获得了一个异常高信噪比、高分辨率的引力透镜类星体Q1422+231的光谱。确定CIV的柱密度分布函数（CDDF），其通过指数为1.44 +/-0.05的幂律很好地拟合。一旦校正的不完整性，我们发现，CDDF是一致的幂律下降到log N（CIV）= 11.75，一个因素10比以前确定的更敏感。为了确定CIV富集是否延伸到更低的柱密度HI云，我们发现，单个像素的光学深度的分析是更强大的堆叠技术。从这种光学深度的方法得到的结果进行了比较与不同的CIV富集配方丰富的模拟光谱分析。从这些模拟中，我们得出结论，更多的CIV比目前直接检测到的Q1422+231需要重现的光学深度确定的数据，从考虑幂律分布得出的结论一致。（节录）
2000-05-23 astro-ph
Intergalactic Hydrogen Clouds at Low-Redshift: Connections To Voids And Dwarf Galaxies
我们提供了一个视线（Mrk 421）的新的后COSTAR数据和来自另一个（I Zw 1）的更新数据，这些数据来自我们的哈勃太空望远镜（HST）对银河系间莱曼α云的调查，这些云位于四个明亮的类星体的视线上，这些类星体穿过绘制良好的星系空洞（16，000 km/s路径长度）和超星系团（18，000 km/s）。我们报告了两个更明确的空洞中低z莱曼α云的探测：一个在3047 km/s（日心）朝向Mrk 421，第二个在2861 km/s朝向I Zw 1，证实了我们早期在空洞中发现的莱曼α吸收云（Stocke et al. 1995）。我们现在已经确定了10个确定的低红移中性氢吸收云和1个可能的低红移中性氢吸收云，它们分别朝向4个目标，在柱密度大于10^12.7 cm^-2时，频率大约为每3400 km/s出现一个吸收体。在这10个吸收系统中，3个位于空隙中;可能的吸收体也位于空隙中。因此，莱曼α吸收剂“避免空隙”的趋势并不像我们以前发现的那样清楚。如果莱曼α云近似为半径为100 kpc的均匀球体，它们的质量约为10^9 Msun（约为明亮L* 星系的0.01倍），数量是明亮L* 星系的40倍，与数值CDM模拟中矮星系和低质量晕的密度相当。莱曼α云对宇宙闭合密度的贡献率为Ω_cl ~ 0.003 h75^-1，与发光物质的贡献率相当。这些云可能需要大量的非重子暗物质来进行引力束缚。它们可能…
1995-10-10 astro-ph
Cosmic Minivoids in the Intergalactic Medium
冈恩-彼得森效应，星系际介质（IGM）的均匀成分吸收Lya光子，可能提供了大爆炸核合成（BBN）的测试。由于类星体的贡献，估计紫外辐射场的下限，星系际介质的Lya不透明度的测量将允许导出宇宙重子密度的下限。然而，尽管进行了广泛的研究，这种效应在HI和HeII中都一直没有令人信服的发现。最近的宇宙学流体动力学模拟星系际介质中的结构形成提出了一个解释，它的缺席。在冷暗物质占主导地位的宇宙学中，重子的分裂几乎完成，留下可以忽略不计的残余物，以构成平滑分布的成分。碎片甚至延伸到密度不足的区域，在那里它产生了大多数光学薄HI系统和几乎所有的HeII系统，既薄又饱和。结果是平滑IGM的Lya不透明度比BBN值低两个数量级以上。
1996-11-01 astro-ph
3D Spatial Distribution of the Intergalactic Medium
最近发展了一种新的反演方法来分析类星体光谱中吸收的星系际介质（所谓的莱曼α森林）。该方法被应用于恢复气体的温度和下伏的密度场。使用来自莱曼-贝塔森林的约束，有可能将该场恢复到超密度δ =10。通过把HI和CIV折射率一起反演，已经表明，CIV/HI比在强线剖面上是变化的，在机翼上更大。该方法可以应用于重建的三维密度场从多个视线，并给出了良好的结果，平均分离3弧分。本文总结了用HST/STIS和VLT/UVES-FORS对类星体对进行的一次调查的结果。
2001-09-06 astro-ph
Pixel correlation searches for OVI in the Lyman alpha forest and the volume filling factor of metals in the Intergalactic Medium at z ~ 2-3.5
人工吸收光谱被用来测试各种仪器和物理效应的像素相关技术检测弱OVI吸收。在HI光学深度<= 0.3-1时，由于其他红移处的HI吸收，表观OVI检测是假符合。在该范围内，表观OVI光学深度与HI光学深度无关。在较大的HI光学深度处，表观OVI光学深度和HI光学深度是相关的。为了解释这种关系的重要性，需要进行详细的建模。四个类星体的高分辨率光谱以及大量的合成光谱被用来表明，OVI在单个光谱中的检测仅在超密度>= 5时具有统计学意义。这些超密度比从相关性和紧密的光学深度-密度关系的开始所天真地推断的要大。在95%置信度下，通过OVI富集的区域的体积填充因子的下限为4%。这不大于观测到的莱曼破裂星系风的体积填充因子。以前的说法，所观察到的OVI吸收延伸到欠密集的地区，需要一个普遍的金属富集与大体积填充因子，可以预期从人口III恒星形成在非常高的红移，似乎是没有道理的。
2003-11-03 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
The evolution of a pre-heated Intergalactic Medium
我们分析了星系际介质（IGM）的演变，通过一套扩展的大盒子大小的流体动力学模拟，其中包括预热。我们着重讨论z~2 Lyman-alpha森林的性质以及z=0时星系团和星系群的布居。我们调查中的莱曼α通量和熵的星系群的温度关系的空洞的分布，比较模拟结果，从高分辨率的类星体光谱和X射线观测的最新数据。预热是通过一个简单的唯象公式来实现的，其中在z=4时，所有气体粒子的熵，其过密度超过阈值delta_h，增加到最小值K_fl。而在星系群中心区域观察到的熵水平需要相当强的预热，K_fl>100 keV cm ^2，莱曼-α森林的空隙统计学要求这种预热应该只发生在相对高密度的区域，以便不破坏产生森林的冷细丝。我们的结论是，任何注入的非引力能量的扩散重子应避免低密度区在高红移和/或发生在相对较低的红移。
2008-10-18 astro-ph
Intergalactic HeII absorption towards QSO 1157+3143
我们报告发现了一个进一步的视线允许检测的银河系际介质的HeII Ly α吸收。HST/STIS对从汉堡类星体巡天中选出的32个明亮的z ~ 3类星体进行了巡天，发现了一个朝向类星体1157+3143（z ~ 3，B ~ 17）的天体。一个10轨道的跟踪光谱揭示了一个紫外光谱在z=2.77和2.94处被两个莱曼极限系统显著抑制，但是连续通量恢复到足够短的~ 1700 A，允许研究HeII在红移范围2.75 < z < 2.97的吸收光谱。吸收的特点是交替的空隙和致密的细丝结构中看到的HeII和HI。试图模拟的HeII不透明的HI Ly α森林吸收方面的空隙是不成功的，这表明HeII再电离是不完整的z=2.77和2.97之间或光学薄莱曼极限系统与z ~ 0.3是负责额外的不透明。
2005-07-07 astro-ph
Intergalactic Photon Spectra from the Far IR to the UV Lyman Limit for $0 < z < 6$ and the Optical Depth of the Universe to High Energy Gamma-Rays
我们用$Ω_Λ = 0.7$和$Ω_{m} = 0.3$计算了Lambda-CDM宇宙中光子能量从0.003 eV到莱曼极限截止值13.6 eV的星系际光子密度随能量和红移的变化。我们的星系演化模型给出的结果与Spitzer深数计数和河外背景辐射的光谱能量分布是一致的。我们使用我们的光子密度的结果，以扩展以前的工作在星系际空间中的高能量伽马射线的吸收，由于与低能量光子和2.7 K宇宙背景辐射的相互作用。我们计算宇宙的光学深度，τ，具有能量从4 GeV到100 TeV的源在红移从0到5发出的伽马射线。我们还给出了一个解析拟合与数值系数近似$τ(E_γ, z)$。作为我们结果应用的一个例子，我们计算了z = 0.117处的耀变体PKS 2155-304的吸收光谱，并将其与HESS观测到的光谱进行比较切伦科夫伽马射线望远镜阵列。
2006-05-25 astro-ph hep-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
Lyman Alpha Flux Power Spectrum and Its Covariance
我们分析了通量功率谱及其协方差使用模拟莱曼α森林。我们发现，伪流体技术是很好的近似流体动力学模拟在高红移。然而，伪氢技术失败，在低红移，因为他们是不足以表征的低红移星系际介质，特别是温暖的热星系际介质的某些成分。因此，要使用低红移的莱曼α通量功率谱来约束宇宙学，就需要现实的流体动力学模拟。通过比较一维质量统计和通量统计，我们表明，密度和通量之间的非线性变换淬火的波动，使通量功率谱是更不敏感的宇宙学参数比一维质量功率谱。通量功率谱的协方差近似为高斯分布。因此，即使通量功率谱可以从少量的视线中精确地确定，基础质量功率谱的不确定性仍然可能很大。
2005-08-10 astro-ph
The Opacity of the Lyman Alpha Forest and Implications for Omega_{baryon} and the Ionizing Background
我们在一个新的高分辨率类星体光谱样本中测量了由莱曼α森林吸收引起的通量衰减的分布函数。观测结果进行了比较，从两个模拟的Lya森林：欧拉λ-CDM模型，和SPH标准CDM模型的结果。模拟和观察到的分布的形状之间的良好协议是通过全球缩放的光学深度，以匹配的平均通量递减。这个过程相当于测量参数Ω_b^2 h^3 / Gamma（其中Ω_b是重子物质密度，Gamma是HI电离率）。根据已知类星体的丰度，我们估计出一个γ> 7 × 10^{-13} s^{-1}的下限，由此我们得到了Lambda CDM（SCDM）模型的重子密度的下限，即Ω_bh^2>0.021（0.017）。在这两种情况下，大的值与最近的D/H测定结果不一致（Rugers & Hogan 1996 a，b），有利于低氘丰度，如Tytler，Fan & Burles（1996）所报道的那样。采用一个固定的Ω_b，我们可以确定电离辐射场的演化。我们的模型预测强度随红移近似恒定，这与电离背景是由z < 3的已知类星体产生的假设一致。然而，在更高的红移需要额外的电离光子源。
1996-12-31 astro-ph
Soft X-ray Absorption by High-Redshift Intergalactic Helium
在过去的几年里，在红移范围为2.4 < z < 3.2的四个类星体中，用HST测量了星系际一次电离氦（HeII）的莱曼α吸收。这些观测结果表明，HeII的再电离可能直到z \simeq 2.8才完成，而且在此之前HeII电离背景强度的大波动就已经存在了。然而，在更高的红移下，氦II再电离的详细历史是依赖于模型的，并且很难从这些观测中确定，因为当只有一小部分氦仍然是氦II时，IGM可以完全光学厚到Lya光子。此外，由于大量的氢莱曼极限系统，在更高的红移下，发现可以观察到HeII Lya吸收的类星体变得越来越困难。这里指出，在IGM中的HeII也应该引起可检测的连续吸收的软X射线。当大部分氦是He II时，IGM后面的高红移源的光谱应该在观测到的能量\sim 0.1 keV处从He II莱曼连续吸收中恢复。银河系的吸收通常会更强，但不是一个大的因素;星系间的HeII吸收可以被检测到超过预期的银河系吸收21厘米HI柱密度。原则上，如果测量是在一个红移范围内的大量高红移源样本上进行的，这种方法可以直接确定氦的单电离分数作为红移的函数。
1999-11-02 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
Patchy intergalactic HeII absorption in HE 2347-4342. - The possible discovery of the epoch of He-reionization
本文报道了利用HST上的GHRS（FWHM=0.7 A）观测类星体HE 2347-4342（z=2.885，V=16.1）中HeII 304 A的红移吸收。在HeII 304 A吸收的预期位置上，HE 2347-4342是迄今为止发现的紫外最亮的高红移类星体。我们发现，作为红移的函数的HeII不透明度是斑片状显示低HeII不透明度（空隙）和高HeII不透明度（槽）和没有检测到的流量的区域的光谱区域。与ESO 3.6米望远镜CASPEC Ly_alpha森林的高分辨率光谱相结合表明，空洞可以完全由具有中等N（HeII）/N（HI）比为100的Ly_alpha森林云吸收和湍流谱线增宽来解释，或者由具有N（HeII）/N（HI）=45的Ly_alpha森林和热增宽加上具有tau_GP_HeII= 100的扩散介质的组合来解释。0.3.因此，扩散介质的严格上限是在z=2.8时Omega_diff<= 0.02 h_50^（-1.5）。在槽中，需要额外的连续HeII 304 A不透明度τ> 2.8。在光致电离的情况下，槽需要密度接近Ω = 0.059 h_50^（-1.5）的扩散成分，即宇宙中所有的重子，这与观察到的空洞中不存在这种成分不一致。一个尝试性的解释是，我们观察到的时代部分氦再电离的宇宙补丁尚未再电离。在这种情况下，Omega_diff >= 1.3 10^（-4）h_50^（-1…
1997-07-15 astro-ph
Below the Lyman Edge: UV Polarimetry of Quasars
912 °莱曼边是研究类星体的重要诊断区。特别是，它揭示了大量关于吸积盘大气层内的物理条件，这是类星体理论的普遍组成部分。吸积盘模型的一个可靠的预测是，由于氢吸收不透明度的波长依赖性，电子散射正好沿莱曼边缘的波长方向（波长方向）产生显著的极化。对类星体的莱曼边缘区域的观测显示出了预测特征的证据不足--很少有类星体显示出宽的、部分莱曼边缘，这在大多数理论中是常见的，而且没有一个类星体显示出莱曼边缘的高偏振。尽管如此，少数类星体的偏振光谱显示出在莱曼边缘波长较短的地方偏振度上升（高达20%）。现在，我们用HST/FOS分光偏振仪观测到的中等红移类星体的样本已经加倍，以确定莱曼极限两侧的偏振量。对于这六个物体的新样本，偏振很低，并且在莱曼边缘以下大部分与零一致。新数据的另一个重要结果是，它加强了这样一个结论，即类星体通常不会在\sim 1000光年处的莱曼边缘的纵向显著极化。有没有显着的统计波长依赖的偏振longward的莱曼边缘表明，简单的平面平行大气散射为主的不透明度是不显着的来源，紫外线通量的类星体。
1998-04-01 astro-ph
A Measurement of the Temperature-Density Relation in the Intergalactic Medium Using a New Lyman-alpha Absorption Line Fitting Method
星系际介质中温度的演化与氢和氦的再电离有关，并且对于我们理解Lya森林和大尺度结构引力模型中的星系形成具有重要意义。利用Lya森林观测的8个高分辨率、高信噪比的类星体光谱测量了星系际气体的温度-密度关系，并利用一种新的线性拟合技术获得了谱线宽度分布的下限，由此得到了星系际气体的温度-密度关系。我们仔细测试了这种技术的准确性，以恢复气体温度与流体动力学模拟。红移z=（3.9，3.0，2.4）最好在密度略高于平均值时确定：T_star=（20200 \pm 2700，20200 \pm 1300，22600 \pm 1900）K（统计误差条），用于气体密度（以平均密度为单位）Delta_star=（1.42 \pm 0.08，1.37 \pm 0.11，1.66 \pm 0.11）。温度-密度关系的幂律指数，定义为T=T_star（Delta/Delta_star）^{gamma-1}，对于相同的三个红移，gamma-1=（0.43 \pm 0.45，0.29 \pm 0.30，0.52 \pm 0.14）。固定过密度Δ =1.4时的温度为T_1.4=（20100 \pm 2800，20300 \pm 1400，20700 \pm 1900）K。这些温度高于预期的光电离气体在电离平衡与宇宙背景，并可以解释为一个渐进的额外加热由于正在进行的HeII再电离。温度的测量减少了一个来源的不确定…
2000-05-29 astro-ph
Colour corrections for high redshift objects due to intergalactic attenuation
利用目前对星系际介质性质的估计，计算了由于星系际衰减引起的高红移天体的星等修正。数值模拟的结果被用来估计共振散射的贡献，从高阶莱曼跃迁。发现与Madau（1995）以前的估计相差0.5-1等。为高红移星暴星系和I型和II型类星体提供了目前和计划中的深光学和红外巡天中使用的几种滤光系统的星系际k_IGM改正和颜色。
2005-12-16 astro-ph
Probing the Intergalactic Medium with the Lyman alpha forest along multiple lines of sight to distant QSOs
本文提出了一种在宇宙学背景下，对星系际介质（IGM）沿多条视线（LOS）到遥远类星体的Lyalpha不透明度分布进行解析计算的有效方法。这种方法充分考虑了在暗物质分布的大尺度模式中LOS和宇宙方差之间的预期相关性。在红移z~2->3处发现了强相关，扩展到~300 kpc（适当）和更多，与观测一致。这些相关性进行了研究，使用的互相关系数和交叉功率谱的通量分布沿不同的LOS，并通过识别符合的吸收功能与Voigt配置文件拟合例程。如果IGM的温度和温度密度关系可以独立确定，则可以用LOS之间的互相关系数来约束功率谱的形状参数Gamma。我们还提出了一种新的技术来恢复的三维线性暗物质功率谱通过集成超过1D通量互谱，这是互补的通常的“分化”的1D自谱。互功率谱受在不同LOS中不相关的误差的影响要小得多，就像连续拟合引入的误差一样。因此，在相邻的LOS通量相关性的调查，应允许扩展的暗物质功率谱与Lyalpha森林的研究，以显着更大的规模比可能与通量自动功率谱。如果误差主要由宇宙方差决定，那么30对1-2弧分的间隔应足以确定60 Mpc/h尺度下的1D互谱，精度约为30%。
2001-10-18 astro-ph
ORFEUS-II Far-Ultraviolet Observations of 3C273: 1. Interstellar and Intergalactic Absorption Lines
我们提出了第一个中等分辨率（λ/ 3000）光谱的明亮的类恒星物体3C 273在900和1200 A之间的波长。观测是用ORFEUS-SPAS II飞行任务上的Berkeley摄谱仪进行的。我们检测到莱曼β对应先前确定的星系际莱曼α功能在cz = 19900，1600和1000公里/秒;对应其他假定的莱曼α云沿视线低于我们的检测限。两个非常低的红移莱曼β功能，这被认为是在室女座内的气体出现的强度，超过飞行前的预期，这表明以前的云参数的确定可能低估了真正的柱密度。增长曲线分析表明，对于1600 km/s的云，H I柱的最小密度为4 E14/cm^2。我们在视线上发现了银河系H_2存在的微弱证据，其总柱密度约为1 E15/cm^2。我们检测到较强的星际O VI双重成员明确，较弱的成员与其他功能混合。如果O VI的多普勒b值与N V的多普勒b值相当，则O VI柱密度为7 +/- 2 E14/cm ^2，显著高于之前的唯一估计值。O VI / N V比值约为10，与在圆盘中观察到的范围低端一致。在3C 273附近首次探测到的其他星际物质包括P II、Fe III、Ar I和S III。
1998-04-16 astro-ph
Primordial non-Gaussianities in the Intergalactic Medium
我们目前的结果，从第一个高分辨率的非高斯宇宙模型的流体动力学模拟。我们着重研究高红移星系际介质中透射莱曼α通量的统计特性。非高斯性的印记是存在的，并且在高红移时更大。当与f_NL=0的标准LCDM宇宙学相比时，对于非线性参数f_NL= \pm 100的值，预计在z>3处，高透射率区域（空隙）的通量概率分布函数的差异大于20%。我们还研究了一维通量双谱：在最大尺度（对应于数十Mpc），我们预计在z~4处（f_NL= \pm 100）通量双谱的偏差高达20%，明显大于通量功率谱的偏差~ 3%。我们简要地讨论可能的系统误差，可以污染的信号。虽然具有挑战性，但在莱曼-阿尔法森林探测的有趣的尺度和红移制度中检测非高斯性是可能的。
2008-11-13 astro-ph
Comparison of stars and decaying neutrinos as additional sources of Intergalactic UV background
本文从光电离平衡出发，对有限吸收体和星系际介质的性质进行了数值计算。可以看出，光谱包括一个大的峰值周围的HI电离能由于衰变中微子是太软的区域中的HeI边缘解释相对较小的观察到的比例中性He和H密度在莱曼极限系统，如果他们的大小是kpc的顺序。最近提出的减少来自不稳定中微子的贡献解决了这个问题，但倾向于破坏IGM和$α$云之间的一致性，这需要HI和HeII电离频率的大比例通量，除非在$z = 3$之上有非常快的类星体衰减。另一方面，类星体中加入恒星可能会产生一个在HI和HeI之间足够硬的光谱，然后软到HeII，从而使更致密的吸收体的性质与IGM的性质合理一致。这个模型似乎更倾向于冷暗物质和额外的宇宙学常数。
1996-09-25 astro-ph
The Gunn-Peterson Effect in the Spectrum of the Z=4.7 QSO 1202-0725: The Intergalactic Medium at Very High Redshift
本文给出了暗类星体BR 1202 -0725（$z_{em}=4.695$）光谱中莱曼吸收线间平均凹陷的一种测量方法。相对较高的光谱分辨率（$\sim 40$ km s $^{-1}$）允许选择莱曼α森林中没有强吸收线的区域。连续谱形状的可靠评价是基于仔细的通量校准和所覆盖的大波长间隔（5000- 9300 nm）。在此分辨率下观测到的最高吸收红移处的耿-彼得森光学深度$τ_{_{GP}}\leq 0.02\pm 0.03$的最佳估计值是$z \simeq 4.3$。如果观测到的类星体是电离紫外背景通量的主要贡献者，则星系际介质的重子密度为$Ω_{IGM}\mincir 0.01$。这个极限，当与从核合成推导出的总重子密度相比时，可能意味着大多数重子已经在$z\sim 5$的束缚系统中。
1994-02-14 astro-ph
Small Scale Structure at High Redshift: III. The Clumpiness of the Intergalactic Medium on Sub-kpc Scales
从莱曼α森林的Keck HIRES仪器到引力透镜类星体Q1422+231的A和C分量的视线中的光谱被用来研究在亚千秒差距尺度上平均红移z = 3.3的星系际介质的结构。我们测量了平均横向间隔为120 pc的两个莱曼α森林之间的互相关幅度，并计算了在两条视线中看到的各个吸收系统之间的RMS柱密度和速度差异。对于柱密度在12<log N（HI）<14.13范围内的不饱和吸收线，发现莱曼α森林线的速度质心之间的RMS差小于约400 m/s。在100 pc的典型尺度上，能量转移到低密度IGM中的速率似乎比先前测量的强CIV金属吸收系统的速率低3-4个数量级。利用星系际介质中HI柱密度与重子密度之间的紧密相关关系，得到了重子密度场均方根涨落的上限。吸收线的分数是不同的视线被用来确定宇宙的填充因子的气体遭受最近的流体动力学扰动。由此我们导出了高红移星系外流填充因子的上限。短暂的、短距离的古代风基本上不受这种方法的约束，但吹了相当一部分哈勃时间（z = 3.3）的强风似乎只占宇宙体积的不到20%。
2001-07-27 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
FUSE Observations of the Galactic and Intergalactic Medium Towards H1821+643
我们用FUSE获得了明亮类星体H 1821 +643（z=0.297）在990- 1185埃波长区间的中等分辨率光谱。检测到几个旋臂上方的气体中产生的强烈、复杂的OVI 1032和FeII 1145吸收，以及我们银河系的外部扭曲。我们已经确定了OVI的高负速度（-215 km/s）分量的吸收，这对应于银河系气体沿着这条视线的极限速度v_LSR = 190+/-20 km/s，假设盘和晕气体的共转和外部星系的平坦旋转曲线。我们报告了星系际介质中四种吸收体的探测，通过探测到z =0.2454和z=0.1213的莱曼β，z=0.2249的莱曼δ，δ，ζ，z=0.1705的CIII 977和z=0.12137的OVI 1032。FUSE数据表明，z=0.225处的莱曼吸收体由两个分离为70 km/s的分量组成。最后，我们还观测到了OIII 832、OIV 787以及可能的SV 786在类星体红移处（z= 0.297）的相关吸收。在该相关系统中未检测到NeVIII 770，780。当结合先前检测到的相关OVI 1032（Savage等，1998），我们得出结论，该系统是一个多相吸收，我们讨论了吸收的起源在这种情况下。
2000-05-16 astro-ph
Galaxies, Intergalactic Absorption Lines, and Feedback at High Redshift
Lyman break巡天的星系IGM部分目前包括超过1000个星系的测量红移，其中红移1.5<z<3.5，沿着视线到25个背景类星体。巡天的目标之一是测量恒星和黑洞形成的能量反馈对星系间介质的影响。这个演讲首先描述了星系和星系际吸收线之间的观测相关性，最后讨论了是否有任何观测为Mpc级超级风提供了明确的证据。虽然我们自己的观测结果仍然相当模糊，但其他观测结果不支持星系际金属的产生具有非常高的红移（z~10）。
2005-04-26 astro-ph
Exploring the intergalactic medium with VLT/UVES
VLT的UVES摄谱仪的显着效率使得有可能将Ly-a森林的高分辨率，高S/N地面观测降低到z~1.5，从而获得对星系际介质的物理条件及其在90%以上的宇宙时间内的演化的新见解。宇宙膨胀、紫外电离背景和结构的引力凝聚是形成吸收体数密度和柱密度分布的驱动因素。一个（有限的）贡献的紫外光子产生的星系被发现是重要的复制观察到的演化模式在非常高和低的红移。莱曼森林包含了大部分的重子，至少在z>1.5的时候，它是星系形成的储存库。在一个固定的柱密度的典型的多普勒参数测量略有增加，减少红移，但推断的温度在平均密度是增加的红移。在莱曼森林中可能探测到HeII再电离和星系结构形成的反馈信号。
2001-12-12 astro-ph
Metal Enrichment and Temperature of the Intergalactic Medium
基于从头算宇宙学模型的莱曼α云的流体动力学模拟产生了与观测结果广泛一致的结果。然而，进一步的分析表明，随着数值分辨率的逐渐提高，模拟的莱曼α云的中值或截止线宽度（即多普勒参数）似乎收敛到一个明显低于z~3处观察到的值（约为1.5倍）。这些收敛测试模拟不包括来自恒星形成的反馈。鉴于观测到的莱曼α云的金属丰度，我们认为，超新星，这可能是污染的IGM与金属，可能已经沉积了足够的能量在IGM调和的理论与观测。简单的论证立刻将污染的红移范围缩小到4< z_{dep} <9。似乎可以肯定的是，总质量在10^{6.5-9.0}Msun范围内的矮星系和次矮星系必须对污染负责。此外，如果宇宙中z=3的平均金属丰度高达=0.01Zsun，那么这些早期矮星系要么是非常有效的恒星形成，要么是非常高的金属产额<Z>。最后，假设特定的超新星加热能量与气体的金属丰度成正比，我们注意到，如果星系团内气体所需的加热不超过1 keV/粒子，那么这里提出的图像与超新星是星系团内气体显然需要的加热源是一致的。
2000-10-31 astro-ph
Non-Voigt Lyman-alpha absorption line profiles
最近的数值模拟导致了我们对星系际介质的理解的范式转变，以及失去了莱曼α森林的Voigt轮廓拟合的物理理由。在模拟光谱中看到的许多单独的线与Voigt轮廓有显著的偏离，但可以很好地拟合两个或更多个这样的线的混合。我们讨论了预期的影响，由于正在进行的引力结构的形成和哈勃膨胀的线轮廓。我们开发了一种方法来检测偏离Voigt配置文件的吸收线的统计方式，并将此方法应用于模拟莱曼α森林光谱，确认所看到的配置文件确实统计上不同于Voigt配置文件。
1999-12-06 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
Measuring Omega Baryon from the Helium Lyman-Alpha Forest
本文根据类星体电离区空洞中He Ⅱ Ly-alpha光学深度的分布，提出了一种从高红移星系际吸收中提取Omega_b的新方法。根据最近PKS 1935-692在z=3处的HST-STIS光谱的初步估计，Omega_b h^2 = 0.013^{+0.002}_{-0.001}（1-sigma统计误差，对于具有额外系统不确定性的Lambda-CDM宇宙学）与其他估计一致。
1999-11-21 astro-ph
Searching for fluctuations in the IGM temperature using the Lyman alpha forest
我们提出了一个统计方法来搜索的星系际介质（IGM）的温度波动使用莱曼$α$森林。小尺度上的功率（$\sim 25 \km/\s$）被用作温度计，并且该功率的波动受到约束。该方法使用Q1422+231来说明。我们没有看到温度波动的迹象。我们表明，在一个模型中，两个温度，占据可比分数的光谱，小尺度功率的比例被限制为小于3.5（对应于一个因素的温度为2.5）。我们发现，大约需要十个类星体的小尺度功率的两个波动的约束因素。
2001-02-12 astro-ph
Lyman$α$ Emitters beyond Redshift 5:The Dawn of Galaxy Formation
地面光学天文学中的8米级望远镜加上哈勃太空望远镜的超锐利眼睛的帮助，使我们能够观察到红移$z=5$以外的正在形成的星系。特别是，在$z > 5$已经发现了20多个发射Ly $α$的星系。这些发现为我们提供了有用的线索，以研究星系如何形成，然后在早期宇宙中演化。此外，详细分析的Ly $α$发射线配置文件是有用的，在探索星系际介质的性质，因为宇宙再电离的后缘可能接近$z \sim 6$ - 7，在形成星系已被发现最近。我们还讨论了超级风在高红移星系形成中的重要性，高红移星系与星系际介质有着密切的关系。然后，我们给出了早期宇宙恒星形成的历史的基础上，在寻找Ly $α$发射的年轻星系超过红移5的最新进展。
2003-12-17 astro-ph
