The Reionization History and Early Metal Enrichment inferred from the Gamma-Ray Burst Rate
根据Yonetoku等人最近发现的谱峰能量-光度关系，估算了$4 \leq z \leq 12$红移处的伽马射线暴（GRB）事件率，我们通过观测得到了高红移宇宙中Pop III型恒星的恒星形成率。因此，我们发现Pop III星可以在$4 \leq z \leq 12$连续形成。使用导出的Pop III SFR，我们试图估计紫外（UV）光子发射率在$7 \leq z \leq 12$的红移范围内的电离辐射强度的观测信息尚未获得。我们发现，在$7 \leq z \leq 12$的紫外发射率可以作出显着的贡献，早期再电离。最大发射率高于保持电离星系际物质在$7 \leq z \leq 12$所需的水平。当Pop III天体电离光子的逃逸率小于10%时，IGM在一定的红移处被中和，可能导致双重再电离。至于富集度，Pop III天体中合成的所有金属的喷出与IGM金属丰度略有一致，尽管Pop III天体中金属的局限性可大大降低富集度。
2005-04-15 astro-ph
Probing the Cosmic Reionization History and Local Environment of Gamma-Ray Bursts through Radio Dispersion
讨论了电离介质的色散延迟对伽马射线暴射电辐射的影响。对于高红移伽玛暴（$z \ga 3$），电离星系际介质（IGM）应该是色散的主要来源，而没有大量的局部或前景污染，通过测量不同红移的自由电子柱密度提供了宇宙再电离时期的独特探测。从$z \sim 10$开始的延迟时间在100 MHz下可以是$\sim$ 1小时，在30 MHz下可以是$\sim$ 10小时。另一方面，如果伽玛暴发生在致密的分子云内部或后面，则本地电离物质的色散对较低红移的伽玛暴可能很重要，这为伽玛暴环境提供了线索;在这种情况下，自由-自由吸收也可能很重要。由于相关频率下的低通量，检测已知无线电余辉发射中的色散延迟应该是极具挑战性的，但对于{ \it平方公里阵列}的罕见明亮余辉，可能是勉强可能的。如果伽玛暴也像Sagiv & Waxman（2002）预测的那样发射瞬发、相干射电辐射，观测前景会好得多;由{ \it低频阵列}探测到足够多的高$z$伽玛暴样本，就可以区分不同的再电离历史。有趣的限制，低红移，温暖的热IGM也可以通过色散获得。
2003-10-30 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
Constraining the reionization history with QSO absorption spectra
我们使用半解析的方法来模拟类星体的吸收光谱在高红移的目的是约束宇宙再电离的历史。我们考虑两个物理动机和详细的再电离的历史：（i）早期再电离模型（ERM），其中星系际介质的再电离的PopIII星在$z\approx 14$，和（ii）一个更标准的后期再电离模型（LRM），其中重叠，引起的类星体和正常星系，发生在$z\approx 6$。通过对$z < 6$的Ly $α$森林观测数据的分析，我们得出结论：这两种情况是不可能分开的，它们与观测到的Gunn-Peterson光学厚度、通量概率分布函数和暗隙宽度分布同样吻合。然而，在$z>6$，明显的差异开始出现，这是最好的量化暗隙和峰宽分布。我们发现，如果在$z \gtrsim 6$再电离不完全，那么在类星体的静止坐标系中，$5.7< z <6.3$内35%（零）的视线显示出暗隙宽度$>50$埃。同样，在红移范围$6.0-6.6$内，ERM预测40%的视线中有宽度为$\sim 1$埃的峰;在相同范围内，LRM预测没有宽度为$>0.8$埃的峰。如果在$z > 6$能发现10个左右的类星体，那么暗隙和峰宽统计就代表了宇宙再电离的极好探测。最后，我们讨论我们的方法的优势和局限性。
2006-05-15 astro-ph
The 21 cm Forest: Radio Absorption Spectra as Probes of Minihalos Before Reionization
研究了星系际介质中中性氢在再电离前的21 cm跃迁引起的高Z射电源沿视线方向的吸收。使用半解析方法，我们计算的数量密度的可观察到的功能所造成的“minihalos”（绑定对象，无法有效地冷却，因为他们的维里温度小）和原星系盘。我们表明，这两组功能应该是观察到的下一代低频射电望远镜，包括低频阵列和平方公里阵列，提供足够明亮的背景源存在。观测射电强类星体的微晕吸收特征的统计数据提供了一种测量辐射背景和IGM温度随宇宙时间演化的方法。与盘的交叉并不常见，但也会导致更深的吸收特征，这些特征在射电类星体和伽马射线暴（GRB）的光谱中都可以看到。在伽玛射线暴的宿主星系中，HI引起的吸收特征应该是可观测的，这提供了一条用光谱确定爆发红移的途径。
2002-07-15 astro-ph
The 21 Centimeter Forest
我们通过明亮的高红移射电源的光谱中所谓的21厘米森林来研究再电离前星系际介质（IGM）的前景。我们首先计算模型，包括X射线加热的IGM气体，Wouthuysen场耦合，和再电离的平均光学深度的演变。在大多数情况下，自旋温度T_S在再电离真正开始之前就增大了.因此，在大多数再电离过程中，光学深度小于0.001，背景源必须远远超出再电离表面，才能经历可测量的吸收。HII区域产生相对较大的“传输间隙”，因此在再电离的早期阶段仍然可以观察到。一旦T_S变大，来自宇宙网中的片和丝的吸收就会消失，在再电离期间应该很少。微晕可以产生强的（尽管是窄的）吸收特征。测量它们的丰度将对IGM中反馈过程的强度以及它们对再电离的影响产生有用的限制。
2006-04-10 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
Implications for the Cosmic Reionization from the Optical Afterglow Spectrum of the Gamma-Ray Burst 050904 at z = 6.3
z = 6.3的伽马射线暴（GRB）050904提供了在再电离时期用GRB探测星系际介质（IGM）的第一个机会。在这里，我们提出了一个光谱建模分析的光学余辉光谱的斯巴鲁望远镜，旨在约束再电离的历史。光谱显示在莱曼折点的红波长处有明显的阻尼翼，并且翼的形状可以用阻尼Ly α系统来拟合，其柱密度为log（N_HI/cm^{-2}）~ 21.6，红移接近于探测到的金属吸收线（z_metal = 6.295），或者用几乎中性的IGM来拟合，其红移略高一些，为z_{IGM,u} ~ 6.36。在后一种情况下，与z_metal的差异可以通过伽马射线暴或其前身的活动加速金属吸收壳层来解释。然而，我们通过使用Ly β共振周围的光透射特征排除了这种可能性，从而导致z_{IGM,u} < 6.314的严格上限。然后，我们证明了IGM在z=6.3时已经大量电离，IGM的最佳拟合中性分数为x_HI = N_HI/N_H = 0.00，在68和95% C. L.时，x_HI < 0.17和0.60的上限，分别这是在z > 6时x_HI的第一个直接和定量的上限。各种系统的不确定性进行了检查，但没有一个出现大到足以改变这一结论。为了获得更多关于再电离的信息，增加z > 6的伽玛暴的样本量，以便在其宿主星系中发现低柱密度（log N_HI <~ 20）的伽玛暴，并对宿主星系Ly α线辐射进行统计研究是很重要的。
2006-11-01 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
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 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
Metal Absorption Lines as Probes of the Intergalactic Medium Prior to the Reionization Epoch
来自恒星形成星系的风为星系际介质富含重元素提供了最有希望的解释。理论和观测的论据表明，污染可能发生在z > 6;然而，需要对这种情景进行直接观测测试。我们模拟了高红移宇宙中的星暴风，发现被富集物质填充的空间比例随着假设的恒星形成效率f * 和驱动每一次星暴风的超新星能量比例f esc而强烈变化。我们发现，这些风携带的金属可以在吸收明亮的背景源，如类星体或伽马射线暴，在窄线的特征等效宽度~0.5 < W < 5埃。我们认为，在高红移风中的金属很大一部分可能存在于低电离状态（CII，OI，SiII和FeII），但更高的电离状态（CIV和SiIV）也可以提供有用的探测风。这些线的数量可以约束f_* 和f_esc。金属吸收线的统计也可以用来确定分子氢是否是早期宇宙中的有效冷却剂，并研究高红移下恒星的初始质量函数。
2003-01-16 astro-ph
HI Signal from Reionization Epoch
研究了氢原子红移谱线再电离期的全天信号。在软X射线中，根据Lyman-$α$与电离通量的比值和辐射光谱，可以在发射和吸收两种情况下观察到HI。我们还计算了再电离前时期的信号，并表明在宇宙学参数的不确定性，它是相当强大的。HI信号的主要特征可以概括为：（a）在对$ν\simeq 10\hbox{--}40 \rm MHz$的吸收中可以看到预电离的HI;最大信号强度为$\simeq 70\hbox{--}100 \rm mK$。(b)在$\simeq 50 \hbox{--}100 \rm MHz$频率范围内，可以观察到宽度为$\la 5 \rm MHz$的尖锐吸收特征，这取决于再电离历史。信号的强度与Lyman-$α$和氢电离通量的比率以及软X射线中辐射场的光谱指数成比例。（c）在较大的频率下，在发射中看到HI，其峰值频率在$60\hbox{--}100 \rm MHz$之间，这取决于宇宙的电离历史;该信号的峰值强度为$\simeq 50 \rm mK$。从Fisher矩阵分析，我们计算精度，模型的参数可以从未来的实验估计：（a）预再电离信号可以约束$Ω_b h^2$ - $Ω_m h^2$平面中的区域（b）在发射中观察到的HI可以用于给出宇宙中电离分数的演化的精确的$\la 1 %$测量，（c）从吸收到发射的过渡区可以用作电离源光谱的探测器;特别地，在该区域中的HI信号可以给出被软…
2005-08-06 astro-ph
Reionization of the Intergalactic Medium and the Damping Wing of the Gunn-Peterson Trough
对高红移类星体的观测表明，IGM一定是在某个红移$z>5$处被重电离过。如果可以在静止坐标系Lya波长处观测到辐射源，并且红移足够高，视线中的一些IGM还没有被再电离，那么冈恩-彼得森槽应该存在。在Lya波长的方向上，可以观察到由中性IGM引起的阻尼翼，其吸收轮廓可以预测。测量这种阻尼翼的形状将提供无可辩驳的证据，证明在再电离之前观察到了IGM，并确定了中性IGM的密度。这种测量可能会受到与源相关的致密吸收系统的可能存在的阻碍。由于\lya的波长变短，在再电离过程中，IGM的片状结构会产生吸收。我们表明，一个完整的冈恩-彼得森槽是最有可能继续观察到通过时代的IGM部分电离。如果通过电离区的适当路径长度小于1 h^{-1} Mpc，中性斑的阻尼翼应该重叠;即使在较大的电离区，特征背景强度也应该足够低，以产生很高的光学深度，这是由于剩余的中性部分，尽管偶尔会有一些通量通过电离区内的大的低密度空隙。的情况下，氦II再电离进行了讨论，我们认为，氦已经双重电离的z=3整个IGM。最近发现的伽马射线暴的余辉可能很快就会在很高的红移上被观测到。它们无特征的连续光谱和高亮度使它们成为研究IGM吸收的理想光源。
1997-08-27 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
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
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
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
Physics of Cosmic Reionization
近年来，由于各种原因，宇宙再电离的研究具有越来越重要的意义。在观测方面，我们现在拥有高红移下不同类型的优质数据（类星体吸收光谱、不同频率的辐射背景、宇宙微波背景极化、Ly-alpha发射体等）。从理论上讲，再电离的重要性在于它与第一宇宙结构的形成密切耦合，并且在模拟这一过程方面已经取得了许多进展。在这篇文章中，我们回顾了我们的理解的物理过程的基础上，现有的观测数据的宇宙再电离的现状。
2006-03-06 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
Ly$α$ Leaks and Reionization
类星体在红移$z\simeq6$处的Ly $z\simeq6$吸收谱显示出被微小的泄漏所分隔的完整的冈恩-彼得森吸收槽（暗隙）。暗隙来自星系际介质（IGM），那里的中性氢密度高到足以产生几乎饱和的散射，但迄今为止，透射的泄漏来自何处仍不清楚。我们证明，泄漏可以起源于IGM中的最低密度的空隙，以及周围的电离源使用半解析模拟电离补丁。如果泄漏发生在密度最低的空隙中，IGM可能已经高度电离，电离背景应该几乎均匀;相反，如果泄漏来自电离贴片，IGM的中性部分仍然很高，电离背景明显不均匀。因此，泄漏的来源是至关重要的，以确定的时间的电离光子背景的不连续到均匀的转变。我们表明，可以研究泄漏的统计特征的起源。实际上，Ly $α$泄漏可以用等效宽度$W$和半区全宽$W_{\rm H}$来很好地定义和描述，这两个宽度受仪器分辨率和噪声的污染较小。发现赖氨酸$α$泄漏的$W$和$W_{\rm H}$的分布对电离背景的建模是敏感的。我们考虑四种代表性的再电离模型。它的结论是泄漏统计提供了一个有效的工具来探测在$z\simeq5-6.5$再电离的演变历史。类似的统计数字亦适用于在$z \simeq 3$进行的He II再电离（节略）
2007-10-29 astro-ph
Probing the Neutral Fraction of the IGM with GRBs during the Epoch of Reionization
我们发现，从一个单一的伽马射线暴（GRB）余辉的Ly-alpha线的红边的近红外观测不能用来约束全球中性部分的星系际介质（IGM），x_H，在GRB的红移优于~0.3。由于再电离的不均匀性，在固定的x_H值下，一些γ射线暴的视线会遇到比其他更多的中性氢。再电离时期的伽玛暴在其余辉光谱中通常不会带有中性IGM的可辨别特征。我们讨论了z = 6.3爆发GRB 050904对x_H的限制，并量化了利用未来的高红移近红外伽玛暴余辉光谱观测来探测中性IGM的可能性。假设观测的信噪比与斯巴鲁FOCAS GRB 050904的谱相似，并且阻尼Ly-alpha吸收体的柱密度分布与在较低红移处测量的柱密度分布相同，则来自x_H = 0.5的历元的GRB可以在98%的置信水平下检测部分中性IGM，10%的时间（对于三倍灵敏度的观察，30%的时间）。
2008-03-17 astro-ph
Non-Detection of Gravitationally Redshifted Absorption Lines in the X-ray Burst Spectra of GS 1826-24
利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪对GS 1826-24进行了200 k s的观测，共观测到16个I型X射线爆发。我们结合爆发光谱，试图测量来自中子星表面的引力红移。我们将合成的GS 1826-24爆发光谱分为三组的基础上的黑体温度在爆发。光谱没有显示任何明显的离散吸收线。我们将我们的观测结果与EXO 0748-676的观测结果进行了比较。
2007-10-11 astro-ph
Determining the location of Gamma-Ray Bursts through the evolution of their soft X-ray absorption
我们通过专门的数值模拟研究了伽马射线暴源周围云的软X射线吸收特性的演化。我们表明，强烈的突发通量引起的电离强烈修改的材料的吸收特性。我们推导出作为吸收介质的密度和尺寸的函数的测量列密度的时间演化。即使他们的统计意义是不是非常引人注目的，我们发现，在伽玛射线阶段的几个突发的可变吸收的检测可以解释，如果这些突发与过密区域的分子云的性质类似的恒星形成球。我们拟合我们的模型变量列密度的数据GRB 980329和GRB 780506，表明用这种方法可以测量周围的材料的大小，密度和密度分布的爆发。
2001-10-22 astro-ph
Cosmological Studies with Gamma-Ray Bursts
来自第一代恒星的伽马射线暴（GRB）爆炸为探索再电离时代提供了一个令人兴奋的机会。关于星系际介质是如何以及何时被电离的线索可以从它们的紫外发射光谱中读出。大约百分之一的伽玛射线暴应该受到介入恒星的强烈引力透镜。利用微透镜光变曲线反演伽玛暴像的表面亮度轮廓，可获得微弧秒的分辨率。
2001-06-25 astro-ph
Time-dependent photoelectric absorption, photoionization and fluorescence line emission in gamma-ray burst environments
如果伽马射线暴与年轻星系中致密的恒星形成区有关，那么致密的环暴物质（CBM）就会发生光电吸收。随着爆发的发展，周围的物质被光电离，导致荧光线发射和光电吸收不透明度降低。我们详细地分析了这一过程，解释了时间依赖的光电吸收，光电离和荧光线发射从煤层气。我们发现，即使伽玛暴托管在密集的恒星形成区域，伽玛暴环境的光电离导致一个恒定的，但非常弱的延迟荧光线发射的时间尺度上的几周到几年后的爆发。随时间演化的铁K边吸收特征可以作为一种诊断工具来揭示煤层气的密度结构，并可能为红移测量提供机会。我们还研究了光电吸收是否可以负责一些明亮的BATSE $γ$ -射线爆发的低能量斜坡的光谱演化显示极硬的光谱低于峰值能量，不符合光学薄同步辐射激波模型。我们发现，一个非常强大的金属富集（~ 100倍的太阳系丰度）的伽马射线暴环境和一个相当奇特的空间分布的CBM将是必要的，以考虑到所观察到的硬光谱低于几个100千电子伏和它们的时间演变。
1998-09-11 astro-ph
Jitter radiation in gamma-ray bursts and their afterglows: emission and self-absorption
相对论电子进入高度纠缠的磁场时会发出抖动辐射。我们提出了一个详细的计算抖动辐射谱，包括自吸收，电子内韦伯冲击产生的磁场。我们应用我们的结果的情况下，即时和余辉发射的伽马射线暴。我们表明，抖动发射可以再现大多数观察到的功能与标准同步加速器，特别是在自吸收和峰值频率之间的频率范围内的一些重要的差异。我们讨论了抖动和同步加速器之间的异同，并讨论了实验，可以解开这两种机制。
2008-01-23 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
Probing the dark ages with redshift distribution of GRBs
本文探讨了利用伽马射线暴（GRB）的性质来探测再电离前的物理条件的可能性。我们用Press-Schechter公式模拟了伽玛暴的红移分布，并假设它们遵循宇宙恒星形成的历史。我们再现了观测到的恒星形成率从星系的红移范围0 < z < 5，以及红移分布的伽玛暴的光度变化相关的爆发光变曲线推断。我们发现，在高红移的伽玛暴的份额，其馀辉不能在R和I波段观察到由于HI冈恩彼得森光学深度，可以在最多，占三分之一的暗伽玛暴。所观察到的红移分布的伽玛暴，少得多的散射比今天可用的，可以把严格的约束的时代的再电离和气体冷却的性质在时代之前再电离。
2002-08-19 astro-ph
The absorption properties of gamma-ray burst afterglows measured by BeppoSAX
本文分析了BeppoSAX测量的6个伽马射线暴（GRB）余辉的X射线吸收特性。在初始伽玛射线暴触发后的8小时和20小时之间，单个光谱可以用幂律来描述，光子指数为~2，吸收与银河值略微一致。总体而言，在>99.999置信水平下，数据与零吸收不一致。这些数据与柱密度的分布仅在一定程度上一致，柱密度随每次爆发方向上的总星系吸收而变化（6个自由度的卡方=9.6）。这些数据与伽马射线暴发生在宿主星系内的宇宙学模型是一致的。通过同时拟合一个幂律光谱模型，其中吸收固定在银河系值上，而所有6个余辉光谱都有额外的红移吸收，发现宿主天体内最佳拟合的平均吸收为（1.01 ^0.28_0.51）10^22原子cm^-2。这个值是兼容的主机星系柱密度推断从光学数据GRB 970508，GRB 971214和GRB 980329，支持的假设，伽玛射线暴发生在严重吸收恒星形成区域的主机星系。
1998-09-28 astro-ph
Pair Production Absorption Troughs in Gamma-Ray Burst Spectra: A Potential Distance Discriminator
对于伽马射线暴，无论它们是起源于银河系还是宇宙学，最近都推断出具有大洛伦兹因子的相对论体运动。这一结论的结果从计算内部对生产的透明度爆发，通常假设一个无限的幂律源谱为简单起见，一个近似，这是相当足够的EGRET检测到的一些突发。然而，对于给定的体洛伦兹因子\teq T，在这种计算中，EGRET范围以上的光子可能与亚MeV光子相互作用。因此，必须准确地解决BATSE所看到的爆发中的光谱曲率。在本文中，我们提出的主要性质引起的光子光子不透明度的考虑，这种光谱曲率。所观察到的光谱断裂约1兆电子伏原来是无关的宇宙爆发的不透明性，但至关重要的估计源的透明度在1 GeV - 1 TeV范围内的源位于星系晕。我们发现，宽吸收槽可以出现在这些能量适当的体运动参数\teq Γ。这样的波谷很可能是星系晕群的明确标志，如果通过惠普尔、MILAGRO和GLAST等实验观测到，将提供强有力的证据，证明这样的爆发并不在宇宙学距离上。
1997-04-10 astro-ph
A Study of the Reionization History of Intergalactic Helium with FUSE and VLT
我们获得了类星体HE 2347 -4342的高分辨率VLT和FUSE谱，研究了红移z=2.0-2.9的星系际介质的性质。高质量的光谱使我们能够识别出约850种氦II吸收组分，其柱密度在N~ 5 × 10^11 ~ 10^18 cm^-2之间。再处理的FUSE光谱将HeII吸收的波长覆盖范围向下扩展到920 A的观测波长。大约1400 HeII吸收组件被确定，包括917 HeII Ly-alpha系统和他们的一些HeII Ly-beta，Ly-gamma和Ly-delta对应物。HeII的电离结构很复杂，大约有90种在氢光谱中没有检测到的成分。这些成分可能代表了软电离源的效应。Eta=N（HeII）/N（HI）的比值从1到1000多不等，中值为62，其分布与类星体的内禀光谱指数一致。这表明主要的电离场来自于累积的类星体辐射，还有其他软源的贡献，如恒星形成区和被遮蔽的活动星系核，它们不包含氦。我们发现，在Eta的演变朝着较小的值在较低的红移，软组件的逐渐消失。在红移z>2.7时，HeII不透明度的大而有限的增加，Tau=5+/-1，表明我们正在观察一个开始于更早时期的再电离过程的结束阶段。未混合谱线的吸收曲线拟合表明，氢离子和He^+离子之间的速度相当。当氢柱密度N<3 × 10^12 cm^-2时，森林线的数量相对于幂律表现出明显的不足，当N=10^11 cm^-2时，森林线的数量可…
2003-12-20 astro-ph
Radio Afterglows of Gamma-Ray Bursts and Hypernovae at High Redshift, and their Potential for 21-cm Absorption Studies
我们调查的无线电余辉的伽马射线暴（GRB）和超新星（HNe）在高红移和量化的可探测性，以及它们的潜在用途的21厘米吸收线研究的星系际介质（IGM）和干预结构。我们研究了几套源和环境模型参数，物理上似乎在高红移。伽玛暴的射电余辉在z ~ 30处都能被探测到，而高能的HNe即使用目前的甚大阵（VLA）也能在z ~ 20处被探测到。我们发现，21厘米的吸收线，由于弥漫中性IGM是很难检测到的，即使是拟议的平方公里阵列（SKA），除了高能量源。我们还发现，21厘米线，由于坍塌的气体云具有高的光学深度，可能会在罕见的情况下检测到。
2004-12-14 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 Radio to Infrared Emission of Very High Redshift Gamma-Ray Bursts: Probing Early Star Formation through Molecular and Atomic Absorption Lines
利用标准的相对论性冲击波模型，计算了甚高红移伽马射线暴的宽带余辉辐射。对于一个广泛的参数范围，红移为$z \sim$ 5- 30的伽玛暴的一个一般性质是，在毫米到远红外波段的毫央斯基通量水平的发射峰值，首先在爆发后几个小时，由于反向冲击，然后再次在几天后，由于前向冲击，流量略低。无线电、亚毫米波和红外连续辐射应可通过阿塔卡马大型毫米波天线阵（ALMA）、扩展甚大天线阵（EVLA）、平方公里天线阵（SKA）和其他设施轻易探测到$z \ga 30$。对于相对明亮的爆发，由于周围的原恒星气体的分子和原子吸收线的光谱测量是可能的。利用模型的原始原恒星云，我们表明，在某些条件下，可感知的吸收可能会引起HD旋转过渡，即使在无金属的环境。在足够的金属富集之后，来自CO转动跃迁和[OI]精细结构跃迁的吸收也可以变得强。通过适当的观测策略与光学望远镜相结合，ALMA和/或SKA可能能够探测到这样的谱线，为个别Pop III和早期Pop II恒星形成区域的物理条件提供独特的探测。我们还评论了潜在的近红外吸收功能，由于电子跃迁的H $_2$。
2007-07-14 astro-ph
Neutrino Scattering, Absorption and Annihilation above the accretion disks of Gamma Ray Bursts
驱动伽马射线暴（GRB）爆炸的核心引擎可能来自电子/正电子和核子利用由黑洞周围的吸积盘发射的大中微子光度的动量和能量的能力。这种动量和能量的转移是由于中微子的吸收、散射和湮灭而发生的，而源的非球形几何结构既增加了湮灭效率，又在靠近黑洞的地方将动量转移引向盘轴。本文给出了几种吸积盘模型的湮灭效率和动量/能量转移，并计算了下落物质的临界密度，在该密度以下中微子动量/能量转移将导致爆炸。与薄盘模型相比，中微子和反中微子被困在盘中的模型具有明显不同的动量和能量沉积结构，这可能导致爆炸动力学的显着差异。
2004-10-15 astro-ph
Discovery of absorption features of the ADC and systematic acceleration of the X-ray burst rate in XB 1323-619
本文分析了用XMM-Newton于2001年1月对LMXB XB 1323-619倾斜准周期爆发的观测结果，2003.在光谱中发现了一些吸收线，特别是在6.70和6.98千电子伏，我们确定与离子Fe XXV和Fe XXVI的散射。这些特征在其他倾斜源中也有发现，但它们的起源还不清楚。生长曲线分析提供了一个一致的解决方案，假设碰撞电离kT=45 keV，接近电子温度，我们以前确定的ADC在这个来源。因此，我们建议，在浸渍LMXB的吸收线产生的ADC。倾斜的光谱演化是很好地描述了渐进覆盖模型，我们以前已经证明，给很多倾斜源很好的解释。我们讨论了Boirin等人（2004 b）的提议，即浸渍LMXB中的光谱演化可以通过使连续谱经受高度电离的吸收体来解释。这将需要在光电吸收无效的能量（40-100 keV）处，使X射线强度下降约3倍，而先前对几个源的BeppoSAX数据的分析排除了这一点，例如在XB 1323-619中，任何下降都小于10+/-10%。我们发现，自1989年以来的14年间，X射线爆发率随时间呈显著的线性增长，而源光度（L）呈系统性的非线性增长。爆发率随L的线性变化表明，爆发率与质量吸积率成正比，如果继续下去，爆发间隔将在2008年1月11日变为零。实际上，我们期望源经历从X射线爆发到X射线燃烧的转变，证实燃烧是不稳定的核燃烧。
2004-12-09 astro-ph
On the absorption feature in the prompt X-ray spectrum of GRB 990705
在GRB 990705的瞬发X射线发射中检测到的吸收特征具有重要的意义。我们调查不同的生产机制，我们得出结论，吸收材料不能非常接近爆破，很可能是适度丛生。这些性质挑战了任何一个模型，在这个模型中，爆发与大质量旋转恒星的核心坍缩同时发生。我们表明，直接解释的吸收功能作为中性铁的光电离K边缘面临着一个严重的问题，因为它需要大量的铁在附近的爆发。然后，我们讨论了另一种方案，其中铁离子保持在一个高电离状态的爆发通量，和吸收功能产生的共振散射从氢类铁，扩大了范围的流出速度。在这种情况下，吸收物质的物理条件和几何形状完全符合在半径R ~ 10^{16} cm处围绕爆发点的年轻超新星遗迹的存在。最后，我们将讨论这个残余可能会影响产生的余辉与标准的幂律通量衰减。
2001-04-03 astro-ph
H_2 Absorption and Fluorescence for Gamma Ray Bursts in Molecular Clouds
如果在分子云中发生具有强紫外辐射的伽马射线暴，则会有由于激发周围的H2而导致的可观察到的后果。来自伽玛射线暴的紫外脉冲将把H2抽入振动激发能级，在波长< 1650 A时产生强吸收。因此，瞬发闪光和余辉都具有1650 A的强吸收短波长，并具有特殊的光谱特征。Fruchter等人可能已经观察到GRB 980329发射的这种截止;如果是这样话，则GRB 980329的红移为3.0 < z < 4.4。如果GRB 990510的红移为1.6 < z < 2.3，则GRB 990510的BVRI测光也可以用H2吸收来解释。伴随H2的UV泵浦的荧光将导致来自GRB的UV发射，其可以持续数天或数月，这取决于环境介质的参数和GRB闪光的光束。7.5-13.6 eV的荧光亮度为\sim 10^{41.7} erg/s，这是伽玛暴和周围介质参数的标准估计值。光谱学可以将这种荧光发射与其他可能的瞬态光发射源（如超新星）区分开来。
1999-07-16 astro-ph
Fine-Structure FeII and SiII Absorption in the Spectrum of GRB 051111: Implications for the Burst Environment
我们提出了一个高分辨率的光谱的余辉GRB 051111（z=1.54948）中检测到的Fe II和Si II的精细结构跃迁的分析。从Fe II * 到Fe II * 以及Si II * 产生的精细结构吸收特征仅限于一个超过+/-30 km/s的狭窄速度结构，我们将其解释为爆发局部环境，最有可能是恒星形成区。我们调查两种方案的激发的精细结构水平的碰撞与电子和辐射泵浦的红外或紫外辐射场产生的激烈的恒星形成的GRB环境中，或GRB余辉本身。我们发现，Fe II精细结构态的碰撞激发所需的条件不能很容易地调和相对较弱的Si II * 吸收。红外或紫外辐射的辐射泵浦需要在一个几pc大小的致密恒星形成区内有大于10^3颗大质量热OB星，并且在红外泵浦的情况下，尘埃含量很大。另一方面，伽玛暴本身可能提供了红外和/或紫外辐射源，在这种情况下，我们估计激发发生在距离爆发约10-20 pc的地方。详细的辐射转移的计算是必要的，以验证激发的低电离精细结构状态是可能的强烈的紫外线通量的爆发。不过，很明显，伽玛射线暴吸收光谱可以提供直接的信息，在高红移恒星形成的模式和条件。
2005-12-12 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
Cosmic reionization in a dynamic quintessence cosmology
在本文中，我们调查的影响，一个动态的暗能量成分占主导地位的宇宙在晚时代的再电离。我们使用Furlanetto和Oh（2005）的分析方法在两个不同的宇宙中跟踪HII区域的演化，我们假设Peebles和Ratra（2003）以及Brax和Martin（2000）的精髓模型，并将我们的结果与LCDM情景进行比较。我们表明，对于一个固定的电离效率，在同一宇宙学时代的气泡的拓扑结构是由高质量的对象和电离区域的特征尺寸略小于在LCDM模型，特别是在最新阶段的再电离，由于更高的重组效率。因此，气泡的“重叠时期”发生早于LCDM。最后，我们展示了HII区域的不同演化如何影响高Z类星体光谱的透射，减少在小光学深度处的莱曼通量吸收。
2008-01-31 astro-ph
Gamma-Ray Burst in a Molecular Cloud: Destruction of Dust and H2, and Emergent Spectrum
发生在分子云中的具有强紫外光辐射的伽马射线暴将使H2、光致电离H2、H和He解离，并破坏尘埃颗粒。我们模拟这些过程，包括随时间变化的辐射转移在连续辐射和共振线的H2。紫外线会将H2泵入振动激发能级。我们计算了不同时刻伽玛射线暴辐射的吸收光谱。除了H2（v=0）在λ < 1110埃处的强吸收线之外，由于冷的环境气体，我们发现从GRB及其余辉到达我们的辐射将由于振动激发的H2在1110 <λ < 1705埃处显示出强吸收线。这些吸收线，如果观察到，将提供明确的证据，伽玛射线暴与分子气体的协会。低分辨率的光谱会由于单个谱线的聚集而表现出明显的特征;对于光谱分辨率R约为350的斯威夫特紫外光学望远镜上的棱镜特性，给出了最强的这种吸收特征的列表。
2001-08-14 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
