Reionization History from Coupled CMB/21cm Line Data
本文利用CRASH程序和辐射转移宇宙学模拟研究了非均匀再电离产生的CMB次级各向异性。再电离的历史是一致的WMAP汤姆逊光学深度测定。我们发现，当l > 4000时，由这一过程产生的信号在主CMB分量上占主导地位，并在弧分尺度上达到l（l+1）C_l/2π~ 1.6 × 10^{-13}的最大幅度，即l高达几千。然后，我们交叉相关的二次CMB各向异性地图与中性氢21厘米线发射波动从相同的模拟。这两个信号在对应于21厘米红移的HII区域（包括重叠）的典型大小的角度尺度上是高度反相关的。我们展示了如何利用CMB/21 cm互相关：（a）研究再电离源的性质，（b）重建宇宙再电离历史，（c）推断任何红移处的平均宇宙电离能级。我们讨论了未来的设施，拟议的实验的可行性。
2005-02-21 astro-ph
The effect of reionization on the CMB-density correlation
在本文中，我们将展示如何宇宙再电离后的CMB光子的再散射可以给一个显着的线性贡献的温度-物质互相关测量。这些各向异性，这是通过后期的多普勒效应出现的，是在尺度上远大于典型的规模的非线性效应在再电离，它们可以有助于度尺度的互相关，并可能会影响解释类似的相关性所导致的综合萨克斯-沃尔夫效应。虽然预期在低红移时是小的，但这些相关性可以很大，因为在高红移时的密度探测，因此可能是宇宙再电离历史的有用探测。
2007-06-02 astro-ph
CMBPol Mission Concept Study: Reionization Science with the Cosmic Microwave Background
我们总结了现有的再电离时代的限制，并讨论了敏感的过程中的观测探头。我们专注于大规模极化可以发挥的作用。偏振探测再电离的整个时期的积分光学深度。未来的任务，如普朗克和CMBPol将大大提高我们的再电离历史的知识，使我们能够测量电离分数的时间演变。由于大尺度偏振探测高红移活动，它可以最好地约束宇宙在早期完全或部分电离的模型。事实上，大尺度偏振可能是我们对最高红移的唯一探测。
2008-11-24 astro-ph
Late reionizations of the Universe and their manifestation in the CMB data
我们研究了两套两个时代的再电离模型和它们在最近的WMAP计划的CMB各向异性和偏振数据中的表现，并对未来的普朗克任务做出了一些预测。在第一组模型中，宇宙被再电离了两次，第一次是在z~15处被第三星族恒星再电离，第二次是在z~6处被大星系中的恒星再电离。在第二组模型中，在高红移z > 100处的额外峰状再电离是由不稳定粒子的衰变引起的，随后是z~6处的标准再电离图像。我们研究这些两个时代的再电离模型的一般性质和它们的含义在WMAP CMB温度各向异性偏振互相关。我们已经表明，这些模型具有可比的似然值的WMAP数据和不同的字符，可以与普朗克高灵敏度进行测试。
2003-09-28 astro-ph
The influence of non-uniform reionization on the CMB
我们研究了再电离过程中电离分数的空间变化对CMB温度各向异性的影响。我们结合大尺度结构的模拟来描述底层的密度场与分析模型的基础上扩展的Press-Schechter理论来跟踪再电离过程。我们发现，诱导CMB各向异性的功率谱敏感地依赖于再电离时期的字符。不同的模型在“斑片阶段”的程度可以区分未来的实验，如阿塔卡马宇宙望远镜（ACT）和南极望远镜（SPT）。在我们的模型中，斑片状信号在$l\simeq 2000$处达到峰值，在那里它可以比动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）/Ostriker-Vishniac（OV）信号（$ΔT_{\rm tot} \simeq 2.6 μK$）大四倍。在超过$l \simeq 4000$的尺度上，总多普勒信号由kSZ/OV主导，但斑块信号可以对功率谱贡献高达30%。斑片状再电离的影响是最大的尺度上的原始CMB各向异性占主导地位。忽略这一贡献可能会导致重大偏差的宇宙学参数的测定来自CMB温度测量。再电离时期理论模型的改进对于解释即将到来的实验结果将变得越来越重要。
2005-07-22 astro-ph
Reionization of the Intergalactic Medium and its Effect on the CMB
宇宙中的大部分氢在红移区间5 < z < 40的某个地方从中性转变为电离，这很可能是由于早期恒星或小型类星体产生的电离光子。由此产生的自由电子，通过汤姆逊散射与CMB光子相互作用，是一个混合的祝福，既提供了第一批恒星的时代的探测器，又污染了原始的原始各向异性。在这里，我们回顾我们目前的知识，再电离的不均匀性和描述可能的连接到CMB各向异性的重点。
1999-03-26 astro-ph
Mutual Constraints Between Reionization Models and Parameter Extraction From Cosmic Microwave Background Data
对高红移天体的光谱研究和对宇宙微波背景（CMB）日益精确的数据，开始独立地对氢再电离时代提出强互补的界限。然而，从目前的CMB数据参数估计继续受到几个退化。在这里，我们专注于那些在CMB参数预测有关的光学深度再电离的简并。我们扩展早期的工作的相互约束，这样的分析CMB数据和再电离模型可能会放置在对方一个更一般的参数集，并预计从$MAP$卫星的数据的情况下。我们特别关注的第一颗恒星的再电离的半解析模型，虽然这里的方法很容易扩展到其他再电离的情况。一个再电离模型可以提供有用的补充信息，宇宙学参数（CP）的提取CMB，特别是光学深度和原始标量功率谱的振幅和指数之间的简并，这仍然是目前在最新的数据。或者，通过使用再电离模型，已知的限制天体物理量可以减少预测的CP的错误。即将到来的CMB数据也有可能限制早期恒星形成的地点，以及参与其中的重子的比例。光谱法，测定再电离时期，用于测定CMB中的CP。这有可能大大加强CMB对功率谱指数等参数的限制，同时具有无需选择再电离模型的相当大的优势。
2002-02-21 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
Model independent approaches to reionization in the analysis of upcoming CMB data
在大角度尺度上，CMB极化主要取决于IGM的电离水平的演变过程中再电离。为了避免偏置参数估计，需要一个准确的和模型独立的方法来分析高精度的数据时，像那些预期从普朗克实验再电离。在本文中，我们考虑两个最近提出的方法拟合再电离，我们讨论各自的优点。我们测试这两种方法进行模拟普朗克数据的蒙特卡罗马尔可夫链分析，假设不同的基准再电离的历史。我们考虑到温度和极化数据高多极，我们适合两个再电离和非再电离参数。我们发现，当再电离假设错误时，τ_e、A_s和r可能有1-3个标准差，而其它参数，特别是n_s，则无明显偏差。模型无关方法引入的附加再电离参数不影响主要宇宙学参数的估计精度，最大的误差约为τ_e的15%。最后，我们指出，即使假定再电离的一般拟合方法，在分析中忽略氦的贡献也会增加τ_e，r和A_s的偏差。
2008-04-02 astro-ph
Negative intensity patches in angular variations of CMB as a probe of the period of reionization
讨论了宇宙再电离周期的观测检验。我们发现，这一时期可以观察到的{ \it负}强度补丁的CMB辐射的振幅$δT/T\sim 10^{-5}$和角度大小$θ_T\sim$ 10角秒的范围内的波长0.1厘米$\leqλ\leq$ 1厘米。预期的数量密度和频率依赖性的振幅允许识别这种效果，并从噪声中区分出来。该方法适用于小尺度变化的CMB温度补充了传统的光谱方法。观测到的“负”强度斑块的数量密度和振幅取决于再电离的红移，从而可以粗略地估计这种红移。在再电离期之前形成的电离泡也可以被看作是最高峰。预期的结果是敏感的金斯尺度在再电离期间，原始功率谱的小尺度形状和暗物质粒子的质量。
2001-08-13 astro-ph
Secondary CMB anisotropies in a universe reionized in patches
在宇宙中，自由电子汤姆逊散射产生的多普勒效应会产生次级宇宙微波背景（CMB）各向异性。对于一个简单的模型，小补丁和后期再电离，我们解析计算的各向异性功率谱。原则上，片状再电离可能是角分尺度上各向异性的主要来源。在更大的角度尺度上，它对CMB功率谱的贡献是主信号的一小部分，即使是理想的，即宇宙方差有限的，实验和再电离的极端模型，在功率谱中也只能勉强检测到。因此，斑片状再电离不太可能影响宇宙学参数估计的声学峰的CMB。在小角度上探测它将有助于确定宇宙的电离历史，特别是电离区域的典型大小和再电离过程的持续时间。
1998-03-17 astro-ph
Early Reionization in Cosmology
宇宙微波背景（CMB）的各向异性已被证明是大尺度结构形成的最严格的“瓶颈”之一。作为一种可能性，以放松这一约束，它已被提出，早期再电离可以阻尼小尺度上的CMB波动，由于光子在电离等离子体中的扩散。作为一个例子，我调查最近提出的方案与冷暗物质（CDM）和纹理种子。在那里，对CMB各向异性的分析表明，早期再电离是这种情况的关键因素。在没有阻尼的情况下，小尺度各向异性将占主导地位，并超过观察到的极限。在本文中，我提出了分析和数值计算结果的阻尼量，由于早期再电离的CMB扰动引起的塌陷纹理。此外，由于较热的等离子体电子的康普顿散射的CMB的光谱失真进行了计算。接下来，我讨论的物理过程，导致一个系统的耦合常微分方程的电离度，电子温度和电离辐射的演变。
1993-11-17 astro-ph
Model-independent constraints on reionization from large-scale CMB polarization
在大角度尺度上，CMB的偏振包含了再电离时期平均电离演化的信息。解释偏振光谱通常需要假设演化的固定函数形式，例如瞬时再电离。我们开发了一个独立于模型的方法，其中一个小的主成分完全封装的再电离的影响，大角度的E-模式偏振的任何再电离的历史在一个可调范围内的红移。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们将这种方法应用到3年的WMAP数据和模拟的未来数据。WMAP数据约束的再电离历史的两个主要组成部分，大约对应于总的光学深度和高，低红移的光学深度的贡献之间的差异。的光学深度是一致的约束，发现在以前的分析WMAP数据，假设瞬时再电离，只有稍大的不确定性，由于扩展的一组模型。使用主成分方法，WMAP数据还将红移z>20对光学深度的贡献的95%CL上限定为0.08。随着偏振灵敏度和前景建模的改进，最终可以测量大约五个主成分。主成分的约束，探测整个再电离的历史，可以测试模型的再电离，提供模型独立的约束的光学深度，并检测高红移再电离的签名。
2007-05-08 astro-ph
Morphology of the Secondary CMB Anisotropies: the Key to "Smoldering" Reionization
我们展示了如何的二次CMB各向异性的地图的形态分析可以检测到一个延长期的“阴燃”再电离，在此期间，宇宙仍然部分电离。无论是对红移21厘米谱线的射电观测，还是对红移莱曼α森林的红外观测，都无法探测到这样的周期。对这种非高斯参数最敏感的是偏移集中的区域数量、偏移集的周长和最大（按面积）区域的亏格。例如，如果宇宙在z=6时完全再电离，但自z=20起保持约1/3的平均电离分数，则具有500 × 500像素分辨率和信噪比S/N=1/2的2弧分图允许以优于99%的置信水平检测由于再电离引起的非高斯性。
2002-06-13 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
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
Reionization and Cosmic Microwave Anisotropies
研究了冷暗物质主导模型中标准复合后发生的再电离对CMB各向异性的影响。后期的再电离降低了CMB的各向异性，特别是在度尺度上。研究发现，如果假设再电离是由红移$\sim 20.$引起的，那么对于与大爆炸核合成一致的模型，南极9点数据的最高频率通道对冷暗物质主导的模型的约束显著放松
1993-10-29 astro-ph
Oxygen pumping II: Probing the Inhomogeneous Metal Enrichment at the Epoch of Reionization with High Frequency CMB Observations
在再电离阶段，当高红移星系际介质（IGM）富集金属时，OI的63.2 μ m精细结构线被~ 1300 AA软紫外背景泵浦，并在宇宙微波背景（CMB）中引入光谱畸变。在这里，我们使用一个玩具模型的空间分布的中性氧，假设金属泡周围的暗物质晕，并计算这种扭曲的波动，和角功率谱它印记的CMB。我们讨论的功率谱的依赖性的速度的风污染的IGM与金属，产生这些风的晕的最小质量，和宇宙时代时，OI泵发生。我们发现，虽然CMB失真的聚类信号是弱的δ y_{rms} ~ 10^{-7}（大致对应于几个nK的温度各向异性），它可能是可达到的深集成与高灵敏度红外探测器。即使没有探测，这些仪器也应该能够对IGM的重元素富集历史进行有用的限制。
2007-09-20 astro-ph
CMB Anisotropies due to Feedback-Regulated Inhomogeneous Reionization
我们计算的次级各向异性的CMB产生的非均匀再电离模拟中的辐射和恒星反馈效应对星系形成的影响已被包括在内。这允许自洽地确定临界密度CDM模型的再电离过程的开始（$z_i\approx 30$）、持续时间（$ δz\approx 20$）和（非线性）演变。此外，从模拟的电离区的空间分布，我们能够计算的两点电离相关函数，$C_χ$的演变，并获得各向异性，$C_\ell$的功率谱，在范围$5000 < \ell < 10^6$。功率谱在$\ell \approx 30000$附近具有宽的最大值，在此其达到值$2\times 10^{-12}$。我们还表明，角相关函数$C(θ)$不是高斯，但在分离角$% θ\lower.5ex\hbox{\ltsima} 10^{-4}$ rad，它可以近似由修改后的洛伦兹形状，在较大的分离度的预测？关系信号。上述信号的检测将有可能与未来的毫米波长干涉仪，如ALMA，这似乎是一个最佳的仪器，以寻找不均匀的再电离的签名。
1999-11-25 astro-ph
The Cosmic Reionization History as Revealed by the CMB Doppler--21-cm Correlation
我们表明，时代（S）的再电离时，宇宙的电离分数约为一半，可以确定相关的宇宙微波背景（CMB）温度图与21厘米线地图度标度（$l\sim 100$）。在再电离过程中，自由电子的特殊运动引起CMB的多普勒各向异性，而中性氢的密度涨落引起21厘米线各向异性。在我们的非均匀再电离简化模型中，当宇宙再电离时，正相关性出现，而当宇宙重新组合时，负相关性出现;因此，相关性的符号提供了目前无法获得的再电离历史的信息。信号主要来自大尺度（k~0.01 Mpc^-1），在这种尺度下，线性微扰理论是有效的，并且由于斑片状再电离而导致的复杂性被平均化了。由于多普勒信号来自电离区，而21厘米来自中性区，因此当宇宙的电离分数约为一半时，相关性在红移中有一个明确的峰。此外，互相关对系统误差，特别是前景发射，比21厘米线的自相关性不太敏感：这类似于CMB的温度-偏振相关性比偏振-偏振更不受系统误差的影响。因此，我们认为，多普勒-21厘米相关提供了一个强大的测量21厘米的各向异性，这也可以被用来作为一个诊断工具，在21厘米的数据检测到的信号-检测的互相关提供了最强的确认，信号是宇宙学的起源。我们表明，平方公里阵列可以很容易地测量预测的相关信号为1~一年的调查观察。
2006-04-11 astro-ph
Polarized CMB: Reionization and Primordial Tensor modes
我们讨论了在后WMAP时代即将到来的机会与宇宙微波背景（CMB）的观测。宇宙微波背景偏振的旋模探测暴胀引力波。虽然一个显着的混乱来源，预计从宇宙剪切转换的偏振密度扰动，更高分辨率的观测CMB各向异性可以用于透镜重建和分离引力波偏振签名的透镜。基于目前的透镜重建技术的分离使得在包括大统一理论的范围内探测10^15 GeV以下的暴胀能量尺度成为可能。原始卷曲模式的观测检测是辅助再散射在后期的时间在再电离时代的光学深度电子散射在0.1及以上的水平。这种光学深度的改进的测量是有用的，以优化后WMAP任务的实验参数，试图以IGW背景为目标。
2003-11-03 astro-ph
CMB anisotropy at degree angular scales and the thermal history of the Universe
本文研究了冷暗物质和混合暗物质模型中宇宙微波背景辐射的各向异性，这些模型具有非标度不变的原始功率谱（即$n \neq 1$）和星系际介质在红移$z_{rh}$处的突然再电离.我们测试这些模型对最近检测到的CMB各向异性在大和中等角度尺度。我们发现，目前的CMB各向异性测量不能区分CDM和MDM模型。我们的可能性分析表明，蓝色功率谱（$n \simeq 1.2$）和再电离在$z_{rh} \sim 20$的模型是最一致的各向异性数据考虑在这里。在没有再电离的情况下，我们的分析给出了$1.0 \le n \le 1.26$（95% C.L.）对于$Ω_b = 0.05$。
1996-09-21 astro-ph
Oxygen Pumping: Mapping the Reionization Epoch with the CMB
我们考虑了高红移星系际介质中中性OI的$63.2 μ$ m精细结构线的抽运，类比于宇宙HI的21 cm线的Wouthuysen场效应.我们表明，在$\sim 1300$的软紫外背景可以影响人口水平，如果一个显着的部分IGM体积充满了“化石HII地区”含有中性OI，那么这可能会产生一个不可忽略的光谱失真的宇宙微波背景（CMB）。来自红移$z$的OI在$(1+z)63.2μ$ m处的发射中可见，并且在$7<z<10$之间产生CMB的平均光谱失真，其中$y$-参数为$y=(10^{-9} - 3\times10^{-8}) (Z/10^{-3}{\rm Z_{\odot}}) (I_{UV})$，其中$Z$是IGM的平均金属丰度，$I_{UV}$是1300 nm处的UV背景，单位为$10^{-20}$ erg/s/Hz/cm $^2$ /sr。因为O与H处于电荷交换平衡，对这一特征的测量可以追踪在宇宙再电离完成之前的黑暗时代结束时的金属丰度，并对宇宙学21厘米研究起到补充作用。虽然未来的CMB实验，如普朗克实验，可以将金属丰度限制在$10^{-2} Z_{\odot}$水平，但专门设计的实验可能会实现检测。也可以检测到小角度尺度上的失真波动。
2006-12-14 astro-ph
The Signature of Patchy Reionization in the Polarization Anisotropy of the CMB
当第一个电离辐射源出现时，宇宙的非均匀电离状态会导致宇宙微波背景的极化各向异性。我们使用宇宙学模拟的过程中，第一个源电离星系际介质研究的激发极化各向异性。我们发现，在小尺度下，偏振各向异性的均方根值约为0.01 μK，局部峰值约为0.1 μK，小于引力透镜的偏振各向异性。偏振方向在度尺度上是高度相干的。这种方向性的相干性是不期望从任何主要的各向异性或引力透镜效应，使最大的信号，由于不均匀电离相对容易隔离，实验应达到必要的非常低的噪声水平。
2007-01-29 astro-ph
The Reionization History at High Redshifts I: Physical Models and New Constraints from CMB Polarization
最近从WMAP数据中发现的高光学深度τ-汤姆逊散射意味着在红移z~15处发生了显著的再电离。这一发现对再电离的来源有重要的意义，并首次允许对红移z~20的物理再电离方案进行限制。使用一套新的半解析再电离模型，我们表明，高值的τ需要一个令人惊讶的高效率的第一代紫外光源注入电离光子到星系际介质的反射。我们发现，没有简单的再电离模型可以与WMAP的结果与z<6.5宇宙的数据相结合。满足这两个约束条件需要满足以下条件之一：（i）H_2分子在z~20处有效地形成，在反馈过程中存活，并且允许在维里温度低于Tvir=10^4 K的晕中的UV源对再电离做出实质性贡献;或者（ii）在Tvir> 10^4 K的晕中，在（z~20）和（z~6）之间，H_2分子的再电离效率降低约30倍。我们讨论了相关的物理问题，以产生任何一种情况下，并认为这两种选择是可行的，并允许当前的数据。在详细的再电离历史模型，我们发现，在这两种情况下的电离分数的演变具有鲜明的特点，普朗克可以区分在3西格玛的意义。在tau的高WMAP值下，普朗克也将能够对再电离模型参数提供严格的统计约束，并阐明黑暗时代结束时的大部分物理学。WMAP发现的高光学深度的来源应该可以被詹姆斯·韦伯太空望远镜直接探测到z~15。
2003-02-23 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
Cross-Correlation Studies between CMB Temperature Anisotropies and 21 cm Fluctuations
在从中性宇宙到完全再电离宇宙的过渡过程中，宇宙微波背景（CMB）光子通过自由电子的散射导致了对温度分布的新的各向异性贡献。如果再电离过程是不均匀和不均匀的，那么再电离的时代也可以通过中性氢的红移21厘米线发射中的亮度温度波动来观察。由于包含电子和中性氢的区域预计将追踪相同的底层密度场，因此两者是（反）相关的，并且预计这将通过弧分尺度CMB温度和21 cm背景之间的相关性反映在各向异性图中。就角互功率谱而言，不幸的是，由于与二阶CMB各向异性相关联的几何抵消，这种相关性是微不足道的。然而，电离区和中性区之间的相同的互相关性，可以研究使用双谱涉及大规模的速度场的电离区的多普勒效应，弧分规模的CMB各向异性在再电离，和21厘米的背景。虽然部分地避免了几何抵消，但由于与由多普勒效应追踪的速度波动相关的大的宇宙方差，与该双谱相关的信噪比降低。除非能够独立建立再电离过程中的速度场，否则不太可能通过涉及CMB和21 cm波动的联合研究来获得与电离电子和含中性氢区域的相对分布相关的相关信息。
2004-05-26 astro-ph
Cross-Correlation Studies with CMB Polarization Maps
在再电离时期的自由电子人口rescatters CMB温度四极，并产生一个现在众所周知的极化信号在大的角度尺度。虽然这种贡献已被检测到的温度-偏振交叉功率谱测量与WMAP数据，由于大的宇宙方差与各向异性测量在几十度角尺度只有有限的信息相关的再电离，如光学深度电子散射，可以提取。在自由电子人口的不均匀性导致额外的二次极化各向异性贡献在弧分尺度。虽然波动幅度，相对于占主导地位的原始波动，是小的，我们建议，弧分尺度CMB偏振数据和示踪领域的高红移宇宙，如通过波动捕获的21厘米中性氢背景或那些在红外背景中的第一个原星系，可能允许一个研究有关再电离的额外细节。为此，我们讨论了一个优化的高阶相关测量，在一个三点函数的形式，包括大角度尺度CMB温度各向异性的信息，除了弧分尺度的偏振信号有关的非均匀再电离。我们建议，建议的双谱可以测量一个实质性的信噪比，并不需要所有的天空地图的CMB偏振或示踪剂领域。一个测量，如一个建议，可以让一个建立的时代时，CMB的极化有关的再电离产生和地址，如果宇宙被再电离一次或两次。
2004-05-10 astro-ph
Tomography of the Reionization Epoch with Multifrequency CMB Observations
我们研究的限制，未来的多频宇宙微波背景（CMB）的实验将能够设置在再电离时代的银河系间介质的金属富集历史。我们预测的信噪比的探测信号中引入的CMB的金属共振散射在黑暗时代结束。我们考虑到系统相关的通道间校准，PSF重建误差和innacurate前景去除。我们开发了一种算法，以最佳方式提取金属在再电离过程中产生的信号，并准确地去除由于热Sunyaev-Zel'dovich效应造成的污染。虽然要求水平的前景表征和控制的系统学是必需的，他们是非常不同的HI-21厘米的研究和CMB极化中遇到的，这一事实鼓励研究的共振散射金属作为一种替代方式进行断层扫描的再电离时代。一个类似ACT的实验，对系统效应进行乐观的解释，并观察天空中干净的区域，可以检测到3%-12%（95% c.l.）的变化。OIII丰度（相对于其太阳值）在红移范围$z\in$ [12，22]，再电离红移$z_{\rm re}>10$。然而，对于$z_{\rm re} <10$，它只能在红移范围$z\in$ [5.5，9]，（95% c.l.）内设定$\sim$ 60%太阳值的NII丰度增量上限。这些约束条件假设通道间校准精确到$10^{4}$中的一部分，这构成了该方法的最关键的技术要求，但仍然可以用当前技术实现。
2006-04-14 astro-ph
Imprint of Reionization on the Cosmic Microwave Background Bispectrum
研究了再电离过程中二次各向异性引起的非高斯性对宇宙微波背景（CMB）双谱的贡献。在再电离时期的大尺度结构，既有引力透镜CMB光子，又有在下落过程中散射电子而产生的温度多普勒频移。由此产生的相关性是潜在的通过CMB双谱观察。二阶Ostriker-Vishniac也耦合到各种线性二次效应，以产生双谱。然而，对于目前受欢迎的平坦宇宙学模型，在重电离时期$τ\la 0.3$具有低物质含量和小光学深度，这些双谱贡献远低于MAP的检测阈值，并处于或低于普朗克的检测阈值，考虑到它们的宇宙和噪声方差限制。在这个范围的上端，它们可以作为普朗克测量原始非高斯性或由引力透镜与积分萨克斯-沃尔夫效应和热Sunyaev-Zel 'dovich效应的相关性引起的噪声的额外来源。我们包括一个讨论的一般性质的CMB双谱，其配置依赖的各种影响，其计算在林伯近似和超越。
1999-10-21 astro-ph
Reionization and the large-scale 21 cm-cosmic microwave background cross correlation
在众多的再电离探测器中，21厘米谱线和宇宙微波背景（CMB）是最有效的。我们研究如何互相关的21厘米的亮度和大角度尺度上的CMB多普勒波动可以用来研究这个时代。我们采用了一个新的模型的增长的大尺度波动的电离分数作为再电离的收益。我们考虑了重子特有的速度场，并表明它对互相关的影响可以解释为傅里叶模的混合。我们发现，互相关信号是强烈的峰值接近年底的再电离和相关的符号应该是积极的，因为固有的再电离的不均匀性。信号在度标度（l~100）处达到峰值，并且几乎完全来自大的物理标度（k~0.01 Mpc）。由于许多干扰低频射电观测的前景和噪声与CMB测量不相关，交叉相关似乎可以为再电离时期周围21 cm辐射的宇宙学起源提供一个可靠的诊断。不幸的是，我们表明，这些信号实际上只有弱相关性，宇宙方差占主导地位的任何尝试检测的误差预算。我们的结论是，在度大小的角度尺度的互相关峰值的检测是不太可能的，即使与理想的实验。
2007-06-21 astro-ph
Reconstructing Patchy Reionization from the Cosmic Microwave Background
我们介绍了一种新的统计技术，用于从未来的宇宙微波背景温度和极化场的高灵敏度测量中提取非均匀再电离信号。如果再电离是不均匀的，那么复合的光学深度将是天空中位置的函数τ（n）。tau（n）的各向异性通过几种物理机制改变了所观察到的CMB的统计数据：最后散射表面的屏蔽，通过再电离气泡的汤姆逊散射产生新的极化，以及动力学Sunyaev-Zel'dovich效应。我们构造了一个二次估计的模式的τ场。该估计器以噪声图的形式将斑片状再电离信号与CMB分离，该噪声图可以与再电离的其他探针交叉相关或用作独立探针。未来的卫星实验具有足够的灵敏度和分辨率来测量大部分天空中的透镜B模式，可以将片状再电离的关键参数限制在~10%的水平，例如片状时期的持续时间或平均气泡半径。
2009-02-09 astro-ph
The Optical Depth to Reionization as a Probe of Cosmological and Astrophysical Parameters
目前高红移吸收线系统的数据表明，氢再电离发生在红移约5。先前关于第一颗恒星或类星体再电离的研究表明，这种情况是由大量的宇宙学和天体物理学参数描述的。在这里，我们采用了半解析模型的恒星再电离，以量化的光学深度再电离取决于这些参数，并结合这与约束条件的宇宙微波背景（CMB）。我们发现这种方法是特别有用的，在减轻公知的退化CMB参数提取之间的光学深度再电离和原始功率谱的振幅，由于再电离模型的互补信息。我们还研究翻译的独立限制天体物理参数的宇宙学参数，或相反，如何提高宇宙学参数的测定将约束天体物理学的未知数。
2000-03-14 astro-ph
Impact of dark matter decays and annihilations on reionization
区分各种暗物质候选者的可能方法之一是研究暗物质衰变的影响。我们考虑四种不同的暗物质候选者（轻暗物质，引力子，中性子和不育中微子），为他们每个人推导的衰变/湮灭率，再电离，物质温度和CMB光谱的影响。我们发现轻暗物质粒子（1-10 MeV）和无菌中微子（2-8 keV）可以成为部分早期再电离（z<~100）的源。然而，相对于WMAP三年观测结果（τ_e=0.09+/-0.03），它们对汤姆逊光学厚度的综合贡献很小（<~0.01）。最后，它们可以显著影响物质温度的行为。相反，重暗物质候选者（引力伴子和中性伴子）对再电离和加热的影响是最小的。所有考虑的暗物质粒子对CMB光谱的影响完全可以忽略不计。
2006-05-10 astro-ph
Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization
最近在红移6.28的SDSS类星体的光谱中发现了一个冈恩-彼得森（GP）槽，这提高了我们探测到宇宙再电离的诱人可能性。然而，小至0.1%的中性部分（氢）足以引起GP槽，因此其检测本身不能排除在更早的时期再电离。宇宙微波背景（CMB）的偏振各向异性为探索宇宙的黑暗时代提供了另一种途径。我们发现，对于大多数模型的约束下，目前的CMB数据和发现的GP槽（显示，再电离发生在z > 6.3），MAP可以检测到再电离签名的偏振功率谱。对电子光学深度的测量的预期1-西格玛误差为约0.03，对该光学深度的值具有弱依赖性。这种对光学深度的约束将允许MAP在6%的原始功率谱的幅度上实现1-sigma误差。经过两年的观测（普朗克观测一年），MAP可以区分一个在红移6.3和20之间部分电离度为50%（6%）的模型，以及一个在红移大于6.3时氢完全中性的模型。普朗克将能够区分不同的再电离历史，即使它们意味着相同的光学深度，以电子散射的CMB光子。
2002-10-12 astro-ph
Measuring $α$ in the Early Universe: CMB Polarization, Reionization and the Fisher Matrix Analysis
我们提出了一个详细的分析，现在和未来的宇宙微波背景的精细结构常数，$α$的值的限制。我们进行了更详细的分析的WMAP第一年的数据，推导出最先进的$α$的约束，并讨论了各种其他问题，如可能的提示运行的光谱指数。我们发现，在95% C. L.那个$0.95 < α_{\text{dec}} / α_0 < 1.02$。设置$dn_S /dlnk=0$，生成$0.94< α_{\text{dec}} / α_0 < 1.01$，如先前报告的。我们发现，较低的$α/ α_0$值使得$d n_S /dlnk = 0$值与数据更兼容。我们还进行了彻底的Fisher矩阵分析（包括温度和偏振，以及$α$和光学深度$τ$），以估计未来的CMB实验将如何能够约束$α$和其他宇宙学参数。我们发现，普朗克数据可以单独约束$τ$的顺序4%的精度，这个约束可以小到1.7%的理想宇宙方差有限的实验。对$α$的约束对于普朗克来说是0.3%的量级，并且原则上可以小到仅使用CMB数据的0.1%-更严格的约束将需要进一步的（非CMB）先验。
2003-09-08 astro-ph
Cosmological constraints from current CMB and SN 1a data: a brute force 8 parameter analysis
我们描述了一个“标准”的8参数开放冷暗物质（CDM）模型从最新的CMB和SN 1a数据的约束。我们的参数是CDM的密度，重子，真空能量和曲率，再电离光学深度，以及标量和张量涨落的归一化和倾斜。我们发现，虽然再电离和重力波的可能性大大削弱了CDM和重子密度，倾斜，哈勃常数和曲率的约束，允许例如一个封闭的宇宙，开放的模型与消失的宇宙学常数仍然强烈不赞成。
1999-02-02 astro-ph
Secondary CMB anisotropies from the kinetic SZ effect
我们提出了一个分析模型，根据以前的工作，解决了宇宙的再电离历史，这使我们能够描述由于动力学SZ效应的二次CMB各向异性的产生。我们考虑到“补丁模式”的再电离（HII泡沫），这些电离区域的互相关，小尺度的物质密度场的波动和塌陷物体的贡献。对于一个开放的宇宙，我们发现，功率谱$l(l+1)C_l/(2π)$表现出高度$10^{-13}$在范围$10^3 < l < 10^6$的平台。我们发现，对于大的波数$l > 10^4$的信号是占主导地位的贡献，从崩溃的晕，而$l < 10^4$，它是由大规模的相关性的HII气泡。这意味着人们不能区分恒星的再电离和类星体驱动的情况，因为电离区域的大小从来不会主导各向异性的行为。此外，次级宇宙微波背景的各向异性来自于大范围的红移（IGM为7.5<z<10，星系晕为0<z<7）。在我们的模型中预期的信号可能会使来自CMB实验（如普朗克）的宇宙学参数估计产生偏差，并且可以被未来的毫米波长干涉仪（例如，ALMA）。
2001-03-06 astro-ph
Reionization Revisited: Secondary CMB Anisotropies and Polarization
二次CMB各向异性和极化提供了一个实验室，研究结构形成的再电离时代。本文研究了轻度非线性大尺度结构中的动力学Sunyaev-Zel'dovich效应，证明了它是微扰Vishniac效应的自然推广。如果气体追踪暗物质到10阶的超密度，正如模拟所预期的那样，这种效应至少可以与弧分尺度下的维什尼亚克效应相媲美。在较小的尺度上，它可以用来研究气体的热历史相关的集群。极化是通过汤姆逊散射的原始四极各向异性，动力学（二阶多普勒）四极各向异性和固有散射四极各向异性。小尺度极化是由这些源的密度和电离调制引起的。这些效应一般产生可比的E和B宇称极化，但在绝热CDM模型中的幅度可以忽略不计（0.001-0.01 uK）。然而，原始和动力学四极杆是今天的观测可比，使零检测的B-极化将设置约束的演变和速度场的一致性。相反，即使在大角度下探测到宇宙学B偏振，也不一定意味着存在重力波或涡旋。对于这些计算，我们开发了一个全天空概括的Limber方程，允许任意的本地角度依赖的源标量和对称的无迹张量场的天空。
2000-02-18 astro-ph
Reionization and the Cosmic Microwave Background
如果用COBE探测到的宇宙微波背景辐射的涨落来归一化一个冷的暗物质主导的宇宙中的原始密度涨落的功率谱，早期再电离很可能导致原始温度涨落在度尺度上的大幅减小。我认为，再电离可能是非高斯的，因为反馈效应。弧分尺度上的二次涨落是探测再散射效率的重要手段。
1994-05-31 astro-ph
Large-angle Polarization of the Cosmic Microwave Background Radiation and Reionization
在标准CDM模型下讨论了物质再电离对宇宙微波背景辐射（CMBR）的大角度尺度各向异性和极化的影响。我们分离三种情况下，其中各向异性引起的纯标量，纯张量，和混合度量扰动分别。结果发现，如果再电离发生得足够早，极化可以达到一个可检测的水平，依次$6\%$，$9\%$，和$6.5\%$的各向异性。一般来说，较高的偏振度意味着在高红移时张量模或再电离的主要贡献。由于早期再电离将显著抑制小尺度CMBR各向异性和偏振，因此测量几度尺度上的偏振可以直接探测早期宇宙的再电离历史。
1995-02-23 astro-ph
Polarization of the Cosmic Microwave Background from Non-Uniform Reionization
本文研究了由斑片再电离引起的宇宙微波背景（CMB）极化各向异性中的信号。众所周知，CMB的原始极化对再电离的细节非常敏感。结合一个星系形成的半解析模型（其中再电离时刻的光学厚度在0.014 ~ 0.048之间）和高分辨率N体模拟，我们发现再电离在大角尺度上产生一个振幅为0.05~0.15 μK的峰。这个峰值的位置揭示了再电离时视界的大小，而它的振幅则是再电离的光学深度的量度。在小尺度上，完全再电离之前的电离补丁创建一个二阶极化信号由于耦合的自由电子密度波动与温度各向异性的四极矩。仔细的研究表明，耦合产生相同的功率谱的电和磁模式，其振幅的偏振各向异性从这个过程中被预测为~ 10 nK。振幅强烈地依赖于总重子密度$Ω_b$和电离区域中自由电子密度的空间相关性，而弱地依赖于能够逃离其源星系$f_{esc}$的电离光子的分数。因此，一阶和二阶信号对再电离如何发生的细节很敏感。这些信号的探测将对宇宙的再电离历史产生重要的限制。
2001-07-19 astro-ph
The Impact of Inhomogeneous Reionization on Cosmic Microwave Background Anisotropy
宇宙中最初形成于红移z = 1100的氢原子在5 < z < 60时被重电离。这种转变很可能是通过部分电离的混合相进行的。我们发展了一种分析方法来计算这种不均匀分布的自由电子的汤姆逊散射对宇宙微波背景（CMB）的影响。我们研究了两种模型的再电离过程，其中之一关联的电离补丁与过密区域的平滑密度场。我们发现所产生的各向异性有一个功率谱的峰值对应的电离区域的程度的角度尺度，并有一个宽度，反映了它们之间的相关性。振幅有相当大的不确定性，这取决于塌陷物体如何有效地恢复周围介质。本文计算了在从高分辨率CMB图确定宇宙学参数时忽略非均匀再电离的影响，发现它可能是系统误差的一个重要来源。
1998-08-04 astro-ph
CMB Polarization as complementary information to anisotropies
回顾了CMB偏振的起源。特别强调的是宇宙学信息编码在它：原始波动的性质，与通货膨胀范式的连接。洞察到最近的时代也进行了讨论：早期再电离和高红移的物质分布从CMB透镜。
2005-02-24 astro-ph
Early reionization by cosmic strings revisited
利用WMAP测量了CMB的温度各向异性和温度-偏振互相关，结果表明再电离红移为$z \sim 17 \pm 5$。另一方面，对高红移星系的观测表明，在红移$z\sim 6-7$处存在着相当大比例的中性氢。我们表明，宇宙弦的紧张局势以及内，但不远，目前的观测范围内可能会导致早期恒星形成的水平足以解释高再电离红移。
2004-09-24 astro-ph
A very extended reionization epoch ?
最近WMAP卫星对宇宙微波背景（CMB）的交叉温度-偏振功率谱的观测与汤姆逊散射光学厚度τ \approx 0.17的高值相吻合。这个值接近τ= 0.3，这是WMAP团队在参数提取分析中的上限。然而，τ \sim 0.3的模型与当前CMB数据拟合良好，并且在与大尺度结构数据结合时未被显著排除。利用自洽再电离模型，验证了τ \sim为0.3的模型的天体物理可行性。事实证明，目前与星系际介质的热和电离历史有关的各种观测数据都不能排除τ \sim 0.3。一个非常长的再电离时期的可能性可以显着破坏WMAP对关键的宇宙学参数，如哈勃常数，光谱指数的原始波动和振幅的暗物质集群的约束。
2005-09-19 astro-ph
Tensor-Induced CMB Temperature-Polarization Correlation in Reionized Universes
在再电离标准冷暗物质模型中，重新研究了具有标度不变谱的张量模诱导的宇宙微波背景的温度-极化关联函数。结果发现，即使在一个有大量再电离的模型中，关联函数的符号在所有角尺度上都是正的。
1999-05-04 astro-ph
Quantum slow-roll and quantum fast-roll inflationary initial conditions: CMB quadrupole suppression and further effects on the low CMB multipoles
暴胀子的量子快卷初始条件不同于经典的快卷条件和量子慢卷条件，它可以导致持续足够长时间的暴胀。这些暴胀子的量子快速滚动初始条件允许动能的势能和非微扰暴胀子模式与非零波数的顺序相同。它们的演化开始于一个短暂的时期，在这个时期，由于膨胀而产生的红移成功地将暴胀子的量子激发模式聚集在均匀（零模式）凝聚体中，而哈勃参数的大值成功地过度阻尼了红移暴胀子模式的快速滚动。在这个过渡阶段之后，达到了有效的经典慢滚时期。大部分的Efolds产生在慢卷时代，我们恢复经典的慢卷结果的标量和张量度量扰动加上修正。这些修正对于标量和张量扰动都是重要的，如果今天视界大小的尺度在过渡阶段结束时离开视界，结果较低的CMB多极子被抑制（快速滚动）或增强（预凝聚）。这两种类型的校正可以以尺度相关的方式竞争和组合。它们作为量子非微扰暴胀子动力学的自然后果而出现，并为四极子的抑制起源和其他偏离低CMB多极子的慢卷暴胀-LambdaCMB模型提供了一致和对比稳定的模型，这些模型与TE和EE多极子以及即将到来和未来的CMB数据形成对比。
2008-09-03 astro-ph gr-qc hep-ph
Precision of Inflaton Potential Reconstruction from CMB Using the General Slow-Roll Approximation
通过主成分分析，我们研究如何准确的CMB观测量可以约束暴胀子势在一个独立的模式。我们在分析中应用了一般慢滚近似，与标准慢滚近似相比，我们允许$V''(ϕ)$变化的可能性，并考虑到地平线交叉不是瞬时事件的事实。我们的分析提供了一组模式用于拟合观测值。我们发现，这些模式中的五阶将受到未来观测的约束，因此一个完全通用的数据分析包可以使用少数模式的振幅作为自由参数，并保留数据中的所有相关信息。
2005-07-13 astro-ph hep-ph
Slow-roll inflation and CMB anisotropy data
我们强调，从宇宙微波背景（CMB）的各向异性数据，如最近的高分辨率地图从BOOMERAN G和MAXIMA-1的宇宙学参数的估计，需要对原始谱的假设。后者是根据通货膨胀预测的。实际上最有动机的情景是缓慢的通货膨胀。然而，在CMB数据分析中，经常（隐含地）假设非物理幂律通货膨胀情景。我们表明，预测的多极矩在这两种情况下显着不同。我们确定了文献中存在的几个误解（以及通货膨胀关系通常与流行的数字代码相结合的方式）。例如，我们不相信，一般来说，暴胀预言了标量和张量扰动的谱指数的关系n_S - 1 = n_T，也不相信引力波可以忽略不计。我们计算的CMB多极矩的各种值的慢滚参数，并证明了一个重要的部分的空间的参数（n_S，n_T）一直被忽视的CMB数据分析到目前为止。
2000-12-07 astro-ph gr-qc hep-ph
CMB quadrupole suppression: II. The early fast roll stage
在暴胀的有效场论中，暴胀子的经典动力学的初始化与暴胀子的动能和势能之间的近似均分导致在慢滚状态之前的短暂的快滚阶段。快速滚动阶段导致在波方程中的曲率和张量扰动的模函数的吸引力的潜力。我们将暴胀扰动的演化等价于该势的散射，建立了一个有用的散射数据和观测值字典，并从散射理论的实现方法证明了该吸引势导致了CMB和B模角功率谱的四极矩的抑制。势的尺度由慢滚期间的哈勃参数决定。在大统一（GUT）能标下的暴胀有效场论中，我们发现，如果暴胀的总次数为N_{tot} ~ 59，则CMB四极子的抑制率为10-20%，张量四极子的抑制率约为2-4%.较高多极子的抑制较小，下降为1/l^2。对于N_{tot} > 59，抑制要小得多，因此，如果可观察到的抑制起源于快速滚转阶段，则存在上限N_{tot} ~ 59。
2007-03-12 astro-ph gr-qc hep-ph
The precision of slow-roll predictions for the CMBR anisotropies
对宇宙微波背景辐射（CMBR）各向异性的暴胀预测通常基于慢滚近似。我们研究了温度两点关联函数的多极矩可以通过慢滚近似预测的精度。我们问这个精度是否足够好，为即将到来的高精度观测的MAP和普朗克卫星。由于慢滚近似的多极矩的误差被证明是大于功率谱的误差。对于具有$n_S=0.9$的幂律暴胀，来自首阶慢滚近似的误差对于振幅为$\approx 5%$，对于四极子为$\approx 20%$。对于下一个领先的顺序，误差在百分之几以内。误差随着$|n_S - 1|$的增加而增加。为了获得1%的精度，必须使用次首阶，但通常还不够。在幂律膨胀的情况下，如果是$|n_S - 1| < 0.02$，则可以获得谱指数的精度，如果是$|n_S - 1| < 0.15$，则可以获得四极子的精度。高阶多极子的误差甚至比四极子的误差更大，例如l=100时的$\approx 15%$，其中$n_S = 0.9$处于次高阶。我们发现，慢滚近似的准确性可以通过将原始频谱的枢轴尺度（慢滚参数固定的尺度）转移到声学振荡的区域来提高。然而，慢滚近似不能被改进超过慢滚参数中的次领先阶。
2000-05-25 astro-ph gr-qc hep-ph
