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
Statistical characteristics of the observed metal systems and problems of reionization
我们分析了Boksenberg，Sargent和Rauch（2003）在9个类星体的高分辨率光谱中观测到的大约200个金属系统的基本性质。测得的氢和碳线的多普勒参数被发现是不同的一个因素$\sim\sqrt{m_C/ m_H}$，这表明占主导地位的热加宽和高程度的松弛大多数所观察到的金属系统。金属系统的平均分离的分析证实，它们可以位于区域与典型的适当大小$R_{cl}\sim 0.1 - 0.25h^{-1}$ Mpc对应的重子质量$M_b\approx 10^9-10^{10}M_\odot$的原星系的典型大小。在红移$z=3 - 6$处观测到的IGM和星系内的金属丰度非常相似，这表明年轻星系与IGM之间存在强相互作用，以及宿主星系的矮卫星星系在这种相互作用中的重要作用。另一方面，这种金属丰度可以被认为是任何恒星内核反应的整体度量，这反过来又限制了恒星对电离紫外背景产生的贡献。目前对这些丰度的估计表明，试图将宇宙的再电离解释为金属合成过程的副产品是有问题的，似乎需要未观测到的和/或非热紫外源的重大贡献。
2007-12-24 astro-ph
Possible Detection of Cosmological Reionization Sources
我们比较了哈勃超深场（UDF）和大天文台起源深度巡天（GOODS）中$z\approx6$星系的可用目录与我们以前的理论研究中宇宙学再电离源的预期特性。我们的方法是基于再电离所需的源的平均表面亮度，并依赖于相对较少的待定参数。我们发现，所观察到的平均表面亮度的星系在$z \approx 6$是足够的再电离，只要源是由热的无金属或贫金属的恒星，无论再电离发生在一个短或长的时间间隔的红移。新的观测结果和我们的预测之间的广泛一致性表明，我们可能已经探测到了导致部分甚至全部氢再电离的来源。
2004-06-10 astro-ph
Updating reionization scenarios after recent data
最近公布的数据（一）高红移源计数从NICMOS HUDF，和（二）电子散射光学深度从3年WMAP，需要重新检查再电离的情况。使用一个改进的自洽模型，基于Choudhury & Ferrara（2005），我们确定的范围内的再电离历史，可以同时匹配各种各样的数据集。从这个改进的分析中，我们发现氢的再电离在z = 15左右开始，由无金属的恒星（具有正常的Salpeter-like IMF）驱动，并且在z = 10时完成90%。PopIII恒星的光电离能力在z < 10时减弱，因为辐射和化学反馈的共同作用，这导致再电离过程大大延长，直到z = 6时才结束。不同数据集的组合仍然有利于来自无金属恒星的非零贡献，形成效率> 2%。
2006-07-24 astro-ph
The Extended Starformation History of the First Generation of Stars, and the Reionization of Cosmic Hydrogen
当恒星形成气体的金属量达到临界水平时，星族III（Pop-III）恒星形成（SF）被认为是淬灭的。在高z，当一般的星系际介质（IGM）富含金属，原始气体的分数已经崩溃的minihalos显着大于原始气体的分数，已经参与了波普-III SF。我们认为，这种微晕气体在很大程度上保持在无金属状态，直到这些微晕合并成大系统并形成恒星。因此，Pop-III SF的时代被显著延长，导致综合Pop-III SF的数量级比预期的突变红移大。Pop-III SF对氢的再电离的贡献可能在z~10之前是显著的，并且可能已经扩展到z~6。我们的建模允许逐步丰富的IGM，反馈光电离和筛选的再电离的minihalos。然而，扩展的Pop-III SF会导致复杂的多峰再电离历史。Pop-III星对再电离的贡献将由WMAP三年的观测结果来检验：（1）如果Pop-III星对再电离没有贡献，则τ_s <0.05-0.06，在z~6处有一个快速的再电离;（2）如果Pop-III星的恒星形成效率与逃逸分数的乘积明显大于Pop-II星，（3）在恒星形成效率和逃逸分数的乘积与Pop-II相当的情况下，观测到τ_s =0.09-0.12，再电离历史的特征是在z=7-12之间有一个扩展的电离平台。这一结果与IGM富集金属的红移无关。
2006-02-23 astro-ph
The Origin of early Li-6 and the Reionization of the Universe
关于轻元素锂、铍和硼的早期银河丰度的观测数据与有关星系际介质再电离的数据相结合，以探索早期宇宙中发生的过程。早期的大质量无金属恒星（Pop III），主要负责IGM的再电离，被认为也是锂-6平台的起源，通过它们的风。在这个意义上，Li-6/Be-9比率的演变似乎是核合成历史的关键参数，作为早期金属形成及其随后注入高能粒子的监测器。
2005-09-14 astro-ph
Reionization of the Universe and the Early Production of Metals
我们模拟了一个合理的宇宙学模型，在相当多的物理和数值细节，通过连续的阶段再加热（在10<z<20），形成波普III星在z=15（由于分子氢冷却），随后再电离在z=7。我们假设高质量恒星形成的效率适合于在宇宙变得透明后离开宇宙，电离背景J_21=0.4（z=4），接近（也许略低于）观测值。由于产生电离辐射和第一代重元素的是同一颗恒星，因此在这一早期阶段产生的平均金属丰度为Z/Z_ \sun =1/200，但在高密度区Z/Z_ \sun =1/30，低密度区基本上没有金属。再电离发生时非常迅速，将留下可由非常大面积的米波长无线电仪器检测到的特征。此外，由于吸收边缘，背景UV辐射场将显示从1 Ryd到4 Ryd的急剧下降。模拟的体积太小，不足以形成L * 星系，但模拟中发现的较小天体服从Faber-Jackson关系。为了从理论上定量地探索“黑暗时代的终结”这一领域，数值模拟必须具有重子10^{4.5} M_ \sun }量级的质量分辨率，高空间分辨率（1 kpc）以解决强聚团，并允许详细和准确地处理辐射场和原子/分子物理。
1996-12-17 astro-ph
Nucleosynthesis, Reionization, and the Mass Function of the First Stars
我们批判了第一批恒星是超大质量恒星（VMS; M > 140 Msun）的假设。我们回顾了VMS存在的两条主要证据：（1）极端贫金属星系晕星的相对金属丰度显示了VMS富集的证据;（2）WMAP发现的CMB的高电子散射光学厚度（tau_e）要求VMS在一致的LambdaCDM宇宙学中进行再电离。VMS的超新星产额模式与晕星的Fe峰和r过程丰度不一致。包括II型超新星和/或来自8 - 40 Msun的无金属祖星的“超超新星”的模型可以更好地解释观察到的趋势。通过一个简单的金属输运模型，我们估计在z ~ 20的约10^8年后，晕的富集减少了无金属恒星的形成。由于无金属恒星的电离光子效率在~120 Msun时达到峰值，并在更高质量时下降，因此下限为M ~ 10 - 20 Msun且没有VMS的IMF可以使电离光子预算最大化，并且仍然与核合成证据一致。缺乏低质量恒星的IMF是由原始恒星形成的模型独立证明的。用H I和He II再电离的半解析模型，我们发现这样的IMF可以重现τ_e = 0.10 - 0.14，与WMAP的范围一致。我们的结论是，在这些结果的基础上，VMS是没有必要满足现有的限制，通常采取激励他们。
2004-05-27 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
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
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
Signatures of Stellar Reionization of the Universe
星系际气体在红移z<5时的高电离水平和普遍金属丰度（1%太阳）意味着非线性结构在宇宙中开始形成的时间比我们目前探测的时间更早。在冷暗物质（CDM）宇宙学中，第一代重子天体出现在红移z=10-50。在这里，我们研究的可能性，早期一代的恒星再电离的宇宙，并导致在莱曼α森林的金属丰度观察到的后果。即将进行的微波各向异性实验将对由再电离时期的自由电子散射所引起的各向异性阻尼敏感。对于一个大范围的CDM模型与Scalo恒星质量函数，我们发现，再电离发生在红移z>10和阻尼幅度的各向异性的角度尺度<10度的可检测的量，数量级为10- 25%。然而，如果初始恒星质量函数将大部分重子转化为低质量恒星，则再电离将大大延迟。在这种情况下，前星系恒星的质量分数可以从星系晕或沿着类星体的视线的微透镜事件的统计数据约束。未来太空望远镜（如SIRTF或下一代太空望远镜）的深红外成像将能够探测z>5的明亮星团。这些星团累积的韧致辐射对微波背景光谱产生了可测量的扭曲。
1997-08-29 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
Cosmic Star Formation, Reionization, and Constraints on Global Chemical Evolution
出于WMAP的结果表明，早期的再电离时代，我们认为替代宇宙恒星形成模型，能够再电离早期星系际介质。我们开发的模型，其中包括早期爆发的大质量恒星（有几个可能的质量范围）结合标准的恒星形成。我们计算恒星的电离光子通量，我们跟踪几个元素的核合成产量：D，He 4，C，N，O，Si，S，Fe，Zn。我们计算随后的化学演化的红移的函数，在星系际介质和形成星系的星际介质中，从原始的对象是负责的再电离。我们从观测到的丰富的莱曼α森林和阻尼莱曼α云结合的能力，以产生所需程度的再电离模型的约束。我们还考虑了与两个极端贫金属恒星HE 0107-5240和CS22949-037的观测相关的可能的约束。我们确认，早期的头重脚轻的恒星成分是必需的，因为标准的恒星形成模型无法重现早期宇宙和再现非常贫金属晕星的丰度。双峰（或头重脚轻）IMF（40 - 100 M_ \odot）是我们的首选方案相比，极端的质量范围（\ga 100 M_ \odot）往往被认为是负责的早期阶段的再电离。在这个范围内，还考虑了一个更极端的恒星质量模式（\ge 270 M_ \odot）.所有处于这种模式的大质量恒星都会完全坍缩成黑洞，因此，化学演化和再电离是不相关的。[摘要略]
2004-09-02 astro-ph
The Topology of Cosmological Reionization
使用迄今为止最大的宇宙学再电离模拟（约240亿个粒子），我们使用亏格曲线来量化在宇宙学再电离过程中> 1 Mpc尺度上中性氢分布的拓扑结构。我们发现，再电离过程主要是在一个由内而外的方式进行，其中较高密度的区域成为电离早于较低密度的区域。有四个不同的拓扑阶段：（1）预再电离在z ~ 15，当亏格曲线符合高斯密度分布。(2)在10 < z < 15处的预重叠，在此期间，HII气泡的数量随着时间逐渐增加，直到HII气泡的渗滤开始起作用，其特征在于在高体积分数下非常平坦的属曲线。(3)当大的HII气泡快速合并时，在8 < z < 10处的重叠，表现为属曲线的幅度的急剧下降。(4)在6 < z < 8处的后重叠，此时HII气泡已经大部分重叠，并且属曲线与孤立的中性岛的数量减少一致。再电离结束后（z < 6），中性氢的亏格符合高斯随机位相，与观测结果一致。
2007-11-07 astro-ph
Searching for the reionization sources
使用再电离模型，同时占了一些实验数据集，我们调查的再电离源的性质和属性。这样的模型预测氢的再电离开始于z \approx 15，最初由无金属（PopIII）恒星驱动，到z \approx 8时完成90%。我们发现，在z > 7时，f_γ>80%的电离功率来自质量M<10^9 M_sun的晕，这些晕主要是波普III型恒星的庇护;不久之后，转换到波普II型占主导地位的阶段，这部分人口居住在M>10^9 M_sun的晕中，在z=6时产生f_γ \approx 60%。使用莱曼破裂宽带衰减技术，J波段探测到z \sim 7.5处贡献50%（90%）电离功率的源需要达到J_{110,AB} = 31.2（31.7）等，预计约为15（30）（PopIII）个源/弧分^[2]。我们的结论是，在宽频带巡天中初步确定的z>7的源相对较大（M \approx 10^9 M_sun），并且是罕见的天体，它们只是略微增加了再电离光子预算（\approx 1%）。
2007-05-16 astro-ph
The First Nonlinear Structures and the Reionization History of the Universe
在当前观测所支持的宇宙学模型中，第一批天体形成于红移z>20的暗物质晕中，它们的性质由原始H_2分子化学决定。这些原星系非常丰富，但比本宇宙中的典型星系质量要小得多。极端贫金属的恒星，以及其核中的大质量黑洞使星系际介质中的大部分氢重新电离。再电离可能发生在一个延长的红移间隔内，在z=7附近结束。通过研究宇宙微波背景各向异性的偏振，以及通过研究遥远的莱曼α发射星系的光谱和丰度，提供了对再电离过程的观测探测。在这里，我们回顾了第一个星系如何以及何时形成的理论预期，并总结了未来探测氢再电离的观测前景。
2003-04-07 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 minimum mass of reionization sources
通过仔细校准的半解析再电离模型，我们估计的最小质量的恒星形成晕需要匹配当前的数据。不包括总质量M < 10^9 M_sun的晕的模型不能同时再现冈恩-彼得森和电子散射的光学深度，因为它们在高（低，z \approx 6）红移处贡献的光子太少（太多）。勉强可接受的解决方案要求在z \approx 10处具有M \approx 5 \times 10^7 M_sun的晕，对应于可以通过原子跃迁确保冷却的维里温度（\sim 10^4 K）。然而，如果在分析中包括微晕（M \sim 10^6 M_sun），则可以获得与数据更好的匹配。我们已经严格审查了我们的模型中所做的假设，并得出结论，在大星系的情况下，只有在z > 6的无金属恒星和/或其他一些外来源的情况下，再电离才是可行的。
2007-12-05 astro-ph
Two populations of metal-free stars in the early Universe
我们构建恒星形成的历史，在红移z > 5的两个物理上不同的人口的原始，无金属的恒星，理论和观测参数的动机，已经暗示对存在一个中间恒星一代之间的人口III和人口I/II。考虑到宇宙学参数最近修订的WMAP经过三年的操作，我们确定自洽再电离的历史，并讨论由此产生的化学富集从这些早期恒星世代。我们发现，在高红移时产生的大量电离光子和重元素必定起源于星族II.5星，它们是由原始气体形成的晕，维里温度>= 10^4 K，典型质量>= 10 M太阳。另一方面，在小晕中形成且质量大于等于100 M_sun的经典第三星族恒星对再电离和早期金属富集只有很小的影响。具体来说，我们发现只有10%的无金属恒星形成质量进入第三星族。
2009-10-20 astro-ph
High Energy neutrino signals from the Epoch of Reionization
我们执行一个新的估计的高能中微子预期从伽玛暴与第一代恒星的光的新模型和约束的时代的再电离和中微子发射产额的更详细的评估。我们还比较了弥漫的高能中微子背景从人口III的恒星与一个从“普通恒星”（人口II），在相同的宇宙学和天体物理学假设的一致估计。与以前的文献不同，我们发现，从第三族恒星的高能中微子将无法观察到与当前或不久的将来中微子望远镜，低于冰立方灵敏度和大气中微子背景下最极端的假设下的伽玛射线暴率。这排除了它们作为这些仍然难以捉摸的无金属恒星的可行诊断工具。
2008-02-23 astro-ph
Is Double Reionization Physically Plausible?
最近对z~6类星体和宇宙微波背景的观测揭示了宇宙再电离的复杂历史。这样的历史需要某种形式的反馈来延长再电离的时间间隔，但反馈的性质和它的运作速度仍然非常不确定。在这里，我们专注于这个复杂性的一个方面：哪些物理过程可以导致全球电离分数与宇宙时间的非单调演变？我们考虑了一系列的机制，并得出结论，双再电离是不太可能比一个长，但仍然单调，电离的历史。我们首先研究星系风如何影响从无金属到正常恒星形成的过渡。由于跃迁实际上是空间不均匀的，而且时间上是延长的，因此在风的合理参数下，这种机制不能对双重再电离负责。接下来我们考虑光加热，它导致宇宙学的金斯质量在电离区增加，从而抑制了那里的星系形成。在这种情况下，双重再电离需要小晕有效地形成恒星，相对于当前的预期，来自光加热的抑制是强的，并且电离光子优先产生于先前电离的区域之外。最后，我们考虑了H_2的光解离，在这种光解离中，软紫外背景的形成抑制了小晕中恒星的形成。原则上，这可以导致电离部分暂时减少，但仅在再电离的最早阶段。最后，我们简要地考虑这些反馈机制的拓扑结构上的再电离的影响。
2005-01-20 astro-ph
"GiGa": the Billion Galaxy HI Survey -- Tracing Galaxy Assembly from Reionization to the Present
在本文中，我们回顾了十亿星系调查，将进行无线电-光学波长到微-nano-Jansky水平与望远镜的未来几十年。它们是低频阵列、平方公里阵列和作为巡天望远镜的大型综合巡天望远镜，以及用于高光谱分辨率+AO的30米级望远镜和用于高空间分辨率近中红外跟踪的詹姆斯·韦伯太空望远镜。有了这些设备，我们将解决一些基本问题，比如从第一次光的时代到现在，星系内部是如何聚集超大质量黑洞的，这些物体是如何开始和完成宇宙的再电离的，以及恒星形成，恒星演化和IGM金属富集的过程是如何在宇宙时间内进行的。我们还总结了高分辨率的科学，迄今为止已经做了高红移星系与哈勃太空望远镜（HST）。暗星系在较暗的流量和较高的红移下，其大小会逐渐减小，这反映了星系在宇宙时间内的等级形成。HST已经在z<~6时对这一过程进行了详细的结构成像。我们表明，超深无线电光学调查可能会慢慢接近自然的混乱极限，物体开始重叠，因为他们自己的大小，只有SKA可以补救与HI红移的个别子块。最后，我们总结了6.5米詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）将如何测量第一光，再电离和星系组装在近-中红外。
2008-06-12 astro-ph
Early Reionization by the First Galaxies
由WMAP卫星测量的宇宙微波背景的大尺度偏振需要平均光学厚度到汤姆逊散射，τ_e ~ 0.17。因此，宇宙的再电离一定是在相对较高的红移处开始的。我们已经研究了再电离过程中使用的超级计算机模拟的一个大的和有代表性的区域的宇宙，宇宙学参数与WMAP的结果一致。我们的模拟遵循电离光子的辐射转移和产生它们的星系人口的形成和演化。先前发表的一个具有标准恒星IMF的模型，具有中等的星系光子逃逸分数，并且具有零金属丰度恒星预期的电离光子产生，产生τ_e = 0.104，这与“最佳”WMAP值在1.0到1.5 σ之间。通过取更大的逃逸分数或顶重IMF可以产生高达0.16的值。这些数据不需要单独的"迷你类星体“或总质量低于10^9 M_sun的天体中形成的恒星。用z>6类星体中观测到的冈恩-彼得森槽来验证这种早期再电离可能是具有挑战性的。讨论了这个问题的可能解决方案。
2003-02-22 astro-ph
Cosmological Reionization
在流行的宇宙学假设中，当红移超过10时，原星系中的恒星产生了第一批重元素;这些系统可能与早期的类星体一起产生了紫外线辐射和机械能，使宇宙重新加热和电离。在这些关键的形成阶段期间和之后不久，宇宙的历史被记录在无处不在的星系际介质（IGM）中，其中包含大爆炸遗留下来的大部分普通重子物质。在整个结构形成的时期，IGM成为cluerous并在引力的影响下获得特殊的运动，并作为气体的来源，这些气体在星系内吸积，冷却和形成恒星，并作为富含金属的物质，能量和辐射的汇。
2000-05-10 astro-ph
Synchronized Formation of Sub-Galactic Systems at Cosmological Reionization: Origin of Halo Globular Clusters
富含气体的亚星系晕质量Mt <= 10^7.5 Msun，虽然由于缺乏足够的冷却剂而不能形成恒星，但在宇宙学再电离时含有很大一部分重子质量。我们表明，宇宙在z=10-20的再电离对这些晕有一个有趣的物理效应。外部辐射场导致电离前沿向每个晕同步向内传播，导致向内的会聚激波。质量为Mb~10^4-10^7 Msun、速度色散σ v <= 11 km/s的低自旋（初始无量纲自旋参数λ <= 0.01）晕中的驻留气体将被半径压缩约100倍，形成自引力重子系统。假设这样的压缩气体系统会碎裂成恒星，最终的恒星系统大小为2- 40秒差距，速度色散为1- 10 km/s，恒星总质量为M* 10^3-10^6 Msun。这些系统的特性似乎与观测到的晕状球状星团的特性相匹配。预期的数密度与观测到的晕状球状星团的数密度是一致的。用该模型预测了高质量端斜率为-2的观测质量函数。速度色散和光度（或表面亮度）之间的强相关性和速度色散和大小之间缺乏相关性，与观测结果一致。平均而言，金属丰度预计是低的，不应该与任何其他数量的球状星团，除了一个更大的分散的金属丰度之间的球状星团预计较大的星系。观测到的比频随星系类型的变化趋势可能在模型中产生。我们认为，这些恒星系统被视为晕球状星团今天。
2001-06-07 astro-ph
The Photo-Evaporation of Dwarf Galaxies During Reionization
在再电离期间，宇宙充满了电离辐射的宇宙学背景。到那个时候，宇宙气体的一个显着的部分已经被纳入塌陷的星系晕维里温度低于约10000 K，无法有效地冷却。我们表明，这种气体的光电离的新鲜的宇宙紫外线背景沸腾的气体的引力势阱的主机晕。我们计算了球对称暗物质晕内气体的光电离加热，并假设气体被加热到其维里温度以上时被排出。在流行的冷暗物质模型中，普雷斯-谢克特晕丰度意味着大约50-90%的坍缩气体在再电离时蒸发。气体来自于低于10-15 km/s的临界圆速度的晕。由此产生的矮星系群在红移5-10处的外流影响了周围星系际介质的金属丰度、热和流体动力学状态。我们的研究结果表明，恒星系统的速度色散低于约10公里/秒，如球状星团或矮球状星系的本集团，没有形成直接通过宇宙学崩溃在高红移。
1999-04-08 astro-ph
Evolving Spectra of Pop III Stars: Consequences for Cosmological Reionization
我们研究的意义，第一个无金属的恒星（波普III）的宇宙再电离HI和HeII。这些恒星有异常硬的光谱，与综合电离光子率从一个Pop III星团HI和HeII是1.6和$10^5$倍，分别强于那些从Pop II集群。对于目前流行的宇宙学，我们发现，Pop III星单独可以在红移，$z$约为9（4.7）和5.1（0.7）的连续（瞬时）的恒星形成模式的恢复HI和HeII。更现实的情况下，涉及的Pop III和Pop II恒星光谱的组合产生类似的结果为氢。在这些情况下，氦永远不会完全再电离;如果Pop III恒星的形成持续$10^9$ yr，氦III的电离分数在$z$约为5.6时达到最大值，约为60%。HI再电离的未来数据可以测试形成第一个物体的小尺度功率的量，并提供小于或约为0.7的$σ_8$值的约束。由于目前的紫外线观测表明，在$z$约为3时，HeII会再电离一次，因此HeII可能会再电离不止一次。在红移超过3的星系际介质中测量HeII冈恩-彼得森效应可能会揭示Pop III恒星对HeII再电离的意义，特别是在可能包含早期Pop III恒星活动遗留电离的空洞区域。
2002-10-24 astro-ph
Leo A: A Late-Blooming Survivor of the Epoch of Reionization in the Local Group
作为利用孤立的本星系群矮星系作为宇宙学近场探测器的主要计划的一部分，我们已经获得了哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机对矮不规则星系狮子座A的深层图像。根据这些图像，我们构建了一个色星等图（CMD），其视[绝对]星等达到（M475，M814）>（29.0 [+4.4]，27.9 [+3.4]），这是麦哲伦云以外任何不规则星系所达到的最深星等。我们得出的恒星形成率（SFR）作为时间的函数在整个星系的历史。我们发现，狮子座A中90%以上的恒星形成都发生在8 Gyr之前。CMD显示，在大爆炸后的最初几十亿年里，只有非常少量的恒星形成;在最古老的年龄可能发生的爆发不能以很高的信心声称。SFR峰值发生在约1.5-4 Gyr前，是当前值的5-10倍。我们的模型表明，狮子座A经历了非常少的金属丰度演变，平均推断的金属丰度是一致的，与测量的现今气相氧丰度。我们不能排除所有的古代恒星形成都发生在再电离时代结束之前的情况，但在~8 Gyr之前缺乏恒星形成似乎不太可能是由于早期损失或耗尽了原位气体储存。
2007-02-23 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
The Ionizing Efficiency of the First Stars
通过计算恒星星族的金属丰度与单位金属产额产生的电离辐射，研究了第一代恒星的单个种群是否会影响高红移星系际介质（IGM）的金属富集和再电离。我们研究的电离辐射和第一批恒星产生的碳之间的关系，因为在红移$z$约3-4的IGM的广泛富集的证据来自C IV吸收的检测。我们发现，与检测到的IGM金属丰度产生的每重子的电离光子数可能远远超过所需的后期氢再电离在$z$约6，由高达10-20的因素，为无金属的恒星在当今的初始质量函数（IMF）。这将与最近对微波背景和高$z$ IGM的观测结果相一致。此外，中等质量恒星对总金属产额的贡献，在过去的工作中被忽视，大大影响了这样的计算。最后，基于与给定IGM富集水平相关的核合成论点，头重脚轻的IMF不一定是更有效的高$z$电离辐射源。
2003-08-01 astro-ph
Quark-Novae, cosmic reionization, and early r-process element production
我们研究的情况下，夸克新星（QNe）作为可能的来源的再电离和早期的金属富集的宇宙。夸克新星被预测是由足够大质量的中子星爆炸性坍缩（和转换）成夸克星而产生的。夸克新星（QN）可以在超新星事件之后的一系列时间尺度上发生。对于超新星爆发后几天到几周内出现的QNe，我们表明，当QN喷出物遇到超新星喷出物时产生的双激波可以产生足够的光子，从而在z~6时将大部分银河系间介质（IGM）中的氢还原。如果被电离物质的聚团因子C小于10，则这些事件可以解释WMAP测量到的大光学深度τ_e~0.1。我们提出了一种方法，其中一个正常的初始质量函数（IMF）的最古老的恒星可以调和一个大的光学深度，以及平均金属丰度的早期IGM后再电离。我们发现当原子序数A> 130时，QN对r过程元素丰度也有贡献。我们预测夸克新星的主要宇宙学特征是宣告其诞生的伽马射线暴。在我们的模型中，这些将聚集在z~7 - 8的红移处。
2009-06-30 astro-ph nucl-th
