Radiative Transfer Effects during Photoheating of the Intergalactic Medium
星系际介质再电离后的热历史在很大程度上取决于光加热。在这里，我们证明，忽略辐射转移效应的光加热率计算大大低估了再电离期间和之后的能量输入。辐射转移效应的忽略导致IGM的温度过低的一个因素后HeII再电离。我们简要地讨论了IGM的吸收特性和重子在浅势阱中的分布的影响。
1999-03-06 astro-ph
A Statistical Analysis of Intergalactic Medium Transmission Approaching Reionization
我们使用流体动力学宇宙学模拟在一个9.6兆秒差距的盒子探索星系际介质（IGM）transmittance从z=2通过时代的再电离的演变。再电离是通过紫外线背景（UVB）实现的，其中包括不断演变的恒星和类星体源种群。我们构建和分析无噪声的合成HI Lya吸收光谱沿视线通过我们不断发展的盒子，并找到一个平滑的演变的有效光学深度下的幂律时代的再电离。进入再电离时期，平均透射通量（MTF）和方差的平均透射通量急剧偏离一个平滑的演变，因此这样的观测值有很大的误差幅度。尽管在推断的再电离配置文件从光谱的统计不确定性，一个不透明的相变的IGM的结束相关以及与红移时，传输通量的平均值和方差迅速偏离后再电离配置文件。然而，需要一个无法获得的视线数量，以允许估计的MTF小于10%的相对误差幅度。除了光传输，我们比较预测的暗隙长度分布与观测。我们发现，这一统计是敏感的光谱分辨率在再电离红移，但总体上与Songaila和Cowie（2002）的结果。最后，我们得出了一个间隙内的平均光学深度和间隙的大小之间的正相关性，试图将“透射统计”的IGM的高红移研究中的“暗间隙统计”。
2004-12-10 astro-ph
Cosmic Variance In the Transparency of the Intergalactic Medium After Reionization
随着宇宙再电离的完成，电离光子的平均自由程由Ly-limit吸收体的数量决定。随着平均自由程的稳步增长，电离背景的强度也在增长，从而降低了整个扩散星系际介质（IGM）电离平衡中氢的剩余中性部分。Ly-alpha光子提供了一种灵敏的探针，用于追踪再电离结束时残余氢的分布。在这里，我们计算不同的视线之间的平均Ly-alpha光学深度分布的宇宙方差。我们发现分数变化的有效后再电离的光学深度是为了统一的规模为100共同移动Mpc，在协议对高红移类星体的观测。这些变化的显着贡献提供的宇宙方差的密度对比度的尺度上的平均自由程的电离光子，并在电离背景的波动引起的延迟或增强的结构形成。宇宙的变化导致了IGM的高度不对称的传输分布，Ly-alpha传输的分数波动大于Ly-beta传输。
2006-01-30 astro-ph
High Redshift Intergalactic Medium: Probes and Physical Models
近年来，对高红移星系际介质（IGM）状态的认识取得了重大进展。在此对这一理解的某些方面进行了审查。特别是，我们讨论：（1）不同的IGM探测方法，如Gunn-Peterson检验、CMBR各向异性和再电离中性氢发射;（2）宇宙再电离的一些模型。
2004-11-02 astro-ph
Fluctuations in the Ionizing Background During and After Helium Reionization
氦II电离边缘以上的辐射背景在氦再电离期间和之后变化很大，因为这些光子的衰减长度相对较短（<40 Mpc），而且电离源（类星体）很少。在这里，我们构建分析和蒙特卡罗模型来研究这些波动，包括第一次，在再电离时代本身。在协议详细的数值模拟，我们的分析模型后再电离宇宙预测的数量级波动的氦II电离率。HeII/HI之间的硬度比的观测显示甚至更大的波动，这可能是由于更复杂的辐射转移效应。在再电离期间，波动甚至更强。与氢再电离相反，我们的模型预测，即使在再电离的开始阶段，由于明亮的类星体的强烈照明，具有强HeII莱曼α森林传输的区域也应该是相当常见的。部分由于这一点，平均电离背景并没有强烈演变过程中和之后的氦再电离，它是大致成比例的填充分数的氦III区。另一方面，充满HeII的区域以及不含（或很少含）活性源的“化石”电离区域表现为强IGM吸收体。它们的存在夸大了硬度比的演化，使其在再电离时代的演化速度比天真的预期要快。
2009-07-29 astro-ph
Equation of State of the Photoionized Intergalactic Medium
我们发展了一种有效的方法来研究再电离历史对低密度极限（过密度小于5）星系际介质温度-密度关系的影响。它适用于研究光再电离模型，其中电离通量的振幅，频谱和起始时代，以及宇宙学，是系统地变化。我们发现，在z=2-4的平均温度-密度关系是很好的近似幂律状态方程的均匀再电离模型。我们推导出其演变的解析表达式，并表现出其渐近行为：它被发现，足够早的再电离，再电离历史的印记之前，z=10的温度-密度关系被冲洗掉。在这个极限下，宇宙平均密度下的温度与（Ω_b h/ \sqrt Ω_0）^{1/1.7}成正比。虽然在电离频率HI的辐射通量的幅度被发现有一个可以忽略不计的影响的温度-密度关系，只要宇宙再电离之前z=5，频谱可以改变约20%的整体温度，通过氦物种的丰度的变化。然而，平均状态方程的斜率位于一个狭窄的范围内，我们研究的所有再电离模型，再电离发生在z=5之前。我们讨论了这些发现的观测性质的莱曼α森林的影响。特别是，在星系际介质的温度的不确定性，由于我们的宇宙的不确定的再电离历史，引入了30%的标度的柱密度分布的振幅，而分布的斜率仅受约5%的影响。最后，我们讨论了涨落电离场对上述结果的影响。我们认为，根据
1996-12-26 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
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 Epoch of Helium Reionization
本文采用三维辐射转移计算和宇宙流体动力学模拟相结合的方法研究了类星体对氦II的再电离。产生电离辐射的源是根据经验类星体光度函数选择的，并根据它们的固有质量分配光度。我们提出的模型中，这些参数是不同的，并检查所产生的再电离过程中，区分各种情况下的特性。此外，我们从模拟中提取人工光谱，并量化每个模型中光谱特征的统计特性。我们发现，影响He II再电离演化的最重要的因素是由源产生的电离光子的累积数量。He II的不透明度测量观测和我们的分析得到的比较表明，在合理的参数值的可用范围提供了足够的余地，提供一个令人满意的匹配。然而，我们所有的计算都有一个共同的性质，那就是氦II再电离的时期必须发生在3 < z < 4的红移处。如果是这样的话，未来的观测计划将能够直接追踪氦的电离历史的细节，并探测宇宙演化过程中星系间介质的低密度阶段。
2001-12-14 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
Resolving the Helium Lyman-$α$ Forest: Mapping Intergalactic Gas and Ionizing Radiation at $z\approx 3$
我们给出了类星体Q 0302 -003的一个新的、高分辨率的HST/GHRS光谱，并利用HeII的$α$吸收和HI的$α$森林的高分辨率Keck光谱，探测了类星体红移$z\approx 3.3$以下的前景气体的分布和电离状态。从现有数据中得出的主要新结论是：1.检测到HeII Lyman- $α$森林; 2. "弥散“（红移空间填充）介质也被探测到，并且必须具有低密度（$Ω\le 0.01 (h/0.7)^{-3/2}$），与标准的原始核合成和早期气体坍缩成原星系的模型一致; 3.星系际电离光谱是软的（$η\ge 100$），虽然星系际氦可能主要是双电离的$z=3.3$ ; 4。氦的丰度是在一些标准的大爆炸预测的一个因素，在一个大体积的空间在高红移。
1997-02-10 astro-ph
The 21 Centimeter Background from the Cosmic Dark Ages: Minihalos and the Intergalactic Medium before Reionization
在Lambda CDM宇宙的宇宙暗时代，微晕（即维里温度T_vir < 10^4 K，质量范围大约在10^4 M_sun到10^8 M_sun之间的晕）中的H原子产生了红移的碰撞泵浦21 cm线辐射背景，可以在相对于宇宙微波背景（CMB）的发射中看到。在此之前，我们使用半解析计算的21厘米的信号从不同的质量和红移和不断变化的质量函数的迷你晕预测的平均亮度温度的21厘米的背景和它的角度波动的个人晕。在这里，我们使用高分辨率的宇宙学N体和流体动力学模拟的结构形成在高红移（z>8），计算的平均亮度温度的背景下，从微晕和星系际介质（IGM）的Ly-alpha辐射泵开始之前。我们发现，来自塌陷、维里化迷你晕中气体的21厘米信号比来自IGM中扩散冲击气体的信号占主导地位。
2006-04-05 astro-ph
Heating and cooling of the intergalactic medium by resonance photons
在再电离时期，产生了大量的光子，其频率低于氢的莱曼极限。在红移到最近的共振之后，这些光子经历了与原子的多次散射。我们研究这些散射对中性星系际介质（IGM）温度的影响。在Ly_alpha和Ly_gamma频率之间发射的连续光子在被红移到H Ly_alpha或D Ly_beta共振之后加热气体。相比之下，在Ly_gamma和Ly极限频率之间发射的光子产生气体的有效冷却。在再电离之前，氢原子和氦原子的平衡温度约为100 K，这两个相互竞争的过程决定了这一点。与此同时，Ly_beta共振光子使氘与其他物种热解耦，使其温度高达10^4 K。我们的研究结果有重要的后果，宇宙21厘米背景和熵地板的早期IGM，可以影响恒星的形成和再电离。
2007-01-27 astro-ph
Identifying the Reionization Redshift from the Cosmic Star Formation Rate
我们发现，宇宙恒星形成率每共动体积应表现出明显的下降周围的再电离红移，当在星系际介质中的HII区域周围的个别电离源第一次重叠。这种下降是由于星系际介质被光电离时温度升高，从而抑制了低质量星系的形成。我们定量地表明，在未来十年内，利用下一代太空望远镜探测这种下降，其标志是暗淡星系数量的相应下降，应该是可行的。
2000-03-09 astro-ph
The 21-cm Background from the Cosmic Dark Ages: Minihalos and the Intergalactic Medium before Reionization
在LCDM宇宙的宇宙暗时代，微晕（即维里温度T_vir < 10^4 K，质量范围大约在10^4 M_sun到10^8 M_sun之间的晕）中的H原子产生了红移的碰撞泵浦21 cm线辐射背景，可以在相对于宇宙微波背景（CMB）的发射中看到。在此之前，我们使用半解析计算的21厘米的信号从不同的质量和红移和不断变化的质量函数的迷你晕预测的平均亮度温度的21厘米的背景和它的角度波动的个人晕。在这里，我们使用高分辨率的宇宙学N体和流体动力学模拟的结构形成在高红移（z > 8），计算的平均亮度温度的背景下，从微晕和星系际介质（IGM）的Ly-alpha辐射泵开始之前。我们发现，21厘米的信号，从气体在崩溃，维里化的minihalos占主导地位，从扩散冲击气体在IGM。
2005-09-21 astro-ph
The History and Morphology of Helium Reionization
现在各种观测表明星系际氦在z~3时完全电离。最近对高红移类星体光度函数的测量表明，到那时，这些源已经产生了每个氦原子约2.5个电离光子，这与已知的类星体数量驱动HeII再电离的图片一致。在这里，我们描述了在这个时代的电离和中性氦气的分布。由于这些源稀少而明亮（光子收支主要由光度L>L_ \star的类星体决定），当整体电离分数x_i很小时，类星体中的随机波动决定了电离气体的形态，HeIII气泡的典型半径R_c约为15-20 Mpc。只有当x_i>0.5时，类星体的大尺度成团才使电离区的特征尺寸超过这个值。再后来，当x_i>0.75时，大部分电离光子在到达源电离环境的边缘之前就被密集的重组系统消耗掉了，当R_c~35-40 Mpc时，气泡停止生长。这些阶段在性质上与氢再电离中的阶段相似，但是源的稀有性使得早期的随机阶段更加重要。此外，z=3的星系际介质的众所周知的特性允许一个更强大的描述后期的重组占主导地位。
2008-04-25 astro-ph
Effect of the intergalactic environment on the observability of Ly-alpha emitters during reionization
高红移Ly-alpha源的观测是研究高红移宇宙的主要工具。我们讨论了再电离星系际介质对Ly-alpha源的可观测性的影响，基于早期结构形成与辐射转移的大型模拟。这考虑到自洽的再电离历史，密度，速度和电离结构和非线性源集群。我们发现，所有领域是高度各向异性的，因此有非常大的变化，在不同的视线之间的不透明度。入射速度和源特有速度对光源的影响最大，它们影响谱线轮廓，降低光度函数的亮端。线轮廓通常是不对称的，并且由于局部IGM的高密度，光源的线中心总是被吸收。对于发光源和平均源，阻尼翼效应的大小相似，并且直到相当晚的时候仍然很重要。在高密度峰周围的电离补丁中的电离通量通常强烈占主导地位，特别是在后期，由微弱的源集群，而不是中央的大质量星系。IGM吸收对高红移源的关联函数没有明显的影响。我们推导出的光度函数假设恒定的质光比，提供了一个很好的匹配，在z=6.6与α =-1.5的暗端斜率观测到的光度函数的形状。由此产生的质光比意味着大多数负责再电离的源太微弱，无法通过当前的调查观察到。（节略）
2008-09-28 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
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
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
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
Optical Depth of the Cosmic Microwave Background and Reionization of the Intergalactic Medium
我们结合高红移星系和黑洞形成的模型，研究了最近WMAP-3观测到的宇宙微波背景（CMB）的电子散射光学厚度τ_e = 0.09 +/- 0.03对再电离时期（红移z_r）的限制。标准解释开始于计算的光学深度，τ_e = 0.042 +/- 0.003，对于完全电离的介质，z_r = 6.1 +/- 0.15，包括电离的氦，其在z ~ 3处复合。在z > z_r时，还必须考虑早期黑洞（X射线预电离）产生的电子和不完全复合留下的残余电子的散射。计算电离历史x_e（z）的不准确性增加了τ_e中不确定性的系统来源。在z > z_r处所需的散射可用于限制“第一光”源的电离贡献。在高z星系中，恒星形成效率、电离光子产生速率和光子逃逸分数被限制为产生不超过Δ τ_e < 0.03 +/- 0.03。与最近的模型相比，在z = 10-20处的minihalo恒星形成和黑洞X射线预电离的贡献被抑制了5-10倍。类星体光谱中的CMB光学厚度和H I（Ly-alpha）吸收都与H I再电离时期相一致，H I再电离时期在z_r ~ 6处提供总τ_e的50%，在z < z_r处提供部分电离介质。
2007-02-12 astro-ph
Probing Beyond the Epoch of Hydrogen Reionization with 21 Centimeter Radiation
我们使用数值模拟的氢再电离恒星源的背景下，LCDM宇宙学研究的21（1+z）厘米的无线电信号预计从弥漫星系际介质（IGM）的再电离突破的时代之前，在红移z_ion。详细分析了两种再电离情况：一种是z_ion~13的“早期再电离”情况，与最近WMAP卫星发现的大光学厚度汤姆逊散射相一致，另一种是z_ion~8的“晚期再电离”情况。这些模型的一个一般性预测是，早期产生的恒星产生的Lyalpha光子的背景将足够强烈，足以使星系间的中性氢在“灰色时代”（即z_ion<z<20）的宇宙微波背景下可见。根据再电离突破的红移，用下一代射电望远镜在频率<150 MHz（“早期再电离”情况下低于100 MHz）进行宽波束观测，应能揭示天空亮度温度在5-20 mK（1 sigma）范围内的角度波动，尺度低于5弧分。
2003-08-01 astro-ph
Heating and Ionization of the Intergalactic Medium by an Early X-Ray Background
观测研究表明，星系际介质（IGM）是高度电离的，红移刚刚超过6。已经开发了许多模型来描述再电离过程和来自第一个发光物体的电离光子的影响。在本文中，我们研究了X射线背景，如早期类星体的高能光子，对IGM的温度和电离的再电离之前，完全电离的气泡与个别来源重叠之前的影响。相对于EUV光子具有大的平均自由程的X射线及其光电子可以对热和电离平衡具有显著影响。我们发现氢的电离主要是中性氦的X射线光电离和由此产生的次级电子。因此，IGM在完全再电离之前可能是温暖的和弱电离的。我们研究了几个相关的后果，包括过滤的重子金斯质量标度，在宇宙微波背景的签名，和H $^{-}$催化生产的分子氢。
2001-08-09 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
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
The observed ionization rate of the intergalactic medium and the ionizing emissivity at z >5: Evidence for a photon starved and extended epoch of reionization
我们使用了一个大的流体动力学模拟，结合从文献中采取的IGM的莱曼α不透明度的测量，以获得强大的估计每个氢原子在z=5和6的光电离率。我们发现光电离率下降了2和4的因素，分别与我们最近的测量在z = 2 - 4。已知源在z=5和6时发射的电离光子数，基于探测极限以下的源数的外推和电离发射率与1500埃时观测到的光度密度之间关系的标准假设，如果星系电离光子的逃逸分数很大，（>= 20%）。与此相反的说法可能是由于采用了过高的电离氢聚集因子值。利用电离光子平均自由程的物理假设，我们对光电离率的测量可以转化为对电离发射率的估计。在同动单位中，推断出的电离发射率在红移范围2-6内几乎是恒定的，对应于在对应于z=6时宇宙年龄的时间间隔内，每个氢原子发射1.5-3个光子。这有力地表明，再电离的时代是光子饥饿和延长。[删节]
2007-08-20 astro-ph
The Stellar Initial Mass Function at the Epoch of Reionization
我提供的紫外线和可见光的光度密度在z~6的贡献后，从微弱的星系低于深哈勃和斯皮策调查的检测限。我发现静止坐标系V带的光度密度比z~6处的紫外光光度密度低2-3倍。这意味着z~6处的恒星星族的最大年龄，对于Salpeter初始质量函数和一个单一的被动演化爆发，必须<1亿年。如果z~6星系中的恒星是负责电离星系际介质的恒星形成的残余物，那么再电离一定是一个在z<7时完成的短暂过程。这是假设了最新的聚集因子和逃逸分数的估计值，以及恒星初始质量函数（IMF; dN/dM \propto M^α，α=-2.3）的Salpeter斜率延伸到200 M_{\sun}。除非聚集因子与逃逸分数的比值小于60，否则恒星IMF和再电离红移的Salpeter斜率不可能大于7。为了从红移9开始维持电离的星系际介质，即使形成了质量约为200 M_{\sun}的恒星，恒星IMF的斜率也必须为α=-1.65。相应地，如果星系际介质从红移11开始被电离，IMF的α值必须为-1.5。在z~6处的恒星质量密度的范围是1.3+/-0.4 \times 10^{7} Msun/Mpc ^[3]，而在z>7处的恒星质量密度会导致再电离。
2008-02-26 astro-ph
Constraints on the ionization sources of the high redshift intergalactic medium
星系际介质的电离结构上的约束，推导出直接施加的观测结合结构形成的数值模拟的结果。假设在z<6处主导UV电离背景的源的总体与再电离IGM的总体相同，结果表明，与在高红移处的平均LyA透射通量测量的一致性要求IGM的氢再电离时期发生在红移z < 11处，与源的空间密度无关。再电离红移的上限只取决于光源紫外光谱的形状。与WMAP对再电离时期的限制一致，要求光电离源具有硬光谱，如类星体或第三星族星。逃避这些结论的唯一方法是：1.在z<6处占主导地位的光电离背景的源是早期更大的电离光子源的总体的残余，或者2.负责IGM的光电离的源是一个未知的总体，其对z<6处IGM的电离的贡献可以忽略。类星体对紫外背景的贡献也是根据最近的调查估计的。
2004-09-10 astro-ph
On the inevitability of reionization: implications for cosmic microwave background fluctuations
早期的星系际介质的光电离的讨论在一个几乎模型无关的方式，以调查是否早期结构对应于罕见的高斯峰在CDM模型可以photoconductor星系际介质足够早，明显平滑的微波背景波动。我们的结论是，这对于大范围的CDM归一化来说确实是可能的，并且对于无偏的CDM来说几乎是不可避免的，前提是这些早期结构的体积相当小，不超过10^8太阳质量。典型的参数值预测，再电离发生在z=50附近，从而抑制了度尺度上的波动，同时使COBE探测的较大角度尺度不受影响。然而，对于非标准的CDM，包括混合暗物质，真空密度或倾斜的原始功率谱，早期再电离起不了重要的作用。
1996-09-08 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
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
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
Secondary CMB Anisotropies from Cosmological Reionization
利用宇宙学再电离的数值模拟方法，计算了一个典型的平坦低密度宇宙学模型中的次级CMB各向异性。我们发现，动力学Sunyaev-Zel'dovich效应（电离星系际介质中移动电子的散射）主要是由密度和速度场的非线性流体动力学和引力演化，而不是电离分数（“补丁再电离”）在所有角尺度上的详细分布。将我们的结果与Springel等人最近对次级CMB各向异性的计算相结合，我们能够准确地预测几乎所有角尺度上的动力学SZ效应的功率谱。
2000-11-15 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
Structure and Evolution of The Intergalactic Medium: Conference Summary
这不是一个有趣的会议吗？是的，除了下雨。本摘要突出了第13届IAP会议的科学主题：（1）重子的历史;（2）金属的历史;（3）IGM的再电离;（4）Galerkin大会，以及观察员和理论家未来项目的“愿望清单”。
1997-09-11 astro-ph
Impact of Dark Matter Annihilation on the High-Redshift Intergalactic Medium
我们重新审视的暗物质（DM）湮灭的星系际介质的影响，考虑到DM粒子的聚集。我们发现，能量注入从湮灭的热遗迹DM粒子可能会显着提高气体温度在高红移和留下强烈的印记的宇宙学21厘米信号，提供粒子质量低于1 TeV。此外，我们发现，虽然DM湮灭的能量注入不能单独完成宇宙的再电离，但它可以对电子光学深度做出重大贡献。
2008-05-30 astro-ph
Spatial fluctuations in the spectral shape of the UV background at 2<z<3 and the reionization of helium
类星体吸收线探测IGM中的低密度氢和氦对变银河系紫外背景的振幅和光谱形状很敏感。我们使用现实的HI和HeII Ly-alpha森林光谱，从国家的最先进的流体动力学模拟的Lambda CDM宇宙，以确认使用线轮廓拟合技术来推断的metagalactic HI和HeII电离率的比率的可靠性。我们进一步表明，大的空间变化和反相关HI吸收体密度的比例中观察到的测量HeII HI柱密度可以解释在一个模型中，HI电离率占主导地位的年轻恒星形成的星系和类星体的组合紫外线发射和HeII电离率占主导地位的发射只从类星体。在这样一个模型中，柱密度比的大的波动是由于在任何给定的点上，预期对HeII电离率有贡献的类星体的数量很少。一个显着的贡献，紫外线发射的HeII光电边缘的星系和星系群中的热气体将减少预期的波动的柱密度比。因此，这个模型似乎很难与HeII不透明度波动向更高红移的大幅增加相协调。我们的结果进一步加强了以前的建议，观察到的HeII Ly-alpha森林光谱在z~2-3.5探测HeII类星体的再电离的尾端。
2005-11-29 astro-ph
Can Cosmic Rays Heat the Intergalactic Medium?
早期恒星形成星系中的超新星爆炸会加速宇宙射线（CR）。CR通常在逃逸到星系际介质（IGM）之前被限制在坍缩的物体中很短的一段时间。银河系外流可以通过平流将CR带入IGM来促进这种逃逸。导致终止激波的外流也可以产生更多的CR。我们表明，CR质子从上述过程中可以显着影响IGM的热历史。在合理的参数范围内，宇宙射线加热可以补偿绝热冷却，并解释测量的IGM温度在红移z 2至4之间，即使早期再电离。
2005-05-30 astro-ph
The Physics and Early History of the Intergalactic Medium
星系际介质--充满星系间巨大空间的宇宙气体--受到从极早期宇宙的量子涨落到新形成恒星的辐射发射等过程的影响。这使星系际介质具有了作为基础物理学和天体物理学强有力探测器的双重作用。基础物理学的标题包括非常早期宇宙的条件和基本的宇宙学参数。天体物理学指的是恒星和星系漫长的宇宙历史的章节，这些历史通过恒星对宇宙气体的反馈效应而被揭示。这篇评论描述了星系际介质的物理学，重点是最近的理论和观测发展，了解早期宇宙的历史。特别是，来自最早一代恒星的辐射被认为改变了宇宙，将周围的原子变成了自由电子和离子。宇宙学家的主要目标是确切地知道再电离过程是何时以及如何发生的，因为这将告诉我们早期的恒星和黑洞是何时形成的，以及在什么样的星系中。在理论模型和计算机模拟的帮助下，人们开始理解宇宙再电离。目前正在设计的各种各样的仪器将探测宇宙历史上一个迄今为止基本上未被探索的时代的第一批光源。新的观测结果以及对理论模型和数值模拟的挑战将在未来十年内激发这一领域的大量工作。（节略）
2007-04-26 astro-ph
Minihalo photoevaporation during cosmic reionization: evaporation times and photon consumption rates
在宇宙再电离过程中，扫过星系际介质（IGM）的弱R型电离锋（I-锋）经常发现它们的路径被宇宙学微晕阻挡。当这种情况发生时，充满每个微晕的中性气体被光蒸发;当I-锋燃烧穿过晕时，从R-型减速到D-型，所有的气体都被吹回IGM作为电离的超音速风。在以前的论文（Shapiro，Iliev和Raga 2004）中，我们描述了这个过程，并详细介绍了我们的第一个模拟结果，它的数值气体动力学与辐射输运。为了说明这一点，我们着重研究了一个特殊的情况，即一个10^7太阳质量的小晕在z=9处被一个遥远的电离辐射源引起的星系际I-锋面所覆盖，其源光谱（来自大质量的Pop. II或III恒星，或类星体）和再电离过程中预期的典型通量水平不同。在Lambda CDM宇宙中，在再电离之前和过程中大量形成迷你晕，因此，它们的光蒸发是再电离的一个重要的，可能是主要的特征，它使再电离减慢并浪费电离光子。我们现在已经进行了一组更大的高分辨率模拟，以确定和量化的依赖minihalo的光蒸发时间和光子消耗率晕质量，红移，电离通量水平和光谱。我们发现，在其光蒸发过程中，每个微晕原子吸收的电离光子的平均数通常在2-10的范围内。对于在再电离过程中预期的小晕中的坍缩部分，这可以在完成再电离所需的每个原子中增加大约1个光子，可能使宇宙再电离所需的最小光子数增加一倍。
2004-08-23 astro-ph
The Thermal Memory of Reionization History
最近WMAP测量的大电子散射光学厚度τ_e = 0.17 ± 0.04与一个简单的再电离模型相一致，即星系际介质在红移z ~ 15处电离，之后保持高度电离。在这里，我们表明，现有的测量IGM温度从莱曼α森林在z ~ 2 - 4排除了这种“香草”模型。在对电离光谱的合理假设下，只要宇宙在z = 10之前被再电离，并且在之后保持高度电离，IGM就会达到一个渐近的热状态，与观测结果相比，这个状态太冷了。为了同时满足CMB和森林约束，再电离历史必须是复杂的：再电离在z >~ 15时开始，但在6 < z < 10时中性氢和/或氦的分数，和/或在4 < z < 10时单电离氦的分数必须有显著的（阶数单位）变化。我们描述了一个物理动机的再电离模型，满足所有目前的观察。我们还探讨了随机再电离历史的影响，并表明，后期的（HeII --> HeIII）再电离诱导IGM温度的显着分散，但分散随着时间的推移迅速减少。最后，我们提供了一个热渐近线的解析公式，并讨论了可能的额外的加热机制，可能会逃避我们的约束。
2003-04-07 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
The Impact of Small-Scale Structure on Cosmological Ionization Fronts and Reionization
在宇宙再电离过程中，宇宙学电离前沿的传播受到由于结构形成而引起的小尺度气体不均匀性的强烈影响。这些不均匀性包括塌陷的微晕（通常是自屏蔽的）和低密度结构（不是自屏蔽的）。微晕的密度和光学厚度足以捕获星系际电离锋，阻挡它们的路径并掠夺它们的电离光子，直到微晕气体作为蒸发风排出。较低密度的结构并不能捕获这些锋面，但它们可以通过增加星系际介质中的整体复合速率来减缓它们。在本文中，我们研究了这两种类型的不均匀性，包括非线性聚类效应的影响，我们发现，IGM结块和崩溃的minihalos有显着的，但质量不同的影响再电离。虽然小晕的平均数密度随着时间的推移而强烈增加，但电离源周围H II区域内的小晕密度基本恒定。因此，小晕的影响基本上是减少了IGM在所有时期可用的电离光子的数量，这相当于减少了每个源的光度。另一方面，IGM聚团效应随着时间的增加而增强，减缓了再电离并延长了再电离时间，因此，虽然小晕的影响在很大程度上随着未知源效率的退化而退化，但IGM聚团效应可以显著地帮助调和最近观测到的宇宙微波背景偏振与类星体在z~6处的吸收光谱，它们共同指向一个早期但延长的再电离时期。
2005-01-20 astro-ph
Radiative transfer through the Intergalactic Medium
我们使用概率的方法来计算的电离前沿的传播对应的再电离的星系际介质中的LCDM宇宙学，包括氢和氦。与均匀再电离的情况相比，辐射转移的效果显著提高了电离气体的温度。由此得到的电离气体的温度-密度关系是非单调的和多值的，反映了辐射转移的非定域性，并表明在再电离后宇宙中，局域气体密度-温度之间的单一多变关系是对重子热力学状态的不良描述.
2003-12-19 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
Resolving the Structure of Ionized Helium in the Intergalactic Medium with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
类星体光谱中的中性氢和电离氦吸收是早期宇宙结构的独特探针。我们目前的远紫外光谱探测器的视线类星体HE 2347 -4342在1000-1187 A波段的分辨率为15000。我们解决的He II Ly α吸收作为一个离散的森林的吸收线在红移范围2.3至2.7。这些特征中约有50%具有柱密度log N（HI）> 12.3的H I对应物，这解释了He II Ly alpha中观察到的大部分不透明度。He II与H I柱密度比的范围从1到>1000，平均值约为80。<100的比值与吸收气体的光致电离一致，这是由类星体的积分光产生的硬电离光谱造成的，但在许多地方>100的比值表明来自星暴星系或严重过滤的类星体辐射的额外贡献。没有H I对应物的He II Ly α吸收体的存在表明即使在低密度区域也存在结构，这与通过引力不稳定性形成结构的理论预测一致。
2001-08-09 astro-ph
Temperature fluctuations 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。我们用小波分析了11个高分辨率类星体光谱的莱曼α森林，发现了强有力的证据，表明在红移z=3.3附近，平均密度T_0为60%时，温度有明显的跳跃，我们将其归因于氦II的再电离。在我们所有三个跨越红移3.3的光谱中都可以看到这种跳跃，其显著性为99%。在z=3.1以下，我们的结果与宇宙的平稳冷却一致，正如我们所预期的那样，当绝热膨胀超过来自类星体和星系的紫外背景光加热时。我们没有发现任何证据的热波动的尺度大于5000公里/秒大于50%，这可以通过我们的方法检测到，这表明IGM遵循一个合理的定义良好的温度-密度关系。我们证明了平均子波振幅与T_0成反比，并用流体动力学模拟校准了这种关系。当z>3.6时，T_0= 12000 K。如此高的温度表明氢再电离发生在相对较近的时期。
2002-01-30 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
Impact of dark matter on reionization and heating
推导了不同衰变（或湮灭）暗物质（DM）候选者在星系际介质（IGM）中能量沉积的演化。重湮灭DM粒子（质量大于几个GeV）对再电离和加热没有影响，即使我们假设湮灭所发射的所有能量都被IGM吸收。在较轻的粒子的情况下，对再电离和加热的影响取决于IGM的能量吸收效率。我们计算了IGM有效吸收的衰变和湮灭产生的能量的分数。我们发现这个分数在非常高的红移（>>100）时通常很高，但在最近的时期下降。
2007-01-24 astro-ph
