Connecting Reionization to the Local Universe
我们提出的结果相结合的N体和三维再电离计算，以确定再电离的历史和当地环境之间的关系，在体积1 Gpc/h的跨越和分辨率约为1 Mpc。我们解决了在z=0时质量大于~10^12 Msun的大约2x10^6个晕的形成，使我们能够确定星系和星系团的晕质量和再电离时期之间的关系。对于我们的基准再电离模型，其中再电离开始于z~15，结束于z~6，我们发现在红移10<z<15处，团簇大小的晕在首先再电离的区域有很强的偏差。因此，星系团中的物质在相对较小的区域内被再电离，大约为几个Mpc，这意味着我们计算中的所有星系团都是被它们自己的祖先再电离的。银河系质量晕平均再电离后，由更大的区域，与全球的分布相似，表明低质量的晕是相对不相关的再电离时，只有他们的质量作为一个先验。平均而言，我们发现大多数质量小于10^13 Msun的晕是内部再电离的，而几乎所有质量大于10^14 Msun的晕都是由它们自己的祖先再电离的。我们简要地讨论了这项工作的影响，在光的“失踪卫星”的问题，以及如何这种新的方法可以进一步扩展。
2008-12-18 astro-ph
WMAP 3-year polarization data: Implications for the reionization history
在考虑辐射转移效应和反馈机制计算宇宙再电离历史时，我们发现结构形成的延迟不能完全解释电子光学厚度从WMAP 1到WMAP 3的减小.我们还表明，一个PopIII星团的质量为80钼和一个沉重的拉森初始质量函数具有足够高的电离效率，以占WMAP 3的结果，而在WMAP 1的情况下，更高的恒星质量为1000钼是必需的。
2006-05-16 astro-ph
UV Radiative Feedback During the Advanced Stages of Reionization
再电离过程中的电离紫外线背景（UVB）可以抑制低质量星系的气体含量，即使是那些能够有效的原子冷却，从而导致延长再电离时期。在这项工作中，我们探讨了在再电离的中期和后期阶段，负紫外辐射反馈对Tvir> 10^4 K晕的重要性。我们不试图自洽模型再电离，相反，我们探索一个大的参数空间，试图得出一般的，强大的结论。我们使用分层的方法来做到这一点。使用1-D流体动力学模拟，我们模型的气体塌陷到各种质量的各种强度的UVB下的晕。然后，我们生成现实的，参数化的地图的不均匀的UVB，使用大规模的半数值模拟。通过结合这些结果，我们发现，在所有合理的保守的情况下，紫外线反馈原子冷却晕是不够强，显着延迟大部分的再电离。只有当z> 10源的电离效率比z~6数据似乎暗示的高得多（~两个数量级）时，这种延迟才有可能。我们还发现，反馈是非常强烈地依赖于晕质量。我们的结果表明，再电离的自然时间尺度是Tvir> 10^4 K晕中包含的整体坍缩部分的增长。最后，我们的研究结果强调了在模拟再电离时考虑扩展动力学范围的重要性。
2008-06-19 astro-ph
Lyman Break Galaxies and Reionization of the Universe
我们提出了恒星形成的历史，光度，颜色，质量与光的比例，和晕质量的“星系”在宇宙学再电离的模拟形成。我们将这些星系与在高红移下观测到的Lyman Break Galerkin星系进行了比较。虽然模拟受到小盒子尺寸的严重限制，但模拟的星系确实看起来像观测到的星系的远亲。它们具有相似的颜色，模拟和观测的星系都可以用相同的光度函数拟合。这对再电离过程很重要，因为在模拟中，只有恒星在红移处负责再电离，这与类星体吸收光谱中看到的冈恩-彼得森槽一致。根据观测研究，z = 4的最亮星系确实相当年轻。但这些最明亮的星系是搭便车的-它们对z > 6的宇宙再电离的贡献仅为25%。相反，大部分工作是由较暗的星系完成的，这些星系在z = 4时属于28 < I < 30星等范围。这些较暗的星系并不一定比最亮的星系质量小。
2003-07-09 astro-ph
Early afterglows as probes for the reionization epoch
伽马射线暴前身的性质仍然是一个有争议的问题，但在伽玛射线暴与大质量恒星的关联上，共识正在增长。此外，目前的宇宙再电离模型认为大质量的Pop-III星是电离光子的来源。这样，伽马射线暴和再电离之间就有了自然的联系。通过对高红移伽玛暴的瞬发红外光谱观测可以测量再电离时期。在这一点上，伽玛暴比类星体更好：它们产生的HII区更小，即使它们比类星体亮得多（但时间更短），而且与类星体相反，它们不会改变周围IGM的吸收特性。
2001-03-20 astro-ph
Effects of Early Cosmic Reionization on the Substructure Problem in Galactic Halo
威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）最近对宇宙微波背景的观测强烈地表明，宇宙的再电离发生得相当早（z \sim 17）。另一方面，有人指出，冷暗物质宇宙学遭受的子结构问题，亚星系晕是过度生产比观测到的矮星系在本星系群。在本文中，作为一个潜在的机制来解决这个问题，我们考虑的反馈效应的早期再电离的小尺度结构的形成。为此，我们进行了三维辐射流体力学模拟，包括电离光子的辐射转移。结果表明，对于M_{vir} \la 10^8 M_ \odot或v_{circ} \la 20 km/s的低质量系统，早期再电离是非常严重的，在95%以上的低质量系统中，几乎所有的气体都被光蒸发了.这种对低质量星系形成的强烈负反馈可能解决了亚结构问题，并支持这样一种观点，即本星系群矮星系是经历过潮汐剥离并幸存下来的更大质量晕的后代。
2004-06-12 astro-ph
History of Hydrogen Reionization in the Cold Dark Matter Model
计算了冷暗物质（CDM）模型中的再电离历史。再电离结束的时间和汤姆逊散射到宇宙微波背景的光学深度取决于小尺度上的功率谱振幅和塌陷晕中单位质量电离光子的发射率。我们校准的发射率，以重现在z=4测量的电离背景强度。在模型中，所有CDM晕都有一个恒定的发射率或一个恒定的能量发射每哈勃时间，每单位质量，预测再电离结束附近z~6和光学深度的范围是0.05 < tau_e < 0.09，符合WMAP结果在1至2西格玛水平。如果光学深度高达0.17（如WMAP所建议的），则在z>15处速度色散约为3-30 km/s的晕，其每单位质量的电离发射率必须比在z=4处产生电离发射率的更大质量晕大50倍。如果要求CDM功率谱幅度与Croft等人（2002年）从Lyman alpha森林测量的结果一致，则该因子增加到100。如果τ_e >~ 0.17得到证实，那么与z=4相比，在z>15时电离辐射率更高，这可能是由于恒星形成率或单位质量类星体丰度的提高以及电离光子逃逸率的增加;再电离的结束可能被推迟到z~6，因为介质被再电离时，低质量晕中的气体吸积和恒星形成受到抑制。
2003-07-09 astro-ph
Quasar H II Regions During Cosmic Reionization
宇宙再电离的过程是在电离辐射源周围形成HII区。它们的平均尺寸不断增长，直到它们渗透并完成再电离。我们演示了如何计算这种典型的增长周围的最大的，有偏见的紫外线辐射源，如类星体，通过进一步开发的分析模型的基础上的偏移集形式主义。这种方法使我们能够计算的大小和增长的HII区的任何暗物质晕的质量和红移的最小的自由参数的祖先创建。这些预先存在的HII区域的大小的统计变化是一个额外的不确定性来源，在确定非常高的红移类星体的性质，从他们观察到的HII区域的大小。我们使用这个模型来证明，在非常高红移类星体中看到的传输间隙可以理解的辐射只有他们的祖先和相关的集群小星系。拟合将重叠的红移的下限设置为z = 5.8 +/- 0.1。这种解释使得传输间隙与观测到的类星体的年龄无关。如果这一解释是正确的，它将提高使用无线电干涉仪目前正在建设的前景，以检测再电离的时代。
2007-09-10 astro-ph
The Redshift Distribution of Distant Supernovae and its Use in Probing Reionization
我们模型的可检测的超新星（SNe）的数量作为在不同的流量阈值的红移的函数，利用本地SNe的观测特性，如它们的光变曲线，基准光谱和峰值幅度分布。我们在z > 5的近红外（4.5微米）通量密度阈值为3 nJy（詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）在10^5秒积分内可实现）时，获得了0.4-2.3 SNe/arcmin ^2/yr的速率。在一个假设的一年巡天中，应该可以在z > 6时探测到每单位红移几千个SNe。我们讨论了这样一个大样本的遥远的SNe作为探针的时代的再电离的可能应用。通过加热星系际介质和提高宇宙学的金斯质量，再电离过程可以抑制低质量星系中的恒星形成。这可能会在再电离的红移附近产生相对急剧的SNR下降。我们通过改变红移和持续时间的功能，以及其对低质量晕中的SFR的影响，在未来的调查中量化了这一功能的可检测性，这导致了不同的红移，宽度和预期的SFR下降的大小。我们发现，只要（i）再电离历史包含一个相对快速的特征，在不同的区域内（Δz < 1 - 3）是同步的，（ii）主导再电离的晕中的恒星形成效率约为10%，（iii）再电离显著抑制低质量晕中的恒星形成，那么在z_re ~ 13的范围内都可以检测到这种下降。视（i）至（iii）项的详情而定，这项工作可在两星期内完成。检测这种特征也将有助于阐明调节再电离的反馈机制。
2005-09-26 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
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
Dwarf Galaxy Formation Was Suppressed By Cosmic Reionization
最近发现了大量在大爆炸后不到10亿年诞生的暗淡星系。这些星系分布的波动导致了宇宙氢电离分数在数十兆秒差距尺度上的散射，正如沿着已知最早的类星体的视线所观察到的那样。理论模拟预测，矮星系的形成应该在宇宙氢被再电离后被抑制，导致宇宙恒星形成率下降。在这里，我们提出了这种抑制的证据。我们证明了产生大部分红移z~5.5的电离辐射的再电离后星系的质量必须超过~10^{10.6+/-0.4}太阳质量，否则上述散射将小于观测到的。这个极限质量比被认为主导宇宙氢再电离的星系质量（约10^8太阳质量）大两个数量级。我们预测，未来的调查与空间为基础的红外望远镜将检测到人口较小的星系，再电离宇宙在较早的时间，之前的时代的矮星系的抑制。
2006-03-22 astro-ph
Formation of Dwarf Galaxies during the Cosmic Reionization
本文重新分析了再电离宇宙中亚银河系天体在UVB辐射下的光蒸发问题。为此，我们进行三维辐射平滑粒子流体动力学计算，其中的辐射转移是由一个直接的方法解决，也包括H $_2$分子的原始气体的非平衡化学。注意力集中在辐射转移效应对UVB的形成亚银河系天体与$T_{\rm vir}\la 10^4$ K。我们考虑的再电离模型与$z_{\rm reion} \approx 7$和早期的再电离模型（$z_{\rm reion} \approx 17$）推断的WMAP。我们发现，恒星的形成受到明显的抑制UVB，但重子在高密度峰自屏蔽，即使在再电离，最终形成一定数量的恒星。从这个意义上说，亚银河系的光蒸发并不像一维球面计算所认为的那样完美。最终的恒星分数取决于坍缩时期和系统质量，但几乎与再电离时期无关。例如，在$z_{\rm reion} \approx 7$模型中，只有十分之几的恒星是在宇宙再电离后诞生的，而在WMAP再电离模型中，超过90%的恒星是在宇宙再电离后诞生的。因此，UVB反馈对CDM情景下的子结构问题的影响应该通过仔细处理辐射转移来评估。在高密度峰处形成的星团在暗物质势中以无耗散的方式相互结合，最终形成一个球状系统。因此，这些低质量星系具有大的质光比，例如在本星系群的矮椭球体中观察到的。
2003-09-06 astro-ph
Detecting Reionization in the Star Formation Histories of High-Redshift Galaxies
大爆炸后遗留下来的宇宙氢的再电离使其温度升高到> 1.e4 K。这种光加热导致星系的最小质量增加，从而抑制了宇宙恒星的形成速率。受影响的矮星系群包括后来形成的大质量星系的祖先。我们发现，一个红移z >~ 6的大质量星系应该表现出一个双峰的恒星形成历史，其标志是一个明显的断裂。这种断裂反映了星系聚集区域再电离的抑制信号。由于大质量星系起源于宇宙演化加速的过密区域，它们的环境比宇宙其他部分更早地再电离。对于一个红移z ~ 6.5的恒星组成的~ 1.e12 M_solar的星系，恒星形成率通常应该被抑制在红移z >~ 10，因为已知宇宙的其余部分已经再电离了z >~ 6.5。事实上，这被推断为HUDF-JD 2的情况，这是一个可能在z ~ 6.5的大质量星系，但被推断为在z >~ 9的恒星中形成了其3.e11 M_太阳的大部分。
2007-04-26 astro-ph
Effect of Reionization on the Structure Formation in the Universe
我用宇宙学再电离的模拟来量化光电离对低质量物体中气体部分的影响，特别是特征质量尺度，低于该尺度的气体部分与普遍值相比减少。我表明，这种特征尺度可以达到一个数量级低于线性理论的牛仔裤质量，即使一个定义的牛仔裤质量在一个更高的过密度，它不跟踪这种特征抑制质量的演变。相反，直接对应于线性微扰理论中重子微扰被平滑的尺度的过滤质量，提供了与特征质量尺度的非常好的拟合。因此，它似乎是在线性和非线性制度的结构形成上的再电离的效果是由一个单一的特征尺度，重子微扰的过滤尺度描述。与金斯质量相反，过滤质量依赖于气体的全部热历史，而不是声速的瞬时值，因此它解释了压力影响膨胀宇宙中气体分布所需的有限时间。除了特性的抑制质量，我研究的概率分布的完整形状，找到一个对象与给定的气体质量之间的所有对象具有相同的总质量，我表明，数值结果可以描述一个简单的拟合公式，再次只依赖于过滤质量。这种概率分布的简单描述对于早期宇宙结构形成的半解析建模可能是有用的。
2000-05-04 astro-ph
Redshifted 21 Centimeter Emission from Minihalos Before Reionization
在再电离之前，星系际介质（IGM）可能已经足够冷，使得低质量的“迷你晕”从气体中凝结出来，并随后影响再电离。以前的工作表明，微晕产生相当大的21厘米波动。在这里，我们认为这个信号在其适当的宇宙学背景下，并表明，隔离minihalos从其余的IGM是非常困难的。使用著名的晕模型，我们计算的功率谱的21厘米的波动从minihalos和显示，信号迅速减少反馈增加的牛仔裤质量。然后，我们表明，即使是一个小的莱曼-α背景增加了21厘米的波动扩散IGM远远超出那些的minihalos;因为在IGM的质量分数是大得多，minihalos将埋在IGM信号。非线性偏置和微晕结构的独特特征只出现在小得多的尺度上，远远超出了任何即将推出的仪器的分辨率。使用简单的，但有代表性的，再电离的历史，我们然后表明，所需的莱曼α背景水平最有可能达到z>15，而minihalo仍然是罕见的，所以他们几乎总是退化的弥漫IGM。
2006-04-04 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 Inhomogeneous Background of H2 Dissociating Radiation During Cosmic Reionization
本文首先对再电离源在再电离时期（EOR）产生的宇宙学H_2离解紫外背景进行了自洽计算。再电离的大尺度辐射转移模拟追踪了来自我们模拟体积中所有来源的所有电离星光对IGM的影响，直到质量约为10^8太阳质量的矮星系，这是通过非常高分辨率的N体模拟确定的，包括IGM光热对矮星系形成的自我调节效应。然后将每个光源在13.6 eV以下发射的紫外连续谱通过相同的IGM，用原子H莱曼系共振线衰减，预测了H_2在11 ~ 13.6 eV之间的莱曼-沃纳带的非均匀背景的演化。
2008-07-06 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
Cosmic Reionization and Galaxy Formation
利用三维辐射转移计算了非均匀宇宙的再电离，模拟了类星体的吸收线系统，并与高红移Ly $α$连续谱凹陷的观测结果进行了比较。通过比较发现，当$z$在$z>4$为$I_{21}=0.5\exp [3(4-z)]$时，超银河系紫外强度迅速下降，再电离必须在$z=6$和10之间发生。基于这种紫外背景强度的时间依赖性，我们探讨了在紫外背景下的星系前云的坍缩，发现自屏蔽在质量尺度上是突出的$ M_{BIF}=3.0\times 10^{11} M_\odot [(1+z_c)/5]^{-4.2}(I_{21}/0.5)^{0.6}. $这个质量尺度预测了星系形态的分叉，并通过与观测结果的对抗，证明分叉质量成功地区分了椭圆星系和旋涡星系。
2001-08-10 astro-ph
Star Formation in a Cosmological Simulation of Reionization
我们研究了高红移星系的光度函数在详细的宇宙再电离的流体动力学模拟，其目的是再现z=5和z=6之间的莱曼α森林的演变。我们发现，光度函数和恒星总质量密度与观测结果一致时，合理的假设在z=6的红化。我们的模拟结果支持这样的结论，即只有恒星才能使宇宙再电离。
2007-05-04 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
Source Mergers and Bubble Growth During Reionization
最近推出的模型的基础上扩展的Press-Schechter理论（Furlanetto，Zaldarriaga和Hernquist 2004）的再电离气泡推广到包括合并的电离源。由于恒星的形成，以及如果存在黑洞的话，在中心黑洞上的吸积，最近发生大合并的源被认为具有增强的光子产生。这产生了与给定质量的晕相对应的电离光子数量的散射，以及对于任何给定的晕质量，光子产生随时间的变化。光子生产的历史，气泡分布和电离的历史计算几个不同的参数和重组的假设，所得到的分布之间的插值先前计算的极限情况。
2006-09-21 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
Reionization and the abundance of galactic satellites
标准等级结构形成模型面临的主要挑战之一是，预测的圆周速度为10-30公里/秒的银河系subhalos的数量比本星系群内实际观测到的卫星数量高出一个数量级。使用一个简单的模型的形成和演化的黑暗晕，基于扩展的Press-Schechter形式主义和测试对N-体的结果，我们表明，理论预测可以调和与观察，如果气体吸积在低质量的晕被抑制后的时代的再电离。在这张图片中，观测到的矮卫星对应于一小部分在再电离之前吸积了大量气体的晕。光电离机制自然地解释了为什么预测的晕和观测的卫星之间的差异在30 km/s左右，合理地选择再电离红移（z_re = 5-12），该模型可以再现星系卫星观测速度函数的振幅和形状。如果这种解释是正确的，那么典型的明亮星系晕包含许多低质量的暗物质子晕。通过它们的引力透镜效应，通过它们对恒星盘的影响，或者作为具有非常高的质光比的矮卫星，这些都可能被探测到。这个模型还预测了大量潮汐破裂的矮星产生的弥散恒星成分，也许足以解释银河系的大部分恒星晕。
2000-02-09 astro-ph
Impact of Reionization on the Stellar Populations of Nearby Dwarf Galaxies
星系形成的冷暗物质模型预测，低质量系统将是恒星形成的第一个地点。由于这些天体的引力势阱较浅，它们的恒星星族随后的增长可能会因再电离引起的加热和气体损失而停止。这种效应被认为深刻地影响了现今矮星系的性质，包括它们的恒星星族，甚至是作为可见星系的生存。在这封信中，我们借鉴了本星系群矮星系恒星形成历史的定量研究结果，特别是银河系卫星，表明再电离对广泛的进化影响没有明确的标志。所有经过足够详细研究的附近矮星系都包含与最古老的银河系球状星团年龄难以区分的古老种群。古老的恒星形成活动持续了几个Gyr，一些矮球状星系甚至经历了相当连续的恒星形成，直到几个Gyr之前。尽管它们的质量都很低，但它们的恒星形成历史却大不相同。附近矮星系的演化历史似乎反映了各种局部过程的影响，而不是再电离的主导效应。
2004-07-06 astro-ph
Black Holes From the Dark Ages: Exploring the Reionization Era and Early Structure Formation With Quasars and Gamma-Ray Bursts
宇宙再电离时代，包括第一批恒星、星系和活动星系核的形成，现在是宇宙学研究中最活跃的前沿之一。本文简要回顾了我们目前对早期结构形成的认识，并利用大质量黑洞（为早期类星体提供动力）与其宿主星系共同形成的观点，利用高红移类星体作为早期星系形成和原始大尺度结构的探测器。有越来越多的证据表明，在第一个光源的形成过程中存在强烈的偏置，这将导致Clurons再电离。类星体在z > 6时的吸收光谱表明再电离时代在z ~ 6时结束;然而WMAP卫星的测量结果表明，在z ~ 10 - 20时，再电离时代已经开始。第一代大质量恒星，也许是在早期小型类星体的帮助下，可能以如此高的红移使宇宙再电离，但它们的反馈可能扰乱了随后的恒星和星系形成，导致了一个延长的，也许是多模态的再电离历史，在z ~ 6结束。对这些第三星族恒星死亡事件中的伽马射线暴的观测，可能会对原始结构的形成、再电离、早期化学富集和种子黑洞的形成提供重要的见解，这些种子黑洞可能会成长为发光类星体的中心引擎。
2004-09-15 astro-ph
Fossil remnants of reionization in the halo of the Milky Way
我们最近完成的10亿粒子通过Lactea II模拟银河系大小的暗物质晕解析了今天在主宿主的维里化区域内轨道运行的50，000多个引力束缚团块。其中约有2，300个暗晕有一个或多个红移11的1 e6 Msun以上的“祖先”，也就是说，它们的质量足以使它们的气体在宇宙再电离之前通过H2的激发而冷却并碎裂。我们计算了4，500个这样的祖先：如果它们能够将一小部分气体含量转化为具有Salpeter初始质量函数（IMF）的非常贫金属的恒星，那么它们今天的亮度将达到M_V=6.7/太阳质量的恒星。假设一个普遍的重子分数，我们表明，平均恒星形成效率低至0.1%，低于1 e8 Msun的祖先将过度生产的斯隆数字巡天观测到的微弱银河系矮椭球体的丰度。恒星形成在第一个光必须发生在IMF缺乏恒星低于0.9 Msun，或本质上是非常低效的小暗物质晕。如果是后者，我们的结果可能被视为星系形成中最小尺度的另一个暗示。
2008-10-21 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
Non-linear evolution of the cosmological background density field as diagnostic of the cosmological reionization
我们提出的宇宙学和再电离参数的基础上的累积质量函数的Ly-alpha系统的约束。我们发现Ly-alpha系统的累积质量函数分析表明，再电离红移z_r=24.2 - 4（68%CL），与WMAP各向异性测量值一致，并对密度衬度的幅度设置了限制σ_8 =0.91+-0.04（68 \CL），类似于从X射线团簇温度函数导出的那些。我们对Ly-alpha累积质量函数和WMAP各向异性测量结果的联合分析表明，在k_p= 0.05 Mpc ^-1时，当前可能识别的斜率为dn_s/dlnk \ne 0（多极L约为700）主要是在该尺度下振幅-斜率平面中存在的简并的影响，结果与没有运行一致，基于WMAP数据的其他约束基本保持不变。最后，我们评估的进展确定所考虑的参数可实现的最终温度各向异性数据从WMAP和即将到来的普朗克卫星，将显着提高这些结果的灵敏度和可靠性。这项工作是在普朗克LFI活动的框架内完成的。
2003-09-29 astro-ph
Reionization - A probe for the stellar population and the physics of the early universe
我们计算了不同模型的恒星星族的再电离历史，并探讨了原初磁场、暗物质衰变和暗物质湮灭对再电离的影响。我们发现，恒星星族的基础上的Scalo型初始质量函数的人口II恒星可以排除作为唯一的来源，再电离，除非恒星形成效率超过10%或非常高的光子逃逸分数从父母的晕。当考虑原始磁场时，我们发现双极扩散和衰减MHD湍流的附加热注入对复合后宇宙的热演化和电离历史以及结构形成有重要影响。磁金斯质量改变了典型的质量规模的恒星形成晕，并根据所采用的恒星模型，我们得出的上限之间的磁场强度为0.7和$5 $ nG（共动）。对于暗物质湮灭，我们发现一个上限的热平均质量加权截面的$10^{-33} \mathrm{cm}^3\mathrm{/s/eV}$。对于暗物质衰变，我们的计算得出的下限的寿命为$3\times10^{23}$ s的暗物质粒子。这些限制与来自复合和X射线背景的约束一致，并在更晚的时期提供了独立的确认。
2008-12-17 astro-ph hep-ph
Dark stars: Implications and constraints from cosmic reionization and extragalactic background radiation
由暗物质湮灭提供能量的暗星被认为是宇宙中最早的光源。据信这些恒星形成于低质量迷你晕的中央暗物质尖端。最近的计算表明，恒星质量可达\sim 1000太阳质量和/或有很长的寿命。因此，来自这些物体的紫外光子可能对宇宙再电离有重要贡献。在这里，我们表明，这样的暗星模型将需要一个有点人工再电离的历史，基于双再电离阶段和晚恒星爆发附近的红移$z\sim6$，为了满足WMAP约束的光学深度以及冈恩-彼得森约束在$z\sim6$。这表明，如果暗星在早期宇宙中很常见，那么预测一些类似于常规Pop. III恒星的紫外光子的模型是首选。这不包括进入主序星阶段的100个太阳质量的暗星，以及导致紫外光子数量大幅增加的其他模型。我们还推导出大规模的约束，以及轻暗物质候选人从所观察到的X射线，γ射线和中微子的背景，考虑暗物质配置文件已陡峭的暗恒星形成过程中。这增加了在高红移时的聚集因子，并导致早期宇宙中更高的暗物质湮灭率。我们还估计了暗恒星残余物中湮灭产物的潜在贡献，这可能为进一步约束此类模型提供了一条有前途的道路，但目前仍不确定。
2009-01-27 astro-ph hep-ph
Relic keV sterile neutrinos and reionization
一个质量为几千电子伏的无菌中微子可以解释宇宙学上的暗物质，也可以解释观测到的暗物质的速度。我们发现，这些残余的无菌中微子衰变产生的X射线可以促进分子氢的产生，这可以加速气体的冷却和早期恒星的形成，这反过来又会导致宇宙在足够高的红移下再电离，与WMAP的结果一致。
2006-03-02 astro-ph hep-ph
