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
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
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
Statistical Probes of Reionization With 21 cm Tomography
我们认为，在何种程度上“21厘米层析成像”的高红移宇宙可以区分不同的电离历史。使用一个新的分析模型的大小分布的HII区域，将这些电离气泡与大规模的星系overdensities，我们计算的角功率谱和其他统计特性的21厘米的亮度温度在再电离。我们表明，HII区域的功率谱上的印记功能，使我们能够分离的历史与离散的气泡与部分均匀电离（例如，X射线）。我们还表明，“双重再电离”的情况下，将修改的方式，取决于通过该机制的第一代源关闭的气泡的形态。例如，如果跃迁发生在一个固定的红移上，第一代会在21厘米的功率谱上留下一个持久的特征。最后，我们比较我们的模型，其中空洞被电离第一。虽然这两个模型的功率谱是定性相似的，我们表明，中性氢的基本分布显着不同，并建议其他统计测试可以区分它们。下一代低频射电望远镜将具有区分所有这些模型的灵敏度，并强烈限制再电离的历史和形态。
2004-04-05 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
Improving Foreground Subtraction in Statistical Observations of 21 cm Emission from the Epoch of Reionization
使用中性氢的21厘米线对再电离时代的统计观测有可能彻底改变我们对结构形成和第一个发光物体的理解。然而，这些观测由于大量的强前景源而变得复杂。在文献中已经提出了几种前景去除技术，并且已经假设这些技术将组合使用以揭示再电离时期（EOR）信号。通过研究所提出的前景去除技术的特征减法误差，我们确定了一个额外的减法阶段，可以进一步减少EOR前景污染，并研究前景去除算法之间的相互作用。这使我们能够概述一个全面的前景去除策略，结合所有以前提出的减法技术。使用这个前景去除框架和特征减法误差，我们讨论了不同的前景去除技术的互补性和阵列设计和EOR数据分析的影响。
2006-06-12 astro-ph
The Difference PDF of 21-cm Fluctuations: A Powerful Statistical Tool for Probing Cosmic Reionization
目前正在建造新一代射电望远镜，目标是通过21厘米谱线追踪红移6-15的氢原子的宇宙分布。这些观测将探测宇宙再电离过程中电离波动引起的大尺度亮度波动。由于噪声和前景发射，很难提取详细的地图，因此努力集中在21厘米波动的统计检测上。在宇宙再电离期间，这些波动是高度非高斯的，因此可以提取更多的信息，而不仅仅是通常考虑的一维函数，即，关联函数。我们计算一个二维函数，如果测量观测将允许更彻底的调查的基本电离源的属性。该函数是两点之间21 cm亮温差的概率分布函数（PDF），作为两点之间距离的函数。虽然标准的关联函数是由一个复杂的混合物的贡献密度和电离波动，我们表明，差异PDF持有的关键，分别测量电离区域的统计特性。
2007-05-22 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
Statistical features of 21-cm emission from the epoch between reionization and Gunn-Peterson transparency
我们研究了从再电离z_r到Gunn-Peterson透明z_{gp}之间的21 cm辐射。根据再电离热历史的对数正态模型，z_r > z > z_{gp}中的氢云是热的，重子气体的绝大部分被电离，但对Ly-alpha光子仍然是不透明的。因此，21厘米辐射是这个时期的一个显著特征。我们表明，21厘米的排放来自未塌陷和塌陷的氢云。亮温过剩$δT_b$的空间分布是高度非高斯的。它由具有高$δT_b$的棘突和棘突之间的低$δT_b$区域组成。该场具有如下统计特征：（1）$δT_b$的一点分布可用幂律尾概率分布函数近似描述：（2）$δT_b$的n阶矩随n的增加比高斯场快，但比对数正态场慢;（3）当尺度大于气体的金斯长度时，$δT_b$场的尺度-尺度相关性显著。这些特征对于区分早期聚类的21 cm发射与前景污染的噪声是有用的。
2004-10-12 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
How Very Massive Metal Free Stars Start Cosmological Reionization
利用从头算宇宙学欧拉自适应网格加密辐射流体动力学计算，我们讨论了超大质量恒星如何开始宇宙学再电离过程。该模型包括非平衡原始气体化学和冷却过程和准确的辐射传输的情况下B近似使用自适应射线跟踪光子包，保留时间导数的传输方程。超新星反馈是由秒差距尺度的热爆炸触发的。所有计算始终通过至少16个网格单元来解析局部Jeans长度，因此覆盖约10^6的空间动态范围。这些第一个再电离源是高度间歇性和各向异性的，并且首先将它们形成的晕周围的小尺度空隙光化，而不是它们嵌入的致密细丝。当合并的天体形成更大的矮星系时，紫外辐射的逃逸分数减少，HII区域只在星系的某些侧面爆发，使它们更加各向异性。在三种情况下，SN爆炸波诱导恒星形成在过密区域，形成较早的电离前沿不稳定性。这些恒星距离它们的母恒星DM晕的中心有几十秒差距。当10^6兆太阳晕中的恒星形成在计算中占主导地位时，每次持续电离大约需要5个电离光子。当晕圈变得大于~10^7 M_sun时，电离光子逃逸分数降低，这反过来又使每次电离的光子数增加到15-50，在仅使用恒星反馈的计算中。在这些更大质量的晕中，超新星反馈创造了一个更弥散的介质，使恒星辐射更容易逃逸，并保持每次持续电离5个电离光子的比例。
2008-06-12 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
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
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 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
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
Approaching Reionization: The Evolution of the Lyman Alpha Forest from Redshifts Four to Six
我们分析了15个高红移类星体的样本位于z = 4.42和z = 5.75之间的Ly α森林属性，使用高信噪比的光谱与ESI获得的凯克II 10米望远镜。在这个红移范围内的Ly α区域中的传输的分布被证明是一致的，发现在λ冷暗物质模拟与一个平稳发展的电离率作为红移的函数。根据贝克尔等人（2001）对z = 6.28的类星体SDSS 1030+0524的光谱，将电离通量外推到z = 6.05比Cen和McDonald（2001）在这个红移处设定的2 σ上限高出两倍。然而，这些数据也与电离参数在平均值附近存在实质性变化的模型一致，在这种情况下，像Becker等人看到的暗隙变得更有可能。我们的结论是，在我们确定我们已经看到了再电离的时代之前，还需要更多的数据。我们还总结了阻尼Ly阿尔法系统中看到这些类星体的视线，并测量其金属丰度和运动学性质。我们认为，与z < 4时的值相比，z = 5时的平均DLA金属丰度大幅下降。
2002-02-07 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
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 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
Dependence of the Local Reionization History on Halo Mass and Environment: Did Virgo Reionize the Local Group?
宇宙的再电离对星系的形成方式和后来观测到的性质有着深远的影响。特别重要的是一个区域的再电离历史和它的晕组装历史的相对时间，它可以影响在该区域形成的第一批恒星的性质，它的恒星晕的性质和径向分布，球状星团人口和它的卫星星系。我们区分两种基本情况下的晕再电离-内部再电离，其中恒星形成原位recruitment他们的宿主星系，和外部再电离，其中星系的祖先是由外部辐射再电离之前，它自己的恒星能够形成足够的数量。我们使用一组大尺度辐射转移和结构形成的模拟，来自WMAP的1年和WMAP的3年数据的宇宙学的基础上，评估的平均再电离红移和内部/外部再电离的可能性的本星系团，星系在外地和中央cD星系团。我们发现，这些概率是强烈依赖于基本的宇宙学和光子生产的效率，但也对晕质量。在质量尺度为1.0e12 Msun（大致对应于L* 星系）的星系中，主要是外部再电离和主要是内部再电离之间存在快速过渡，比这更小质量的晕优先从遥远的来源被再电离。我们给出了再电离红移随晕质量变化的拟合关系，这对宇宙学尺度下星系形成半解析模型中的参数化再电离有一定的帮助。我们没有发现场星系的再电离历史与其环境之间的统计相关性。
2007-08-23 astro-ph
The Detectability of High Redshift Lyman Alpha Emission Lines Prior to the Reionization of the Universe
对于嵌入中性星系际介质（IGM）的再电离时代之前，发射线强烈抑制干预IGM的Ly α辐射源。所谓的冈恩-彼得森槽的阻尼翼可以延伸到发射线的红侧，并擦除总线通量的很大一部分。然而，透过率的增加与周围的源的本地宇宙学HII区域的大小，因此与电离光度和源的年龄。最近发现的一个Ly α发射星系的红移z=6.56（Hu et al. 2002），可能在IGM的再电离之前，我们重新审视中性IGM对Ly α发射线的影响。我们表明，即使是微弱的源电离连续很少，发射线可以保持观察。特别是，胡等人检测到的线与嵌入中性IGM中的源一致。我们提供表征的不对称性和总透射通量的Ly α线作为其源的电离发射率的函数。一个统计样本的赖氨酸α发射体延伸超出再电离红移可以是一个有用的探针的再电离。
2002-05-23 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
