The Contribution of Field OB Stars to the Ionization of the Diffuse Ionized Gas in M33
本文研究了邻近旋涡星系M33中与弥漫电离气体（DIG）和HII区有关的电离星。我们将我们的施密特H-alpha图像与紫外成像望远镜（UIT）的远紫外（FUV，1520 A）图像进行比较。H-alpha/FUV的比值在HII区域比在DIG区域高，这表明在DIG区域有一个较老的电离星族群。与演化中的恒星星族模型相比，HII区域的N（Lyc）/FUV比与年轻的爆发一致，而DIG比类似于较老的爆发人口，或由恒定的恒星形成建立的稳态人口。UIT数据与档案FUV和光学图像的一小部分的磁盘M33获得WFPC 2的HST。利用HST FUV和光学光度学，我们分配光谱类型的DIG和HII地区的观察到的恒星。测光结果表明，电离星存在于DIG中。我们比较了预测的电离通量与产生观测到的H-α发射所需的量，发现HST图像中的OB场星可以占DIG电离的40% +/- 12%，而HII区域的恒星可以提供HII区域H-α光度的107% +/- 26%。我们没有发现在这些HST领域的HII区域的电离光子泄漏和H-α光度之间的任何相关性。如果只有恒星光子负责电离DIG，那么目前的结果与没有或很少电离光子从星系中逃逸是一致的。
2000-07-20 astro-ph
The Survey for Ionization in Neutral-Gas Galaxies: III. Diffuse, Warm Ionized Medium and Escape of Ionizing Radiation
我们使用的第一个数据发布的SINGG H-阿尔法调查HI选定的星系研究的扩散，温暖的电离介质（WIM）的定量行为在这109个星系所代表的属性范围。该样品中扩散电离气体的平均分数f_WIM为0.59+/-0.19，略高于先前样品中发现的分数。由于较低的表面亮度星系往往有较高的f_WIM，我们认为，这种差异的大部分是由于选择效应有利于大，光学明亮，附近的星系与高恒星形成率。正如以前的研究所发现的那样，与哈勃类型或总恒星形成率没有明显的相关性。然而，我们发现，在H-α半光半径范围内，H-α表面亮度大于2.5 x 10^39 erg·s^-1 kpc^-2的星暴星系确实显示出低得多的H-α弥散辐射。原因显然不是由较低比例的场OB星所主导的。然而，这是定性一致的电离辐射逃逸阈值以上的恒星形成率，预测从我们的模型中，ISM被粉碎的压力驱动的超新星反馈。星暴星系中的HI气体分数也较低，这表明星暴正在消耗和电离所有的气体，从而促进密度限制的电离区域。如果这是真的，这些效应意味着一些莱曼连续辐射正在从大多数星暴星系中逃逸，而WIM特性和机械反馈的流出很可能是压力驱动的。然而，鉴于先前的研究表明电离辐射的逃逸分数通常很低，很可能其他因素也驱动了星爆中弥漫电离气体的低分数。
2007-03-01 astro-ph
VLA Detection of RRLs from the radio nucleus of NGC 253 : Ionization by a weak AGN, an obscured SSC or a compact SNR ?
我们对星暴星系NGC 253的H92 α和H75 α射电复合线（RRL）辐射进行了成像，其分辨率为~ 4pc。在两个频率的RRL发射峰值与未分辨的射电核一致。这两条朝向核的谱线都非常宽，FWHM约为200 km /s。对射电核的RRL和射电连续谱数据的建模表明，这些谱线产生于密度约为10 ^4 \cc、质量为几千兆太阳的气体中，这需要（6-20）× 10 ^{51}光子/秒的电离通量。我们认为在稠密介质中膨胀的SNR、星团和活动星系核都是潜在的电离源。基于动力学参数，我们排除了SNR作为一个可行的电离源。考虑了星团模型，研究了星风驱动结构中电离气体的动力学。这样的模型只在小于10^5年的星系团中与电离气体的性质一致。在核心存在这样一个年轻的星团似乎是不可能的。第三个模型假设电离源是位于原子核的活动星系核。在这个模型中，它表明，所观察到的X射线通量太弱，占所需的电离光子通量。然而，如果假设吸积盘的光谱中有一个蓝色的大凸点，那么电离的要求就可以得到解释。因此，我们赞成在核活动星系核的来源负责电离所观察到的RRL。提出了一个由内ADAF盘和外薄盘组成的混合模型，它可以解释原子核的射电、紫外和X射线光度。
2002-04-03 astro-ph
High-Ionization Emission in Metal-Deficient Blue Compact Dwarf Galaxies
原始恒星被认为是非常巨大和炎热的，产生大量的硬电离辐射。研究局部宇宙中硬电离辐射的最佳地点是非常缺乏金属的蓝色致密矮星（BCD）星系。我们对18个BCD样品中的[Ne V] 3426（电离势为7.1 Ryd）、[Fe V] 4227（电离势为4 Ryd）和He II 4686（电离势为4 Ryd）发射进行了MMT光谱搜索。我们增加了以前工作的数据和斯隆数字巡天的数据发布3。我们总共组装了一个BCD高电离样品，其中4个星系有[Ne V]发射，15个星系有[Fe V]发射，465个星系有He II发射。通过这个大样本，我们得出了以下结论。在较低的金属丰度下，[Ne V]、[Fe V]和He II的发射有升高的总趋势。然而，金属丰度不是控制辐射硬度的唯一因素。高质量X射线双星和主序星可能被排除在[Ne V]辐射的主要来源之外。最有可能的[Ne V]辐射源可能是以大于450 km/s的速度穿过电子数密度为几百个/cm^-3的致密星际介质的快速辐射激波，它与质量最大的恒星的超新星爆炸有关。它们的质量约为50 - 100兆太阳，形成于非常紧凑的超级恒星团中。He II发射所需的较软电离辐射可能与质量较小的演化恒星和/或穿过密度较低的星际介质的辐射冲击有关。
2005-07-08 astro-ph
Wolf-Rayet nebulae as tracers of stellar ionizing fluxes: I. M1-67
我们使用WR 124（WN 8h）和它的关联星云M1-67，测试理论上的非LTE模型的沃尔夫-拉叶（WR）星。莱曼连续电离通量分布来自恒星分析WR 124，星云的性质通过光电离建模进行了比较。我们的研究表明，线覆盖在影响WR星的莱曼电离能分布中起着重要的作用，特别是与包含年轻恒星星族的HII区域的研究相关。我们证实了以前的结果，非线覆盖的WR能量分布不能解释观测到的星云M1-67的性质，这样的预测电离光谱太难。使用Hillier & Miller（1998）的方法对WR 124进行了线覆盖分析，其恒星性质与以前的结果一致，除了在恒星风中包含聚团将其风性能因子降低到仅约2。线覆盖模型的电离光谱比可比较的温度未覆盖的情况要软得多，使得可以忽略的通量以高于HeI 504边缘的能量发射。光电离建模，将所观察到的径向密度分布M1-67显示出良好的协议与所观察到的星云电子温度，电离平衡和线强度。根据de Koter等人（1997）的方法，计算了WR 124的另一种恒星模型，并根据Schmutz等人（1991）的方法，将其扩大到包括线覆盖。WR 124的恒星性质具有很好的一致性，但与M1-67星云性质的一致性比Hillier & Miller的差一些。
1999-08-18 astro-ph
Ionized Absorbers in AGN: the Role of Collisional Ionization and Time-Evolving Photoionization
在本文中，我们探讨碰撞电离和随时间演化的光电离，X射线发现，电离吸收在塞弗特星系。这些吸收剂的时间变化与简单的平衡模型不一致。我们开发了一个简单的代码来跟踪非平衡光电离气体的时间演化。结果，出现了几个很容易观察到的效应，事实上，这些效应可以解释其他自相矛盾的行为。具体而言，我们发现：1）在许多重要的天体物理条件下，纯碰撞和光电离平衡可以通过中等光谱分辨率的观测来区分，这是由于1至3 keV之间的强吸收结构。2)在时间演化的非平衡光电离模型中，气体电离态对电离连续谱突然变化的响应在低气体密度下平滑和延迟，即使当光度增加时也是如此。3)如果电离光度的变化不是瞬时的，并且电子密度足够低（极限取决于气体的平均电离状态），则气体的电离状态可以继续增加，而源光度降低，因此给定元素的电离状态的最大值可能发生在电离强度的最小值期间（与平衡模型的预测相反）。4)不同元素的不同离子在不同的时间尺度上达到其平衡构型。这些性质类似于活动星系核中几种电离吸收体的性质，而这些性质迄今为止一直是令人困惑的。我们将这些模型应用于高S/N ROSAT PSPC观测的塞弗特1星系NGC 4051。
1998-08-27 astro-ph
Constraints on First-Light Ionizing Sources from Optical Depth of the Cosmic Microwave Background
我们研究了高红移恒星形成、紫外和X射线预电离以及在红移z_r处再电离的时间限制，这些限制是由最近WMAP-5对宇宙微波背景（CMB）电子散射光学厚度的测量（τ_e = 0.084 +/- 0.016）推断的。在z < z_GP = 6-7时，完全电离的星系际介质（IGM）的光学厚度τ_e = 0.04-0.05可以解释这种散射的一半，这与中性氢的Gunn-Peterson吸收相一致。在z > z_GP处，所需的附加光学深度Δ-τ_e = 0.03 +/-0.02限制了第一光源的电离贡献。WMAP-5还测量到小尺度功率的显著增加，这降低了恒星形成和电离所需的效率。早期的大质量恒星（紫外辐射）和黑洞（X射线）可以产生部分电离的IGM，增加不完全复合留下的残余电子。计算电离历史x_e（z）的不准确性和宇宙学参数（Omega_m，Omega_b，sigma_8，n_s）的简并性增加了$τ_e$测量和建模的系统不确定性。利用重子坍缩、微晕星形成和黑洞X射线预电离的标准历史，从z > z_GP处的源的附加光学深度出发，我们限制了恒星形成效率、Pop III和Pop II星的电离光子产生速率以及光子逃逸分数。
2008-06-02 astro-ph
Generic Spectrum and Ionization Efficiency of a Heavy Initial Mass Function for the First Stars
我们计算了一个早期人口的大质量恒星在高红移的通用光谱签名。对于质量在100-1000太阳质量范围内的无金属恒星，我们发现每单位恒星质量的合成光谱光度几乎与这些恒星的质量分布无关。到零级，类属光谱类似于一个有效温度为~10^5 K的黑体，这使得这些恒星在电离氢和氦方面效率很高。质量大于100个太阳质量的恒星，每颗恒星质量的电离辐射产生率，对于氢和He I来说，比标准初始质量函数的发射率高出约一个数量级，对于He II来说，高出约两个数量级。这将导致周围星际介质中异常强烈的氢和氦复合线。它还可以减轻目前在z>6时电离星系际介质的困难，并在较低的红移下推断宇宙恒星的形成率。
2001-04-10 astro-ph
Galaxies as Fluctuations in the Ionizing Background Radiation at Low Redshift
一些莱曼连续谱光子可能会从大多数星系中逃逸出来，这些光子在电离星系周围和星系之间的气体中发挥重要作用，包括引起莱曼α吸收的气体。因此，星系周围和星系际介质中的气体将暴露于不同数量的电离辐射，这取决于任何邻近星系的距离，方向和光度。电离背景可以在模拟中的任何一点重新计算，方法是将来自星系的通量加入到均匀的类星体贡献中。正常星系被发现几乎总是在红移为零时对电离背景辐射做出一些贡献，如吸收体和空间中随机点所见。假设大约2%的电离光子从银河系这样的星系中逃逸，我们发现正常星系至少贡献了30%到40%的假设类星体背景。莱曼α吸收剂与广泛的中性柱密度被发现暴露于广泛的电离率，虽然光电离率的吸收剂的分布被发现是强烈的峰值。平均而言，不太高度电离的吸收体被发现产生更远的发光星系，而在具有广泛的属性的星系周围的电离率的局部波动。
2003-03-02 astro-ph
Metallic Absorbers and the Evolution of Galaxy Haloes and the Metagalactic Ionizing Background
将与莱曼森林吸收体相关的弱金属线系统非常仔细地分离成具有精确参数的单个"单相电离“组分，在宽红移范围1.9 < z < 4.4内产生了大样本。这些系统通常跨越数百公里/秒，并且在每个组件内，它们的电离特性表现出很强的一致性。没有发现柱密度比N（Si IV）/N（C IV）的突然演变，这与先前在z = 3附近的大变化的指示相反，尽管在z~2.2以下和z~3.8以上有明显的上升。平滑而非突然的光谱演变反映在N（NV）/N（C IV）的z分布中。比较N（Si IV）/N（C IV）与N（C II）/N（C IV）的观测与云的衍生值使用几个模型电离光谱显示，类星体电离背景的一般优势，在较低的红移，而额外的强大的，最终占主导地位的恒星的贡献是需要逐步向高红移。
1998-10-30 astro-ph
The ionizing radiation from massive stars and its impact on HII regions: results from modern model atmospheres
我们提出了一个详细的比较电离光谱能量分布（SED）预测的四个现代恒星大气代码，TLUSTY，CMFGEN，WMBasic，和FASTWIND。我们考虑三组恒星参数代表晚O型矮星（O9.5 V），中期O型矮星（O 7 V），和早期O型矮星（O5.5 V）。我们探讨了两种不同的可能性，这样的比较，我们所谓的进化和观测方法：在进化的方法比较的SED定义相同的值Teff和logg的恒星;在观测方法的模型进行比较不一定有相同的Teff和logg，但产生类似的H和HeI-II光学线。我们发现，有一个更好的协议，在Q（H 0），比Q（He 0）/Q（H 0），和形状的SED预测的四个代码在13和30 eV之间的光谱范围内，当模型进行比较，以下的观测方法。然而，即使在这种情况下，在更高的能量下也会发现很大的差异。然后，我们讨论了如何在SED的差异可能会影响周围星云的温度和电离结构的整体性能。我们发现，在300-350 K范围内，星云温度的影响不大。不同的SED产生的星云电离结构明显不同。这将导致建立电离校正因子的重要后果，用于确定HII区的丰度，以及在电离的恒星星族的星云线比的特性。
2008-05-09 astro-ph
SOAP and the Interstellar Froth
我们调查，是否所谓的失败的标准光电离代码的弥漫电离气体（DIG）的几何效应和辐射转移的处理不足，简单地造成的。标准的光电离模型只适用于均匀和球对称的星云与中央电离恒星，而盘星系的几何形状需要一个三维分布的电离源的磁盘照亮晕。这种几何形状的变化加上适当的辐射转移模型，预计将大大影响电离条件。因此，我们开发了一个新的和复杂的3D蒙特卡罗光电离代码，称为SOAP（模拟天体物理等离子体），通过调整现有的1D代码的HII区域（Och，露西，罗莎1998），它自洽模型的3D盘星系与气体DIG晕。给出了气体密度呈指数下降的简单（无尘）模型的第一个结果，并讨论了盘和晕的预测电离结构。理论谱线比与实测值符合得很好。NGC 891的光环此外，电离光子离开星系晕的分数被绘制为不同气体密度的函数。这个数量对即将进行的研究特别重要，因为粗略的估计表明，大约7%的电离光子从晕中逃逸，并有助于IGM的电离。考虑到正常旋涡星系相对较大的数量密度，OB-星对IGM电离的影响可能比AGN或类星体强得多。
2004-11-11 astro-ph
Mid-IR observations of Galactic HII regions: constraining ionizing spectra of massive stars and the nature of the observed excitation sequences
广泛的光电离模型网格单星HII地区使用各种最近的国家的最先进的恒星大气模型已计算的主要目的是约束/测试其预测的电离光谱对最近ISO中红外观测银河系HII地区，探测电离光谱之间的~ 24和41 eV由于Ne，Ar，和S精细结构线。特别注意详细地研究了星云性质对众多星云参数（平均电离参数U、丰度、尘埃等）的依赖性。其对于这里考虑的对象通常不受约束。最后，我们研究了哪些参数是主要负责所观察到的中红外激发序列。银河系的金属丰度梯度改变恒星发射的形状被发现是银河系HII地区的激发序列的驱动程序之一，这种效果的实际贡献最终大气模型依赖。我们发现，由于IMF的统计采样加上电离参数中的额外散射，不同的HII区域之间的Teff的分散可能是所观察到的激发散射的主导驱动程序。
2003-10-09 astro-ph
iVINE - Ionization in the parallel tree/SPH code VINE: First results on the observed age-spread around O-stars
我们提出了一个三维的，完全并行化的，有效的实现电离紫外辐射的光滑粒子流体动力学（SPH），包括自引力。我们的方法是基于SPH/树代码VINE。因此，我们称之为iVINE（Ionization + VINE）。这种方法允许详细的高分辨率研究电离辐射的影响，例如年轻的大质量恒星对其动荡的母体分子云的影响。在本文中，我们描述的概念和数值实现的辐射转移的平面平行的几何形状，我们讨论了几个测试情况下证明的效率和精度的新方法。作为第一个应用程序，我们研究了辐射驱动的内爆的边缘稳定的分子云在不同的距离强紫外光源，并表明，他们被驱动到引力坍缩。由此产生的核心非常紧凑和密集，就像在集群环境中观察到的那样。我们的模拟表明，触发崩溃的时间取决于核心的距离紫外光源。离震源较近的云比离震源较远的云早坍缩$10^5$几年。这种效应可以解释在OB星协中观察到的年龄分布，在OB星协中，离源较近的恒星被发现更年轻。我们讨论了可能的不确定性，在观测推导的冲击波前速度由于早期剥离的原恒星信封电离辐射。
2008-11-10 astro-ph
Statistics of Neutral Regions During Hydrogen Re-Ionization
我们提出了两个统计措施的预测在高红移的氢再电离过程。第一个统计量是在高红移类星体的光谱中确定的中性段的数量作为它们长度的函数。第二是中性区与可能的电离辐射源之间的相互关系。这些独立的探针对电离区域的拓扑结构敏感。如果再电离从高密度区到低密度区进行，那么互相关将是负的，而如果空隙首先被电离，那么我们预计会有正的相关性和相对较少的长中性段。我们测试的敏感性，这些统计数据的再电离恒星在高红移星系。利用半解析星系形成模型，通过N体模拟识别星系，估算了恒星电离辐射通量。电离气体的空间分布被跟踪在各种模型中的电离前沿的传播。电离从高密度区域向低密度区域进行的模型与Becker等人（2001）的观测结果一致，而电离从最低密度区域开始的模型似乎与目前的数据不一致。
2002-08-01 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
21 cm Signals from Early Ionizing Sources
我们研究了再电离期紫外电离源的21 cm信号。21 cm发射区和吸收区的形成和演化基本上取决于光子在物理空间和频率空间中的动力学。为了求解辐射转移方程，我们采用了WENO算法，该算法能有效地捕获尖锐的电离轮廓和光前沿的截止点$(r=ct)$，并能处理电离球中的小部分中性氢和氦。我们发现，一个球壳的21厘米的发射和吸收将开发围绕一个点源的电离前（I-前）的速度显着低于光速。21 cm的壳层从I-前延伸到光的前;其内部是发射区，其外部是吸收区。21 cm发射区强烈依赖于紫外电离源的强度、频谱和寿命。对于短寿命的源，如果源在I波前速度显著低于光速之前熄灭，则不能形成21 cm发射区。然而，即使在源的发射停止之后，也可以形成和发展21 cm的吸收区域。
2007-03-13 astro-ph
The Redshift Evolution of the Metagalactic Ionizing Flux Inferred from Metal Line Ratios in the Lyman Forest
本文分析了用HIRES摄谱仪获得的13个类星体光谱样品中的金属线比率，以表征红移为3附近的总银河系电离通量的演化。SiIV/CIV的演化已经使用三种不同的技术来确定：使用吸收线复合物的总柱密度，如Songaila & Cowie（1996）;使用复合物内单个Voigt轮廓分量的柱密度;以及使用直接光学深度比。所有三种方法都表明，SiIV/CIV在红移接近3时突然变化，需要约3.4倍的值跳跃，并表明电离光谱在z = 2.9和z = 3之间迅速发生显著变化，刚好高于Reimers等人（1997）检测到的HeII Lyman α吸收斑片状红移。在较低的红移，电离平衡是符合一个纯粹的幂律电离光谱，但在较高的红移的光谱必须是非常软的，与一个大的突破，在他+的边缘。的光学深度比技术被用来测量的离子，其过渡位于森林和CIII，SiIII和OVI的丰度检测以这种方式。在z > 3处存在大量的OVI表明，在电离通量严重断裂的更一般区域中嵌入了相当大体积的HeIII气泡，或者在简单的光电离模型中加入了碰撞电离。
1998-03-03 astro-ph
On the Ionizing Sources in Spiral Galaxies: II. the Center of the Milky Way
本文介绍了银河系中心的电离现象。我们使用Taylor & Cordes（1993）和Lazio & Cordes（1998）模型来获得银河系中心（GC）分量对总电子密度的总体贡献。我们还讨论了来自GC区域的本地贡献，这些贡献来自一组复杂的来源。最后，我们讨论了SgrA* 的性质。
1998-08-07 astro-ph
The spectral index of the ionizing continuum of quasars
类星体的电离能谱分布在1200埃附近有一个陡峭的分布。到目前为止，幂律指数从大约-1到-2的变化一直被解释为类星体的内在特征。我们研究了另一种解释，其中一个脆弱的吸收屏幕是负责的指数的变化。我们发现，最成功的功能HI与z需要的电离分数是独立的超星系背景辐射，这是冻结。这意味着假定的组分应该具有足够低的密度，使得它不能重组（当背景下沉时）和/或从高温状态冷却。
2002-05-15 astro-ph
The Reionization of the Universe and the Photoevaporation of Cosmological Minihalos
第一批从黑暗和中性IGM中凝聚出来的电离辐射源发出电离前沿，横扫周围环境，超越其他凝聚物体并使它们光蒸发。宇宙结构形成的普遍再电离的这种反馈在这里证明了气体动力学模拟，包括辐射转移，宇宙学的小晕的暗物质和重子暴露于外部电离辐射源，无论是星光或类星体光，刚刚通过的全球电离前创建的源。
2000-06-26 astro-ph
Reionization of the Universe by Starlight and the Photoevaporation of Cosmological Minihalos
第一批从黑暗和中性IGM中凝聚出来的电离辐射源发出电离前沿，横扫周围环境，超越其他凝聚物体并使它们光蒸发。宇宙结构形成的普遍再电离的这种反馈在这里被证明的气体动力学模拟，包括辐射转移的情况下，宇宙学的微晕的暗物质和重子暴露于外部源的电离星光，刚刚通过的全球电离前创建的源。
2000-04-28 astro-ph
A WENO Algorithm of the Temperature and Ionization Profiles around a Point Source
我们开发了一个数值求解辐射转移问题的加权基本无振荡（WENO）计划修改与反扩散通量修正的基础上，以解决周围的温度和电离的光子源在再电离时代的轮廓。这种模拟的算法必须能够处理以下两个特征：1。在电离前沿（I-前沿）和加热前沿（T-前沿）的电离和温度的尖锐轮廓，和2.由于原子过程的速率方程的刚性，电离球内的中性氢的分数非常小。WENO格式可以很好地处理这两个特征，因为它已被证明具有高精度和良好的收敛性，在捕捉流体中的不连续性和复杂结构，以及显着优于分段光滑的解决方案包含不连续性。利用这个算法，我们显示了预热壳层周围的紫外光子源的时间依赖性。在第一阶段，I波前和T波前重合，并且几乎以光速传播。在后期，当紫外光子的频谱硬化时，电离锋和加热锋的传播速度都明显小于光速，加热锋总是在电离锋之外。在I-锋和T-锋之间的球壳层中，IGM被加热，而原子几乎保持中性。预热壳层演化的时间尺度依赖于光子源的强度。我们还发现，预热壳层的细节和中性氢在电离层中的分布实际上是敏感的参数使用。WENO算法可以提供稳定和鲁棒的解决方案来研究这些细节。
2006-12-28 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
Starburst Anatomy: Stellar and Nebular Properties of Nearby Giant HII Regions
附近的巨大的HII区域的恒星和星云成分的分辨率为解释更遥远和强大的星暴活动提供了基本的见解。下面总结了我们对与巨大HII区有关的恒星星族和星云能量学的理解的最新进展。在银河系，大麦哲伦星云，SMC电离集群的光度和光谱显示没有显着的金属丰度和斜率的幂律初始质量函数（IMF）之间的关系。HST/WFPC 2对M33中3个巨大HII区域的测光也没有显示出任何涉及金属丰度和IMF斜率的一致趋势-与基于发射线比率的预测相反。恒星质量上限似乎更多地受到星团年龄的限制，而不是其他因素。从某些已分辨的恒星星族得到的电离光度不足以解释从复合（积分）H-α发射测量中推断出的电离率。星云尘埃颗粒吸收恒星的极紫外辐射只会放大这些光致电离的不足。电离光子从HII区域泄漏将进一步加剧这种情况。那么，是什么提供了额外的电离呢？考虑到这个问题，我们评估了更高恒星极紫外光度和/或星云电离替代源（例如冲击）的前景。
1996-12-27 astro-ph
Reionization of the Universe and the Photoevaporation of Cosmological Minihalos
第一批从黑暗和中性IGM中凝聚出来的电离辐射源发出电离前沿，横扫周围环境，超越其他凝聚物体并使它们光蒸发。宇宙结构形成的普遍再电离的这种反馈效应在这里被证明的情况下，宇宙学的微晕的暗物质和重子暴露于外部源的电离辐射与类星体的光谱，刚刚通过的全球电离前创建的源。我们的模型作为一个截断的，非奇异的等温球流体静力平衡后，其崩溃的膨胀背景宇宙和维里化的预电离minihalo。结果提出的第一气体动力学模拟的这一过程，包括辐射转移。还提出了一个样本的观测诊断，包括空间变化的电离水平的C，N，和O的流中，如果一个痕量的重元素是存在的和集成的柱密度的H I，He I和II，和C IV通过光蒸发气体在不同的速度，这将是测量的吸收对背景源一样，负责电离。
2000-02-04 astro-ph
Ionizing radiation from hydrogen recombination strongly suppresses the lithium scattering signature in the CMB
有人认为，中性锂产生的二次CMB各向异性可以在红移z ~ 400附近打开一个新的观测窗口，并允许确定原始锂的丰度。这种效应是由于在允许的LiI双重态（2s^2 S_{1/2} -2p^2 P_{1/2,3/2}）中的共振散射，因此它的可观测性取决于中性锂的形成历史。在这里，我们表明，在氢复合过程中产生的紫外光子是足够的，以保持锂在LiII电离阶段在相关的红移范围内，并抑制中性分数从以前的计算约3个数量级，使锂签名不可观察。
2005-07-05 astro-ph
He II Reionization and Sources of Metagalactic Ionization
星系际Ly-alpha不透明度表明H I在z ~ 6时再电离，而He II再电离延迟到z ~ 3。这两个时代是在冲突与推论CMB光学深度（WMAP），这表明早期再电离在z = 10-20。FUSE对宇宙学研究的主要贡献之一是在红移z > 2.03的活动星系核光谱中探测到He II Ly-alpha（Gunn-Peterson）吸收。与相应的H I（Ly-alpha）线配合使用的He II吸收剂的光谱使我们能够将氦再电离的时间固定在z（He II）~ 2.8 +/- 0.2。在这里，我回顾FUSE观测到的He II吸收，以及它们对电离辐射的来源和运输的影响超过30-50 Mpc的距离通过IGM。FUSE观测到He 2347-4342对He II的吸收，结合Keck和VLT观测到的H I，与类星体的光电离一致，具有广泛的内在光谱指数，并通过IGM中的过滤和再处理进行了修改。He II/H I比率（η）在1 Mpc距离尺度上表现出变化（Δ z ~ 0.001）。有趣的是，这种η比也与Ly-alpha细丝和空隙相关。电离辐射场似乎在空隙中更软（更高的He II/H I）。这些空洞区域可能被本地的软源（矮星暴星系）电离，或者类星体辐射可能通过从活动星系核逃逸并通过宇宙网中密度更高的区域而被软化。电离光谱的差异可以解释H I和He II再电离时期之间的1.4 Gyr滞后。
2004-10-07 astro-ph
The High-Redshift He II Gunn-Peterson Effect: Implications and Future Prospects
吸收由于氦II Ly-alpha已被检测到在红移z = 2.74-3.29之间的四个类星体的光谱中的低分辨率。我们评估这些观测，特别注意电离背景辐射的辐射转移，云漫发射和电离物理，和统计波动。我们使用高分辨率的观测HI吸收类星体得到改进的模型的星系际介质（IGM）的不透明度，并使用这些模型来计算HI和HeII光电离历史的光学薄和自屏蔽云，和平均线覆盖贡献HeII吸收。在z = 2-4时，得到的电离率γ（HI）=（1-3）x10^-12 s^-1，与从邻近效应推断出的电离背景强度一致，但仍大于通过对Lya吸收体分布的N体流体动力学模拟推断出的电离背景强度。HeII的观测结果与来自N（HI）> 10^12 cm^-2的云层的线覆盖一致，尽管来自更弥散的IGM的贡献有助于解释观测到的不透明度。我们计算了预期的HeII光学厚度，并研究了云数和电离辐射场变化引起的相当大的波动。我们评估如何氦II吸收约束的电离辐射的强度和光谱和占主导地位的来源（类星体和星爆星系）的分数的贡献。最后，我们演示了如何高分辨率的紫外线观测可以区分吸收从弥漫IGM和Lya森林云，并确定电离背景的来源。
1998-02-18 astro-ph
Ionization front-driven turbulence in the clumpy interstellar medium
我们提出了三维辐射气体动力学模拟的电离前运行到一个密集的团块。在我们的实验装置中，B 0星辐射的超密度是在10 pc的距离，并模拟为超临界100 M_sol的Bonnor-Ebert球。来自恒星的辐射加热了气体，并产生了一个冲击波阵面，膨胀到星际介质中。当电离辐射加热块状物质时，冲击压缩了它。这种“云粉碎”过程的结果是在团块的尾流中形成完全湍流的气体。最后，这团物质完全溶解。我们认为这种机制在大质量恒星附近产生短暂的超音速湍流是非常有效的。
2008-08-20 astro-ph
