Radiative Feedback and the Photoevaporation of Intergalactic Clouds
第一批电离辐射源从黑暗和中性的IGM中凝结出来，将电离前沿向外扫过周围环境，超越其他原始气体云并使它们光蒸发。结果提出的第一气体动力学模拟这一过程，包括辐射转移，以及一些观测诊断。
1998-04-12 astro-ph
The Importance of Intergalactic Structure to Gravitationally Lensed Quasars
影像通量比异常被归因于引力透镜内部的子结构和星系际空间中的小质量晕（M <~ 10^10 Msun）。在本文中，分析计算，帮助了解星系际晕如何影响放大率。研究发现，星系际晕可以产生与观测到的异常水平相似的异常。质量小于10^10 Msun的星系际晕预计会导致10毫角秒量级的图像之间的相对偏转，然后由主透镜放大。它们也会引起表面密度在百分之几水平上的波动。星系际晕的重要性在很大程度上取决于晕的径向轮廓和小尺度下的原始功率谱。强透镜类星体提供了探测这些性质的机会。一个强烈的依赖于类星体红移的预测，可以用来区分星系际结构和子结构的放大异常的原因。这种分析方法也解释了为什么以前的一些半分析估计不同意数值计算。
2004-12-20 astro-ph
Cosmological Halos: A Search for the Ionized Intergalactic Medium
标准的大爆炸核合成预测宇宙的平均重子密度是临界密度的百分之几。只有大约十分之一的预测重子已经看到。失踪重子的一个可能的储存地是弥漫电离的星系际介质（IGM）。为了测量IGM，我们在强高红移射电源周围寻找汤姆逊散射晕。1935-692年的射电源是由澳大利亚望远镜紧凑阵列观测的。我们假设在1935-692年期间有一个均匀的IGM和各向同性的稳定发射，持续时间在10^7 - 10^8年之间。在χ^2拟合中使用了期望晕可见度函数的模型来设置Ω_{IGM}的上限。上限因用于表征数据中系统误差的方法而异。结果是Ω_{IGM} < 0.65的2/sigma极限。虽然还没有达到测试原始核合成的灵敏度水平，但该技术的改进可能会在未来的研究中实现这一点。
1998-10-01 astro-ph
Radiative Shock-Induced Collapse of Intergalactic Clouds
对一些射电星系的观测证据的积累表明，它们的喷流和活跃的恒星形成区域之间存在联系。标准的解释是，喷流产生的冲击波通过不均匀的介质传播，引发过密云的坍塌，然后成为活跃的恒星形成区。在这方面的贡献，我们报告最近的流体动力学模拟辐射激波云的相互作用，使用两种不同的冷却模型：一个平衡冷却曲线模型假设太阳金属丰度和非平衡化学模型适合原始气体云。我们考虑了一系列的初始云密度和冲击速度，以量化的作用，冷却的演变。我们的结果表明，对于中等云密度（>1 cm^{-3}）和激波马赫数（<20），冷却过程可以是非常有效的，并导致超过50%的初始云质量冷却到100 K以下。我们还利用我们的结果来估计最终的H_2质量分数的模拟，使用非平衡化学包。这是一个重要的测量，因为H_2是原始气体云的主要冷却剂。发现云气中H_2的峰值质量分数>0.01，总H_2质量分数>10^{-5}。最后，我们将我们的结果与闵可夫斯基天体中喷流诱导恒星形成的观测结果进行了比较。我们得出结论，它的形态，恒星形成率（~ 0.3M_solar/yr）和恒星质量（~ 1.2 x 10^7 M_solar）可以解释为90，000 km/s喷流与中等密度的系综的相互作用。（~ 10 cm^{-3}），温暖（10^4 K）的星系际云，位于星系团中心与之相关的射电星系附近。
2003-11-12 astro-ph
Molecular gas in the intergalactic medium of Stephan's Quintet
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个希克森致密星系群，以其复杂的动力学和恒星形成历史以及丰富的星系际介质（IGM）而闻名。为了研究星系际分子气体的范围、起源和命运及其与星系外恒星和潮汐矮星系（Tidal Dwarf Galeries，TDGs）形成的关系，我们用IRAM 30 m天线对SQ星系际分子气体的几个区域进行了CO的测绘。在两个恒星形成区（SQ A和B），位于非常不同的环境中，我们检测到异常大量的分子气体（分别为$3.1 \times 10^9$ \msun和$7 \times 10^8$ \msun），覆盖了一个扩展的区域（在15和25 kpc之间）。在这两个区域中，CO云具有不同的性质，并且可能具有不同的性质。SQ A的积分CO谱线特别地比SQ B宽得多。它的CO光谱显示出两个速度（6000和6700 \kms）的发射，与两条HI线重合，在6000 \kms处的较强发射在星爆区域非常平滑地分布，没有明显的峰值。在SQ B中，CO发射与恒星形成的示踪物（\halpha、近红外15 $μ$ m和射电连续谱）的发射相一致。CO峰靠近HI峰，朝向陡峭的HI梯度。这表明分子气体正在原位形成，随后发生恒星形成。位于SQ B的恒星形成区是SQ中最像TDG的天体。
2002-10-01 astro-ph
Feedback From the First Supernovae in Protogalaxies:The Fate of the Generated Metals
我们利用三维流体动力学模拟的非均匀星际介质下至秒差距尺度的原始星系中心区域的多个超新星爆炸的化学动力学效应。我们发现，最终的原星系结构和金属分布强烈依赖于SNe的数量。具体来说，1）恒星形成瞬间爆发后，1000 SN的能量足以将这些系统中的气体几乎完全吹走，而2）100 SN的爆炸会引发原星系云的坍缩，导致形成一个冷而致密的星团盘（n > 300 cm^-3），其金属丰度为Z = 4 10^-4 Z_sun。这些结果意味着“第二代”恒星的金属丰度可能为Z ~ 10^-4 Z_sun，并且在Z=0恒星形成的第一次爆发之后，原星系中形成无金属恒星的环境可能相对较快地消失（< 10^7年）。最近发现的超贫金属恒星（Christlieb et al. 2002）可能代表了这种第二代恒星形成的幸存成员。
2003-04-04 astro-ph
THE GUNN-PETERSON EFFECT FROM UNDERDENSE REGIONS IN A PHOTOIONIZED INTERGALACTIC MEDIUM
本文用Zel'dovich近似和另一种解析近似计算了光电离星系际介质（IGM）欠密区在引力不稳定性下的演化。我们发现，在类星体的光谱的大部分，$\lya$散射的光学深度起源于欠密区域的气体，或空隙。这使得Gunn-Peterson（GP）吸收的中值与包含宇宙中所有重子的均匀介质的值之比非常小，并且随着引力坍缩的进行而减小。我们将计算结果应用于Webb及其同事对$z=4.11$类星体强度分布的观测。我们表明，如果$\lya$云产生的引力坍缩，他们的意见必须被解释为第一次检测（波动）GP效应，在$z=4$的中值$τ_{GP}\simeq 0.06$。对于典型的低密度（$Ω\sim 0.4$）宇宙学模型，这与从原始核合成预测的重子密度和来自邻近效应的电离背景强度是一致的。从Cen \etal的数值模拟，这样的模型也正确地预测$\lya$吸收线的数量观察。
1995-02-13 astro-ph
Late Gas accretion onto Primordial Minihalos: a Model for Leo T, Dark Galaxies and Extragalactic High-Velocity Clouds
在这封信中，我们重新审视了矮星系形成的再电离反馈的想法。我们发现，v_cir<20 km/s的原始小晕在再电离后停止吸积气体，这是通常假设的，但是由于它们的浓度增加和星系际介质的温度随着红移降低到z=3以下而降低，它们具有气体吸积和可能的恒星形成的晚期阶段。我们预计，在银河系外围或孤立地演化的再电离前化石显示出双峰恒星形成历史，其中有12 Gyr和<10 Gyr的恒星。李奥符合这种情况。该模型的另一个预测是可能存在一群从未形成恒星的富含气体的迷你晕。需要做更多的工作来了解是否可以将紧凑的高速云的子集识别为这样的物体，或者是否在星系之间的空隙中存在未被发现的人口。
2009-08-05 astro-ph
Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions
我们报告发现两个小的星系际HII地区的松散的星系群周围的领域椭圆NGC 1490。HII区域距离任何光学星系至少100 kpc，但与一些大型HI云有关，这些云沿着500 kpc长的弧躺在那里，并且在数字巡天中没有光学对应物。这些云的HI质量之和几乎为10^10太阳质量，最大的HI云的大小约为100 kpc。深度光学成像显示了一个非常低的表面亮度对应于这个最大的HI云，使其成为已知HI最丰富的光学星系之一（M_HI/L_V~200）。光谱的HII区域表明，在这些HII区域的丰度只是轻微的太阳，不包括原始起源的HI云。HI云可能是相当长一段时间前，NGC 1490所属的松散星系群对一个相当大小的星系进行潮汐破坏后的残留物。或者，它们是合并的残余物，产生了椭圆形的NGC 1490。孤立的HII区域表明，在星系际空间中，通过潮汐相互作用从星系中抽取的气体中可以发生非常小规模的恒星形成。许多这样的星系际小恒星形成区可能存在于潮汐相互作用星系附近。
2003-10-22 astro-ph
Lower Metal Enrichment of Virialized Gas in Minihalos
我们区分金属富集的气体在维里化的迷你晕和星系际介质在高红移，宇宙学再电离有关，与最初的期望，气体在高密度区域内形成的暗物质晕可能更强大，从而抵抗与低密度星系际介质混合。作为一个例子，我们对小晕中的气体云进行了详细的流体动力学模拟，发现对于速度为10- 100 km/s的实际激波，小晕中rho>500 rhob的高密度气体中有90%以上（65%）在质量z=10处维里化（10^7，10^6）Msun的金属丰度仍然低于星系际介质的3%，红移z=6。可以预期，当它们被纳入更大的晕中时，小晕中的高密度气体成为随后恒星形成的燃料，在那里有效的原子冷却可以诱导气体冷凝，从而形成恒星。由于小晕在高红移时会维里化，而此时宇宙并没有显著的再电离，这意味着维里化的小晕中的气体可能提供了丰富的原始气体库，从而可能允许第三族无金属恒星的形成延伸到比基于星系际介质富集的其他预期低得多的红移。
2007-04-26 astro-ph
Generation of the Primordial Magnetic Fields during Cosmological Reionization
我们调查的产生磁场的Biermann电池在宇宙学电离锋，使用新的模拟宇宙的再电离的恒星在原星系。两种机制主要负责磁生：i）从原星系爆发的I-前线，和ii）通过高密度中性丝，这是宇宙网的一部分，I-前线的传播。第一种机制在电离区域（z ~ 7）重叠之前占主导地位，而第二种机制甚至在该时期之后继续运行。然而，在重叠之后，场强的增加主要是由于宇宙结构形成时发生的气体压缩。因此，z ~ 5处的磁场紧密地跟踪气体密度，并且在兆秒差距尺度上是高度有序的。模拟箱中的平均质量加权场强为B_0 ~ 10^{-19} G。B_0与维里化天体的重子质量之间存在一个相对明确的、接近线性的相关关系，在我们的模拟中，质量最大的天体（M ~ 10^9 M_sun）的B_0 ~ 10^{-18} G。这是一个下限，因为缺乏数值分辨率使我们无法跟踪可能放大原星系场的小尺度动力学过程。虽然我们计算的磁场强度可能足以作为银河发电机的种子场，但磁场太小，不会对星系形成、热传导或星系际介质中的宇宙射线传输产生重大影响。不过，可以通过基于伽马射线暴光子到达时间分析的创新方法，在星系际介质中观测到它。
2000-03-23 astro-ph
Was the Universe Reionized by Massive Population-III Stars?
WMAP卫星测得宇宙复合后电子散射的光学深度为0.17 ± 0.04，这意味着大爆炸后约2亿年原始气体发生了显著的再电离。然而，根据莱曼-阿尔法森林对星系际介质热历史的约束，星系际HII区最近的重叠一定发生在z<9处。在这里，我们认为，第一代的无金属恒星的重（而不是萨尔彼得）的质量函数，因此需要占大部分的推断光学深度。如果反馈调节早期矮星系中的恒星形成，就像在今天的矮星系中观察到的那样，这个结论就成立了。
2003-04-10 astro-ph
The Gunn Peterson effect: a test for a black holes induced photoionization of the intergalactic medium
许多实验证据表明，在大的红移电离背景辐射通量的存在下，在以前的一些工作中，我提出了这种电离通量来自原始黑洞（PBH）的量子蒸发的可能性。本文讨论了实验测量对再电离模型自由参数的限制，并研究了$\lia$云对电离背景的吸收：特别地，讨论了不同吸收水平下的这种现象，并计算了HI Gunn Peterson光学厚度$τ_{GP}(z)$ ;通过与实验数据的比较，得到了星系际介质密度参数的一个约束条件，即$Ω_{IGM}$ $<0.020$。还进行了吸收器的特性的研究;最后，对He II重复进行了相同的分析。
1996-09-06 astro-ph gr-qc
The Intergalactic Medium
大爆炸后大约50万年，不断衰减的宇宙黑体辐射冷却到3000 K以下，首先转变为红外线，然后转变为无线电，充满宇宙的光滑重子等离子体变成中性。然后宇宙进入了一个"黑暗时代“，一直持续到第一个宇宙结构坍塌成引力束缚的系统，并演变成恒星，星系和黑洞，再次照亮了宇宙。在红移7到15之间的某段时间，原星系中的恒星产生了第一批重元素;这些系统，也许与早期的类星体一起，产生了紫外线辐射，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的宇宙历史记录在遍布的星系际介质（IGM）中，据信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。观测类星体光谱中红移高达5的吸收线提供了对IGM的化学组成和一些最早形成的宇宙学结构的原始密度波动谱以及电离它们的紫外背景辐射的宝贵见解。
2000-05-05 astro-ph
Abundant molecular gas in the intergalactic medium of Stephan's Quintet
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个由至少四个相互作用的星系组成的系统，以其复杂的动力学和恒星形成历史而闻名。它拥有丰富的星系际介质（IGM），其中氢云，原子和分子，与两个恒星爆发有关为了研究星系际分子气体的范围、起源和命运及其与星系外恒星和潮汐矮星系（Tidal Dwarf Galeries，TDGs）形成的关系，我们用IRAM 30米天线将一氧化碳（CO）映射到SQ中IGM的几个区域。在SQA和SQB中，我们都探测到了异常大量的分子气体（分别是10^9毫太阳的3.1倍和10^8毫太阳的7倍）。相比之下，没有显着的CO检测实现对NGC 7318 a/b南部的HII区域，尽管他们的高H α光度。分子气体在SQ A和SQ B中非常广泛，面积在15和25 kpc之间。CO云似乎具有不同的性质，可能具有不同的性质。SQ A的积分CO谱线特别地比SQ B宽得多。它的CO光谱显示了两个速度（6000和6700 km s^{-1}）的发射，这两个速度与两条HI线相一致。然而，在6000 km s^{-1}处的最强辐射在空间上与HI辐射有偏移，位于星暴区东南的脊上。在SQ B的CO排放与恒星形成的示踪剂（halpha，15 μ m和无线电连续）相吻合。CO峰略微偏离HI峰，朝向陡峭的HI梯度。这表明分子气体正在原位形成，可能在压缩HI的区域，随后形成恒星。位于SQ B的恒星形成区是SQ中最像TDG的天体…
2002-08-28 astro-ph
Time-Varying Cosmological Term: Emergence and Fate of a FRW Universe
一个随时间变化的宇宙学“常数”λ符合爱因斯坦方程，前提是物质和/或辐射被创造或毁灭以补偿它。假设一个空的原始宇宙被赋予一个非常大的宇宙学项，物质将随着λ的衰变而逐渐出现。假设最初只产生辐射或超相对论性物质，宇宙开始于一个接近德西特的阶段，随着膨胀的进行，这个阶段朝着FRW区域发展。如果在某个宇宙学时间，宇宙学项再次开始增加，就像目前观察到的那样，膨胀将加速，物质和/或辐射将转化回暗能量。结果表明，这种加速膨胀是一种新的引力奇异态，其特征是一个空的，共形传递时空中的所有能量是黑暗的。
2005-04-12 astro-ph gr-qc
Feedback from Galaxy Formation: Production and Photodissociation of Primordial Molecular Hydrogen
我们利用一维辐射转移模拟方法研究了原始宇宙中H_2气相（H^催化）的形成和光解区域的演化。我们发现了一种新的正反馈机制，它能在星系际介质中产生H_2壳层，在某些Lyman-Werner带中，这种壳层是光学厚的。当这些壳层存在时，这种反馈效应对于减小H_2离解的背景通量和每个发光物体周围的光离解球的尺寸是重要的。当残余分子分数x_{H_2} =2 × 10^{-6}时，H_2 Lyman-Werner谱带中IGM的最大背景不透明度为τ_{H_2} ~ 1-2，比Haiman，Abel & Rees的结果大6倍。因此，残余分子氢可使光解速率降低一个数量级左右。这个问题与质量M_{DM} <10 ^8 M_ \odot的小型原始星系的形成有关，这些星系依赖分子氢冷却来坍缩。或者，宇宙可能在第一颗恒星诞生后的数亿年里一直处于黑暗状态，直到维里温度T_{vir} > 10^4 K的星系形成。
2001-09-14 astro-ph
Outflow or galactic wind: The fate of ionized gas in the halos of dwarf galaxies
内容：恒星爆发的不规则星系的Hα图像揭示了大量扩展的电离气体结构，在某些情况下，距离当前恒星形成活动的任何地方都有kpc的距离。运动学分析，特别是昏暗的结构中的光环的矮星系允许洞察到的属性和这种气体成分的起源。这对于星系的化学演化、星系际介质的富集以及理解早期宇宙中星系的形成都是重要的。目的：我们想研究在两个不规则矮星系（NGC 2366和NGC 4861）中检测到的电离气体是否会被引力束缚在宿主星系上，或者可以通过成为自由流动的风而逃离宿主星系。研究方法：获得了NGC 2366和NGC 4861的非常深的Hα图像，以探测和编目小尺度和大尺度电离气体结构，直到非常低的表面亮度。随后，对Hα线进行了高分辨率长缝阶梯光栅光谱学，以详细分析最突出的细丝和壳。为了计算两个星系的逃逸速度，并将其与探测到的细丝和壳层的膨胀速度进行比较，我们使用了暗物质晕模型。结果如下：我们在Hα图像上探测到了大量的小尺度（最多几百pc）和大尺度（直径或长度约1-2 kpc）电离气体结构。许多较暗的是新发现的。中阶梯光谱揭示了外流和膨胀的气泡/壳层，速度在20和110 km/s之间。其中一些结构与Hα图像中的细丝一致。与NFW暗物质晕模型导出的星系的逃逸速度的比较表明，所有的气体特征保持引力约束。
2007-09-19 astro-ph
The late stages of the evolution of intermediate-mass primordial stars: the effects of overshooting
计算和分析了ZAMS上质量在5 ~ 10 M太阳之间的原始恒星在有和没有超调时的演化。我们的主要目标是确定大质量中等质量原始恒星残余物的性质，并检查其演化过程中过冲的影响。我们的计算涵盖了恒星演化从主序星相到简并核的形成和热脉冲相。我们已经获得了导致碳-氧和氧-氖致密核的星族III祖星的极限质量值。此外，我们还得到了孤立的原始恒星在主中心燃烧阶段结束后导致核心坍缩超新星的极限质量。考虑到中等量的过冲，在ZAMS处用于形成碳-氧和氧-氖简并核的质量阈值移动到较小的值约2M_sun。作为我们计算的副产品，我们还获得了由此产生的紧凑的残余物的结构和成分配置文件。与太阳金属丰度天体的情况相反，原始恒星的最终命运并不是由碳燃烧结束时致密核心的质量直接决定的。相反，低金属丰度恒星的星风通常具有较小的质量损失率，这可能会使简并核心的质量增长到阿布拉塞卡质量，其时间尺度比释放包层所需的时间短一到两个数量级。这将导致超新星的形成，其初始质量小至约5 M太阳。
2006-12-11 astro-ph
The Physics of the Intergalactic Medium
星系际空间充满了弥漫的电离气体介质，即星系际介质（IGM）。在低和高红移的准恒星天体的光谱中检测到一个剩余的中性部分，揭示了一种具有光电离气体温度特征的高度波动介质。的波动的统计数据，以及再现的重力流体动力学数值模拟的背景下，标准的宇宙结构形成的情况。因此，对IGM的研究提供了一个机会，可以在其他方法无法获得的尺度上探索原始密度波动的性质。模拟还表明IGM是大爆炸产生的重子的主要储存库，因此是星系形成的物质的主要来源。对IGM内金属系统的探测表明，它在其历史早期被演化的恒星富集，这表明星系形成与IGM之间存在密切联系。作者提出了一个全面的审查目前的理解的结构和物理性质的IGM及其与星系的关系，最后评论的前景，进一步研究的IGM使用未来的地面设施和空间实验。
2008-12-15 astro-ph physics.gen-ph
Evolution of Structure in the Intergalactic Medium and the Nature of the Ly-alpha Forest
我们已经进行了详细的统计研究结构的演变在光电离星系际介质（IGM）使用分析模拟扩展到轻度非线性密度政权的计算发现，在z = 3。我们的工作是基于一个简单的基本猜想：宇宙中重子扩散物质密度的概率分布函数由对数正态（LN）随机场描述。LN领域有几个有吸引力的功能，并遵循considerably从假设的初始线性高斯密度和速度波动在任意早的时间。从一个由冷暗物质（CDM）主导的宇宙中的原始涨落的适当归一化的功率谱开始，我们计算重子物质的行为，重子物质在大于金斯长度的尺度上缓慢地向暗物质势的最小值移动。我们已经计算了两个模型，成功地匹配观察。一个是非标准CDM模型，Omega=1，h=0.5，r =0.3;另一个是具有宇宙学常数（LCDM）的低密度平坦模型，Omega=0.4，Omega_Lambda=0.6，h= 0.65。在这两个模型中，密度分布函数的方差随时间增长，在z=4时达到一致，模拟产生的光谱与高z类星体光谱中的Ly-alpha森林吸收非常相似。计算还成功地预测了观测到的Ly-alpha森林云的性质，以及它们从z=4到至少z=2的演化，假设在这个红移范围内的超星系紫外背景强度恒定。然而，在我们的模型中，森林不是由于离散的云，而是由于连续的星系际介质中的波动。(This是一个简短的摘要;完整的摘要包括在手稿中。
1996-11-11 astro-ph
Dust Formation in Very Massive Primordial Supernovae
在红移z>5时，II型超新星（SNII）是唯一已知的演化时间尺度比哈勃时间短的尘埃源。我们扩展了Todini & Ferrara（2001）提出的SNII喷出物中尘埃形成的模型，研究了对不稳定超新星（PISN）中的相同过程，PISN被认为是由第一个无金属的超大质量（140-260 Msun）宇宙恒星爆炸产生的。我们发现，PISN的15%-30%的前身物质转化为尘埃，比SNII高出10倍以上; PISN尘埃损耗因子（锁定在尘埃颗粒中的金属比例）范围在0.3和0.7之间。这些结论很弱地依赖于PISN恒星祖先的质量，而这对组成和尺寸分布有很大影响。对于假设的温度演变，颗粒冷凝开始后150-200天的爆炸，所有的祖群众的主要化合物是二氧化硅和Mg 2SiO 4，而无定形碳和磁铁矿颗粒的贡献与祖群众增长，典型的晶粒尺寸范围在0.001和几个0.1微米，总是小于1微米。我们给出了一个简短的讨论尘埃形成的第一批恒星的IMF演化，宇宙再电离和星系际介质的影响。
2004-03-30 astro-ph
Primordial Magnetic Fields in the Post-recombination Era and Early Reionization
我们探讨了原始磁场如何影响复合后宇宙的热历史和电离历史。在复合之后，宇宙变得大部分是中性的，这也导致了辐射粘性的急剧下降。原始磁场然后可以通过双极扩散和足够小的尺度，通过产生衰减的MHD湍流将其能量耗散到星系际介质（IGM）中。这些过程可以显著地改变后复合宇宙的热历史和电离历史。我们表明，红移至磁吉恩尺度及以下高斯平滑的当前值$B_{0}=3\times 10^{-9}$的磁场的耗散效应可能会引起汤姆森散射光学深度$τ\ga 0.1$，尽管不在解释最近WMAP偏振观测所需的红移范围内。我们还研究了原初场诱导$z \ga 15$形成亚星系结构的可能性。我们表明，早期结构形成诱导的纳米高斯磁场是潜在的能够产生早期再电离的WMAP数据暗示。未来的宇宙微波背景观测将对探测原始磁场演化产生的修正电离历史和约束其强度非常有用。
2004-10-20 astro-ph gr-qc
Effects of rotation on the evolution of primordial stars
旋转已被证明在非常低的金属丰度下起决定性作用，带来几乎没有预期的严重质量损失。当金属丰度严格等于零时，这仍然成立吗？我们研究的目的就是要找到这个问题的答案，并确定旋转如何改变原始恒星的演化和化学特征。我们已经计算了14个微分旋转和非旋转恒星模型在零金属丰度，质量在9和200 Msol之间。这种演化一直延续到超新星爆发前的阶段。我们发现Z=0模型以接近局部角动量守恒的内部轮廓Omega（r）旋转，因为核壳耦合非常弱。旋转混合驱动的H-壳层的提升，由于CNO循环突然开始在壳层。这种提升导致高的14 N产量。一般来说，旋转模型比非旋转模型产生更多的金属。质量损失非常低，即使对于在主序列期间达到临界速度的模型。由于低质量损失和弱耦合，核心在演化结束时保持较高的角动量。死亡时的高旋转速率可能导致比先前预期的更强烈的爆炸，改变了模型的命运。将我们的产率纳入星系晕的化学演化模型中，预测在log O/H +12 = 4.2时，N/O、C/O和12 C/13 C比值的log值分别为-2.2、-0.95和50。
2008-07-03 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
Primordial pollution of globular clusters within their host dwarfs embedded in dark matter halos at high redshifts
最近的观测研究揭示了轻元素之间恒星与恒星之间丰度的不均匀性（例如，银河系球状星团（GCs）主序星的碳、氮、氧、钠和铝）。对这一结果的一个有希望的解释是，观察到的丰度不均匀性是由于第二代恒星由第一代演化恒星的喷出物形成（例如，AGB星）。然而，目前尚不清楚这种原始污染是否以及如何在GC内发生。在这里，我们提出了一个新的方案，其中原始污染的GC是非常有可能发生的，如果GC位于中心区域的高红移暗物质subhalos，可以主机低质量的矮星系。在这种情况下，从第一代GCs恒星喷出的气体可以有效地被捕获在其宿主晕的深层引力势中，因此可以被消耗用于第二代恒星的形成，而不会因星际和星系间介质的冲压压力剥离而损失大量气体。在这些晕与原银河系合并的过程中，由于银河系的强潮汐场，这些晕被完全破坏。最初位于晕中心区域的自污染GCs由于其致密性而能够在潮汐破坏中幸存下来，并最终成为星系晕GCs。在这种情况下，中央GC周围的场星的喷出物也可以转化为宿主矮星内的恒星，最终成为GC的第二代恒星。我们还讨论了不同的GC，如$ω$半人马座和NGC6752之间的丰度不均匀性程度的差异的起源，在主机之间的差异，GC起源晕的物理性质。
2005-12-19 astro-ph
Feedback Processes in the Early Universe
反馈效应，由于大质量的恒星和超新星在第一个对象被示出强烈调节星系形成/演化和再电离过程。在这里，我们详细回顾了最重要的几个。我们讨论了如何II型超新星可以被用来作为示踪剂的第一个对象和NGST检测，我们预测超新星数量计数，包括引力透镜的影响。本文还介绍了在原始成分的超新星喷出物中形成尘埃的初步结果。最后，我们转向考虑由于原始恒星源的非均匀再电离过程的高分辨率数值模拟的手段，允许上述反馈过程的自洽处理。这些模拟使我们能够得出结论的演变和时代的再电离和再电离对象的命运。我们的结论是，大部分（约99%）的坍缩天体在红移约为8时必须是暗的。
2000-01-03 astro-ph
Dark energy in hybrid inflation
标量场提供了宇宙加速膨胀的来源，同时使其势能下降，这种情况在原始暴胀的简单模型和基于精粹的暗能量模型中都很常见。基于这一点，我们使用一个基于混合通货膨胀的简单模型来解决通过原始通货膨胀导致当前加速的可能性。我们通过跃迁场触发了精粹场运动的开始，并发现宇宙的命运取决于通过选择参数而确定的真实真空能量。我们还简要地讨论了状态方程的变化和我们的方案在超对称理论中的可能实现。
2007-03-02 astro-ph hep-ph
Lepton asymmetries and the growth of cosmological seed magnetic fields
原始宇宙学超磁场在电弱相变（EWPT）之前包裹着早期宇宙等离子体。由于标准模型中存在的长程宇称违反规范相互作用，它们的大小被放大，从而开辟了一种新的微扰方式，解释了观测到的星系际磁场。
2008-03-28 astro-ph hep-ph
