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
The ionizing background at the end of overlap
最受欢迎的再电离特征之一是电离背景的快速增加（通常通过莱曼α光学深度测量到遥远的类星体）。传统观点认为这与电离气泡合并时的“重叠”阶段有关，这使得每个源影响更大的体积。我们认为，这张照片未能描述过渡到后重叠宇宙，莱曼极限系统吸收电离光子超过中等长度尺度（20-100 Mpc）。使用一个分析模型，我们计算整个再电离电离的电离背景的振幅的概率分布，包括离散的电离气泡和莱曼极限系统（参数化的衰减长度）。我们表明，重叠本身不会导致电离背景的快速增加或快速减少的平均莱曼α传输到遥远的类星体。更详细的半数值模型支持这些结论。我们认为，快速变化，而不是应解释为在衰减长度本身的演变，这可能是或可能不是直接相关的重叠。
2008-09-25 astro-ph
History of stellar evolution at high redshifts: Implications for the CMB E-mode polarization
再电离结束的时间和宇宙微波背景的汤姆逊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。本文研究了辐射反馈效应对电离发射率随时间演化的影响。结果表明，基于Ly-$α$、Ly-$β$和Ly-$γ$ Gunn-Peterson槽的氢光电离率的观测约束和与最新CMB测量一致的电子光学厚度要求发射率为$\sim$ 10个电离光子/重子，哈勃时间为$z=6$.通过对E模CMB偏振功率谱的测量，可以预期普朗克实验将具有区分不同恒星演化历史的灵敏度。
2005-11-21 astro-ph
On the Evolution of the Ionizing Emissivity of Galaxies and Quasars Required by the Hydrogen Reionization
宇宙中每单位体积电离辐射的平均发射率（或发射率）可以计算为电离背景强度与电离光子平均自由程的比值。背景的强度是从Lya森林的平均透射通量测量的，平均自由程是从莱曼极限系统的丰度测量的，到目前为止已经观察到z=4。这就产生了一个发射率，对于宇宙中z=4的每个原子来说，每哈勃时间不大于7个电离光子，这可能是类星体和恒星形成星系的合理结果。为了使再电离在z=6时结束，并且假设在再电离时期期间电离气体的聚集因子接近于1，该电离发射率不能从z=4直到z ~ 9下降超过1.5倍。如果聚集因子比1大得多，那么发射率将需要随着红移迅速增加。除非电离发射率从z=4大幅增加到z ~ 10 - 20，否则到CMB的汤姆逊光学深度必须在0.045 < tau < 0.09的范围内。
2003-07-11 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
The Cosmic Baryon Fraction and the Extragalactic Ionizing Background
考虑到最简单的引力不稳定性模型中所有自由参数的不确定性，我们重新评估了从莱曼α森林的平均减量和功率谱观测到的宇宙学重子密度的约束。的不确定性是占主导地位的光致电离背景，但不完全的知识的星系际介质的热状态也有助于显着的误差预算。虽然目前对森林中重子分数的估计确实倾向于比大爆炸核合成的值Ω_b h ^2 = 0.02 \pm 0.001稍高的值，但差异最多在3 σ左右。例如，假设电离背景的最高估计值，正如Steidel、Pettini和Adelberger最近对莱曼破裂星系的大逃逸分数的测量所表明的那样，我们发现Ω_b h^2 = 0.045 \pm 0.008。最近由Scott等人从邻近效应测量电离背景，另一方面，意味着Ω_b h^2 = 0.03 \pm 0.01。我们提供了一个表达式，随着电离背景测量的改善，可以从这个表达式中导出未来Ω_bh^2的可能性--森林、核合成和微波背景的约束之间的一致性将为引力不稳定性模型提供一个强有力的检验。我们还开发了一种形式主义，它对待的重子密度的统计方式，这是适当的，如果只有一个电离背景的下限是已知的下限。最后，我们讨论了逃逸分数测量对Lyman-break星系的年龄、结构和恒星含量的影响。
2001-04-29 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
Implications of WMAP Observations On the Population III Star Formation Processes
在早期的论文（Cen 2003）中，我们指出普遍再电离发生两次的可能性很大，从而产生更大的汤姆逊光学深度。在这里，我们执行一个更集中的分析汤姆逊光学深度的光的WMAP观测。虽然目前观测到的汤姆逊光学厚度的不确定性仍然相对较大，τ_e=0.17+-0.04（68%）（Kogut et al 2003），但已经可以推断出在高红移下Pop III恒星形成过程的重要意义。我们得到了四个结论：（1）在不存在顶重初始质量函数（IMF）的情况下，在高红移（z>6），恒星形成效率和电离光子逃逸分数没有显著上升，我们发现τ e =< 0.09;（2）考虑到Pop III型无金属星的顶重IMF，以及可能的恒星形成效率和电离光子逃逸分数，预计τ_e =< 0.12;（3）如果Pop III星在星系际介质中的金属富集效率很低，从而延长Pop III年代，则有可能达到τ_e = 0.15，（4）要达到τ_e >= 0.17，需要满足以下两个条件之一：宇宙学模型幂指数n正向n >= 1.03倾斜，在氢分子冷却的微晕中PopIII星的形成效率c *（H_2，III）>0.01（电离光子逃逸分数大于30%）。如果目前观测到的汤姆逊光学厚度值能够经受住未来的数据，我们将有强有力的观测证据表明Pop III恒星质量很大，它们的形成效率可能比目前的理论工作要高得多。或者，可能有未知的，非恒星的电离源在非常高的红移。
2003-03-13 astro-ph
The Contribution of EUV from Clusters of Galaxies to the Cosmic Ionizing Background
极紫外线探测器（EUVE）最近的观测表明，至少有一些星系团是极紫外线（EUV）辐射的光源。目前还不清楚极紫外辐射是否是团簇的一般特征;为了限制对背景辐射的贡献，我们假设大多数团簇都是如此。假设极紫外辐射源是相对论电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿散射，我们建立了一个简单的模型来描述团簇的平均辐射随团簇质量和红移的变化。Press-Schechter理论被用来确定不同质量的星系团的丰度作为红移的函数。我们确定了星系团产生的背景辐射量。测定了HI和HeII的总平均强度、光谱和电离率。由于星系团是由较小的子星系团合并而成的，因此目前的EUV背景辐射量应该比过去大。我们比较我们的结果预期从类星体的电离背景。我们发现，虽然星团确实贡献了显著的EUV背景，但它不到类星体预期的百分之一。
2000-10-04 astro-ph
Is the cosmic UV background fluctuating at redshift z ~ 6 ?
利用基于对数正态模型的半解析模拟方法，研究了红移范围为5< z <6.4的光电离星系际介质（IGM）的Gunn-Peterson效应。在假设电离背景快速演化且空间均匀的情况下，模拟结果可以模拟出红移z ~ 6附近的所有观测到的异常统计特征。它们包括：1）吸收深度迅速增加; 2）光学深度处的大散射; 3）透射通量的长尾分布; 4）光谱中的长暗隙。这些异常特征主要是由于罕见事件，这对应于IGM密度场的长尾概率分布，因此，它们可能并不意味着在z ~ 6处的UV电离背景的显着空间波动。
2006-05-24 astro-ph
Cosmological constraints in the presence of ionizing and resonance radiation at recombination
随着最近的测量全天空宇宙微波背景偏振从WMAP，关键的宇宙学简并已被打破，允许更严格的约束被放置在宇宙学参数推断假设一个标准的重组方案。在这里，我们考虑的宇宙约束的影响，如果额外的电离和共振辐射源存在于复合。我们发现，新的CMB数据显着改善了额外的辐射源的约束，与$\log_{10}[ε_α] < -0.5$和$\log_{10}[ε_{i}] <-2.4$在95% c. l.分别用于共振源和电离源。然而，包括广义重组的情况下，我们发现，标量谱指数$n_s$的约束被削弱到$n_s=0.98\pm0.03$，与$n_s=1$的情况下，现在在95%的c.l.。讨论了张量模、标度不变性、暗能量和中微子质量等约束的松弛。
2007-01-09 astro-ph gr-qc hep-ph
Formation of First Stars Triggered by Collisions and Shockwaves: Prospect for High Star Formation Efficiency and High Ionizing Photon Escape Fraction
我们发现，维里温度超过10^4K的大型高红移（z>10）星系可能主要由冷原子云组成，这些云以前是微晕。这些云以15- 30 km/s的速度移动，并在10^7年的时间尺度上相互碰撞。超音速碰撞导致空间分布的恒星形成效率很高。然后，我们表明，大多数，随后在冷原子云中的恒星形成可能是由碰撞中形成的第一颗恒星发射的冲击波引发的。这些激波压缩的云在空间上甚至更广泛，因为大的传递速度，有些可能会逃逸到星系际介质中。更重要的是，对于宇宙学的再电离，广泛的恒星形成将允许更高的电离光子逃逸分数。这些有利条件可能构成标准宇宙学模型产生合理的高汤姆逊光学厚度τ e=0.10-0.14的物理基础。星系际空间中的小晕中恒星形成的链式反应可能是由星系际介质中的爆炸触发的，如果小晕是强烈的集群。在这种情况下，可以获得更高的τ_e。
2003-11-13 astro-ph
Self-Absorption of Ionizing Radiation and Extended Lyman Alpha Emission in High- Redshift QSOs
我们计算了中性氢柱密度的自吸收类星体中预测的模型中的类星体位于相同的晕，包含气体的阻尼Lya吸收系统。该模型的参数化是由任何晕有活动类星体的概率P_0来表示的。我们假设类星体吸收气体，但不排出或加热气体，导出的HI柱密度产生的莱曼极限吸收可以忽略不计，即使在最低光度的类星体中，当P_0=10^{-2}时，当光度L=0.01 L_* 时，光学深度仅为~ 10%。我们还计算了HeII莱曼极限自吸收，这是略高，但仍然可以忽略不计。自吸收可以更高，如果气体是高度聚集;只有在这种情况下，从类星体的整体发射率可能会显着降低，由于吸收已知的阻尼Lya系统，影响电离背景的预测强度或时代的HeII再电离。与类星体周围的阻尼吸收系统相关的气体的存在也可以从窄的Lya发射线中检测到，在典型的高红移类星体中，Lya发射线的角范围应该是0.1到1“。
2001-06-23 astro-ph
Line-driven winds, ionizing fluxes and UV-spectra of hot stars at extremely low metallicity. I. Very massive O-stars
用一种新的辐射驱动风处理方法和NLTE中200多万条谱线的综合列表计算了金属丰度在1 E-4到1.0太阳能范围内的超大质量恒星的风模型。通过与观测到的银河系和SMC中O型星的星风特性的比较，对模型进行了检验。计算得到了质量损失率、风速度、风动量和风能量随金属丰度的变化关系，可用于讨论恒星风对早期宇宙中超大质量恒星演化和星系形成早期阶段星际介质的影响。预测恒星质量损失率和风动量随金属丰度呈幂律下降的正常标度律在某一阈值处失效。质量损失率的解析拟合公式作为恒星参数和金属丰度的函数。新的风模型被应用到计算电离通量和可观测光谱的超大质量恒星的金属丰度的函数使用新的流体动力学，非LTE线覆盖通量常数模型大气代码开发的Pauldrach等人。电离光子数的关键电离阶段给出。对于一个固定的有效温度的He II电离出射通量非常强烈地依赖于金属丰度，但也对恒星的光度。C III，Ne II和O II电离光子对金属丰度也有很强的依赖性，而H I和He I电离通量几乎与金属丰度无关。我们还计算了所有的模型的紫外光谱，并讨论了显着的线功能的金属丰度的函数的行为。
2002-05-14 astro-ph
The detection of oxygen in the low-density intergalactic medium
星系际介质（IGM）中金属元素的丰度可以用来限制高红移恒星的形成量和电离背景辐射的光谱形状。为了这两个目的，必须测量远离当地金属和电离光子源的低密度区域的丰度。在这里，我们报告的第一次检测OVI在低密度IGM在高红移。我们执行一个像素的OVI吸收在8个高质量的类星体光谱跨越红移范围z = 2.0-4.5的像素搜索。在2 ~< z ~< 3处，我们清楚地检测到HI Ly-alpha光学深度与对应OVI像素中的光学深度之间的正相关形式的OVI，低至0.1的HI光学深度。这是一个数量级低的HI光学深度比最好的CIV测量可以探测，并构成了第一个明确的检测金属在欠密气体。在z > 3处未检测到OVI与来自低于z ~ 3的UV背景的硬化的增强的光电离一致，但也可能是由来自Ly系列线的高水平污染引起的。
2000-09-13 astro-ph
Constraining the Evolution of the Ionizing Background and the Epoch of Reionization with z ~ 6 Quasars II: A Sample of 19 Quasars
我们利用SDSS中发现的19个5.74<z<6.42的类星体的光谱研究了IGM在再电离末期的电离态演化。三种方法被用来跟踪IGM的性质：（a）Gunn-Peterson光学深度在Ly α，β和γ的演变;（b）暗吸收间隙的分布，以及（c）类星体周围的HII区域的大小。我们发现，在z>5.7时，IGM的演化加速：光学深度从τ ~（1+z）^{4.3}变化到（1+z）^{>11}，τ>3.5时，暗带的平均长度从<10 to >80 Mpc增加。IGM特性沿不同视线的分散也迅速增加，这意味着当UV光子的平均自由程与星系的相关长度相当时，在z>6的UV背景中波动>4倍。暗隙平均长度在z~6处增长最快，方差也最大。我们建议使用暗隙的统计作为一个强大的探测电离状态的IGM在更高的红移。类星体周围的HII区域的大小朝着更高的红移迅速减小，这表明IGM的中性部分从z=5.7到6.4增加了>10倍。基于GP光学深度和HII区域尺寸，质量平均中性分数在z~6.2处为1-4%。观测结果表明，z~6是再电离重叠阶段的结束，与暗吸收带的有限长度所指示的中性IGM不一致。
2006-03-19 astro-ph
On the Escape of Ionizing Radiation from Starbursts
用$FUSE$获得的远紫外光谱表明，在五个紫外最亮的本地星暴星系中，强的$CIIλ$ 1036星际吸收线基本上是黑色的。由于中性ISM在莱曼边以下的不透明度明显大于$CII$线，这些数据提供了强有力的限制，电离辐射从这些恒星爆发逃逸。解释为均匀吸收板，在莱曼边缘的隐含光学深度是巨大的（$τ_0 \geq 10^2$）。或者，不透明材料的面积覆盖系数通常为$\geq$ 94%。因此，逃离每个星系ISM的电离恒星光子的比例很小：我们的保守估计通常产生$f_{esc} \leq 6%$。包含由于灰尘引起的消光将进一步降低$f_{esc}$。对恒星形成星系$MS 1512-CB58$在$z$ =2.7时的静止紫外光谱进行类似的分析，会导致对$f_{esc}$的类似限制。这些新的结果同意提供的约束条件下的莱曼边缘的直接观测在其他几个地方的星爆。然而，它们与最近报道的在$z \geq$ 3的恒星形成星系的性质不同。我们评估的想法，在许多强大的恒星爆发中看到的强大的星系风通过他们的中性ISM明确的渠道。我们的经验表明，这种外流可能是一个必要的-但不是足够的-的过程中创建一个相对多孔的ISM的一部分。我们注意到，观测将很快记录宇宙演化中的恒星形成星系的贡献的metagalactic电离背景，具有重要意义的IGM的演变。
2001-05-01 astro-ph
The Opacity of the Lyman Alpha Forest and Implications for Omega_{baryon} and the Ionizing Background
我们在一个新的高分辨率类星体光谱样本中测量了由莱曼α森林吸收引起的通量衰减的分布函数。观测结果进行了比较，从两个模拟的Lya森林：欧拉λ-CDM模型，和SPH标准CDM模型的结果。模拟和观察到的分布的形状之间的良好协议是通过全球缩放的光学深度，以匹配的平均通量递减。这个过程相当于测量参数Ω_b^2 h^3 / Gamma（其中Ω_b是重子物质密度，Gamma是HI电离率）。根据已知类星体的丰度，我们估计出一个γ> 7 × 10^{-13} s^{-1}的下限，由此我们得到了Lambda CDM（SCDM）模型的重子密度的下限，即Ω_bh^2>0.021（0.017）。在这两种情况下，大的值与最近的D/H测定结果不一致（Rugers & Hogan 1996 a，b），有利于低氘丰度，如Tytler，Fan & Burles（1996）所报道的那样。采用一个固定的Ω_b，我们可以确定电离辐射场的演化。我们的模型预测强度随红移近似恒定，这与电离背景是由z < 3的已知类星体产生的假设一致。然而，在更高的红移需要额外的电离光子源。
1996-12-31 astro-ph
Was Star-Formation Suppressed in High-Redshift Minihalos?
最早期的暗物质晕中的原始气体在红移z=20附近坍缩，质量M_halo=10^6 M_sun，维里温度T_vir<10^4 K，依赖于分子的存在来冷却。一些理论研究表明，这些微晕中的气体收缩和恒星形成受到辐射、化学、热和动力学反馈过程的抑制。威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）最近测量的电子散射光学深度τ =0.09+/-0.03，为这种抑制提供了第一个经验证据。新的WMAP结果与再电离的香草模型一致，在该模型中，电离源填充冷暗物质（CDM）晕，直到维里温度T_vir=10^4K。另一方面，我们表明，为了避免过度产生光学深度，在小晕中产生电离光子的效率必须比预期的低一个数量级，并且低于可以通过原子氢冷却的大晕的效率（T_vir > 10^4K）。这个结论对大晕中电离光子产生效率的假设不敏感，只要再电离在z=6时结束，就像明亮类星体在z<6时的光谱所要求的那样。我们的结论得到加强，如果电离气体的聚集与红移的发展，建议由半解析预测和三维数值模拟。
2006-03-21 astro-ph
Polarization of the Microwave Background in Reionized Models
我讨论了早期再电离模型中的极化物理。对于足够高的光学深度来复合，偏振在大尺度上被提升，而在较小尺度上被抑制。在偏振功率谱中出现了新的峰，峰的位置与再电离红移的平方根成正比，峰的振幅与光学厚度成正比。对于标准场景，对于光学深度为1、0.5或0，用7度FWHM天线（如布朗大学实验中的天线）测量的线性偏振的rms度分别为$1.6μK$、$1.2 μK$、$4.8\times 10^{-2} μK$。对于1度FWHM天线，该相同模型给出$2.7 μK$、$1.8 μK$和$0.77 μK$。详细测量大角度尺度上的偏振可以提供再电离时期的准确测定，这不能单独从温度测量中获得。
1996-11-20 astro-ph
Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization
最近在红移6.28的SDSS类星体的光谱中发现了一个冈恩-彼得森（GP）槽，这提高了我们探测到宇宙再电离的诱人可能性。然而，小至0.1%的中性部分（氢）足以引起GP槽，因此其检测本身不能排除在更早的时期再电离。宇宙微波背景（CMB）的偏振各向异性为探索宇宙的黑暗时代提供了另一种途径。我们发现，对于大多数模型的约束下，目前的CMB数据和发现的GP槽（显示，再电离发生在z > 6.3），MAP可以检测到再电离签名的偏振功率谱。对电子光学深度的测量的预期1-西格玛误差为约0.03，对该光学深度的值具有弱依赖性。这种对光学深度的约束将允许MAP在6%的原始功率谱的幅度上实现1-sigma误差。经过两年的观测（普朗克观测一年），MAP可以区分一个在红移6.3和20之间部分电离度为50%（6%）的模型，以及一个在红移大于6.3时氢完全中性的模型。普朗克将能够区分不同的再电离历史，即使它们意味着相同的光学深度，以电子散射的CMB光子。
2002-10-12 astro-ph
Cosmic microwave background constraints on the epoch of reionization
我们使用宇宙微波各向异性数据的汇编，以约束宇宙中的再电离时代，作为宇宙学参数的函数。我们考虑空间平坦的宇宙学，改变物质密度$Ω_0$（由宇宙学常数恢复的平坦度），哈勃参数$h$和原始功率谱的谱指数$n$。我们的结果引用的最大允许的光学深度的最后散射表面，并在最高允许的再电离红移假设瞬时再电离。对于临界密度模型，显著倾斜的功率谱被排除在外，因为它们不能拟合任何再电离量的当前数据，即使是尺度不变模型也必须具有低于0.3的最后散射的光学深度。对于目前比较受欢迎的低密度模型，其中包含$Ω_0 = 0.3$和一个宇宙学常数，允许发生的最早再电离发生在红移35左右，这与文献中的最高估计大致一致。我们提供了一般的拟合函数的最大允许的光学深度，作为宇宙学参数的函数。我们不考虑包含张量扰动，但如果存在，它们将加强我们引用的上限。
2001-01-10 astro-ph
Detection of a Cosmic Ray with Measured Energy Well Beyond the Expected Spectral Cutoff due to Cosmic Microwave Radiation
我们报告了犹他州的蝇眼空气簇射探测器探测到的51焦耳（320 +/- 90 EeV）宇宙射线。这远远大于任何先前报道的宇宙射线的能量。能谱的Greisen-Zatsepin-Kuz'min截止（由于π介子光生能量损失）应该出现在这个能量以下，除非最高能量的宇宙射线的传播速度小于30 Mpc。银河系坐标中的到达方向的误差框以b=9.6度，l=163.4度为中心。粒子级联在大气中815 g/cm ^2的深度附近达到最大尺寸，该深度并不能唯一地识别初级粒子的类型。
1994-10-20 astro-ph
Spectral shape of the UV ionizing background and HeII absorption at redshifts 1.8 < z < 2.9
根据在红移区间1.8 < z < 2.9的HE 2347 -4342、Q1157+3143和HS 1700 +6416光谱中识别的光学薄金属吸收线系统，重建了UV电离背景的形状。系统分析的Monte Carlo反演方法完成的频谱形状恢复程序。UVB光谱形状在2.4 < z < 2.9处波动，主要是由于云团IGM中的辐射转移过程。当z < 1.8时，IGM在HI和HeII Lyman连续谱中几乎是透明的，谱形的变化来自于描述类星体/活动星系核内禀辐射的谱指数的变化。在z > 2.4时，恢复的光谱形状显示出由于IGM云（线覆盖）和连续介质（真正的冈恩-彼得森效应）中的HeII Ly-alpha吸收而导致的3到4 Ryd之间的强度降低。从这个凹陷的深度估计的平均HeII Ly-alpha不透明度对应于从HI/HeII Ly-alpha森林直接测量到的值的1-2sigma研究的类星体。所观察到的散射在η = N（HeII）/N（HI）和N（HI）和η之间的反相关性可以解释为可变的光谱柔软度和吸收云之间的平均气体密度的差异的综合作用。恢复的光谱形状都没有显示出可以归因于像星暴星系这样的软源辐射的假定输入的特征。
2006-10-14 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
Early reionization by decaying particles in the light of three year WMAP data
我们研究的再电离的历史，电离紫外光子发射的衰变粒子，除了通常的贡献，从恒星和类星体，考虑到宇宙没有完全电离，直到z = 6所观察到的斯隆数字巡天。对WMAP（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe）三年观测数据的似然分析严重制约了衰变粒子的研究，特别是寿命相对较短的衰变粒子不受极化数据的青睐。
2007-02-22 astro-ph
The Direct Detection of Lyman-Continuum Emission from Star-forming Galaxies at z~3
本文给出了在SSA 22 a场中对14个z~3恒星形成星系的静止坐标系紫外光谱观测结果。这些光谱的特点是前所未有的深度在莱曼连续区。这是第一次，我们已经检测到逃逸的电离辐射从个别星系在高红移，与两个14个对象显示显着的排放低于莱曼极限。我们还测量了在1500 AA的出射通量密度的比率，在莱曼连续区，为个人检测（C49和D3）和样品平均值。如果对物体C49和D3的光谱应用平均IGM不透明度的校正，我们发现f_1500/f_900，corr（C49）=4.5和f_1500/f_900，corr（D3）=2.9。在我们的样本中，平均出射通量密度比<f_1500/f_900，corr>=22，这意味着逃逸分数比Steidel等人（2001）从合成光谱中推断的低约4.5倍。如果这个新的估计代表了长星系团，那么它们对元星系电离辐射场的贡献是J_nu（900）~2.6x10^{-22} erg/s/cm^2/Hz/Sr，与相同红移的光学选择类星体的贡献相当。来自星系和类星体的贡献之和与最近估计的z~3处的电离背景水平一致，这是从HI Ly-alpha森林光学厚度推断的。在我们的样品中，出射远紫外光谱之间存在显著的差异，但控制星系莱曼连续辐射检测或未检测的因素还没有很好地确定。由于我们还不了解这种差异的来源，因此需要更大的样本来获得星系对z~3及以上电离背景贡献的鲁棒约束。
2006-06-26 astro-ph
Polarization of the Cosmic Microwave Background from Non-Uniform Reionization
本文研究了由斑片再电离引起的宇宙微波背景（CMB）极化各向异性中的信号。众所周知，CMB的原始极化对再电离的细节非常敏感。结合一个星系形成的半解析模型（其中再电离时刻的光学厚度在0.014 ~ 0.048之间）和高分辨率N体模拟，我们发现再电离在大角尺度上产生一个振幅为0.05~0.15 μK的峰。这个峰值的位置揭示了再电离时视界的大小，而它的振幅则是再电离的光学深度的量度。在小尺度上，完全再电离之前的电离补丁创建一个二阶极化信号由于耦合的自由电子密度波动与温度各向异性的四极矩。仔细的研究表明，耦合产生相同的功率谱的电和磁模式，其振幅的偏振各向异性从这个过程中被预测为~ 10 nK。振幅强烈地依赖于总重子密度$Ω_b$和电离区域中自由电子密度的空间相关性，而弱地依赖于能够逃离其源星系$f_{esc}$的电离光子的分数。因此，一阶和二阶信号对再电离如何发生的细节很敏感。这些信号的探测将对宇宙的再电离历史产生重要的限制。
2001-07-19 astro-ph
Observational Signatures of the First Stars
目前，有几个可行的观测宇宙中第一批恒星的探测器。在这里，我们研究早期恒星活动的约束条件，从高红移的Ly- $α$云的金属丰度，从恒星电离光子对再电离和宇宙微波背景（CMB）的影响，并从引力微透镜结果的影响，在星系晕中存在的恒星残骸。我们还讨论了上述签名是否相互一致，即，如果它们反映的是相同的恒星数量
2001-01-19 astro-ph
New results on the Gunn-Peterson Effect at High Redshift
评述了欧洲南方天文台星系际介质关键计划中测量高红移类星体光谱中弥散星系际介质光学厚度的尝试（GP测试）。结果表明，在类星体光谱中观测到的最高红移之前，没有任何冈恩-彼得森效应的证据。与此限制一致的Ly $α$线统计数据无法解释在一个类星体中HeII森林处观察到的强烈吸收，从而为真正的HeII GP效应留下了空间。HI/HeII GP的比值意味着在$z\sim 5$有一个陡峭的电离紫外背景和恒星起源的电离源。
1995-03-01 astro-ph
The Epoch of Reionization
我们模拟了IGM的再电离过程，通过星系的光电离，以预测再电离的时代。我们使用一个复杂的半解析模型来跟踪星系的形成。我们的研究代表了一个更完整和物理上一致的再电离模型，比过去进行的，包含显着改进的重子坍缩成暗物质晕的模型，并在模型中的冷却和冷凝的气体晕（包括光加热自洽计算电离背景和冷却由于H2）。我们发现在σ 8 ~0.9的LCDM宇宙学模型中，再电离可以在z~10-20处实现。然而，如果对高红移的反馈物理作极端假设，一个运行光谱指数的宇宙学模型只能在z~9之前实现再电离。我们还考虑了Baugh等人讨论的星系形成模型，并发现它能够以z~12的速度返回宇宙。以前的结果假定星系中恒星产生的电离光子都能逃逸并进入IGM。如果不是这样，那么再电离的红移可能会大大减少。我们发现，部分再电离和双重再电离的扩展周期可以发生在模型中，其中第一颗恒星通过H2分子冷却形成，质量非常大，并且电离光子的逃逸分数约为10- 30%。这种模型直到z~6-7才完全恢复，但预测电子散射光学深度高达0.15。较低的σ 8 =0.7-0.8的模型建议由最近的WMAP三年的数据减少了再电离的红移，但可以与较低的光学厚度也建议由WMAP三年的数据是一致的。
2006-03-17 astro-ph
Implications of WMAP 3 Year Data for the Sources of Reionization
根据Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）前3年的观测数据，对宇宙微波背景（CMB）及其极化的各向异性进行了新的研究，将电子散射光学厚度从τ es=0.17+0.08-0.07向下修正为τ es=0.09+/-0.03。这意味着有效再电离红移从zr ~17移到zr ~11。以前试图解释从WMAP 1年数据推断的再电离的高红移导致了广泛的猜测，再电离的来源必须比在低红移下观察到的恒星形成更有效。例如，这与早期恒星形成涉及大质量的第三星族恒星的建议是一致的，这些恒星早期产生了大部分从晕中逃逸的电离辐射。因此，我们很容易将WMAP的新结果解释为，我们现在可以放松对再电离源效率的高要求，甚至可以将论点反过来作为反对这种高效率的证据。然而，我们表明情况并非如此。新的WMAP结果还发现，原始密度波动功率谱具有较低的振幅，σ_8，并从标度不变谱的实质上离开。我们发现，这些影响相结合，以取消的影响，后来的再电离所暗示的新值的τ_es对所需的电离效率每坍缩重子。令人惊讶的是，再电离的延迟与负责再电离的晕形成的相当延迟（比例因子为~1.4倍）相匹配。
2006-06-23 astro-ph
Non-uniform reionization by galaxies and its effect on the cosmic microwave backgroun
我们提出了高红移星系中恒星对星系际介质再电离的预测。我们计算了星系的电离光度，包括星际气体和尘埃的吸收对逃逸分数的影响，以计算电离氢在IGM中的填充因子。对于$Λ{\rm CDM}$宇宙学和逃逸分数的物理计算，我们发现如果IGM具有均匀密度，则IGM中的氢将在红移z=6.1处被再电离，而如果IGM是聚集的，则仅在红移z=4.5处被再电离。我们将我们的模型与宇宙中暗物质分布的N体模拟相结合，以计算宇宙微波背景（CMB）中由自由电子散射引起的二次温度各向异性。该模型预测光谱的二次各向异性覆盖范围广泛的角尺度，分数温度波动$\sim 10^{-7}-10^{-6}$弧分尺度。振幅在某种程度上取决于再电离的几何形状，其中气体密度最高的区域首先被再电离的模型给出了比星系环绕球形区域的情况更大的CMB波动，而低密度区域首先被再电离的模型给出了最小的波动。因此，测量这些各向异性可以对再电离过程，特别是填充因子的红移演化施加重要的限制，并且应该是下一代亚毫米望远镜（如阿塔卡马大型毫米波阵列）的主要目标。（abrdiged）
2000-08-25 astro-ph
Observational consequences of fine structure line optical depths on infrared spectral diagnostics
人们早就知道，丰富的离子的红外精细结构线，如[O III] 88微米线，可以在某些高光度条件下在H II区变得光学厚。这可能会降低它们作为诊断工具的潜力，特别是如果光源灰尘太多，光谱学无法确定系统的参数。我们研究了一系列的光致电离计算，这些计算旨在将星云推到许多红外线应该相当光学厚的极限。我们发现，辐射转移效应不会显着改变所观察到的发射线光谱。这是由于氢电离连续谱的晶粒吸收和这些谱线中的受激发射的校正很大的事实的结合。考虑到这些结果，以及真实物体具有非热谱线展宽的可能性，在使用这些谱线作为物理条件或化学成分的诊断时，谱线光学深度似乎不太可能出现问题。
2002-11-20 astro-ph
CMBPol Mission Concept Study: Reionization Science with the Cosmic Microwave Background
我们总结了现有的再电离时代的限制，并讨论了敏感的过程中的观测探头。我们专注于大规模极化可以发挥的作用。偏振探测再电离的整个时期的积分光学深度。未来的任务，如普朗克和CMBPol将大大提高我们的再电离历史的知识，使我们能够测量电离分数的时间演变。由于大尺度偏振探测高红移活动，它可以最好地约束宇宙在早期完全或部分电离的模型。事实上，大尺度偏振可能是我们对最高红移的唯一探测。
2008-11-24 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
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
Probing the Universe After Cosmological Recombination Through the Effect of Neutral Lithium on the Microwave Background Anisotropies
我表明，中性锂强烈耦合到宇宙微波背景（CMB）通过其6708 A共振跃迁后，它在z~500复合。在<335微米的观测波长处，CMB各向异性显著改变，因为中性锂的共振散射的光学深度是相当大的，约为0.5。散射将抑制原始的各向异性，但将在CMB温度和亚度尺度（l>100）上的偏振中产生强的新的各向异性。在这个光谱范围内的不同波长的观测可以探测早期宇宙的不同薄片。前景远红外源连续辐射贡献的各向异性噪声可以通过在稍微不同的波长处减去图来去除。对上述效应的检测可用于研究z<500时的结构，并限制锂的原始丰度和复合历史。
2001-05-17 astro-ph
Feedback from Clustered Sources During Reionization
高红移（z > 6）星系际介质（IGM）的再电离历史可能强烈地受到几个全局反馈过程的影响。由于最早的电离源形成在罕见的密度峰值的位置，它们的空间分布是强烈的集群。在这里，我们证明了这种聚类显着提高了反馈过程在高红移操作的影响。我们建立了一个半解析模型，同时包括反馈和集群，并将此模型应用于抑制恒星形成的小晕由于光电离。该模型建立在Furlanetto，Zaldarriaga和Hernquist（2004）的基于电离集的形式主义基础上，其中包括电离源的聚类，我们在这里扩展到包括抑制小晕中的恒星形成。我们发现，聚类增加了平均HII气泡大小的几个因素，它显着增加了被抑制的minihalos的分数，由一个因素高达60相对于一个随机分布的人口。这种增强的抑制可以显着减少电子散射光学深度，所需的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的三年数据。我们认为，源聚类很可能同样提高了各种其他反馈机制的重要性。
2006-04-10 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 Cosmic Microwave Background and the Ionization History of the Universe
关于原始等离子体如何重组以及宇宙后来如何再电离的细节目前还有些不确定。这种不确定性限制了从宇宙微波背景（CMB）测量宇宙学参数的准确性。更积极的是，未来的CMB数据可以用来约束电离历史的观测。我们首先讨论如何在重组历史的当前不确定性碰撞参量的限制，并显示如何合适的参数化可以用来获得无偏的参数估计，从未来的数据。一些参数可以被鲁棒地约束，然而，有明确的动机来用量化的误差更准确地对重组进行建模。然后，我们讨论了约束的电离分数在红移在再电离过程中。理想的CMB偏振数据原则上可以区分具有相同光学深度的不同历史。我们讨论如何以及普朗克卫星可能能够约束电离的历史，并显示目前非常弱的约束WMAP三年的数据。
2006-09-15 astro-ph
The Dark Age of the Universe
黑暗时代是从宇宙微波背景发出到宇宙结构演化导致天体引力坍缩并形成第一批恒星的时期。再电离期始于第一批恒星发出的电离光，当星系际介质中的所有原子都被再电离时结束。目前已知的最远的光源是红移z ~ 6的星系和类星体，它们的光谱表明再电离的结束正好发生在那个时候。冷暗物质结构形成理论预测，第一个来源形成得更早。
2003-07-22 astro-ph
Effects of primordial chemistry on the cosmic microwave background
先前的工作已经证明，由于分子光学深度的次级CMB各向异性的产生可能太小而无法观察到。在本文中，我们研究了原始化学和黑暗时代可能影响CMB的其他方式。我们提出了一个详细的和更新的化学网络，并给出了分子与CMB的相互作用的概述。我们考虑由于线吸收，光电离，光解离和自由-自由过程的光学深度，并估计由此产生的CMB温度和功率谱的变化。对负氢离子\HM和\HeHII分子的计算结果最有希望。\HM的自由-自由过程产生高达$2\times10^{-11}$的CMB温度的相对变化，并导致在30 GHz处的$10^{-7}$阶的功率谱的频率依赖性变化。随着功率谱中阶数$10^{-10}$的改变，我们对\HM的束缚-自由过程的结果明显低于以前的建议。\HeHII有效地散射CMB光子并消除原始波动，导致$10^{-8}$阶的功率谱的变化。因此，未来CMB实验精度的提高可能有助于限制并最终探测到这些来自宇宙黑暗时代的有趣信号。
2008-07-03 astro-ph
Reionization Bias in High Redshift Quasar Near-Zones
高红移类星体的吸收光谱在z~6处呈现出一个越来越厚的Ly-alpha森林。然而，由于中性氢含量超过10^-4时Ly-alpha光学厚度已经很大，而且类星体预计会位于IGM的致密区域，因此对这些光谱的解释变得复杂。我们提出了一个适用于高红移类星体周围的致密偏置区域以及IGM中更典型区域的IGM电离态演化模型，并将其与数值辐射转移模拟相结合。我们的模型能够同时再现观测到的Ly-alpha森林不透明度（4<z<6）、电离光子平均自由程（z~4）和高红移类星体周围高电离近区尺寸（5.8<z<6.4）的快速演化。我们发现，在5个物理百万秒差距的高红移类星体，IGM的电离态的演化之前，在更典型的地区约0.3红移单位。更重要的是，当与电离光子平均自由程的快速增加相结合时，预计在重叠后不久，这种偏移导致类星体附近的电离背景超过IGM其余部分的值约2-3倍。我们进一步发现，在再电离的重叠后阶段，观测到的类星体近区的大小对IGM的中性氢分数并不直接敏感。相反，这些尺寸探测背景电离率的水平和周围IGM的温度。因此，在5.8<z<6.4处观察到的类星体近区尺寸的快速演化可以用电离背景的快速演化来解释，在我们的模型中，电离背景的快速演化是由再电离结束时6<z<7的重叠完成引起的。
2007-08-14 astro-ph
Delayed Recombination and Cosmic Parameters
目前的宇宙学约束来自宇宙微波背景（CMB）的各向异性通常是假设一个标准的复合方案，但额外的共振和电离辐射源可以延迟复合，改变宇宙电离的历史和宇宙学推论从CMB数据。我们表明，最近的观测CMB各向异性，从威尔金森微波各向异性探测器卫星任务5年调查（WMAP 5）和ACBAR实验，额外的共振辐射几乎退化的光谱指数，n_s的变化，并有显着的影响，对哈勃常数，宇宙年龄，曲率和中微子质量的上限约束的不确定性。当考虑修改的重组方案时，重组的红移被约束为z_*=1078 \pm 11，测量中的不确定性比标准重组假设下获得的不确定性弱一个数量级，而对移位参数的约束被移位1-sigma，R=1.734 \pm 0.028。虽然延迟重组限制了从WMAP卫星参数估计的精度，我们证明，这不应该是未来的情况下，更小的角度尺度的测量，如普朗克卫星任务。
2008-07-09 astro-ph
Small-Scale Cosmic Microwave Background Anisotropies as a Probe of the Geometry of the Universe
本文详细计算了具有原始绝热密度扰动的CDM主导的开放宇宙中各种再电离历史的宇宙微波背景（CMB）各向异性。结果表明，CMB各向异性在很大程度上只取决于宇宙的几何形状，在物质主导的宇宙中，宇宙的几何形状由$Ω$和末次散射表面的光学厚度决定。特别地，主多普勒峰值的位置主要取决于$Ω$，并且对其它未知参数（例如$Ω_b$、$h$、$Λ$）和功率谱的形状相当不敏感。因此，在小尺度上测量CMB各向异性可用于确定$Ω$。
1994-01-04 astro-ph hep-ph
The Second Peak: The Dark-Energy Density and the Cosmic Microwave Background
超新星证据表明存在负压暗能量（例如，宇宙学常数或精髓），贡献了一部分$Ω_Λ\simeq0.7$的封闭密度已经得到了支持的差异，总密度，$Ω_{\rm tot}\simeq1$，建议在宇宙微波背景（CMB）功率谱的第一个峰值的位置和非相对论物质密度$Ω_m\simeq0.3$从动态测量获得。在这里，我们表明，即将识别的{ \it第二}峰在CMB功率谱的位置将提供一个直接和独立的探测的暗能量密度。作为一个旁白，我们展示了如何测量的第一个峰的高度可能已经指向一个低的物质密度和地方的再电离光学深度和引力波振幅的上限。
2000-01-05 astro-ph hep-ph
