Primordial Galaxy Formation and IGM Reionization
在这次演讲中，我将提出一个原始星系形成的模型。特别地，我将回顾调节该过程的反馈效应：（i）辐射（即电离和H_2-光解光子）和（ii）恒星（即SN爆炸）反馈产生的大质量恒星。我将展示一个星系形成和IGM再电离模型的结果，其中包括对上述反馈效应的自洽处理。最后，我将描述电离光子通过IGM的辐射转移的蒙特卡罗方法，并讨论其应用于IGM再电离问题。
2001-12-07 astro-ph
Patchy intergalactic HeII absorption in HE 2347-4342. - The possible discovery of the epoch of He-reionization
本文报道了利用HST上的GHRS（FWHM=0.7 A）观测类星体HE 2347-4342（z=2.885，V=16.1）中HeII 304 A的红移吸收。在HeII 304 A吸收的预期位置上，HE 2347-4342是迄今为止发现的紫外最亮的高红移类星体。我们发现，作为红移的函数的HeII不透明度是斑片状显示低HeII不透明度（空隙）和高HeII不透明度（槽）和没有检测到的流量的区域的光谱区域。与ESO 3.6米望远镜CASPEC Ly_alpha森林的高分辨率光谱相结合表明，空洞可以完全由具有中等N（HeII）/N（HI）比为100的Ly_alpha森林云吸收和湍流谱线增宽来解释，或者由具有N（HeII）/N（HI）=45的Ly_alpha森林和热增宽加上具有tau_GP_HeII= 100的扩散介质的组合来解释。0.3.因此，扩散介质的严格上限是在z=2.8时Omega_diff<= 0.02 h_50^（-1.5）。在槽中，需要额外的连续HeII 304 A不透明度τ> 2.8。在光致电离的情况下，槽需要密度接近Ω = 0.059 h_50^（-1.5）的扩散成分，即宇宙中所有的重子，这与观察到的空洞中不存在这种成分不一致。一个尝试性的解释是，我们观察到的时代部分氦再电离的宇宙补丁尚未再电离。在这种情况下，Omega_diff >= 1.3 10^（-4）h_50^（-1…
1997-07-15 astro-ph
Soft X-ray Absorption by High-Redshift Intergalactic Helium
在过去的几年里，在红移范围为2.4 < z < 3.2的四个类星体中，用HST测量了星系际一次电离氦（HeII）的莱曼α吸收。这些观测结果表明，HeII的再电离可能直到z \simeq 2.8才完成，而且在此之前HeII电离背景强度的大波动就已经存在了。然而，在更高的红移下，氦II再电离的详细历史是依赖于模型的，并且很难从这些观测中确定，因为当只有一小部分氦仍然是氦II时，IGM可以完全光学厚到Lya光子。此外，由于大量的氢莱曼极限系统，在更高的红移下，发现可以观察到HeII Lya吸收的类星体变得越来越困难。这里指出，在IGM中的HeII也应该引起可检测的连续吸收的软X射线。当大部分氦是He II时，IGM后面的高红移源的光谱应该在观测到的能量\sim 0.1 keV处从He II莱曼连续吸收中恢复。银河系的吸收通常会更强，但不是一个大的因素;星系间的HeII吸收可以被检测到超过预期的银河系吸收21厘米HI柱密度。原则上，如果测量是在一个红移范围内的大量高红移源样本上进行的，这种方法可以直接确定氦的单电离分数作为红移的函数。
1999-11-02 astro-ph
Spatial fluctuations in the spectral shape of the UV background at 2<z<3 and the reionization of helium
类星体吸收线探测IGM中的低密度氢和氦对变银河系紫外背景的振幅和光谱形状很敏感。我们使用现实的HI和HeII Ly-alpha森林光谱，从国家的最先进的流体动力学模拟的Lambda CDM宇宙，以确认使用线轮廓拟合技术来推断的metagalactic HI和HeII电离率的比率的可靠性。我们进一步表明，大的空间变化和反相关HI吸收体密度的比例中观察到的测量HeII HI柱密度可以解释在一个模型中，HI电离率占主导地位的年轻恒星形成的星系和类星体的组合紫外线发射和HeII电离率占主导地位的发射只从类星体。在这样一个模型中，柱密度比的大的波动是由于在任何给定的点上，预期对HeII电离率有贡献的类星体的数量很少。一个显着的贡献，紫外线发射的HeII光电边缘的星系和星系群中的热气体将减少预期的波动的柱密度比。因此，这个模型似乎很难与HeII不透明度波动向更高红移的大幅增加相协调。我们的结果进一步加强了以前的建议，观察到的HeII Ly-alpha森林光谱在z~2-3.5探测HeII类星体的再电离的尾端。
2005-11-29 astro-ph
Radiative Transfer Effects on the Lya Forest
通过对HI和HeII Lya森林的一些研究以及IGM金属丰度的精确测量，已经积累了波动紫外线背景（UVB）的强有力的观测证据。UVB波动可能是由于电离源的不均匀分布和/或由于通过室内IGM的辐射转移（RT）引起的。在这项研究中，我们调查，通过数值模拟，RT效应的作用，如阴影，自屏蔽和过滤的电离辐射，在给提高波动的UVB。我们专注于可能检测到的签名，这些影响的数量来自Lya森林光谱，光电离率波动，eta参数（HeII HI柱密度比）分布和IGM温度在红移约3。我们发现，RT诱导波动高达60%的UVB，这是紧密相关的密度场。UVB的平均强度逐渐抑制向更高的密度和光子能量以上4 Ryd，由于高的HeII不透明度。过密区（δ> 5）对宇宙HeII电离辐射的屏蔽，产生了η随过密而减小的趋势。此外，我们发现，推断HI-HeII Lya森林观测的平均eta值可以解释只有适当占实际IGM不透明度。我们概述并讨论了我们的研究结果的几个影响。
2005-10-09 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
Reionisation scenarios and the temperature of the IGM
我们检查的IGM的温度结构，由于通过使用辐射转移（RT）代码耦合到一个粒子网格（PM）N-体代码的个别电离锋。对不同的电离辐射光谱进行了多次模拟：幂律（nu^{-0.5}），迷你类星体，星暴，以及从星暴光谱演变为幂律的时变光谱。RT在时间和空间上充分解析，以正确地模拟电离状态和电离前沿的温度。我们发现再电离星系际介质（IGM）的后电离温度对电离辐射源的光谱敏感，这可能被用来对再电离源的性质进行强有力的约束。辐射转移效应也会使HeII与HI的数密度比η产生较大的波动。除了随时间变化的频谱外，数值的扩展小于测量值。对于这种情况，扩散随着电离背景的光谱性质的变化而演变。在部分电离的HeII中发现大的η值，因为幂律谱开始主导星暴，这表明测量的大的η值可能表明HeII再电离时代的开始。
2007-07-17 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
Impact of dark matter on reionization and heating
推导了不同衰变（或湮灭）暗物质（DM）候选者在星系际介质（IGM）中能量沉积的演化。重湮灭DM粒子（质量大于几个GeV）对再电离和加热没有影响，即使我们假设湮灭所发射的所有能量都被IGM吸收。在较轻的粒子的情况下，对再电离和加热的影响取决于IGM的能量吸收效率。我们计算了IGM有效吸收的衰变和湮灭产生的能量的分数。我们发现这个分数在非常高的红移（>>100）时通常很高，但在最近的时期下降。
2007-01-24 astro-ph
A Study of the Reionization History of Intergalactic Helium with FUSE and VLT
我们获得了类星体HE 2347 -4342的高分辨率VLT和FUSE谱，研究了红移z=2.0-2.9的星系际介质的性质。高质量的光谱使我们能够识别出约850种氦II吸收组分，其柱密度在N~ 5 × 10^11 ~ 10^18 cm^-2之间。再处理的FUSE光谱将HeII吸收的波长覆盖范围向下扩展到920 A的观测波长。大约1400 HeII吸收组件被确定，包括917 HeII Ly-alpha系统和他们的一些HeII Ly-beta，Ly-gamma和Ly-delta对应物。HeII的电离结构很复杂，大约有90种在氢光谱中没有检测到的成分。这些成分可能代表了软电离源的效应。Eta=N（HeII）/N（HI）的比值从1到1000多不等，中值为62，其分布与类星体的内禀光谱指数一致。这表明主要的电离场来自于累积的类星体辐射，还有其他软源的贡献，如恒星形成区和被遮蔽的活动星系核，它们不包含氦。我们发现，在Eta的演变朝着较小的值在较低的红移，软组件的逐渐消失。在红移z>2.7时，HeII不透明度的大而有限的增加，Tau=5+/-1，表明我们正在观察一个开始于更早时期的再电离过程的结束阶段。未混合谱线的吸收曲线拟合表明，氢离子和He^+离子之间的速度相当。当氢柱密度N<3 × 10^12 cm^-2时，森林线的数量相对于幂律表现出明显的不足，当N=10^11 cm^-2时，森林线的数量可…
2003-12-20 astro-ph
Fluctuations in 21cm Emission After Reionization
中性星系间氢的红移21厘米光子发射的波动将为再电离时代提供前所未有的探测。传统观点认为，当再电离完成时，这个21厘米的信号就会消失，这时几乎没有氢原子穿过星系间介质（IGM）的大部分体积。然而，对阻尼Ly-alpha吸收体的观测表明，在所有红移中，中性形式的氢的质量分数都很重要。在这里，我们使用一个物理动机的模型表明，残留的中性气体，局限于密集区域的IGM与高复合率，将产生一个显着的后再电离21厘米信号。我们表明，在这个信号的波动的功率谱将是可检测的第一代的低频观测站在一个信号噪声比，可实现的观测再电离时代。因此，21厘米起伏的统计数据将不仅探测再电离前的IGM，而且探测HII区重叠的整个过程，以及扩散电离IGM的出现。
2007-08-26 astro-ph
Probing the Neutral Fraction of the IGM with GRBs during the Epoch of Reionization
我们发现，从一个单一的伽马射线暴（GRB）余辉的Ly-alpha线的红边的近红外观测不能用来约束全球中性部分的星系际介质（IGM），x_H，在GRB的红移优于~0.3。由于再电离的不均匀性，在固定的x_H值下，一些γ射线暴的视线会遇到比其他更多的中性氢。再电离时期的伽玛暴在其余辉光谱中通常不会带有中性IGM的可辨别特征。我们讨论了z = 6.3爆发GRB 050904对x_H的限制，并量化了利用未来的高红移近红外伽玛暴余辉光谱观测来探测中性IGM的可能性。假设观测的信噪比与斯巴鲁FOCAS GRB 050904的谱相似，并且阻尼Ly-alpha吸收体的柱密度分布与在较低红移处测量的柱密度分布相同，则来自x_H = 0.5的历元的GRB可以在98%的置信水平下检测部分中性IGM，10%的时间（对于三倍灵敏度的观察，30%的时间）。
2008-03-17 astro-ph
Experimental Constraints on Self-consistent Reionization Models
本文提出了一种自洽的形式来联合研究IGM的宇宙再电离和热历史。该模型实现了大多数相关的物理控制这些过程，如不均匀的IGM密度分布，三个不同的电离光子源（PopIII星，PopII星和类星体），和辐射反馈。通过约束自由参数与现有的数据的红移演化的莱曼极限系统，冈恩-彼得森和电子散射光学深度，近红外背景（NIRB），和宇宙恒星形成的历史，我们选择了一个基准模型，其主要预测是：（i）H是完全再电离在z \approx 15，而HeII必须已再电离的z \approx 12。在z \approx 7，He III由于PopIII恒星的灭绝而几乎完全重组，这是NIRB解释的要求。(ii)一个类星体引起的完全的HeII再电离发生在z=3.5;一个类似的双H再电离不会发生，由于大量的光子超过1 Ryd从PopII恒星和类星体，即使在PopIII恒星已经消失。(iii)在再电离之后，IGM的温度对应于平均气体密度被升高到15000 K。T_0的观测结果与He在z > 3.5时的单电离相一致，而与He在z < 3.5时的双电离相一致。这可能被解释为（第二次）HeII再电离的特征。(iv)只有0.3%的z=2产生的恒星需要是PopIII星才能实现氢的再电离。该模型不仅缓解了Gunn-Peterson光学厚度和WMAP观测之间的矛盾，而且自洽地解释了所有已知的观测约束。
2005-05-13 astro-ph
Reionization of the Intergalactic Medium and the Damping Wing of the Gunn-Peterson Trough
对高红移类星体的观测表明，IGM一定是在某个红移$z>5$处被重电离过。如果可以在静止坐标系Lya波长处观测到辐射源，并且红移足够高，视线中的一些IGM还没有被再电离，那么冈恩-彼得森槽应该存在。在Lya波长的方向上，可以观察到由中性IGM引起的阻尼翼，其吸收轮廓可以预测。测量这种阻尼翼的形状将提供无可辩驳的证据，证明在再电离之前观察到了IGM，并确定了中性IGM的密度。这种测量可能会受到与源相关的致密吸收系统的可能存在的阻碍。由于\lya的波长变短，在再电离过程中，IGM的片状结构会产生吸收。我们表明，一个完整的冈恩-彼得森槽是最有可能继续观察到通过时代的IGM部分电离。如果通过电离区的适当路径长度小于1 h^{-1} Mpc，中性斑的阻尼翼应该重叠;即使在较大的电离区，特征背景强度也应该足够低，以产生很高的光学深度，这是由于剩余的中性部分，尽管偶尔会有一些通量通过电离区内的大的低密度空隙。的情况下，氦II再电离进行了讨论，我们认为，氦已经双重电离的z=3整个IGM。最近发现的伽马射线暴的余辉可能很快就会在很高的红移上被观测到。它们无特征的连续光谱和高亮度使它们成为研究IGM吸收的理想光源。
1997-08-27 astro-ph
Patchy He II reionization and the physical state of the IGM
本文提出了类星体对He Ⅱ再电离的Monte-Carlo模型及其对团簇性星系际介质热态的影响。该模型假设片状再电离的发展作为类星体的离散分布的结果。它包括电离光子传播的各种配方，并自洽地处理光加热。该模型提供了He III的分数，IGM的平均温度，以及He II的平均光学深度-所有这些都是红移的函数。它还预测了再电离过程中局部温度与密度关系的演变。我们的研究结果如下：He III的分数逐渐增加，直到它变得接近1在$z\sim 2.8-3.0$。He II平均光学厚度从$z\geq 3.5$处的$τ\sim 10$减小到$z\leq 2.5$处的$τ\leq 0.5$。平均温度在$z\sim 4$和$z\sim 3$之间逐渐升高，在较低的红移处缓慢下降。该模型预测的温度-密度的关系与显着增加的散射在$z\sim 3$再电离过程中的平坦化。在再电离结束时，散射减少，并重新建立紧密的关系。在$z\leq 3$的Ly $α$森林分析中应纳入该分散。与观测结果的光学厚度和平均温度在中等红移的比较约束几个关键的物理参数。
2005-06-12 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
Fossil Ionized Bubbles Around Dead Quasars During Reionization
再电离时代最引人注目的特征之一可能是发光类星体周围的巨大电离泡（半径达到~40 Mpc），这些电离泡可能在其源关闭后很长时间内作为“化石”电离区存活下来。在这里，我们研究如何不均匀的星系际介质（IGM）的演变内这样的化石。平均重组率随时间迅速下降，短暂的类星体事件显着增加了化石泡内的平均自由程。因此，即使是化石内部星系产生的微弱电离背景也能使其保持相对高度和均匀的电离状态。例如，在IGM的一个随机补丁中包含20-30%氢的星系可以在化石中保持80-90%的电离，持续时间比IGM中的平均重组时间长得多。因此，z<10的类星体化石在近一个哈勃时间内保持了它们的身份，并且将呈现“灰色”，与平均IGM（具有“瑞士奶酪”电离拓扑结构和较低的平均电离分数）和活动类星体周围的完全电离气泡不同。更遥远的化石，在z>10时，具有较弱的星系产生的电离背景和较高的气体密度，因此它们可以获得类似于IGM其余部分的瑞士奶酪拓扑结构，但电离气泡和部分中性区域之间的对比度较小。类似的HeIII化石应该存在于z~3处的HeII/HeIII再电离时代，尽管HeIII化石内部的快速重组将更常见。我们的非均匀复合模型也适用于“双重再电离”模型，并表明非单调的再电离历史甚至比以前认为的更不可能。
2008-03-24 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
Inhomogeneous Helium Reionization and the Equation of State of the Intergalactic Medium
星系际介质（IGM）的温度是由光加热和绝热冷却之间的竞争决定的，通常假设它们定义了一个严格的状态方程，其中温度随密度单调增加。我们使用一个半解析模型，在低到中等IGM密度（<5倍的平均值）准确，表明非均匀再电离可以大大修改这些预期。由于再电离是由偏置源驱动的，IGM的密集口袋很可能首先被电离。结果，空隙最初保持冷却，而致密区域被充分加热。然而，在再电离接近尾声时，致密区域已经从最初的高温冷却下来，而空洞才刚刚被加热。因此，在氦再电离接近尾声时，状态方程可以反转，最热的气体在空隙中。这种情况发生的程度取决于再电离过程中密度偏差的大小：如果罕见的亮源主导再电离，那么每个电离区域都包含IGM的典型体积，状态方程将保持单调。我们还表明，在一个固定的密度的温度分布有显着的分散和迅速演变的整个，甚至在再电离。最后，我们表明，在z ~3.2处观察到的温度跳跃与氦再电离结束时的行为是一致的，尽管它需要比预期更大的温度增加。
2008-04-25 astro-ph
Probing reionization with Lyman-alpha emission lines
高红移星系的莱曼α辐射可能是z>6时IGM电离历史的有力探测器：观测到的莱曼α辐射线对IGM氢的中性分数在0.1-1范围内是敏感的。我们提出了计算观测到的莱曼α发射线从z>6星系，说明了不同的许多自由参数与发射星系，它的晕，星系周围的IGM的影响。特别是，我们使用的IGM的动态模型，其中包括IGM的影响，朝着发射星系。银河风可能在确定观测到的莱曼α线通量方面起着至关重要的作用。我们将我们的模型预测与两个z=6.5星系的观测结果进行比较，并得出结论，如果允许星系风，现有的观测结果对z=6.5的IGM的中性部分没有限制。未来的空间观测将限制星系风的重要性;如果风对观测到的z=6.5的星系不重要，我们的模型表明z=6.5的IGM中性分数<~0.1。
2003-08-11 astro-ph
Quasar Proximity Zones and Patchy Reionization
类星体在z ~ 6处的莱曼-α森林吸收光谱显示了靠近它们的源的增强透射区域。一些作者认为，这些区域的明显小尺寸表明，z >~ 6的类星体电离锋扩展到大部分或部分中性的星系际介质（IGM）中。假设IGM中的典型区域被z <= 6重电离，正如Ly-a森林观测所建议的那样，我们认为在最高红移类星体开启之前，在{ \em至少} 50%的IGM体积被重电离。此外，即使IGM在类星体开启时有50%的中性，类星体也可能诞生于大的星系生成的HII区域。在再电离过程中的HII区域本身是群集的，并使用辐射转移模拟，我们发现，通过IGM对类星体祖先晕的长串完全通过电离气泡，即使当IGM是半中性的。这些影响已被忽略，在大多数类星体邻近区，假设空间{ \em均匀}中性分数以前的分析。我们从类星体的后续电离模型，并构建模拟Ly-a森林光谱。我们的模拟吸收光谱是更敏感的IGM中的小尺度结构的水平比体积平均的中性馏分，并建议现有的邻近区的大小测量是兼容的一个完全电离的IGM。然而，我们提到了我们的建模中的几个改进，这些改进对于得出更明确的结论是必要的。
2007-03-26 astro-ph
Simulating IGM Reionization
我们已经研究了IGM再电离过程中的整个宇宙学背景下，包括结构演化和一个现实的星系人口。我们使用了高分辨率N体模拟（描述暗物质和扩散气体成分），星系形成的半解析模型（跟踪电离辐射源的演变）和蒙特卡罗辐射转移代码CRASH（跟踪电离光子进入IGM的传播）的组合。这一过程已经在有史以来用于这种研究的最大体积中进行了研究，宇宙的场区域具有L~20/h Mpc的同向运动长度，嵌入在更大的宇宙学模拟中。为了评估环境对再电离过程的影响，同样的辐射转移模拟已经在一个10/h的Mpc的共动箱上进行，集中在一个集群区域。我们发现，为了解释所有的电离辐射，总质量为M~10^9 Msun的物体必须被分辨出来。在这种情况下，模拟的恒星星族产生体积平均电离分数x_v=0.999 × z~8，与观测结果一致，不需要任何额外的电离源。我们还发现环境对再电离过程有很大的影响。事实上，尽管模拟的原星系团占据了更小的体积，产生了更多的电离光子，但它后来完全电离了。这是因为在原星系团中更常见的高密度区域，由于它们的高重组率而很难被重新组装。
2003-08-14 astro-ph
The Thermal Memory of Reionization History
最近WMAP测量的大电子散射光学厚度τ_e = 0.17 ± 0.04与一个简单的再电离模型相一致，即星系际介质在红移z ~ 15处电离，之后保持高度电离。在这里，我们表明，现有的测量IGM温度从莱曼α森林在z ~ 2 - 4排除了这种“香草”模型。在对电离光谱的合理假设下，只要宇宙在z = 10之前被再电离，并且在之后保持高度电离，IGM就会达到一个渐近的热状态，与观测结果相比，这个状态太冷了。为了同时满足CMB和森林约束，再电离历史必须是复杂的：再电离在z >~ 15时开始，但在6 < z < 10时中性氢和/或氦的分数，和/或在4 < z < 10时单电离氦的分数必须有显著的（阶数单位）变化。我们描述了一个物理动机的再电离模型，满足所有目前的观察。我们还探讨了随机再电离历史的影响，并表明，后期的（HeII --> HeIII）再电离诱导IGM温度的显着分散，但分散随着时间的推移迅速减少。最后，我们提供了一个热渐近线的解析公式，并讨论了可能的额外的加热机制，可能会逃避我们的约束。
2003-04-07 astro-ph
Taxing the Rich: Recombinations and Bubble Growth During Reionization
再电离是不均匀的原因有两个：星系际介质（IGM）的块状和离散电离源的集群。虽然数值模拟原则上可以考虑到这两个因素，但目前它们受到小盒子尺寸的限制。另一方面，分析模型只研究了clusimetric IGM（具有均匀电离发射率）和集群源（嵌入在均匀IGM中）的极限情况。在这里，我们提出了一个分析模型，包括这两个因素的再电离拓扑结构的演变。起初，重组可以忽略不计，电离气泡主要通过主要的合并来增长。因此，再电离类似于“间断平衡”，在电离背景中有一系列分离良好的急剧跳跃。这些特征是局部效应，并不反映全球电离分数的类似跳跃。然后，我们结合我们的泡沫模型与一个简单的描述重组的IGM。我们表明，泡沫停止增长时，重组平衡电离。如果IGM的密度结构与中等红移下的密度结构相似，则气泡半径将限制在约20 Mpc;然而，如果IGM在更高的红移下显着聚集，则半径可能会小得多。一旦气泡达到饱和，宇宙的该区域就进入了“后重叠”阶段，因此重叠时期实际上具有有限的宽度。这张照片自然地解释了莱曼系列不透明度沿着已知z>6类星体的视线的巨大变化。更多的类星体光谱将揭示再电离的“气泡主导”拓扑特征和后期宇宙的“网络主导”拓扑特征之间的过渡。[摘要]
2005-08-16 astro-ph
Constraints on reionization from the thermal history of the intergalactic medium
由于星系际介质的热时间尺度很长，其温度依赖于其再电离历史。在IGM中出现的遥远类星体的光谱中看到的氢莱曼α吸收线的宽度可以用来确定它的温度。我们使用的类星体光谱的莱曼α森林区域的小波分析表明，有一个相对突然的增加，在红移z=3.5和3.0之间的线宽，我们与熵注入导致的HeII的再电离。在z~3.5之后的温度的随后下降与由绝热膨胀主导的热演化一致。如果像预期的那样，氢再电离后温度也迅速下降，那么从HeII再电离前的线宽推断出的高温意味着氢再电离发生在红移z=9以下。
2002-01-30 astro-ph
Reionization of the Inhomogeneous Universe
在星系际介质中的密度分布的模型，在数值模拟中发现的动机，是用来证明的clusified IGM和离散源的宇宙再电离的效果。在不均匀的宇宙中，再电离由外向内发生，从空洞开始，逐渐渗透到过密区域。再电离不应该是突然的，而是逐渐的，随着发射率的增加，光子平均自由程在哈勃时间的一小部分内持续上升。我们表明，氢冈恩-彼得森槽应存在于$z\simeq 6$，除非发射率增加红移在$z>4$。然而，如果低光度的源使IGM重电离，宇宙学\hii区域的重叠时期可能发生在更高的红移处; $z\sim 6$处的冈恩-彼得森槽就会出现，因为即使是密度最低的空洞在电离平衡中也有足够大的中性部分，光学厚度足以达到\lya光子。只有当发光类星体对再电离有贡献时，重叠时期附近的宇宙学\hii区域才能产生透射通量的间隙。尽管物质的分布是块状的，但在氢的再电离过程中，复合并不是很重要，因为高密度气体直到很晚才被电离。我们表明，\heii再电离最有可能延迟相对于氢再电离，但应完成的$z\sim 3$，红移的观测。所报道的\heii的大的光学深度起伏可能不是由于不完全的\heii再电离，而是由密度起伏和发光类星体引起的电离背景强度变化的组合引起的。
1999-09-16 astro-ph
The 21 Centimeter Forest
我们通过明亮的高红移射电源的光谱中所谓的21厘米森林来研究再电离前星系际介质（IGM）的前景。我们首先计算模型，包括X射线加热的IGM气体，Wouthuysen场耦合，和再电离的平均光学深度的演变。在大多数情况下，自旋温度T_S在再电离真正开始之前就增大了.因此，在大多数再电离过程中，光学深度小于0.001，背景源必须远远超出再电离表面，才能经历可测量的吸收。HII区域产生相对较大的“传输间隙”，因此在再电离的早期阶段仍然可以观察到。一旦T_S变大，来自宇宙网中的片和丝的吸收就会消失，在再电离期间应该很少。微晕可以产生强的（尽管是窄的）吸收特征。测量它们的丰度将对IGM中反馈过程的强度以及它们对再电离的影响产生有用的限制。
2006-04-10 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
Imprint of Inhomogeneous Hydrogen Reionization on the Temperature Distribution of the Intergalactic Medium
利用流体动力学+辐射转移模拟方法研究了非均匀氢再电离对星系际介质（IGM）热演化的影响，其中再电离在早期（z ~ 9）或晚期（z ~ 6）完成。在一般情况下，我们发现，低密度的气体附近的大规模overdensities电离和加热早于气体在大规模，undersdense空隙。此外，在稍后的时间，IGM温度与再电离红移成反比，因为较早被加热的气体有更多的时间通过绝热膨胀和康普顿散射冷却。因此，在再电离结束时，两种模型的中位温度-密度关系都是一个斜率为γ-1 ~-0.2的倒幂律关系。然而，在固定密度下，由于再电离红移的分布，在温度上存在高达阶的单位散射。由于复杂的状态方程，在红移范围4 < z < 6的IGM温度-密度关系仍然具有显著的曲率和散射。在解释高红移类星体光谱中的莱曼α吸收时，必须考虑这些特征。
2008-11-01 astro-ph
Radiative Transfer Effects during Photoheating of the Intergalactic Medium
星系际介质再电离后的热历史在很大程度上取决于光加热。在这里，我们证明，忽略辐射转移效应的光加热率计算大大低估了再电离期间和之后的能量输入。辐射转移效应的忽略导致IGM的温度过低的一个因素后HeII再电离。我们简要地讨论了IGM的吸收特性和重子在浅势阱中的分布的影响。
1999-03-06 astro-ph
Detection of He II reionization in the SDSS quasar sample
宇宙的膨胀导致星系际介质（IGM）的平均氢Ly-alpha不透明度τ（τ（1+z）^{3.8}）在红移4和3之间迅速下降。IGM的温度演化和He II不透明度的测量都表明He II在这个红移范围内重新电离。我们使用流体动力学模拟表明，与He II再电离的温度升高导致周围的再电离时代的τ相对突然减少~ 10%.We发现明确的证据，这样的功能在τ的演化确定从样本的~ 1100类星体从SDSS。He II再电离开始于红移~ 3.4，并持续（Δ z）~ 0.4。IGM温度的增加也解释了在高分辨率光谱中测量的氢吸收线的宽度。
2002-06-25 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
Dark Satellites and Cosmic Reionization
一个可能的解释，目前的差异之间的丰富的银河subhaloes的N体模拟预测与本集团中观察到的。我们研究的影响，早期再电离的重子组成部分的宇宙使用SPH模拟组和星系尺度。我们使用一个简化的再电离模型，描述为在给定的红移（z_r > 8）下IGM温度的瞬时增量（1 e5 < T_{IGM} <1 e6 K）。我们发现康普顿冷却（热电子和CMB光子之间的相互作用）起着关键作用;在高红移（z_r>10），这种冷却非常有效，并且能够在几个百万年内抵消气体的任何加热。这意味着需要一个较晚的再电离（z_r<9）来充分减少银河系周围发光矮卫星的数量。当再电离红移z_r=8，再电离温度为T_{IGM} ~ 1 e ~ 5 K时，我们能够再现观测到的本群矮星系数目。
2006-09-06 astro-ph
Imprint of Inhomogeneous Reionization on the Power Spectrum of Galaxy Surveys at High Redshifts
我们考虑了非均匀再电离对高红移星系分布的影响。大尺度密度模对电离源形成过程的调制使再电离不均匀，并使同一尺度下不同区域的再电离时间出现了展宽。在不同的时间，源光致发光和加热这些区域到温度$\ga 10^4$ K后，它们的温度随着电离星系际介质（IGM）的膨胀而变化。IGM温度的变化使得星系的最小质量在空间上是不均匀的，波动幅度朝着小尺度增加。这些尺度相关的涨落以一种依赖于再电离历史的方式改变了低质量星系在高红移时的功率谱形状。由此产生的原始功率谱的失真明显大于与暴胀参数的不确定性相关的变化，例如标量功率谱的谱指数或谱指数的运行。未来对高红移星系的巡天将提供IGM热历史的新探测，但在限制暴胀方面可能会有更有限的范围。
2006-03-19 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
Observing the Reionization Epoch Through 21 Centimeter Radiation
我们通过中性氢21厘米超精细跃迁研究了再电离期的可观测性。我们使用一个高分辨率的宇宙学模拟（包括流体动力学）与快速辐射转移算法一起计算21厘米发射的星系际介质（IGM）在几种不同的再电离模型的演变。结果表明，在重叠期间（在~25 MHz的频率间隔上），IGM的平均亮温从dT_b~25 mK下降到dT_b~ 0.01mK，而小尺度上的均方根亮温起伏从重叠前的~10 mK突然下降到重叠结束时的~ 0.1mK。我们发现，21厘米的观测可以有效地区分模型与一个单一的早期再电离时代的模型与两个不同的再电离事件。
2003-05-05 astro-ph
The Inhomogeneous Background of Hydrogen-Molecule Dissociating Radiation during Cosmic Reionization
第一，自洽的计算宇宙学，H2离解的UV背景产生的再电离的来源的再电离的时代。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，直到质量为~10^8 Msun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。然后将每个源发出的低于13.6 eV的UV连续谱通过相同的IGM转移，由原子H莱曼系共振线衰减，以预测H2在11和13.6 eV之间的莱曼-维尔纳带中的不均匀辐射背景的演变。平均而言，这个莱曼-沃纳背景的强度被发现上升到阈值水平，在该水平下，解离抑制氢冷却和恒星形成的小晕内，很久之前再电离完成。莱曼-沃纳背景的空间变化被发现，这是由于与大尺度结构形成相关的源的聚类，使得强度波动与物质密度波动相关。其结果是，莱曼-维尔纳背景上升到阈值水平的H2抑制附近的再电离源和他们的H II区域。
2009-02-11 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
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
Observational constraints on Cosmic Reionization
最近的观测已经对再电离（EoR）的时间设定了第一个限制，对应于第一个发光物体的形成时间。对冈恩-彼得森（GP）吸收和相关现象的研究表明，$z \sim 6$星系际介质（IGM）的状态发生了质的变化，表明IGM的中性部分迅速增加，从$z \le 5.5$的$x_{HI} < 10^{-4}$增加到$x_{HI} > 10^{-3}$，在$z \ge 6$可能高达0.1。相反，在GP槽的传输尖峰，和\lya星系光度函数的演变表明$x_{HI} < 0.5$在$z\sim 6.5$，而宇宙微波背景（CMB）的大尺度偏振意味着一个显着的电离分数延伸到更高的红移，$z \sim 11 \pm 3$。结果表明，再电离与其说是一个事件，不如说是一个过程，该过程早在$z \sim 14$就开始了，而"重叠“阶段在$z \sim 6$结束。这些数据与低光度恒星形成星系作为再电离光子的主要来源是一致的。目前正在建造的低频射电望远镜应该能够在EoR期间对中性IGM的HI 21 cm发射进行首次直接测量，即将进行的次级CMB温度各向异性测量将提供再电离IGM动力学的详细信息。
2006-05-22 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
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
Constraining reionization using the thermal history of the baryons
星系际介质的热演化依赖于宇宙的再电离历史。数值模拟表明，低密度IGM，这是负责低柱密度Ly-alpha森林，遵循一个定义良好的温度-密度关系。这导致作为列密度的函数的线宽分布的截止。我们使用流体动力学模拟来校准截止和温度-密度关系之间的关系，并将此关系应用于Keck光谱跨越红移范围z=2-4.5。我们发现，温度峰值在z~3，并解释这是由于氦的再电离再加热的证据。
2000-02-11 astro-ph
Evolution of the Ionizing Background and the Epoch of Reionization from the Spectra of z~6 Quasars
利用SDSS观测到的4个5.7<z<6.3的类星体光谱中的莱曼系吸收，研究了宇宙再电离过程，估算了IGM中的电离背景。我们推导出在高红移的电离背景的演变，使用半解析技术和宇宙学模拟IGM的密度波动模型。在z=6.28的类星体SDSS 1030+0524的光谱中存在完整的Ly α冈恩-彼得森谷，表明z~6处的光电离率Gamma_{-12}低于0.08，至少比z~3处的值小6倍。由于Ly β和Ly γ Gunn-Peterson谷的振子强度较小，它们给出了更强的极限Gamma_{-12} <0.02，表明IGM中z~6处的电离背景比z~3处的电离背景低20倍以上。同时，体积平均中性氢分数从z~3处的10^{-5}增加到z~6处的>10^{-3}。在此红移处，质量平均中性氢分数大于1%;轻度过密区域（delta > 3）仍然大部分是中性的，并且电离光子的随动平均自由程短于8 Mpc。与宇宙学再电离模拟结果的比较表明，在z~6处观测到的IGM的性质是再电离重叠阶段末各HII区合并时的典型性质。因此，z~6标志着再电离时期的结束。再电离的红移限制了质量密度涨落的小尺度功率和第一代天体的恒星形成效率。
2001-12-25 astro-ph
Ly$α$ Leaks and Reionization
类星体在红移$z\simeq6$处的Ly $z\simeq6$吸收谱显示出被微小的泄漏所分隔的完整的冈恩-彼得森吸收槽（暗隙）。暗隙来自星系际介质（IGM），那里的中性氢密度高到足以产生几乎饱和的散射，但迄今为止，透射的泄漏来自何处仍不清楚。我们证明，泄漏可以起源于IGM中的最低密度的空隙，以及周围的电离源使用半解析模拟电离补丁。如果泄漏发生在密度最低的空隙中，IGM可能已经高度电离，电离背景应该几乎均匀;相反，如果泄漏来自电离贴片，IGM的中性部分仍然很高，电离背景明显不均匀。因此，泄漏的来源是至关重要的，以确定的时间的电离光子背景的不连续到均匀的转变。我们表明，可以研究泄漏的统计特征的起源。实际上，Ly $α$泄漏可以用等效宽度$W$和半区全宽$W_{\rm H}$来很好地定义和描述，这两个宽度受仪器分辨率和噪声的污染较小。发现赖氨酸$α$泄漏的$W$和$W_{\rm H}$的分布对电离背景的建模是敏感的。我们考虑四种代表性的再电离模型。它的结论是泄漏统计提供了一个有效的工具来探测在$z\simeq5-6.5$再电离的演变历史。类似的统计数字亦适用于在$z \simeq 3$进行的He II再电离（节略）
2007-10-29 astro-ph
Toward Empirical Constraints on the Global Redshifted 21 cm Brightness Temperature During the Epoch of Reionization
初步结果是从一个简单的，单天线的实验，旨在测量100和200兆赫之间的全天空无线电频谱。该系统使用内部比较切换方案，以减少测量光谱中的非平滑仪器污染物至75 mK。从观测结果，我们放置一个初始的上限为450 mK的相对亮度温度的红移21厘米的贡献光谱由于中性氢在星系际介质（IGM）在再电离的时代，假设一个快速过渡到一个完全电离的IGM在红移为8。通过改进，这种技术应该能够区分慢再电离和快再电离的情况。为了将再电离的持续时间限制在dz > 2，测量光谱中的系统残差必须减少到3 mK。
2007-10-12 astro-ph
The Correlation Between Star Formation and 21cm Emission During the Reionization Epoch
再电离被认为是由低质量星系主导的，而对已分辨星系的直接观测只能探测最大质量、最稀有的天体。累积Ly-alpha发射的表面亮度波动（作为恒星形成率的代理）和星系际介质（IGM）中性氢的红移21 cm信号之间的交叉相关性，将直接探测星系中电离光子的产生和IGM再电离之间的因果关系。我们讨论了探测这种未解决的星系的互相关的前景。我们发现，在<10弧分的角尺度上，使用来自太空的宽场近红外成像结合即将到来的Mileura宽场阵列-低频演示器进行检测将是实用的。当中性IGM的红移21厘米观测与Ly-alpha发射的天基近红外成像相结合时，即使使用小孔径光学望远镜（~2米）和中等视场（~10平方度），<3弧分的角尺度上的探测也会受到21厘米信号灵敏度的限制。在大于3角分的尺度上，互相关的测量将受到前景天空相减的精度的限制。
2007-05-13 astro-ph
Detection of Intergalactic HeII Absorption at Redshift 3.5
斯隆数字巡天发现了大量的类星体，这使得人们可以寻找难以捉摸的、清晰的视线，指向HeII Ly-alpha吸收，这是一种敏感的星系际介质探测器。少数已知的系统表明HeII的再电离发生在z>3。我们报告检测到的HeII Ly-alpha吸收边在类星体的光谱z=3.50，最遥远的这样的功能，迄今为止发现。该候选类星体是从SDSS光谱类星体巡天的z~3样品中选出的，并作为HST/STIS SNAP巡天的一部分得到证实。我们讨论的吸收功能的一般特性，以及发现额外的这样的对象的概率。
2003-11-13 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
The Growth of HII Regions During Reionization
最近，人们对星系际介质（IGM）中氢的再电离产生了极大的兴趣。一个主要的悬而未决的问题是，这一事件如何在大规模上进行。受数值模拟的启发，我们开发了一个模型，在再电离时代的HII区域的增长。我们将电离区域与大尺度密度波动相关联，并使用偏移集形式主义来模拟由此产生的尺寸分布。然后，我们考虑的方式来表征电离区域的形态。我们展示了如何构建在中性氢场的波动的功率谱。功率谱包含来自HII区域的明确特征，这些特征应该可以用下一代低频射电望远镜通过调查再电离时代的红移21厘米发射来观察。最后，我们还考虑统计描述超出功率谱，并表明我们的再电离模型定性地改变了中性气体在IGM中的分布。
2004-03-31 astro-ph
High Redshift Intergalactic Medium: Probes and Physical Models
近年来，对高红移星系际介质（IGM）状态的认识取得了重大进展。在此对这一理解的某些方面进行了审查。特别是，我们讨论：（1）不同的IGM探测方法，如Gunn-Peterson检验、CMBR各向异性和再电离中性氢发射;（2）宇宙再电离的一些模型。
2004-11-02 astro-ph
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
Luminosity Functions of Lyman Alpha Emitting Galaxies and Cosmic Reionization of Hydrogen
最近的观察表明，所观察到的数量计数的Lya发射器（LAEs）演变显着之间的z=5.7和z=6.5。有人认为这是由于电离状态的快速演化，因此IGM的传输导致z=6.5星系的Lya通量受到更强烈的抑制。在本文中，我们考虑了Lya和UV光度函数（LF）的联合演化，并表明IGM透射率在z=6.5和z=5.7之间以1.1 <R < 1.8（95%CL）的因子演化。这个结果对Lya LF的基本模型（以及宇宙方差）不敏感。使用IGM传输模型，我们发现，通过宇宙膨胀单独的平均IGM密度的演变可能会导致高达R=1.3的传输比的值。因此，现有的借贷便利并没有提供重叠的证据。此外，R<1.8的约束表明，宇宙在z=6.5时超过一半的体积是电离的，即x_i，V>0.5。
2007-05-29 astro-ph
The spin temperature and 21cm brightness of the intergalactic medium in the pre-reionization era
我们利用数值流体动力学模拟LCDM宇宙早期结构形成的方法，研究了在z<20时，宇宙再电离时期之前弥散星系际介质（IGM）的自旋温度和21 cm亮度。在没有任何辐射加热的情况下，中性氢原子之间的碰撞可以有效地解耦的自旋温度从CMB只有在密集的迷你晕和细丝。受冲击加热的气体在发射中发光，被吸收中可见的较冷气体包围。在一个温暖的，大部分是中性的IGM的情况下，由早期的迷你类星体的X射线发射产生，21厘米的信号被强烈增强。即使是稍微过密的灯丝现在也会在CMB的照射下发光，这可能使未来的射电阵列能够在再电离之前探测中性氢的分布。
2005-12-21 astro-ph
