On the Threshold of the Reionization Epoch
宇宙再电离期的发现将是宇宙学的一个重要里程碑。我们给出了类星体SDSS 1044-0125的凯克光谱，z = 5.73。光谱显示在观测波长λ>~7550 A处光学深度的显著增加，对应于z_abs >~ 5.2。只有几个小的，狭窄的传输区域存在于光谱中超过这一点，并在红移的类星体信号开始。我们将这一结果解释为宇宙再电离时期后缘的特征，我们估计发生在<z>~ 6（实际上由Becker等人随后的观测证实），并向下延伸到z5.2。在再电离时代的现代理论模型中，这种行为是可以预期的，它预测了再电离的斑块和逐渐开始。我们看到的其余透射窗口可能对应于嵌入在仍然基本上中性的星系际介质中的单个再电离气泡（Stromgren球），被类星体的视线所包围。未来对类似或更大红移的类星体的光谱观测将提供对再电离时代的结构和程度的更详细的了解。
2001-08-23 astro-ph
Effective Screening due to Minihalos During the Epoch of Reionization
我们表明，气体晕的崩溃对象引入了大量的累积不透明度电离辐射，即使在星系际介质中的平稳分布的氢已完全再电离。这种不透明性导致星系际介质中电离气泡重叠的时间与完全Gunn-Peterson Lyman α吸收的解除之间的红移延迟约为1。负责这种屏蔽效应的微晕没有解决现有的再电离数值模拟。
2002-04-08 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 Sensitivity of First Generation Epoch of Reionization Observatories and Their Potential for Differentiating Theoretical Power Spectra
再电离时代（EOR）功率谱的统计观测为理解从宇宙“黑暗时代”到我们今天看到的电离宇宙的过渡提供了丰富的数据集。EOR观测已成为实验宇宙学的一个活跃领域，目前正在开发三个第一代观测站-MWA，PAST和LOFAR。在本文中，我们提供了第一个定量计算的三维功率谱灵敏度，结合设计参数的计划阵列。然后使用该计算来探索这些第一代观测可以对EOR功率谱施加的约束。结果表明，即将到来的功率谱观测约束理论的结构形成和再电离的潜力。
2005-07-14 astro-ph
Constraints on primordial black holes and primeval density perturbations from the epoch of reionization
研究了再电离阶段电离光子背景对原初黑洞丰度的约束和原初密度扰动的谱指数$n$.在标准的暴胀宇宙演化论中，我们证明了原始密度扰动的幂律功率谱的谱指数$n$应该是$n<$ 1.27。由于宇宙在再电离红移$z\sim 6$ - 8处仍然是光学厚度，因此该约束与暴胀的再加热温度这一未知参数无关。PBH的电离光子背景可以用幂律谱$J(ν)\proptoν^3$来近似，这与大质量恒星和类星体模型给出的谱有很大的不同。
2002-02-12 astro-ph
Power Spectrum Sensitivity and the Design of Epoch of Reionization Observatories
观测再电离期（EOR）的最新理论发展集中在红移21 cm发射的功率谱特征上。这些研究已经证明了统计EOR观测的巨大潜力，然而，拟议的低频无线电阵列的灵敏度计算一直高度近似。为宇宙微波背景的干涉测量开发的形式主义可以扩展到三维，以自然地将EOR信号中固有的视线信息结合起来。在本文中，我们演示了如何准确地计算EOR功率谱灵敏度的阵列，并开发的缩放关系，可用于指导EOR观测台的设计。天线分布，天线尺寸和相关器的EOR灵敏度的要求的影响进行了详细说明。
2004-06-29 astro-ph
Forecast for Epoch-of-Reionization as viewable by the PrimevAl Structure Telescope (PAST)
我们目前的灵敏度预测的PAST 21厘米再电离观测，并比较这些与原型阵列的测量灵敏度。我们讨论了可能的再电离时代结构和可以观察到的红移，并得出结论，10，000天线PAST将能够在6<z<20时用其100万像素图成像电离结构。所产生的图像的角度范围从5角分到10度。分析了潜在的前景污染物的影响。所有已知的地外前景都具有幂律连续谱，并且可以建模和干净地分离。我们目前的观测结果使用的原型，验证估计的灵敏度，并提供天文前景的数据。同样的样品允许真实世界的测量人为干扰，流星散射传播，电离层的变化。这些数据也被用来验证我们的大角度地图制作算法。
2004-04-05 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
Hydrogen 2p--2s transition: signals from the epochs of recombination and reionization
我们提出了一种方法来研究的基础上可能观察到的2 p-2s精细结构线的中性氢外的宇宙H { \sc ii}区包类星体和其他电离源的再电离时代。我们表明，在$z \simeq 6.3$观察到的光源的典型参数的强度，这是成比例的H { \sc i}分数，这个信号，具有亮度温度$\simeq 20 μK$的完全中性介质。精细结构线从这个红移是可观察到的$ν\simeq 1 \rm GHz$，我们讨论了前景的检测与几个业务和未来的射电望远镜。我们还计算该信号的特征，从重组的时代：峰值亮度预计是$\simeq 100 μK$，该信号出现在频率范围5-10 MHz。来自复合时代的信号几乎不可能被探测到，因为在这些频率下银河系的辐射非常明亮。
2007-04-10 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
Cosmological perturbations and the reionization epoch
在WMAP允许的宇宙学背景下，我们研究了再电离时代对宇宙学扰动性质的依赖性。我们使用一个简单的模型，基于Press-Schechter近似计算再电离的红移。对于一个幂律的初始频谱，我们估计，再电离可能发生在红移$z_{reion} = 17^{+10}_{-7}$，与WMAP确定的温度-偏振交叉功率谱的基础上。我们估计延迟再电离，如果有一个负运行的光谱指数，弱WMAP表示。然后，我们调查的再电离红移的初始扰动的性质上的依赖。我们考虑卡方概率分布函数的各种自由度，由非标准的通货膨胀的情况下，由缺陷模型的动机。我们发现，在这些模型中，再电离可能发生得更早，是一个缓慢的过程，比在初始高斯起伏的情况下。我们还考虑了一个混合模型，在该模型中，宇宙弦对再电离相关尺度上的种子涨落做出了重要贡献。我们发现，为了使该模型与最新的WMAP结果一致，在标准$8 h^{-1} Mpc$尺度上，弦对物质功率谱的贡献可能最多为1%，这对每单位长度弦质量的值施加了严格的限制。
2003-05-20 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
Tangled magnetic fields and CMBR signal from reionization epoch
我们计算了在纠缠磁场存在下宇宙再电离的次级CMBR各向异性信号。我们考虑纠缠磁场诱导的标量，矢量和张量模式进行分析。对于l<10，最有趣的信号来自张量扰动。特别地，我们表明，在l<10时，WMAP在TE互相关信号中观察到的增强可以用张量TE互相关来解释，张量TE互相关来自于磁场强度B_0=4.5*10^{-9}G和磁场功率谱指数n=-2.9的暴胀时期产生的纠缠磁场。或者，张量模式信号与原始标量模式的混合物给出了再电离表面的光学深度值的较弱界限，tau_{reion} =0.11 +/- 0.02。这个分析也可以转化为波数< 0.05 Mpc^{-1}时磁场强度接近5*10{-9}G的极限
2005-06-27 astro-ph
Gamma-Ray Bursts as a Probe of the Epoch of Reionization
伽马射线暴的红移值预计将远远高于迄今为止探测到的类星体的最高红移值。与类星体不同的是，伽玛射线暴的余辉可以提供再电离时期的“干净”探测，因为没有复杂的情况（如强的Ly-alpha发射线的存在）或“邻近效应”（如来自类星体的电离光子产生的Stromgren球）。因此，近红外和光学观测伽玛暴余辉可能提供独特的信息时代的再电离。特别是，在Ly-α短波长处的通量提供了GRB红移处IGM密度波动的直接测量，而Ly-α长波长处的通量提供了GRB宿主星系中恒星产生的电离光子数量的综合测量，直到爆发发生。然后，通过比较伽玛暴的宿主星系中的恒星和类星体所产生的斯特罗姆格伦球的大小，估计了恒星形成和类星体对再电离的相对贡献。我们使用的预期形状的GRB余辉光谱在附近的伽玛暴在各种红移的Ly-alpha的详细计算来说明这些点。
2003-12-18 astro-ph
The Epoch of Helium Reionization
本文采用三维辐射转移计算和宇宙流体动力学模拟相结合的方法研究了类星体对氦II的再电离。产生电离辐射的源是根据经验类星体光度函数选择的，并根据它们的固有质量分配光度。我们提出的模型中，这些参数是不同的，并检查所产生的再电离过程中，区分各种情况下的特性。此外，我们从模拟中提取人工光谱，并量化每个模型中光谱特征的统计特性。我们发现，影响He II再电离演化的最重要的因素是由源产生的电离光子的累积数量。He II的不透明度测量观测和我们的分析得到的比较表明，在合理的参数值的可用范围提供了足够的余地，提供一个令人满意的匹配。然而，我们所有的计算都有一个共同的性质，那就是氦II再电离的时期必须发生在3 < z < 4的红移处。如果是这样的话，未来的观测计划将能够直接追踪氦的电离历史的细节，并探测宇宙演化过程中星系间介质的低密度阶段。
2001-12-14 astro-ph
Zero metallicity stellar sources and the reionization epoch
我们重新考虑了恒星源引起的宇宙再电离问题。利用类似于Haiman & Loeb（1997）的方法，我们研究了改变恒星模型和恒星光谱对电离光子产生率的影响。特别是，我们研究的后果，采用零金属量的恒星，这是自然的选择，第一恒星星族。我们构建年轻的等时线代表人口III星从现有的演化模型（Forieri 1982; Cassisi & Castellani 1993），并计算一个合适的图书馆零金属模型的气氛。由这种零金属布居发射的电离光子的数目比由标准贫金属等时线产生的电离光子的数目高约40%。我们发现，采用合适的零金属丰度模型修改的再电离时代。然而，后者仍然在很大程度上受到当前其他重要物理过程的不确定性的影响，例如恒星形成的效率和逃逸的紫外光子的比例。
2000-02-25 astro-ph
A Search for Radio-loud Quasars within the Epoch of Reionization
宇宙在对应于红移z~6.5的时间完全重电离，并且可以用光学方法观察到，因此只有通过研究相对于更高红移、射电噪声源的HI和分子吸收线，人们才有希望对星系形成的最早阶段进行详细的研究。目前还不知道这类研究的目标。在这些会议记录中，我们描述了一项正在进行的调查，以寻找z > 6.5的射电类星体。
2003-09-15 astro-ph
A large area search for radio-loud quasars within the epoch of reionization
宇宙在对应于红移z ~ 6.5的时间完全重电离，并且可以用光学方法观察到，因此只有通过研究相对于更高红移、射电噪声源的HI和分子吸收线，人们才有希望对星系形成的最早阶段进行详细的研究。目前还不知道这类研究的目标。在这些会议记录中，我们描述了一项正在进行的调查，以寻找z > 6.5的射电类星体，并提出了我们最有希望的候选者的宽带SED。
2004-04-07 astro-ph
Polarization of 21cm Radiation from the Epoch of Reionization
我们考虑的极化的21厘米线辐射的时代的再电离由于两个内在的极化发射和次级机制。我们认为，汤姆逊散射的21厘米四极由再电离宇宙可能会产生最大的影响。21 cm四极子的来源是重子密度涨落和离散\ion{H}{2}区电离分数的涨落。由于汤姆逊散射只产生E型偏振，并且是消色差的，因此原则上可以将其独特的指纹与偏振同步辐射相关的前景分开，而偏振同步辐射不应该与宇宙信号相关。我们估计，泊松波动的\ion{H}{2}地区在年底的再电离（$z_R \sim 6$ -20）产生的亮度温度偏振互相关信号$\sim 0.1 - 0.3 {mK}$的角尺度上的几十弧分。该互相关信号在未来{ \it平方公里阵列}（SKA）的仪器灵敏度范围内，并接近即将到来的{ \it Mileura宽场阵列}（MWA）和{ \it低频阵列}（LOFAR）的灵敏度。
2005-10-10 astro-ph
A very extended reionization epoch ?
最近WMAP卫星对宇宙微波背景（CMB）的交叉温度-偏振功率谱的观测与汤姆逊散射光学厚度τ \approx 0.17的高值相吻合。这个值接近τ= 0.3，这是WMAP团队在参数提取分析中的上限。然而，τ \sim 0.3的模型与当前CMB数据拟合良好，并且在与大尺度结构数据结合时未被显著排除。利用自洽再电离模型，验证了τ \sim为0.3的模型的天体物理可行性。事实证明，目前与星系际介质的热和电离历史有关的各种观测数据都不能排除τ \sim 0.3。一个非常长的再电离时期的可能性可以显着破坏WMAP对关键的宇宙学参数，如哈勃常数，光谱指数的原始波动和振幅的暗物质集群的约束。
2005-09-19 astro-ph
Can the reionization epoch be detected as a global signature in the cosmic background?
宇宙的再电离预计会在天空的光谱中留下一个尖锐的信号。如果再电离发生在5 < z < 20，则由于红移的HI 21-cm线发射，在射电天空中在70 - 240 MHz处应该出现一个特征，伴随着由于氢复合辐射在0.7 - 2.6微米处的光学/近红外中的另一个特征。预期的振幅远高于基本的探测极限，其特征的清晰度可能使其与地球、银河系和河外前景造成的变化区分开来。由于这基本上是对整个天空中出现的信号进行连续测量，因此相对较小的望远镜可能足以在无线电中进行检测。在光学/近红外，空间望远镜需要尽可能低的背景条件，因为实验将受到严格的背景限制。
1999-01-22 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
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
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
Probing non-Gaussian features in the HI distribution at the epoch of reionization
在再电离（EOR）时期的HI分布在很大程度上取决于电离区的大小和分布。在电离区域具有几Mpc量级的共动尺寸的情况下，HI分布的大尺度统计特性由离散电离区域的泊松噪声主导，并且它是高度非高斯的。我们探讨探测再电离的可能性，通过研究这些非高斯功能，使用未来的无线电干涉观测红移21厘米HI辐射。我们开发了一种形式主义的相关性之间的相关性在三个不同的基线和频率的HI波动的双谱测量的vibrations。对于相同频率的可见度，发现该信号与探测HI功率谱的两个可见度相关具有相同的阶数。对于在不同频率下的vibration，我们发现，相关衰减的频率差为1 MHz。这意味着，原则上，从各种污染物中提取HI信号是简单的，这些污染物被认为具有连续谱，并且即使在大的频率分离下也预期是相关的。
2005-02-14 astro-ph
Estimation of Cosmological Parameters from HI Observations of Post-reionization Epoch
在后再电离时代（z < 6）的中性氢（HI）云的发射太微弱而不能单独探测到，在1420 MHz以下的所有低频射电观测中都以弥散背景存在。这种辐射（~ 1 mK）的角度和频率起伏是未来宇宙大尺度结构的重要探测。我们表明，这样的观测是一个非常有效的探测背景宇宙模型和扰动宇宙。在我们的研究中，我们集中在确定的红移空间畸变参数，坐标距离及其与红移的导数的可能性。使用合理的估计的观测不确定性和配置代表正在进行的和即将到来的无线电干涉仪，我们预测参数估计的精度与超新星Ia观测和星系红移调查，在广泛的红移范围内，只有部分访问其他探头。未来的HI观测后再电离时代提出了一种新的技术，补充现有的几个，探测膨胀的历史和阐明的暗能量的性质。
2008-09-02 astro-ph
The Epoch of Reionization in Models with Reduced Small Scale Power
相对于“标准”LCDM模型，在小尺度上降低功率会消除一些与观测结果可能存在的差异，最近对WMAP加星系和莱曼α森林数据的分析也有利于降低功率。在这里，我们调查的时代再电离在几个模型归一化到WMAP在大尺度上，并充分降低功率在小尺度上解决晕浓度和子结构问题。这些模型包括倾斜模型、WMAP运行指数模型和暖暗物质模型。我们假设宇宙是由超大质量（~200 M_sun）的Pop III星和Pop II星组成的恒星源再电离的，它们具有“正常”的IMF。我们发现，在所有这些模型中，结构的形成和再电离都发生得很晚，当然是在红移小于10时，更可能是在z < 6时。这是不一致的（在2西格玛）与确定的z_reion ~ 17从WMAP温度偏振数据，只是勉强符合SDSS类星体观测。银河系尺度的观测结果（有利于低功率模型）和WMAP所支持的早期再电离之间的紧张关系只有在Pop III恒星形成的效率大大高于任何目前的估计，或者如果有一个外来的电离源，如小型类星体，才能得到解决。否则，我们可能不得不接受标准的LCDM功率谱，并以其他方式解决小规模问题。
2003-03-21 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
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
A Galaxy at z = 6.545 and Constraints on the Epoch of Reionization
我们报告的发现莱曼α发射星系的红移z=6.545偶然发现的过程中，光谱的硬X射线源的后续代表偶然河外X射线源识别（SEXSI）调查。该星系的线通量为2.1 e-17 erg/cm 2/s，与窄带成像巡天探测到的线通量相似; 5.2平方角分的测量意味着z~6.5莱曼α发射体的表面密度略高于窄带巡天的推断。这个来源标志着第六个在z~6.5处发现的莱曼α发射星系，这是一个超过再电离时代的红移，当时星系际介质中中性氢的阻尼翼能够严重衰减莱曼α发射。通过比较z~5.7和z~6.5处的莱曼α发射体光度函数，我们推断星系际介质可能在z~6.5处仍然保持着从本地宇宙到z~6.5的大部分再电离。
2004-07-19 astro-ph
HI Signal from Reionization Epoch
研究了氢原子红移谱线再电离期的全天信号。在软X射线中，根据Lyman-$α$与电离通量的比值和辐射光谱，可以在发射和吸收两种情况下观察到HI。我们还计算了再电离前时期的信号，并表明在宇宙学参数的不确定性，它是相当强大的。HI信号的主要特征可以概括为：（a）在对$ν\simeq 10\hbox{--}40 \rm MHz$的吸收中可以看到预电离的HI;最大信号强度为$\simeq 70\hbox{--}100 \rm mK$。(b)在$\simeq 50 \hbox{--}100 \rm MHz$频率范围内，可以观察到宽度为$\la 5 \rm MHz$的尖锐吸收特征，这取决于再电离历史。信号的强度与Lyman-$α$和氢电离通量的比率以及软X射线中辐射场的光谱指数成比例。（c）在较大的频率下，在发射中看到HI，其峰值频率在$60\hbox{--}100 \rm MHz$之间，这取决于宇宙的电离历史;该信号的峰值强度为$\simeq 50 \rm mK$。从Fisher矩阵分析，我们计算精度，模型的参数可以从未来的实验估计：（a）预再电离信号可以约束$Ω_b h^2$ - $Ω_m h^2$平面中的区域（b）在发射中观察到的HI可以用于给出宇宙中电离分数的演化的精确的$\la 1 %$测量，（c）从吸收到发射的过渡区可以用作电离源光谱的探测器;特别地，在该区域中的HI信号可以给出被软…
2005-08-06 astro-ph
A WENO Algorithm for the Growth of Ionized Regions at the Reionization Epoch
采用WENO算法研究了紫外光子源周围电离区的体积增长，WENO算法是一种有效的光子动力学求解方法，它可以在由辐射转移方程描述的相空间中求解。我们发现，体积增长率，无论是孤立的电离区或集群区合并，一般包括三个阶段：快速或相对论增长阶段在早期阶段，缓慢增长阶段在后期阶段，和之间的过渡阶段的快速和缓慢阶段。我们还表明，周围的电离区的体积增长的集群源强度$\dot{E}_i$（$i=1, 2, ...$）将具有相同的行为作为一个单一的源强度$\dot{E}=\sum_i\dot{E}_i$，如果所有的最近邻源$i$和$j$之间的距离小于$c(t^i_c+t^j_c)$，$t^i_c$的时间尺度$t_c$的源$i$。因此，紧密聚集的UV光子源将导致电离体积的缓慢增长。这一效应对于研究再电离期21 cm信号的红移依赖性具有重要意义。
2007-06-03 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
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
Gravitational Lensing of Epoch-of-reionization Gas
我提出了一个弱透镜灵敏度估计即将到来的高红移（再电离时代及以后）21厘米的调查。像PAST、LOFAR和SKA这样的仪器应该能够测量弱透镜功率谱，其精度远远超过可以想象的光学测量。可检测到三种类型的源，包括再电离斯特罗姆格伦球、大尺度结构和迷你晕。层析成像允许测量暗物质功率谱的时间演化。原始灵敏度允许测量许多宇宙学参数，包括暗能量，中微子质量和宇宙状态方程，以百分之十的精度。它还具有测量暴胀重力波的潜力。通过对10^18个小晕的射电观测，可以达到最终极限。通过这种效应，可以探测到低至10^-9 M_Planck的暴胀哈勃参数H_I。二阶效应也可以观察到，允许测试逆反应和微扰的量子力学起源。
2004-02-08 astro-ph hep-ph
Enabling Next Generation Dark Energy and Epoch of Reionization Radio Observatories with the MOFF Correlator
拟议中的21厘米宇宙学观测站用于研究再电离（z ~6-15）和暗能量（z ~0-6）的时代，设想了具有数万个天线元件的紧凑阵列。使用传统的XF或FX分解器完全关联这些元素在计算上是昂贵的，并且已经导致一些团体重新考虑直接成像/FFT分解器。在本文中，我们开发了一种变化的直接成像关联函数，我们称之为MOFF关联函数。MOFF关联函数具有直接成像关联函数的计算优势，同时避免了其许多缺点。特别地，MOFF关联函数对天线布置或类型没有限制，提供包括宽场偏振测量和非共面基线效应的完全校准的输出图像，并且对于紧凑的无线电宇宙学阵列，可以比XF或FX相关器更有效数量级。
2011-09-30 astro-ph astro-ph.IM
