Escape fraction of ionizing photons from galaxies at z=0--6
星系电离光子逃逸率是控制宇宙电离背景辐射和再电离的重要参量。在红移范围z=0- 6内，这个参数的各种估计可以从直接观测或从观测到的电离背景强度中得到。我们比较均匀的电离（$\sim900$休息框架），非电离紫外线（$\sim1500$休息框架）校正星系际吸收的观测通量密度比。发现逃逸分数增加一个数量级，从$z\la1$的小于0.01的值增加到$z\ga4$的约0.1。
2006-05-20 astro-ph
Discovery of the Galaxy Proximity Effect and Implications for Measurements of the Ionizing Background Radiation at Low Redshifts
我们提出了一个星系和类星体的吸收线对朝向24个类星体的红移z~0.2和1之间的分析，努力建立星系和吸收线之间的关系，在物理上接近类星体。我们证明了星系邻近效应的存在，在类星体附近的星系不显示出相同的发病率和范围的气体信封星系远离类星体。我们发现，当星系-类星体速度间隔为~ 3000 km/s时，存在星系邻近效应，这比典型星系团的尺度（~ 1000 km/s）要大得多，也就是说，它更接近于类星体电离辐射影响范围的尺度，而不是星系-类星体成团的尺度。这表明，类星体电离辐射，而不是一些来自集群环境的动力学效应是负责星系邻近效应。我们结合先前的发现，（1）许多或大多数Lya吸收线出现在扩展的星系包层中，（2）星系聚集在类星体周围，表明Lya森林邻近效应的大小被低估了。因此，使用邻近效应测定紫外线电离背景强度可能被高估。我们使用从我们的数据中测量的星系-类星体交叉关联函数来估计这种高估的幅度，并发现在z<1时它可能高达20倍。这可能对电离背景的起源和演化的模型有很大的影响，并可能表明类星体在所有红移处产生足够的电离通量来解释整个背景辐射场。
2001-07-16 astro-ph
Implications on the Ionizing Background Radiation from HST Heii Gunn-Peterson Test
最近，Jakobsen等人报道，在$ z=3.3$处，HeII Gunn-Peterson光学深度大于1.7。当我们考虑这一观测与HI Gunn-Peterson光学深度和高红移处的紫外背景强度相结合时，我们可以对紫外背景光谱和星系际介质的质量分数施加约束。我们发现，谱必须是陡峭的（$α\gsim 3; J_ν \propto ν^{-α} $）与观测一致，星系际介质的质量分数必须大于0.3（0.1）的情况下，$ α=3 (4)$重子密度与原始核合成一致。我们还发现，即使对于这种陡峭的光谱，HeII分数也低至$10^{-3} \sim 10^{-1} $。
1994-09-14 astro-ph
Cosmological Reionization by Stellar Sources
我使用宇宙学模拟，将一个物理动机的近似三维辐射转移，恢复正确的渐近电离前沿传播速度的一些宇宙学相关的密度分布转移调查的过程中的再电离的宇宙电离辐射从原星系。再电离分三个阶段进行，并占据了从z~15到z~5的大红移范围。在第一阶段，即“预膨胀”阶段，HII区域逐渐扩展到低密度IGM中，留下中性高密度突起。在第二个“重叠”阶段（大约发生在哈勃时间的10%），HII区域合并，电离背景上升了很大一部分。在第三阶段，即“后电离”阶段，随着所需电离光子的产生，剩余的高密度区域逐渐被电离。对于柱密度在10^14 - 10^15 cm^-2以上的莱曼-α森林吸收系统，电离背景的剩余涨落达到显著水平（大于10%），z=3 ~ 4。
1999-12-09 astro-ph
Faint AGN and the Ionizing Background
我们确定的几个观测动机的电离背景模型所隐含的活动星系核的微弱，高红移，光学光度函数（LF）的演变。我们的研究结果取决于我们是否使用的总电离率测量的邻近效应技术或较低的决心从Ly α森林线的通量递减分布。假设暗端LF斜率为1.58，SDSS对亮端斜率的估计和归一化，我们发现，如果采用较低的电离率，假设没有恒星对本底的贡献，LF必须在z= 3，4，5时的M_B*=-24.2，-22.3，-20.8处发生破裂。对于邻近效应背景估计，突变必须发生在M_B*=-20.6，-18.7，-18.7处。如果高z星系对背景的贡献与电离光子的逃逸分数符合最近的估计：f_e=0.16，那么这些值将增亮约2等。通过与弱活动星系核搜索结果的比较，我们发现，通常引用的邻近效应背景估计暗示了弱活动星系核的过剩（即使f_e=1）。即使采用邻近效应测量的下限，恒星逃逸分数也一定很高：fe>0.2。相反，较低的通量递减导出的背景需要有限的恒星贡献：f_e<0.05。我们导出的LF与本地估计的黑洞密度一起表明，在光学未被遮挡的活动星系核中，质量转换为光的效率略低于预期，<0.05。与基于X射线计数的类似估计的比较表明，超过一半的活动星系核在紫外/光学中被遮蔽。我们还导出了典型活动星系核寿命的下限，并得到了>10^7年的有利情况。
2002-10-17 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
Spectral energy distribution of the metagalactic ionizing radiation field from QSO absorption spectra
本文通过分析高红移类星体光谱中的光学薄吸收系统，给出了估算1 ~ 10 Ryd电离背景光谱形状的计算方法。该程序是基于响应面法从实验设计的理论。与Haardt & Madau（1996）的总银河系光谱相比，在z~3处恢复的UV背景的形状显示出在3和4 Ryd之间的显著强度降低。这种减少被解释为由HeII Gunn-Peterson效应产生。没有任何特征表明星系对紫外背景的贡献，因此在z~3处主要是类星体。
2005-06-07 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
Evolution of the Intergalactic Opacity: Implications for the Ionizing Background, Cosmic Star Formation, and Quasar Activity
我们研究了星系际不透明度对宇宙紫外光密度演化及其来源的影响。我们的主要限制是我们从86个高分辨率类星体光谱中测量了红移2<z<4.2的Lya森林不透明度。此外，我们施加的要求，HI必须再电离的z=6和HeII的z~3，并考虑从HI到HeII柱密度比的电离背景的硬度的估计。推导出的氢光电离率是非常平坦的Lya森林红移范围内覆盖。由于类星体的光度函数在z~2附近有一个强烈的峰值，红移演化的缺乏表明恒星形成星系可能在z>~3时控制光电离率。结合星系紫外光度函数的直接测量，这只需要一小部分f_esc~0.5%的星系氢电离光子逃离星系的源，以单独占整个电离背景。假设银河系的紫外线辐射率跟踪恒星形成率，目前最先进的恒星形成率密度的观测估计似乎低估了z~4处的总光电离率约4倍，与最近的紫外线光度函数的测定相矛盾，如果外推到任意高的红移，则无法将宇宙恢复到z~6。一个理论上的恒星形成历史峰值提前很好地符合Lya森林光电离率，在时间上重新电离宇宙，并且与Swift观测到的z~4伽马射线暴的速率更一致。类星体足以以z~3倍于氦，并且可能在它们的z~2峰处贡献了不可忽略的，也许是主要的氢电离背景部分。[删节]
2008-07-26 astro-ph
A method to infer the stellar population that dominated the UV background at the end of reionization
我们提出了一个观测测试的电离背景在z~5的频谱，测试是足够敏感的，以确定是否流行II或流行III星的电离辐射的主要来源。z~5处的电离背景可能反映了再电离最后重叠阶段的源的性质。我们发现，在一些稀有的z~5类星体的深光谱观测中，可以探测到静止坐标系的极紫外HeI吸收，HeI与HI吸收的比值反映了光子能量在13.6 ~ 24.6 eV范围内电离背景的形状。大多数z~5类星体在其视线方向上有太多的HI吸收，以至于不能观测到HeI吸收。然而，基于目前对HI吸收统计的测量，我们使用蒙特卡罗模拟来证明斯隆数字巡天（SDSS）将发现足够数量的z~5类星体，以发现适合测量HeI吸收的类星体（我们举例说明了识别类星体的选择方法）。利用10米望远镜对一个合适的z~5类星体进行模拟观测，我们发现在该红移处电离背景的光谱斜率可以得到一个约束。
2003-04-07 astro-ph
Ionizing Photon Sources within the Local Group
我们回顾了本星系群中电离光子的可能来源。在大部分LG体积中，宇宙背景辐射将占主导地位，但局部（例如，在距银盘d \sim 100 kpc的范围内），从星系逃逸的恒星电离光子可能占主导地位。宇宙电离背景的大小应该在不久的将来通过观测晚型螺旋的外部中性氢盘的H α发射来确定。对H α中麦哲伦流的探测表明，银河系中产生的电离光子中有百分之几逃离了圆盘。无论是温暖的本振群日冕还是中微子晕的衰变光子都不能解释流发射。
1998-11-04 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
Fluctuations in the Ionizing Background During and After Helium Reionization
氦II电离边缘以上的辐射背景在氦再电离期间和之后变化很大，因为这些光子的衰减长度相对较短（<40 Mpc），而且电离源（类星体）很少。在这里，我们构建分析和蒙特卡罗模型来研究这些波动，包括第一次，在再电离时代本身。在协议详细的数值模拟，我们的分析模型后再电离宇宙预测的数量级波动的氦II电离率。HeII/HI之间的硬度比的观测显示甚至更大的波动，这可能是由于更复杂的辐射转移效应。在再电离期间，波动甚至更强。与氢再电离相反，我们的模型预测，即使在再电离的开始阶段，由于明亮的类星体的强烈照明，具有强HeII莱曼α森林传输的区域也应该是相当常见的。部分由于这一点，平均电离背景并没有强烈演变过程中和之后的氦再电离，它是大致成比例的填充分数的氦III区。另一方面，充满HeII的区域以及不含（或很少含）活性源的“化石”电离区域表现为强IGM吸收体。它们的存在夸大了硬度比的演化，使其在再电离时代的演化速度比天真的预期要快。
2009-07-29 astro-ph
Spectral shape of the UV ionizing background and OVI absorbers at z ~ 1.5 towards HS0747+4259
本文报道了明亮类星体HS 0747 +4259（zem = 1.90，V = 15.8）的高分辨光谱，以寻找中间红移的OVI吸收系统。这些光谱是通过哈勃太空望远镜（HST）的太空望远镜成像光谱仪（STIS）和W. M.凯克望远镜。我们在1.07 <= z <= 1.87的范围内确定了16个OVI系统。其中，zabs = 1.46-1.8的6个系统显示出足够数量的不同离子跃迁谱线，与Haardt和Madau（1996）的模型谱相比，可以估计1 Ryd <E3 Ryd范围内电离辐射场的形状< 10 Ryd. All recovered UV ionizing spectra are characterized by the enhanced intensity at E >。这与观测证据一致，即在z < 2时，N（HI）> 10^{15} cm^{-2}的强Ly-alpha吸收体不足。紫外背景显示出显着的局部变化：在z = 1.59处估计的光谱形状不同于在z = 1.81和1.73处获得的光谱形状。产生这些变化的一个可能原因是在z ~= 1.54-1.59处靠近视线的类星体/活动星系核的存在。没有检测到有利于恒星辐射输入电离背景的特征，限制了银河系紫外光子的逃逸分数f_esc < 0.05。
2005-11-25 astro-ph
An ionizing UV background dominated by massive stars
我们讨论了恒星占主导地位的紫外背景在高红移的影响。Steidel等人（2000）在=3.4处估算的29个LBG的合成光谱<z>可以很好地拟合具有正在进行的恒星形成的恒星星族，Salpeter初始质量函数，适度或可忽略的尘埃红化，以及没有固有的HI光电吸收。恒星形成停止了10^7年或更长时间的衰落星暴不能再现观测到的1 Ryd的通量短，对于观测到的长周期星系样本，H电离光子的逃逸分数必须接近100%。在1 ~ 3 Ryd之间，由正在形成恒星的恒星星族产生的电离光子光谱与类星体的光谱相似，在3 ~ 4 Ryd之间变得较软，在4 Ryd附近急剧下降。星系主导的紫外背景似乎与z=2.4时观测到的HeII/HI不透明度比不一致，但可能能够解释在z>3时测量到的SiIV/CIV丰度。一种可能出现的情况是，恒星形成星系在$z>6$再电离星系际氢，并在z>3时主导1 Ryd元星系流，在低红移时准恒星源接管。如果Steidel等人估计的H-电离通量的大幅度是正确的，那么IGM中结构形成的流体动力学模拟需要一个重子密度（以解释吸收光谱中观察到的Lyalpha不透明度），该密度类似于或大于最近CMB实验所支持的密度，并且与标准核合成值不一致。
2000-10-31 astro-ph
Seeking the Ultraviolet Ionizing Background at z~3 with the Keck Telescope
我们描述了对红移（2.7<z<4.1）莱曼α的深长缝发射线搜索的初步结果。这些观测结果被用来限制荧光Ly-alpha发射的云的吸收产生的类星体光谱中的Ly-alpha森林的高柱密度组件的人口。我们使用的结果，以设置一个上限的紫外电离背景。我们用凯克II望远镜在λ/（Δ λ FWHM）~2000处获得的光谱数据表明，在5400 s积分中，沿着3弧分狭缝在4500-6200 Ang的波长范围内没有候选Ly-alpha发射。假设Lyman极限系统的典型半径为70 kpc（q_0=0.5，H_0=50 km/s/Mpc），对于2.7<z<3.1，我们对Lyman极限的电离背景平均强度的3 σ上限为J（nu 0）<2 E-21 erg/s/cm**2/Hz/sr（在此我们是最敏感的）。这个约束比以前公布的任何直接限制都要严格一个数量级以上。然而，由于已知类星体在z~3处的积分光，它仍然比预期的紫外背景水平高出三倍。这项初步研究证实了Gould \& Weinberg（1996）的结论，即在10米级望远镜上几个小时的积分应该能够测量高红移的J（nu 0）。
1998-08-11 astro-ph
Evolution of a hot primordial gas in the presence of an ionizing ultraviolet background: instabilities, bifurcations, and the formation of Lyman limit systems
研究了电离紫外辐射下原初气体的热不稳定性和热反应不稳定性的时间演化。我们得到的条件（取决于密度，温度和紫外线辐射强度）有利于形成多组分介质。非线性效应，特别是那些可归因于不透明度的效应，可以发挥重要作用。在某些参数状态下，即使系统控制参数缓慢演变并且系统在电离平衡或接近电离平衡处开始，也可能发生电离状态远离电离平衡的剧烈、快速演变。从数学上讲，这些快速变化可以最好地理解为对应于电离平衡的溶液表面中的分叉的表现。这些不稳定性的天体物理学意义在于，它们构成了一种非引力机制（热反应不稳定性），即使在电离紫外辐射加热过程的影响下，也能使具有适度初始波动的孤立空间区域与周围环境解耦。特别是，孤立的，解耦的区域与相对较高的中性氢密度可能会导致，这些可能与莱曼α云的高柱密度或莱曼限制系统。
1997-02-03 astro-ph
Photoionization Feedback in Low--Mass Galaxies at High Redshift
宇宙紫外线电离背景通过抑制气体以v（circ）=75 km/s的速度进入星系晕，影响了低红移宇宙（z=3）中矮星系的形成。利用一维球对称流体动力学程序（Thoul & Weinberg 1995），我们研究了电离背景对在高红移（z>10）下形成的低质量星系的影响。我们发现光电离反馈的重要性大大降低，这是因为：（1）在高红移时，矮星系大小的天体可以自屏蔽电离背景，（2）高红移时碰撞冷却过程更有效，（3）高红移时电离背景的振幅更低，（4）当形成矮星系的微扰已经增长到相当高的密度时，电离辐射就开始了。我们发现，由于这些原因，气体可以收集内晕的圆周速度低至v（circ）=10公里/秒。这一结果对宇宙的再电离历史具有重要意义。
2003-08-04 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
Evolution of the Ionizing Radiation Background and Star Formation in the Aftermath of Cosmological Reionization
高红移电离紫外背景辐射场的时间演化提供了早期恒星形成速率演化的一个探测。通过比较观测到的最高红移类星体光谱中的吸收水平与流体动力学模拟的预测，我们确定了星系际介质中中性氢在红移范围4.9 < z < 6.1内的光电离率γ的演化。在考虑了取样方差后，我们推断伽玛从z~6.1到z~5.8急剧增加，可能意味着在这个红移处的再电离。我们发现Gamma从z~5.6降低到5.2，具有3 σ显著性。这个特征是再电离后的一个通用特征，与宇宙学上的再电离过程在z~6.1时完成完全一致。这一共性特征是宇宙学再电离之后恒星形成率发生显著变化的结果。当星系际介质被再电离时，由于光加热，它的温度会突然升高。这意味着在感兴趣的时期，金斯质量相应地突然跳跃，气体吸积到最丰富的（亚银河系）晕上受到戏剧性的抑制。在再电离之后，恒星形成率会暂时降低，导致电离辐射场的振幅暂时降低。
2001-10-14 astro-ph
Cosmic Metal Production and the Contribution of QSO Absorption Systems to the Ionizing Background
最近Cowie \etal和Tytler \etal在\Lya云中发现了金属，表明高红移的星系际介质（IGM）被恒星的产物污染，并表明大质量恒星形成的电离光子可能是早期紫外背景辐射的重要贡献者。我们评估恒星光电离假说的有效性。基于最近对金属产额和O星莱曼连续谱（LyC）通量的计算，我们发现所产生的金属的0 2%的静止质量能量以LyC形式辐射。通过模拟电离辐射通过IGM和化学富集率的转移，我们证明，在1 Ryd的光子的背景强度，伴随着生产的金属在\Lya森林云可能是显着的，接近$0.5\times 10^{-21}\uvunits$在$z\approx 3$，如果LyC逃逸分数是$\gta 0.25$。与类星体一起，大质量恒星原则上可以提供氢和氦的LyC光子，使宇宙在高红移下膨胀。我们建议，观测到的\HeII冈恩-彼得森效应和金属电离态的\Lya森林和莱曼极限吸收体应显示出恒星光谱的签名。我们还注意到，如果恒星发出的大部分紫外辐射不能逃逸到IGM中，如LeitherPDMATHABMM最近对低红移星暴星系的{ \it Hopkins Ultraviolet Telescope}观测所表明的那样，或者如果在$z\approx 3$观测到的大多数金属是在更早的时期产生的，那么恒星光电离模型就失败了。
1995-09-27 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
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
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
The Extragalactic Ionizing Background at Low Redshift
We present a measurement of the mean intensity of the hydrogen-ionizing background radiation field at low redshift using 906 Ly-alpha absorption lines in 151 quasar spectra from the archives of the Faint Object Spectrograph on the Hubble Space Telescope. Using a maximum likelihood technique and the best estimates possible for each QSO's Lyman limit flux and systemic redshift, we find J(ν_{0})= 7.6^{+9.4}_{-3.0} x 10^{-23} ergs s^{-1} cm^{-2} Hz^{-1} sr^{-1} at 0.03 < z < 1.67. This is in good agreement with the mean intensity expected from models of the background which incorporate only the kn…
2001-08-21 astro-ph
New HST Observations of the Halo Gas of NGC 3067: Limits on the Extragalactic Ionizing Background at Low Redshift and the Lyman Continuum Escape Fraction
本文介绍了HST/GHRS的紫外光谱，并重新分析了类星体/星系对3C 232/NGC 3067和NGC 3067的晕气体的现有H_α图像。光谱允许测量，或限制，在吸收云中的Fe I，Fe II，Mg I和Mg II的柱密度。考虑了两种不同的河外辐射场模型：（1）电离谱主要由幂律河外连续谱控制，（2）幂律谱包含莱曼间断，意味着相对于氢电离通量，向纵向增强了912埃的通量。H_alpha图像将莱曼连续谱光子从星系的逃逸分数限制为f_esc <= 0.02。假设该云不受所有银河系贡献的影响，我们可以限制河外连续统的强度和形状。对于以活动星系核为主的幂律河外光谱，我们推导出了河外电离通量Phi_ion >= 2600光子cm^-2 s^-1的极限，或者对于幂律指数为1.8的电离光谱和恒定密度的云，I_0 >= 10^-23 erg cm^-2 s^-1 Hz^-1 sr^-1。结合之前由于星系际云不存在H_α复合发射而导致的上限，我们的观测需要2600 <= Phi_ion <= 10000光子cm^-2 s^-1。我们表明，如果银河系的贡献的入射辐射是重要的，它是很难约束φ_ion。这些结果表明，星系晕的不透明度和它们的波长依赖性是至关重要的了解丰度的低电离金属的IGM。
1999-09-15 astro-ph
A Uniform Analysis of the Ly-alpha Forest at z=0 - 5: V. The extragalactic ionizing background at low redshift
在我们系列论文的第三篇“z=0 - 5时Ly-alpha森林的统一分析”中，我们展示了一组来自哈勃太空望远镜上的暗天体光谱仪档案的270个类星体光谱。这些谱中共有151条谱线，产生906条谱线，适合于利用邻近效应特征测量低红移处氢电离背景辐射场的平均强度J（ν_0）。使用极大似然技术和对每个类星体的莱曼极限通量和系统红移的最佳估计，我们发现在0.03 < z < 1.67时J（ν_0）= 7.6^+9.4_-3.0 x 10^-23尔格·s^-1·cm^-2·Hz^-1·sr^-1。这是在良好的协议与平均强度预期从模型的背景下，只纳入已知的类星体人口。当样品被分成两个子样品时，由z 1的线组成< 1 and z >，J（ν_0）的值为6.5^+38。1.6 x 10^-23尔格·s^-1 cm^-2 Hz^-1 sr^-1和1.0^+3.8_-0.2 x 10^-22尔格·s^-1 cm^-2 Hz^-1 sr^-1，表明背景的平均强度在该数据集的红移范围内不断变化。放宽样品光谱和背景光谱形状相同的假设，对于所有红移，HI光电离率的最佳拟合值为6.7 x 10^-13 s^-1，对于z 1，HI光电离率的最佳拟合值分别为1.9 x 10^-13 s^-1和1.3 x 10^-12 s^-1< 1 and z >。这一工作证实了Ly-alpha线数密度的演化是由电离背景从z ~ 2到…
2001-12-11 astro-ph
The Metagalactic Ionizing Radiation Field at Low Redshift
我们计算了低红移的电离辐射场，所产生的西弗特，类星体，和星暴星系。这个计算结合了最近的塞弗特光度函数，外推紫外线通量从我们的IUE AGN数据库，和一个新的星系际不透明度模型的基础上哈勃太空望远镜和凯克Ly-alpha吸收调查。在z = 0的情况下，我们对活动星系核在1 Ryd处的比强度的最佳估计是I_0 = 1.3（+0.8/-0.5）x 10^-23 ergs/cm^2/s/Hz/sr，与H_0、Omega_0和λ无关。单侧电离光子通量为Phi_ion = 3400（+2100/-1300）光子/cm ^2/s，当α_s = 1.8时，H I光电离率为Gamma_HI = 3.2（+2.0/-1.2）x 10^-14 s^-1。我们还推导出z = 0 - 4时的Gamma_ HI。这些误差范围反映了电离极紫外（alpha_s = 1.8 +/- 0.3）和光学/紫外（alpha_UV = 0.86 +/- 0.05）光谱指数、IGM不透明度模型、Seyfert光度范围（0.001 - 100 L*）和光度函数完整性的不确定性。我们的估计值比从外部云的H-α观测中获得的电离背景的最严格上限（Φ_ion < 10^4光子/cm ^2/s）低三倍，并且在其他间接测量所暗示的范围内。具有足够大的莱曼连续体逃逸分数（f_ esc > 0.05）的星暴星系可以提供与活动星系核相当的背景，I…
1999-07-09 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
The effects of an ionizing background on the HI column density distribution in the local Universe
使用数据的HI柱密度分布在当地的宇宙，f（N_{HI}），我们展示了如何确定g（N_{H}），总气体（HI+HII）柱密度的分布。当N_{HI} <10^{20} cm^{-2}且H不再完全中性时，由于分布的弯曲，对f（N_{HI}）的简单幂律拟合失效。如果紫外背景是造成气体电离的原因，并且g（N_{H}）与N_{H} ^{-alpha}成正比，我们就可以找到与现有数据一致的α值和背景辐射强度值。然而，这些最佳拟合值取决于气体体积密度与N_{H}的比例定律，并且不能明确地确定。我们详细地研究了两种模型：一种是平均气体体积密度随N_H稳定地减小，而另一种是在低柱密度下保持恒定。前一个模型导致了对g（N_{H}）的陡峭幂律拟合，α为3.3 +-0.4阶，并且需要比类星体在z=0时单独产生的紫外线通量更大的紫外线通量。对于后者，α为1.5 ± 0.1，并且需要较低的电离通量。只有当新的21厘米观测和类星体莱曼极限吸收体搜索将在低红移的HI-HII过渡区提供更多的数据时，才能解决关于建模和由此产生的陡峭或浅的N_{H}分布的模糊性。使用最佳拟合获得较高的红移数据，我们概述了两种可能的情况下的气体结构的演变，兼容的现有数据在z=0。
2001-11-15 astro-ph
Contribution of Galaxies to the Background Hydrogen-Ionizing Flux
本文利用一个星系形成和演化的半解析模型，估算了星系对$912 Å$宇宙背景通量贡献的演化。这种模型在再现星系的光学特性方面相当成功。我们假定高红移阻尼的Lyman- $α$（DLA）系统是现代星系的祖先，并设计了一系列模型，这些模型在近红外（NIR）、光学、紫外（UV）、和远红外（FIR）波段以及阻尼Lyman- $α$系统（DLA）的中性氢含量和平均金属度的演变。我们使用这些模型来计算银河系对$0 \simeq z \le 4$的莱曼极限发射率和背景通量的贡献。我们考虑了星系星际介质中HI和尘埃对莱曼极限光子的吸收。我们发现，背景莱曼极限通量由于星系可能占主导地位（或可比）的贡献，从类星体在几乎所有的红移，如果HI在ISM中的吸收被忽略。ISM HI吸收导致这种通量的严重减少--在高红移时减少了近三个数量级，在$z \simeq 0$时减少了一到两个数量级。虽然在高红移下，所产生的星系通量完全可以忽略，但它与$z \simeq 0$上的类星体通量相当。
1998-04-08 astro-ph
The shape of the ionizing UV background at $z\sim 3.7$ from the metal absorption systems of Q$0000-2619$
在$λλ= 4880-8115$ ~ 13 \kms ~ 1范围内获得了\ze ~ $=4.12$类星体Q $0000-2619$的光谱，每个分辨元的信噪比为$s/n=15-60$。\lya谱线的多普勒参数分布模式为$\simeq 25$ \kms。具有$10<b<20$ \kms ~的株系的分数为17%。由未受污染的\lyb ~线得到的多普勒值小于由相应的Ly $α$ ~线得到的多普勒值，表明在\lya ~线中非饱和、非分辨成分的贡献。由邻近效应估算的积分紫外背景为$J \sim 7 \times 10^{-22}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ ~Hz $^{-1}$ sr $^{-1}$。这个值是一致的，与以前的估计在较低的$z$，这意味着没有明显的红移演变的UVB到$z=4$。确定了13个金属系统，其中5个以前未知。相关金属系统的分析表明，丰度一般低于太阳值，平均[C/H] $\sim -0.5$。这个值比在相同红移的介入系统中发现的值高出一个数量级。对中间金属线系统的分析特别揭示了三个光学薄系统的存在，其中$\log N_{HI}\sim 15$显示出相关的CIV和SiIV衍射。为了使观察到的柱密度与低于太阳值10倍的[Si/C]比一致，有必要假设HeII边缘（$J_{912}/J_{228}\gsim 1000$）之外的电离紫外背景光谱发生大幅跳跃。…
1996-06-11 astro-ph
The UV spectrum of HS1700+6416 I. Predicting the metal line content of the far UV spectrum
为了研究明亮的类星体HS 1700 +6416的HeII/HI比，我们通过模拟在该类星体光谱中识别出的红移为0.2<z<2.6的18个金属吸收线系统，预测了远紫外光谱范围的金属线含量。为此，我们研究了超银河系电离辐射场的光谱能量分布。简单的光电离模型的基础上8个不同形状的电离背景进行了测试，为每个系统。所采用的能量分布包括Haardt & Madau（2001，HM）模型的元星系紫外背景，以及典型的活动星系核和星暴星系的光谱。对模型进行了评价，并估计了最优模型。我们发现，大多数考虑的系统是最好的再现与HM样的电离辐射，其中的HeII打破，正式位于4 Ryd，被转移到较低的能量（~3 Ryd），可能是由于较高的HeII莱曼系线的不透明性。其余的系统可以合理地描述与未修改的HM背景或AGN或星暴星系的光谱的基础上的模型。这一发现支持的想法，紫外背景是空间可变的，由于IGM不透明度的变化和本地源。与未修饰的HM背景相比，所得电离光谱导致碳丰度降低约0.5 dex。此外，如果从金属线系统确定的电离辐射场对于IGM是典型的，则预期的HeII/HI比率将为150至190。
2006-05-17 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
A Uniform Analysis of the Ly-alpha forest at z = 0 - 5: II. Measuring the mean intensity of the extragalactic ionizing background using the proximity effect
论文I中给出了99个z > 1.7的中等分辨率类星体光谱的均匀样本，其中包括39个来自多镜望远镜的先前未发表的光谱。讨论了Lyman α森林的统计特性。在这个分析中，我们证明了邻近效应存在于数据中，即。在$z_{abs} \approx z_{em}$处存在显著的（5.5 $σ$）系缺陷。在类星体发射红移的1.5 $h^{-1}$ Mpc范围内，其重要性确实取决于类星体的光度，这与类星体本身的紫外光子增强了类星体附近氢的电离作用的理论是一致的。Bajtlik、Duncan和Ostriker（1988）的光致电离模型可以估算在莱曼极限时河外背景辐射的平均强度。我们比较了使用最大似然法获得的结果，这个标准的分析。$J(ν_{0})$的最佳拟合值为7.0 $^{+3.4}_{-4.4}$ x 10 $^{-22}$ ergs/s/cm $^{2}$ /Hz/sr，红移范围为1.7 < z < 3.8，使用基于窄发射线的类星体红移。HI电离率的最佳拟合值为1.9 $^{+1.2}_{-1.0}$ x 10 $^{-12}$ s $^{-1}$，与只包含类星体的背景模型吻合得很好。这个大的吸收线样本和这些测量背景和理解所涉及的系统学的技术，使我们能够在这些红移的背景上放置我们认为是最严格的限制。
2000-09-21 astro-ph
Radiative Transfer in a Clumpy Universe: II. The Utraviolet Extragalactic Background
本文详细计算了类活动星系核电离辐射在星系际空间的传播。我们模拟了吸收云的电离状态，并表明宇宙在$4\,$ Ryd以上将比以前估计的更不透明。\Lya森林云和莱曼极限系统中的单电离氦被发现在将软X射线、氦电离光子再处理成紫外、氢电离光子方面非常有效。我们证明，吸收的初级光子（发射，例如，由类星体源）将通过\Lya线发射，双光子连续谱和复合连续辐射的光电离气体再辐射。根据新的数据和最新的研究，我们还重新评估了光学巡天观测到的类星体对紫外河外背景的贡献，并发现类星体莱曼连续辐射的随机再加工的氢和氦沿视线将显着影响的振幅，光谱形状，和波动的属性的元银河系流量。在类星体是宇宙电离光子主要来源的情况下，光电离\Lya云和Lyman极限系统在$z=0$处的\HI \Lya综合辐射水平小于当前远紫外河外辐射通量观测极限的5%。我们发现，$J_{912}$从当前时期的$\approx 10^{-23} \uvunits$增加到$z=2.5$时的$\approx 5\times 10^{-22}\uvunits$。衰减的直接类星体发射加上星系际气体的复合辐射似乎提供了足够的氢电离光子，以满足在大红移的邻近效应。在弥漫星系际介质和\Lya云中，\HeII / \HI的比值从$\approx25$开始增加，
1995-09-19 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
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
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
The Influence of the Photoionizing Radiation Spectrum on Metal-Line Ratios in Ly alpha Forest Clouds
在高红移Ly-alpha森林中Si IV/C IV比率的最近测量（Songaila & Cowie，AJ，112，335 [1996 a]; Savaglio等人，A&A，in press [1997]）已经打开了化学富集和第一代恒星的新窗口。然而，准确的Si/C丰度的推导需要可靠的电离校正，这是强烈依赖于光谱形状的metagalactic电离背景和“本地效应”的热恒星在附近的星系。最近的模型假设幂律类星体电离背景加上4 Ryd的减量，以解释干预云中的He II衰减。然而，我们表明，现实的电离背景的宇宙学辐射转移模型的基础上产生更复杂的电离光谱之间的1-5 Ryd是至关重要的解释离子的Si和C。我们还对He II电离锋不重叠的影响作了初步的研究。因为通过中间云的衰减和再发射相对于C IV增强了Si IV，所以观察到的高Si IV/C IV比不需要不切实际的Si过量生产[Si/C $\geq 3 (Si/C)_{\odot}$ ]。如果电离光谱是由大质量恒星的“局部效应”主导的，甚至更大的Si IV/C IV比率是可能的。然而，除非恒星辐射占主导地位的类星体超过一个因素的10，我们确认的证据，一些Si过剩生产的大质量恒星;值Si/C $\approx 2 (Si/C)_{\odot}$适合的测量比太阳丰度。最终，一个适当的解释的比率的C IV，Si IV，和C II可能需要热的，碰撞…
1997-01-21 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
History of Hydrogen Reionization in the Cold Dark Matter Model
计算了冷暗物质（CDM）模型中的再电离历史。再电离结束的时间和汤姆逊散射到宇宙微波背景的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。我们校准的发射率，以重现在z=4测量的电离背景强度。在模型中，所有CDM晕都有一个恒定的发射率或一个恒定的能量发射每哈勃时间，每单位质量，预测再电离结束附近z~6和光学深度的范围是0.05 < tau_e < 0.09，符合WMAP结果在1至2西格玛水平。如果光学深度高达0.17（如WMAP所建议的），则在z>15处速度色散约为3-30 km/s的晕，其每单位质量的电离发射率必须比在z=4处产生电离发射率的更大质量晕大50倍。如果要求CDM功率谱幅度与Croft等人（2002年）从Lyman alpha森林测量的结果一致，则该因子增加到100。如果τ_e >~ 0.17得到证实，那么与z=4相比，在z>15时电离辐射率更高，这可能是由于恒星形成率或单位质量类星体丰度的提高以及电离光子逃逸率的增加;再电离的结束可能被推迟到z~6，因为介质被再电离时，低质量晕中的气体吸积和恒星形成受到抑制。
2003-07-09 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
Radiation-Hydrodynamical Collapse of Pregalactic Clouds in the Ultraviolet Background
为了阐明紫外背景辐射对星系前云坍缩的影响，我们实现了辐射流体动力学计算，结合一维球流体动力学与电离光子的辐射转移的精确处理。明确考虑了紫外光子的吸收和散射。事实证明，在暗物质势内收缩的气体云不会进入流体静力学平衡，但即使在外部紫外光场的存在下也会发生逃逸坍缩。云的中心被证明是成为自屏蔽电离光子的辐射转移效应之前收缩到旋转障碍。基于我们的模拟结果，我们进一步讨论了在失控坍缩核心中H2冷却和随后恒星形成的可能性。目前的结果是密切相关的亚星系人口III对象的生存，以及到星系际空间的金属注入。
2000-04-05 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
Destruction of Molecular Hydrogen During Cosmological Reionization
本文研究了再电离期初始阶段原始气云保留分子氢（H_2）的能力。我们发现，在各电离源的Stromgren球重叠之前，电离阈值以下的紫外背景能够穿透大的云层，抑制其H_2丰度。由此产生的缺乏H_2冷却可以阻止维里温度T_vir < 10^4 K（或质量10^8 Msun [（1+z_vir）/10]^{-3/2}）的云的坍缩和碎裂。这种结构形成的负反馈来自第一个电离源，并且先于由于光电离加热而产生的反馈。
1996-08-20 astro-ph
Imaging the Lyman-alpha Forest
我们发现，它现在是可能的图像光学厚$\lya$云荧光$\lya$发射与一个相对较长的（$\sim 20 $小时）集成在一个大的（$\sim 10 $米）望远镜。对于宽范围的柱密度（$N\gsim 10^{18.5} \cm^{-2}$），来自复合级联的$\lya$光子的通量等于$\sim 0.6$乘以电离光子的通量，与云的几何形状无关。当碰撞激发是云的主要冷却机制时，会产生额外的$\lya$光子。对于光学厚云中预期的典型物理条件，这些机制共同导致$\lya$发射通量为电离光子通量的$\sim (2/3) \VEVν/ν_0$倍，其中$\VEVν$是电离背景光子的平均频率，$ν_0$是莱曼极限频率。因此，从光学厚云（已知存在，例如，从类星体吸收线）给出了电离辐射背景能量的直接测量。此外，在相同的长狭缝光谱中，人们可以希望检测到来自$\sim 200$的其他$\lya$系统的发射。这样的探测将允许制作$\lya$森林的二维地图。通过获取一系列这样的光谱，人们可以在三维空间中绘制森林，揭示高红移宇宙的结构。
1995-12-21 astro-ph
The Deepest Spectrum of the Universe? Constraints on the Lyman Continuum Background at High Redshift
我们描述了一个正在进行的实验，以寻找元银河系莱曼连续统背景在z~2-3。我们正在获得有史以来最深的光学光谱之一，使用LRIS/WARK-II从光学厚HI云中寻找荧光Ly-alpha发射。我们的初步研究（Bunker，Marleau和Graham 1998）的零结果将电离背景的平均强度的3 σ上限设置为J_{nu 0} <2 E-21 erg/s/cm ^2/Hz/sr（z~3）。这个限制比以前公布的任何直接限制都严格两个数量级以上。我们的研究结果排除了衰变的遗迹中微子是元星系辐射场的原因的可能性。我们最近大大扩展了我们的搜索范围，获得了一个16小时的光谱，它对紫外背景通量~ 1 E-21 erg/s/cm^2/Hz/sr（假设HI云的范围约为10角秒，在3 σ时z约为2.3）敏感。我们描述了如何利用这项研究的结果来约束类星体的光度函数和高红移恒星形成星系对周围电离背景的贡献。
1999-12-31 astro-ph
Properties of QSO Metal Line Absorption Systems at High Redshifts: Nature and Evolution of the Absorbers and the Ionizing Radiation Background
在9个类星体的Keck HIRES光谱中，我们在莱曼森林外的188个系统中识别出了908个CIV吸收体成分，红移范围为1.6 < z < 4.4，相关谱线为SiIV，CII，SiII和NV。CIV吸收剂的性质几乎随z而恒定。我们发现随着z的减小，Omega（CIV）略有增加，平均值=（3.8+/-0.7）*10^（-8）（空间平坦的LCDM宇宙学，h = 0.71）。使用CMB的Ω（b）和我们数据中的电离分数，我们得到[C/H]_（z = 4.0）>/= -3.11（+0.14/-0.19）和[C/H]_（z = 2.1）>/= -2.64（+0.15/-0.22），表明增加了约3倍。将Ω（H）与包含吸收体的区域更直接地联系起来，我们的值分别变为>~ 2.2和>~ 2.0。CIV分量在Delta（v）< 300 km/s时表现出很强的聚类，但系统之间没有任何尺度的聚类。我们认为，对于我们的样本的CIV集群是完全由于气体存在于星系的外部扩展的奇特的速度。我们发现没有变化与z的中位数柱密度比SiIV/CIV，与以前的观察相反，其他离子的比例不断变化与红移。我们发现，这些只是电离状态的部分指标，并通过使用特定的比例对这一补救措施。我们表明，大多数吸收光电离，并发现在z < 2.65 QSOs dominate the ionization whereas at z >3.4的额外的，占主…
2003-07-31 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
The UV Background and the Lyman alpha Clouds at High Redshift
讨论了利用邻近效应分析估算电离紫外背景的方法。考虑到高分辨率高信噪比数据中出现的柱密度分布的正确弯曲，在红移区间z=1.7-4内得到了~ 5 × 10 - 22 cgs的紫外背景值，没有任何明显的红移演化迹象。HI和HeII边缘之间的UV背景的光谱形状的推断提供了由金属线的比率，如SiIV/CIV在光学薄系统的研究。在很高的红移z>3时，在HeII边缘附近出现跳跃似乎是有利的。随着红移的增加，HeII跃迁的增加可能是莱曼α云的最低温度随着z的增加而降低的原因。对恒星形成星系的宇宙演化的新研究估计，在z=0.5时，星系主导的紫外背景强度约为1.3 x10^{-21} f_{esc} cgs，其中f_{esc} <20%是电离紫外光子从星系中逃逸的分数。最后还表明，在类星体和/或恒星形成星系占主导地位的紫外背景下，Lyman α云的宇宙学重子密度随宇宙时间迅速减小，这可能是由于星系际介质中的体加热随宇宙时间增加所致。
1997-10-20 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
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
Reionization by Hard Photons: I. X-rays from the First Star Clusters
在z~3处对Ly-alpha森林的观测表明，平均金属丰度Z~0.01 Z_solar。污染IGM的高红移超新星也加速了相对论电子。由于CMB的能量密度的标度为（1+z）^4，在高红移时，这些电子通过逆康普顿散射冷却。因此，第一个星团发出X射线。与恒星紫外线电离光子不同，这些X射线可以很容易地从它们的宿主星系中逃逸。这有一些重要的物理后果：（i）由于它们的大平均自由程，这些X射线可以迅速建立一个普遍的电离背景，并以一种渐进的、均匀的方式部分地重新电离宇宙。如果X射线形成了主要的电离背景，宇宙将更接近单相介质，而不是两相介质。(ii)X射线可以将宇宙重新加热到比紫外线辐射更高的温度。(iii)X射线通过促进气相H2的形成来对抗紫外线辐射使早期宇宙中重要的冷却剂H2光解离的趋势。X射线的产生效率被校准到星暴星系的局部观测，这意味着约10%的超新星能量被转换为X射线。虽然直接探测X射线发射源是困难的，但在高红移处存在相对论电子，因此可以通过平方公里阵列的同步辐射观测来推断最低水平的X射线发射。这些源可能构成未分辨硬X射线背景的重要部分，并且可以解释伽马射线背景的形状和幅度。本文讨论了高红移X射线源的存在性和可观测性，而配套文件模型的详细再电离物理和化学。
2001-01-18 astro-ph
