HeII->HeI Recombination of Primordial Helium Plasma Including the Effect of Neutral Hydrogen
在标准宇宙学模型下研究了原始氦等离子体（z = 1500 - 3000）的HeII->HeI复合。这一过程影响了宇宙微波背景各向异性和光谱畸变的形成。我们研究了中性氢对HeII->HeI复合动力学的影响，在HeI共振线中辐射频率的部分和完全重新分布。结果表明，为了正确地计算HeII->HeI复合动力学，不仅要考虑HeI共振线吸收和发射剖面中的翼，而且要考虑共振光子在频率上重新分布的机制。因此，例如，对于时期z = 1770 - 1920，使用多普勒吸收和发射轮廓的模型和使用频率的部分重新分布的模型的自由电子的数量的相对差是1 - 1.3%。对于时期z = 1750 - 2350，使用频率的部分重新分布的模型和使用频率的完全重新分布的模型的自由电子的数量的相对差为1 - 3.8%。
2008-12-16 astro-ph
Recombination spectra of Helium-Like Ions
计算了类氦离子He~I，C~V，N~VI，O~VII，Ne~IX，Mg~XI，Si~XIII，S~XV，Ar~XVII，Ca~XIX和Fe~XXV的复合谱。我们包括以下物理过程：辐射复合，双电子复合，三体复合，电子碰撞电离，碰撞激发的电子，质子和$α$ -粒子。计算帐户的连续降低在高密度和高密度修正双电子复合的影响。然后，我们构建模型的He类离子的快速计算其光谱。每个模型包括29个束缚能级（n=5）和6个双激发能级，它们是最重要的卫星谱线。模型以允许在适当条件下适当接近LTE的方式构建。这些模型可以同时解决的H/He类电离平衡的光电离或碰撞电离等离子体和计算发射光谱，包括辐射和双电子复合，碰撞激发，光电离激发能级，荧光和线捕获的综合效应。该模型可用于100和$10^9$ K之间的任何温度和高达$10^{18}$ \cm 3的电子密度。这些模型可以很容易地在光谱建模代码中使用，也可以作为光谱分析的独立工具。我们目前的模型和以前的工作的结果之间的比较。本有效重组率系数的$n=2$和以前的估计之间存在显着差异。随后，我们研究了碰撞电离和光电离条件下的各种发射线比诊断。
2000-06-26 astro-ph
How well do we understand cosmological recombination?
从CMB天空中提取宇宙学参数的主要理论限制在于我们可以计算宇宙学复合过程的精度。例如，氢和氦复合细节的不确定性可能会有效地增加普朗克卫星得出的宇宙学参数的误差或偏差。在这里，我们修改宇宙学的重组程序RECFAST通过引入一个参数来重现最近的数值结果的氦复合的速度。连同现有的氢捏造因子，我们改变这两个参数，占宇宙学复合中剩余的主导不确定性。通过使用CosmoMC代码与普朗克预测数据，我们发现，我们需要确定的参数，以优于百分之十的He I和百分之一的H，为了获得对宇宙学参数的影响可以忽略不计。对于氦的复合，如果现有的研究已经通过适当地包括相关的物理过程计算出电离分数达到0.1%的水平，那么我们已经有了足够精确的普朗克数值计算。对于氢来说，设置模糊因子以使低红移复合加速14%似乎对普朗克来说已经足够了。然而，还需要做更多的工作，以进行全面的数值计算的所有相关的影响，氢，以及检查的影响，耦合氢和氦的复合通过辐射场。
2008-02-08 astro-ph
Probing the First Stars with Hydrogen and Helium Recombination Emission
由无金属恒星电离的气体所产生的不寻常的复合辐射模式可能会将早期的恒星形成星系与现在的星系区分开来。这种模式来自于无金属恒星的更硬的电离光谱，它强烈地增强了He II复合线的强度。我们的计算表明，He II 1640和4686的谱线通量足够大，可以用现有的仪器通过窄带和光谱搜索来探测红移z ~ 5的高红移发射线源。一个未知的Lya发射体可能含有低金属量或无金属的恒星。由于预测的He II 1640通量与氢Lya相当，甚至可能超过氢Lya，因此寻找高红移星系时应考虑He II复合线作为观测光谱中单一发射线的可能识别。无金属恒星的光谱可以同时显示出H I和He II的发射线，改善了对它们红移和识别的限制。我们评估了相当大的不确定性，影响我们的期望，真正的第一代恒星的检测和识别与目前的搜索技术，包括恒星质量损失的光谱演化和混乱的电离原始恒星源和AGN在早期宇宙中的作用。
2000-11-15 astro-ph
Collisional Plasma Models with APEC/APED: Emission Line Diagnostics of Hydrogen-like and Helium-like Ions
新的X射线天文台（钱德拉和XMM-牛顿）提供了丰富的高分辨率X射线光谱，其中氢和氦离子通常是强特征。我们目前的结果，从一个新的碰撞辐射等离子体代码，天体物理等离子体发射代码（APEC），它使用原子数据的同伴天体物理等离子体发射数据库（APED）计算光谱模型热等离子体。APED包含必要的原子数据，如碰撞和辐射率，复合截面，双电子复合率，和卫星线波长。我们比较亚太经合组织的结果，其他等离子体代码的氢和氦样诊断，并测试我们的结果的灵敏度，包括在模型中的水平的数量。我们发现，双电子复合到高（n=6-10）主量子数的类氢离子影响一些类氦线比从低位（n=2）的转变。
2001-06-26 astro-ph
Primordial helium recombination III: Thomson scattering, isotope shifts, and cumulative results
即将到来的精确测量的温度各向异性的宇宙微波背景（CMB）在高多极子将需要一个更完整的理解的复合，这决定了阻尼的各向异性在这些尺度上的补充。这是第三次在一系列的文件描述了一个准确的理论HeI和HeII重组。在这里，我们描述了汤姆逊散射的影响，$^3$ He同位素位移，罕见的衰变，碰撞过程和特殊的运动的贡献。这些影响被认为是可以忽略不计的：汤姆逊和$^3$他散射修改自由电子分数$x_e$在几个$\times 10^{-4}$的水平。在$2^3P^o-1^1S$率的不确定性是显着的，并为保守的估计给出了顺序$10^{-3}$在$x_e$的不确定性。我们描述了几个收敛测试的原子级代码和它的输入，得到一个整体$C_\ell$错误预算，并在$x_e(z)$的变化，这是在0.5%的水平在$\ell =3000$在$x_e(z)$的相关移位。最后，我们总结了迄今为止开发的主要更正。已知效应的剩余不确定度为$x_e$中的$\sim 0.3%$。
2008-05-20 astro-ph
Helium recombination spectra as temperature diagnostics for planetary nebulae
由\ion{He}{1}复合线比率导出的电子温度，命名为$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}），给出了48个行星状星云（PNe）的电子温度。我们研究了星云内部温度波动对$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）值的影响。我们表明，比较$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）和从\ion{H}{1}复合谱的巴耳末跳跃导出的电子温度，命名为$T_{\rm e}$（\ion{H}{1}），提供了区分具有温度和密度变化的化学均匀等离子体的范例的机会，以及一个双丰度星云模型，其中氢缺乏物质嵌入"正常“化学成分的扩散气体中（即$\sim$太阳），作为从碰撞激发线推导出的丰度与从复合线推导出的丰度之间的二分法的可能原因。我们发现，$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）值显著低于$T_{\rm e}$（\ion{H}{1}）值，平均差值为$<T_{\rm e}$（\ion{H}{1}）- $T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）$>=4000$ K。这一结果与双丰度星云模型的预期一致，但与温度波动和/或密度不均匀性的预测相反。从观测到的$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）和$T_{\rm e}$（\ion{H}{1}）之间的差异，我们估计缺氢组分的填充因子具有典型值$10^{-4}$。尽管它的质量小，缺氢夹杂物的存在可能有潜在的深远影响，在增强…
2005-01-10 astro-ph
Helium Recombination Lines as a Probe of Abundance and Temperature Problems
本文提出了一个用He I 7281/6678线通量比确定行星状星云（PNe）电子温度Te（He I）的简化公式。在我们以前对Te（He I）的研究中（Zhang et al. 2005），我们使用了Benjamin et al.（1999）给出的He I线发射系数。在这里，我们使用Porter et al.（2005）提供的最新原子数据来检验结果。一个很好的协议，表明原子数据的不确定性对所得的Te（He I）的影响可以忽略不计。我们还提出了一个利用He I在3421 A处的不连续性推导电子温度的解析公式。我们的分析表明，Te（He I）值显着低于电子温度推导出的巴尔末跳跃的H I复合光谱，Te（H I），并推断从碰撞激发的[O III]星云到极光的禁戒线流量比，Te（[O III]）。此外，Te（H I）覆盖比Te（He I）或Te（[O III]）更宽的值范围。这支持了双丰度星云模型，其中氢缺乏的物质嵌入在“正常”化学成分的扩散气体中（即~太阳）。
2005-06-14 astro-ph
The effect of forbidden transitions on cosmological hydrogen and helium recombination
宇宙中超过一半的原子通过禁戒跃迁进行重组，因此准确处理禁戒通道对于以未来微波各向异性实验所需的精度水平跟踪宇宙重组过程非常重要。我们对氢氦复合过程进行了多能级计算，其中加入了中性氦（He I）的2 P三重态到1 S单重态的自旋禁戒跃迁，以及氢（n=40）和He I（n ≤ 10和l ≤ 7）单重态之间的nS-1 S和nD-1 S双光子跃迁.这种跃迁的潜在重要性首先由Dubrovich和Grachev（2005）使用有效的三能级原子模型提出。在这里，我们放松了高激发态之间的热平衡假设，研究了这些额外的禁戒跃迁对电离分数x_e和宇宙微波背景（CMB）角功率谱C_l的影响。自旋禁戒跃迁使x_e的变化大于1%。双光子跃迁也可能产生不可忽略的影响，但目前仅存在n<=3的精确速率。我们发现x_e和C_l的变化都在Dubrovich & Grachev（2005）给出的近似速率的百分比水平。然而，H原子从3S到1 S和从3D到1 S的双光子率似乎被高估了，我们最好的数值计算结果表明，H原子从3S到1 S和从3D到1 S的双光子率对x_e和C_l的影响在百分之以下。尽管如此，我们并不声称我们有明确的答案，因为有几个问题仍然悬而未决; C_ls的亚百分比水平计算需要改进原子跃迁速率的计算以及越来越复杂的多能级原子计算。
2006-12-12 astro-ph
Experimentally Derived Dielectronic Recombination Rate Coefficients for Heliumlike C V and Hydrogenic O VIII
使用已发表的测量的双电子复合（DR）共振强度和能量的CV至C IV和O VIII至O VII，我们已经计算出这些离子的DR速率系数。我们得到的速率与多组态、中间耦合和多组态、完全相对论计算以及大多数LS耦合计算都符合得很好。我们的研究结果是不符合建议的DR率通常用于模拟宇宙等离子体。我们已经使用了理论的辐射复合（RR）率与我们推导的DR率，以产生一个总的复合率与统一的RR+DR计算LS耦合进行比较。我们的研究结果是不一致的无阻尼，统一计算CV，但在合理的协议阻尼，统一计算O VIII。对于CV，Burgess通式（GF）产生的速率与我们导出的速率非常不一致。Burgess & Tworkowski对GF的修改产生了一个也不太一致的速率。Merts等人对GF的修改产生了一个公平一致的比率。对于O VIII，GF产生的利率与我们导出的利率相当一致。Burgess和Tworkowski修改的GF产生的速率，这是在良好的协议。而Merts等人的修正得出的速率非常不一致。这些结果表明，对于DN=1 DR，不可能先验地知道哪个公式将产生更接近真实DR率的率。我们描述的技术用于获得DR率系数从实验室测量的DR共振强度和能量。为了在等离子体建模中使用，我们还提出了易于使用的拟合公式的实验得出的DR率。
1999-04-20 astro-ph
Power spectrum of electron number density perturbations at cosmological recombination epoch
给出了氢宇宙复合时期自由电子数密度扰动的功率谱。结果表明，大于声视界尺度的电子微扰功率谱的幅值是重子物质密度谱（氢、氦原子和离子）幅值的17倍。在第一和第二声峰的范围内，这种关系为18，在第三声峰的范围内为16。还分析了这种关系对宇宙学参数的依赖性。
2009-02-19 astro-ph
Free-bound emission from cosmological hydrogen recombination
本文计算了宇宙学氢复合时期自由电子与给定壳层（n>=2）直接复合的辐射。这种贡献导致每个重组的氢原子总共有一个光子，因此在1 GHz<=nu<=100 GHz的频率范围内，重组光谱增加了~30-88%。特别是，巴耳末连续谱发射在nu~ 690 GHz处使失真增加~ 92%。通过对氢原子的100个壳层的计算，我们发现当包括所有的束缚-束缚跃迁、2s双光子衰变通道和光学薄的自由-束缚跃迁时，每个氢原子总共发射~5个光子。由于在高n时的直接复合连续谱非常宽，只有少数n系列连续谱是可分辨的，并且在nu<~30 GHz以下的这种附加发射的大部分是完全没有特征的。
2006-08-04 astro-ph
Induced two-photon decay of the 2s level and the rate of cosmological hydrogen recombination
由于软CMB光子的存在而产生的感应发射稍微增加了氢的2s能级的双光子衰变率，这决定了宇宙学复合的速率。这相应地改变了电离度，可见度函数和由此产生的原始温度各向异性和CMB的偏振的百分比水平上。这些变化超过了广泛使用的CMBFAST和CAMB代码的精度超过一个数量级，可以很容易地考虑。
2005-09-22 astro-ph
Magnetic Field Spectrum at Cosmological Recombination
研究了由宇宙学密度扰动产生的磁场。在宇宙重组之前的原始等离子体中，宇宙中除了暗物质以外的所有物质都以光子、电子和质子（以及少量轻元素）的形式存在。由于光子从电子和质子的不同散射性质，不可避免地感应出电流和电场，并且因此产生磁场。我们在宇宙学扰动理论的基础上，提出了一个详细的宇宙磁场产生的形式。我们数值计算得到的磁场功率谱的范围很广的尺度，从$k\sim 10^{-5}$ Mpc $^{-1}$到$k\sim 2\times 10^{4}$ Mpc $^{-1}$，并提供其解析解释。这些宇宙学产生的磁场的影响进行了讨论。
2007-01-11 astro-ph
Rico: An Accurate Cosmological Recombination Code
我们提出了Rico，这是一个旨在计算氢和氦复合时期宇宙电离分数的代码，具有前所未有的速度和精度。这是通过训练机器学习代码Pico来完成的，该代码基于多级宇宙重组代码的计算，该代码自洽地包括先前被忽略的几个物理过程。在训练之后，Rico用于拟合作为宇宙学参数的函数的自由电子分数。然而，例如在低红移（z<~900）下，电离分数的大部分净变化可以通过将Recfast中的氢模糊因子降低约3%来捕获，Rico提供了一种在标准宇宙学参数估计框架中有效地使用完整重组代码的精确电离历史的手段，而不需要向简单的重组添加新的或精炼的fudge因子或函数模型在这里提出的新方法中，只要有更准确的完整重组代码可用，就可以轻松更新Rico。一旦训练好，Rico计算宇宙电离历史的拟合误差可以忽略不计，在~10毫秒内，速度至少比这里使用的完整重组代码快10^6。此外，Rico能够将完整代码的电离历史重现到远低于0.1%的水平，从而确保可以计算CMB波动的理论功率谱，以足够的精度和速度进行分析，如普朗克即将到来的CMB实验。此外，它将能够交叉检查宇宙学参数空间中的不同重组代码，这种比较对于确保准确解释未来的宇宙微波背景数据非常重要。
2008-07-16 astro-ph
An Instability in the Radiative Ionization of Atomic Hydrogen/Helium Gas
我们表明，光电离的气体的原子氢和氦的线辐射的能量略高于氦单电离阈值的过程是不稳定的，如果氦分数的数量小于约一半。然而，在我们这里考虑的两种情况下，基于宇宙学再电离的衰变暗物质（DDM）模型，没有显著的增长。在第一种情况下，我们认为电离和复合近似处于平衡状态。这与高光子通量率和早期再电离有关，但在这种情况下，加热被康普顿冷却平衡，这是非常稳定的。在第二种情况下，我们忽略重组。这与低光子通量率或再电离的最后阶段有关。在这种情况下，在宇宙学时间尺度上的增长太少，以至于不重要。
1996-04-14 astro-ph
High-temperature behaviour of the helium-like K ALPHA G ratio: the effect of improved recombination rate coefficients for calcium, iron, and nickel
结果表明，以上的温度的最大丰度，重组率到激发态的类He离子，使用较早的计算，更近似的方法显着不同的速率从最近的扭曲波和R-矩阵计算（统一的重组率系数）的Ca，Fe和Ni。目前的速率导致G比大大低于那些从更近似的速率在以前的作品，由高达6倍，在高电子温度。扭曲波和R矩阵率之间的良好协议，以及从它们计算的G比的良好协议，为这些新值的准确性提供了支持，这些新值具有广泛的适用性，可用于各种天体物理和实验室来源的X射线光谱的建模和解释。
2007-11-16 astro-ph physics.atom-ph
Cosmological Perturbations at Second Order and Recombination Perturbed
我们导出了控制宇宙学扰动演化的完整的二阶方程组，其中包括一阶电子数密度扰动δ e的影响。我们详细分析了微扰对宇宙复合历史的影响，并指出对于小于1Mpc ^{-1}的同动波数，Peebles有效三能级原子的微扰版本足以获得δ e的演化.我们严格计算了Ly α逃逸几率的微扰，并在一个很好的近似下表明它受局域重子速度发散的控制。对于短于光子扩散尺度的模，我们发现δ_e在复合过程中相对于其他一阶量（在二阶时产生CMB各向异性）大约增加了5倍。利用这些结果，在一个配套文件中，我们计算重组过程中产生的CMB双谱。
2008-12-18 astro-ph
Cosmological Recombination of Lithium and its Effect on the Microwave Background Anisotropies
锂的宇宙学重组历史，大爆炸核合成过程中产生的，使用更新的化学和宇宙学参数与最近的宇宙微波背景（CMB）测量一致。对于流行的宇宙学参数，大约五分之一的锂离子通过红移$z\sim 400$重新结合成中性原子。中性锂原子在6708 nm处共振散射CMB，并在$\sim 300 μ$ m附近观察到的波长处扭曲其强度和偏振各向异性，正如Loeb（2001）最初提出的那样。修改后的各向异性导致锂复合的历史计算各种宇宙模型，发现主要是在抑制功率谱振幅。假设一个大的原始丰度的锂模型的功率谱发生重大修改。虽然锂信号的探测可能很困难，但它提供了推断锂原始丰度的可能性，并且是迄今为止为$z\sim 500-100$提出的宇宙大尺度结构的唯一探测器。
2002-07-11 astro-ph
Uncertainties in Theoretical HeI Emissivities: HII Regions, Primordial Abundance, and Cosmological Recombination
最近在天文学和宇宙学方面的一些工作都依赖于理论上的He I发射率，但我们知道没有努力量化原子数据中的不确定性。我们分析和分配不确定性的所有相关的原子数据，进行蒙特卡罗分析，并报告标准偏差的线发射率。我们考虑两组错误，我们称之为“乐观”和“悲观”。“我们还考虑了三种不同的条件，对应于原型银河系和河外H II区域以及宇宙重组的时代。在河外H II的情况下，我们得到的误差是可比的，或更大的误差在最近的一些$Y_p$计算，包括来自CMB的观测。我们证明了系统的原始丰度计算的影响，这种影响不能通过观察大量的对象减少。在宇宙学复合的情况下，误差与最近计算中考虑的许多效应相当。
2008-11-07 astro-ph
The Richness and Beauty of the Physics of Cosmological Recombination
描述宇宙重组时代的物理成分非常简单，也非常容易理解。这一事实使我们能够考虑各种各样的过程，仍然发现潜在的可衡量的后果。在这篇文章中，我们重点介绍了最近与宇宙学氢复合有关的一些详细的物理学研究。这些考虑的影响是双重的：（i）在这一时期相关的光子释放导致宇宙微波背景（CMB）能谱与完美黑体的有趣和独特的偏差，特别是在分米波长处，可能在不久的将来变得可观察到。观察这些扭曲，原则上将提供一种额外的方法来确定宇宙的一些关键参数（例如比熵，CMB温度和氦的星前丰度），而不受宇宙方差的限制。它还使我们能够用直接的观测证据来对抗我们对复合过程的详细理解。在这方面的贡献，我们说明了如何的理论光谱模板的宇宙复合谱可用于此目的。(ii)随着高精度宇宙微波背景数据的出现，例如使用普朗克测量者或Cmbpol可以获得的数据，对宇宙电离历史的非常精确的理论理解对于解释宇宙微波背景温度和偏振各向异性是必要的。（节略）
2008-02-06 astro-ph
CMBR distortion concerned with recombination of the primordial hydrogen plasma
在标准宇宙学模型的框架下，计算了1 ~ 100 GHz频段内不同密度参数（非相对论性物质密度$Ω_m$和重子物质密度$Ω_b$）下与原初等离子体复合有关的CMBR畸变.将这些结果与从计划的实验中获得的观测数据进行比较，可用于独立确定宇宙学参数$Ω_m$和$Ω_b$。
2005-09-27 astro-ph
Cosmological hydrogen recombination: Lyn line feedback and continuum escape
我们计算了由于莱曼系列光子的延迟反馈和莱曼连续谱中的逃逸对宇宙学氢复合历史的修正。前一个过程预计会稍微延迟重组，而后者应该允许介质更快地重组。结果表明，在z~ 1050处，释放的Lyman-n光子对低Lyman-（n-1）跃迁的反馈产生了最大的校正，DN_e/N_e为0.22%。仅包括对莱曼-α跃迁的莱曼-β反馈，占了大部分效应。我们发现宇宙微波背景TT和EE功率谱\change {具有典型的峰到峰幅度|DC^{TT}_l/C^{TT}_l|约0.15%，|ΔC^{EE}_l/C^{EE}_l| l<~3000时约为0.36%。Lyman连续谱中的逃逸和Lyman-α光子对第二壳层光电离率的反馈导致电离历史的很小的修改（小于|DN_e/N_e| ~几个x 10^{-6}）。
2007-11-03 astro-ph
Cosmological hydrogen recombination: populations of the high level sub-states
本文给出了在宇宙学氢复合过程中，频率低至nu~ 100 MHz的束缚-束缚跃迁引起的宇宙微波背景（CMB）谱畸变的结果。我们延长我们以前的治疗的重组问题，现在包括主要的碰撞过程，并遵循所有氢角动量子状态的演变多达100壳。我们表明，由于宇宙的重子密度低，即使在最高的考虑壳层完全统计平衡（SE）没有达到，并在低频的复合谱是显着不同时，假设全SE n>2。我们还直接比较了我们的结果的电离历史的Recfast代码的输出，特别是在低红移，而出现很大的差异。在汤姆逊可见度函数附近，电子分数相差约0.6%，这对温度和偏振功率谱的影响<~ 1%。此外，我们简短地讨论了自由-自由吸收和线加宽由于电子散射的束缚-束缚复合光谱和CMB角波动的产生由于散射的光子在高壳层的影响。
2006-10-25 astro-ph
Time-Dependent Corrections to the Ly-alpha Escape Probability During Cosmological Hydrogen Recombination
我们考虑的影响与详细的辐射转移在宇宙复合的时代对我们的宇宙电离历史。我们集中在氢莱曼-α共振在红移600<~ z <~ 2000的光子逃逸，这是定义宇宙复合速率的两个关键机制之一。我们在标准公式中处理这个问题，由于双光子相互作用的校正推迟到另一篇论文。作为主要结果，我们在这里表明，在非定常方法中，在红移800<~z<~1200范围内，对自由电子分数N_e的修正约为~1.6-1.8%.因此，所讨论的过程中的电离历史的最大修改之一，接近最大的埃里克森可见度函数在z~1100考虑到目前为止。我们证明了我们的结果，数值和分析，导出逃逸概率，并考虑莱曼α线发射和线吸收的方式不同的索伯列夫近似。特别是，我们给出了一个详细的推导过程中的氢复合的Sobolev逃逸概率，并解释了基本的假设。然后，我们讨论的情况下，相干散射的实验室框架中的光子逃逸，解决这个问题的解析在准静态近似，也在时间依赖的情况下。本文指出，在DP/P~5- 10%的水平上，氢复合过程中逃逸几率的Sobolev近似是不成立的。这是因为在复合过程中，电离度在特征时间Dz/z~ 10%内显著变化，使得在百分比水平精度下，光子分布不会演变（删节）。
2009-03-30 astro-ph
Perturbations of ionization fractions at the cosmological recombination epoch
本文分析了离子和电子数密度在复合期扰动的发展。从Seager等（1999，2000）给出的精确计算早期宇宙电离历史的方程组出发，导出了电离分数的相对扰动方程。结果表明，电离率和复合率对等离子体密度和温度的强烈依赖性使得电离分数相对扰动的振幅与重子物质密度绝热扰动的振幅有显著的偏差。这种偏差是最突出的尺度大于声视界的宇宙学绝热扰动在重组时期。最后散射面上电子和质子数密度的相对扰动幅度超过重子总数密度相对扰动幅度的$\simeq$ 5倍，对于氦离子，这个比值达到$\simeq$ 18。对于视界下的宇宙学扰动，这些比值似乎基本上较小，并取决于振荡相位的时刻去耦。在复合阶段，离子和电子数密度的扰动对等离子体温度涨落没有贡献，但在大于声视界的尺度上，引起光学深度最后一个散射面$δz_{dec}/(z_{dec}+1)\approx -δ_b/3$的“扰动”.这可能会导致在几个角度尺度上的CMB偏振模式的预先计算值的显著变化。
2006-05-25 astro-ph
Resolving the Effects of Resonant X-ray Line Scattering in Cen X-3 with Chandra
大质量的X射线双星Cen X-3在系统2.08天轨道的大约四分之一的时间内被观测到，开始于日食之前，结束于日食中心之后，钱德拉X射线天文台使用其高能透射光栅光谱仪。光谱显示K壳发射线从氢和氦类离子的镁，硅，硫，铁以及K-α荧光发射功能从近中性铁。硅的类氦n=2->1三重态被完全分辨，而铁的类似三重态被部分分辨。类氦三重态分量外的日食通量比是一致的从光电离等离子体的复合和随后的级联（复合辐射）的排放。然而，在日食中，硅和铁的w（共振）线比预期的复合辐射强，并且与碰撞电离等离子体的发射一致。在这两个阶段的三线通量比可以更自然地解释，但是，作为从光致电离等离子体的发射，如果共振线散射的影响包括除了复合辐射。我们发现，由于共振散射的发射率敏感地依赖于线光学深度，在风的情况下，在X射线二进制文件，这允许约束风速，即使多普勒频移不能解决。
2002-09-20 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
Antimatter from the cosmological baryogenesis and the anisotropies and polarization of the CMB radiation
在自发重子生成的框架下，讨论了早期宇宙中由标量场的相变产生宇宙学重子不对称性和熵的假设。我们发现，在宇宙学氢复合过程中，物质-反物质云的湮灭会使复合延迟，从而扭曲宇宙微波背景的各向异性和极化。在类星体形成和星系形成之前，反重子云（ABC）和重子物质的复合湮灭可以在高红移处产生峰状再电离。我们讨论了最近的WMAP CMB各向异性和极化数据的自发重子生成方案的参数的约束条件，并在即将到来的普朗克数据的反物质云的可能表现。
2004-03-20 astro-ph
The imprint of cosmological hydrogen recombination lines on the power spectrum of the CMB
我们探讨了宇宙学氢复合线在宇宙微波背景（CMB）功率谱上的印记。特别是，我们集中我们的分析在三个最强的线的巴尔末，帕邢和布拉开系的氢。我们预期由于H $α$线的$0.3 μK$水平上的这些线而引起的角功率谱的变化在小角尺度（$\ell \approx 870$）处最大。信号的形态非常丰富。它导致相对狭窄的光谱特征（$Δν/ ν\sim 10^{-1}$），当我们通过测量不同频率的功率谱来探测不同的红移或不同的多极时，功率谱中的几个区域显示出效应符号的特征变化。它也有一个非常特殊的依赖于多极尺度，与细节的传递函数在散射的时代。为了计算这些跃迁的光学深度，我们对复合过程中氢原子能级的布居进行了数值演化，同时处理了氦的演化。对于氢原子，我们分别跟踪每个角动量态，直到n=10的能级。前景和其他频率依赖的污染物，如瑞利散射，可能是这些测量的一个重要限制，虽然我们正在讨论的特殊的频率和角度依赖性的影响可能允许分离它。使用未来的窄带光谱观测检测这个信号可以提供有关宇宙复合如何进行的细节信息，以及丝绸阻尼在复合过程中如何运作。
2005-05-09 astro-ph
Post-recombination gravity-generated contributions to the cosmic microwave background anisotropies and cosmological parameter estimation
引力相互作用的宇宙微波背景（CMB）光子与物质扰动目前沿视线的表面上的最后散射修改的形状的CMB各向异性功率谱。在这里，我专注于（线性）集成萨克斯-沃尔夫和（非线性）引力透镜的影响，并讨论所产生的扭曲的可检测性和它们的可能后果的CMB为基础的宇宙学参数的估计。具体地说，我讨论了这些效应中的任何一个是否允许我们使用CMB实验对宇宙曲率和宇宙学常数施加独立的约束，即打破Bond，Efstathiou和Tegmark（1997）和Zaldarriaga，Spergel和Seljak（1997）讨论的CMB参数估计中的所谓几何简并性。我解决这个问题，使用Fisher矩阵的方法，并表明，引力透镜的CMB的温度和偏振模式可能是由普朗克测量卫星检测，导致有用的独立和精确的限制宇宙学常数和空间曲率。集成的萨克斯-沃尔夫效应，虽然限制这些参数只有非常弱的约束，仍然可以设置比目前可用的更严格的约束。
1998-10-24 astro-ph
ZZ Ceti Stars: Fractal Analogues of Excited Helium Ions?
在强调自然界离散自相似性的分形宇宙学范式下，分析了鲸鱼座ZZ变星的多周期脉动现象。定量测试比较相关的恒星和原子周期提供了初步的支持分析。本文完成了一个3部分的系列，探讨离散宇宙学自相似性的可能性，在变星;第一和第二篇论文讨论了RR天琴座和三角洲盾牌星，分别。
2006-02-20 astro-ph
Two-Photon 2s<->1s Transitions during Recombination of Hydrogen in the Universe
基于标准宇宙学模型，计算了在<->考虑黑体辐射和等离子体复合辐射的平衡背景辐射诱导跃迁时，对原初氢等离子体复合条件下氢原子双光子2s 1 s跃迁速率的修正.
2006-11-13 astro-ph
An analysis of helium primordial nucleosynthesis with a variable cosmological coupling
早期宇宙中氦的合成取决于许多输入参数，包括核合成发生期间的引力耦合值。为了追踪$G$在原初核合成中的影响，我们用半解析方法计算了氦的原初丰度作为引力耦合的函数。具体地说，我们利用Brans-Dicke理论构造了一个具有变化的$G$的宇宙学模型。核合成期的$G$值越大，预测的氦丰度越大。利用原始氦丰度的观测资料，建立了$G$随时间变化的约束条件。
2001-05-17 astro-ph gr-qc
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
Lines in the Cosmic Microwave Background Spectrum from the Epoch of Cosmological Hydrogen Recombination
我们计算的频谱失真的宇宙微波背景（CMB）的宇宙氢复合的时代在标准宇宙（和谐）模型的频率范围在1 GHz-3500 GHz的。我们遵循的氢水平，包括国家的主要量子数$n=30$在红移范围$500\leq z\leq 3500$的人口的演变。所有的角动量子状态被单独处理，导致总数为465个氢能级。还包括物质温度和来自HeII的电子分数的演化。我们提出了一个详细的讨论所产生的失真的主要偶极跃迁，例如莱曼和巴耳末系，以及由于双光子衰变的氢2s能级的发射。此外，我们调查的结果对壳的数量变化的鲁棒性。由此产生的光谱畸变具有特有的振荡行为，这可能使实验学家能够将它们与其他背景分开。在波长大于21厘米时，光谱的相对畸变超过了$10^{-7}$。我们的结果也显示了详细跟踪角动量子态的重要性，以及它们对谱线振幅的影响。对剩余电子分数的影响是温和的，主要发生在低红移。CMB角功率谱的变化小于1%。最后，我们的计算表明，如果原始辐射场是由一个纯黑体描述，那么有没有从任何氢跃迁的红移大于$z \sim 2000$显着的排放。这与一些早期的工作相反，在这些工作中，声称存在“预重组”峰。
2006-07-17 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
Distortion of the CMB Spectrum by Primeval Hydrogen Recombination
我们解决的复合方程，考虑到诱导的重组和物理截止的氢光谱。有效复合系数被参数化为温度和自由电子密度的函数，并且比没有诱导复合的情况大大约四倍。这加速了复合过程的最后阶段，并使残余电离减少了约2.6倍。计算了氢复合产生的光子数和能量分布。宇宙微波背景（CMB）谱的畸变强烈地依赖于宇宙学参数Ω、Ω_b和H_0，在波长< 190 μm时，CMB谱与普朗克谱有本质区别。
1998-07-02 astro-ph
Nonlinear Evolution of Very Small Scale Cosmological Baryon Perturbations at Recombination
研究了极小尺度下重子密度扰动的演化。特别是，在复合时期，这最初是由Sznov在1998年提出的，在较大尺度上的剪切速度场的辐射拖曳力诱导的非线性增长进行了详细的研究。结果发现，由于扩散抑制了增长，因此，在分析中忽略了扩散项，导致了相当温和的增长，其增长率为$\ll 100$，而不是Sjuv原始主张的巨大放大$\sim 10^4$。增长因子强烈地依赖于大尺度速度场的幅值。将非线性增长机制应用于一般绝热冷暗物质（CDM）模型的密度扰动。在这些模型中，前人的工作已经发现，如果存在CDM引力势，扩散阻尼不能完全消除重子密度扰动。利用本文导出的微扰速率方程，研究了重子密度微扰的非线性演化。结果表明：（1）尺度越小，非线性增长越大;这种机制只影响尺度小于$\sim 10^2M_\odot$的扰动，而这些扰动与恒星尺度是一致的。(2)对于$3-σ$大尺度速度峰，不同COBE标准化CDM模型的重子密度涨落的最大增长因子通常小于10倍。(3)生长因子依赖于$Ω_{\rm b}$。
2000-06-16 astro-ph
Pre-recombinational energy release and narrow features in the CMB spectrum
早期宇宙（z<~ 2x10^6）的能量释放应该会导致宇宙微波背景（CMB）辐射场的某些宽谱畸变，当注入过程开始于红移z<~ 5x10^4时，这种畸变可以被表征为y型畸变。在这里，我们证明，如果能量被释放之前宇宙学的氢复合开始（z~1400），在HI和HeII的束缚束缚和自由束缚跃迁的闭环导致（i）的外观特征的多个窄光谱特征在dm和cm波长，和（ii）一个突出的亚毫米波的CMB光谱的远维恩尾的吸收和发射部分组成。额外的光谱特征产生于HI（z>~1800）和HeII（z>~7000）的重组前时期，因此不同于在未受干扰的CMB黑体辐射场中由于正常宇宙学重组而产生的光谱特征。我们给出了包括25个原子壳层的HI和HeII的数值计算结果，并详细讨论了几个单独的跃迁的贡献。作为例子，我们考虑的情况下，瞬时能量释放（例如，由于相变）和指数能量释放，因为长寿命的衰变粒子。我们的计算表明，由于可能的预重组原子跃迁的CMB光谱失真的可变性增加时，与正常的重组时期产生的失真。这些窄光谱特征的存在将为分离由于重组前（1400 <~ z <~5x10^4）能量释放而导致的y畸变和在红移z<~800的重组后产生的y畸变开辟一条独特的途径。（节略）
2008-03-25 astro-ph
Cosmological Deuterium Abundance and the Baryon Density of the Universe
标准大爆炸核合成（BBNS）承诺准确预测氘，氦-3，氦-4和锂-7的原始丰度作为一个单一参数的函数。以前的测量几乎总是被解释为模型的确认（Copi，Schramm和Turner 1995）。在这里，我们提出了一个新发现的高红移贫金属气体云在红移$z=2.504$的氘氢比（D/H）的测量。这证实了我们之前对D/H的测量（Tytler，Fan & Burles 1996），他们一起给出了原始D丰度的第一个精确测量，并且普通物质的宇宙学密度的精确度提高了10倍。这是一个高密度，大多数普通物质无法计算或黑暗，这太高了，无法与氦-4和锂-7的原始丰度的测量相一致。由于D/H测量显然是简单，直接，准确和高灵敏度，我们建议，氦需要一个系统的校正，和人口II星有小于原始丰度的$^7$锂。或者，轻元素丰度之间没有一致性，大爆炸的简单模型一定是不完整的，缺乏物理学，或者是错误的。
1996-03-19 astro-ph
Two-photon transitions in primordial hydrogen recombination
宇宙学氢复合的问题最近受到了广泛的关注，因为它的重要性，从CMB观测的预测和宇宙学约束。虽然双光子衰变2s-> 1 s的核心作用已经被认识了几十年，但高精度的计算要求我们考虑从更高状态ns，nd-> 1 s（n>=3）的双光子衰变。简单地尝试将这些过程包括在复合计算中，会遇到与单光子衰变序列相关的物理问题，例如3d-> 2 p-> 1 s，从技术上讲也会产生两个光子。这些对应于光学厚度的双光子光谱中的共振，需要辐射转移计算。我们推导出适当的方程，开发了一个数值代码来解决它们，并通过找到与解析近似的辐射转移方程的协议来验证结果。拉曼散射和双光子复合的相关过程包括使用类似的机器。我们的研究结果表明，在复合的早期，双光子衰变的作用，以加速复合，减少自由电子丰度的1.3%，相对于标准计算在z=1300。但是我们发现在Ly-alpha和Ly-beta之间的一些光子主要是通过3d-> 1 s双光子衰变和2s-> 1 s拉曼散射产生的。稍后，这些光子红移到Ly-α，激发氢原子，并减缓复合。因此，相对于z=900处的标准计算，自由电子丰度增加了1.3%。对于最近公布的WMAP和ACBAR数据，对CMB功率谱的隐含修正是不合格的，但在Fisher矩阵水平上，对于Planck将是7 sigma。[删节]
2008-05-20 astro-ph
Delayed Recombination and Standard Rulers
星系巡天中的重子声振荡测量被认为是限制暗能量的有力工具。然而，这种方法依赖于从宇宙微波背景各向异性测量得到的复合时声视界大小的知识。这个估计通常是假设一个标准的复合方案得出的;额外的辐射源可以延迟复合，改变宇宙电离历史和宇宙学推论来自CMB和BAO数据。在本文中，我们量化延迟复合的影响，从未来的BAO调查，如BOSS和WFMOS的暗能量参数的测定。我们发现影响很小，但仍然不可忽视。特别是，如果复合是非标准的（到CMB数据仍然允许的水平），但这被忽略了，未来的调查可能会错误地建议存在红移依赖的暗能量成分。另一方面，在延迟复合的情况下，增加一个额外的参数描述偏离标准复合的分析，并没有显着降低误差条的暗能量参数，并产生无偏估计。
2008-12-18 astro-ph
Anderson Localization in the Sky and Cosmological Magnetic Field
本文讨论了在宇宙复合时间之前，由引力密度扰动引起的涨落等离子体中电磁场的安德森局域化。在复合时间之前的热平衡中出现随机分布的局域相干电磁场。我们认为，局域相干电场最终产生的宇宙磁场后，去耦时间。
1995-09-01 astro-ph cond-mat gr-qc
Revisiting the Constraint on the Helium Abundance from CMB
我们重新审视了原始氦质量分数Yp的约束，从观测的宇宙微波背景（CMB）单独。通过最小化最近的CMB实验的卡方在其他6个宇宙学参数，我们得到了相当弱的约束为0.17 < Yp < 0.52在1 σ C. L。一个特定的数据集。我们还研究了未来的宇宙学参数的约束时，我们考虑到标准大爆炸核合成（BBN）理论的预测作为一个先验的氦的质量分数，其中Yp可以固定为一个给定的能量密度的重子。我们讨论了标准BBN的预测对CMB分析的影响。
2006-04-05 astro-ph hep-ph
Overproduction of primordial helium-4 in the presence of neutrino oscillations
本文分析了在电子中微子退耦后有效的无活性中微子振荡（nu_e -> nu_s）下宇宙核合成中氦-4的最大过剩产生。由于中微子光谱畸变，振荡引起的动力学效应的原始核合成，精确地考虑。作为振荡参数的函数的原始He-4的最大过剩生产得到的核子和振荡中微子的动力学分析，为讨论的振荡模型的全部参数范围。He-4的最大相对增加，对于非共振振荡高达14%，对于共振振荡高达32%。讨论了振荡参数的宇宙学约束。
2002-08-30 astro-ph hep-ph
Two-photon transitions in hydrogen and cosmological recombination
研究了氢原子ns -> 1 s和nd -> 1 s跃迁的双光子过程。对于n<=20，我们提供了简单的解析拟合公式来描述双光子发射轮廓的非共振部分。将这些与级联项的解析形式相结合，可以简单而准确地描述整个双光子衰变谱，它只涉及几个中间态的总和。我们表明，级联项自然导致近洛伦兹形状的双光子轮廓附近的共振。然而，由于量子电动力学修正，双光子发射光谱偏离显着的洛伦兹形状在非常遥远的翅膀的共振。我们调查的距离的双光子轮廓接近洛伦兹和讨论的作用的干扰项。然后，我们分析了如何从洛伦兹形状的双光子配置文件的偏差影响宇宙学氢复合的动力学。由于在这种情况下，光子从莱曼-α共振逃逸起着至关重要的作用，我们集中在莱曼-α线附近的双光子校正。我们的计算表明，由于高壳层（n>2）的额外双光子过程而引起的电离历史的变化可能不会达到π能级。对于保守的假设，在红移z~1160处，我们得到了一个修正DN_e/N_e~-0.4%。这与最近另一项研究的结果在数值上相似;然而，导致这一结论的物理学是相当不同的。特别是，我们对有效双光子衰减率的计算产生了显著不同的值，其中共振和非共振项的相消干涉在此背景下起着至关重要的作用（删节）
2008-02-20 astro-ph physics.atom-ph quant-ph
