Cosmic reionization constraints on the nature of cosmological perturbations
我们在具有非高斯密度波动的宇宙学模型中研究宇宙的再电离历史，使它们具有由自由度数参数化的重整化$χ^2$概率分布函数，$ν$。我们使用一个简单的半解析模型计算的电离历史，考虑各种可能性的天体物理学的再电离。在我们所有的模型中，我们要求再电离先于$z=6$完成，正如从高红移类星体光谱测量Gunn-Peterson光学深度所要求的那样。我们证实了以前的结果表明，这样的非高斯分布导致更慢的再电离相比，高斯的情况下。我们进一步表明，最近的WMAP三年的测量光学深度由于电子散射，$τ=0.09 \pm 0.03$，弱约束允许偏差高斯的小尺度上的相关再电离，如果假设一个恒定的光谱指数。我们还证实，需要一个显着的抑制恒星形成的迷你晕，这大大增加，因为我们减少$ν$。
2006-06-05 astro-ph
The Reionization of the Universe and the Photoevaporation of Cosmological Minihalos
第一批从黑暗和中性IGM中凝聚出来的电离辐射源发出电离前沿，横扫周围环境，超越其他凝聚物体并使它们光蒸发。宇宙结构形成的普遍再电离的这种反馈在这里证明了气体动力学模拟，包括辐射转移，宇宙学的小晕的暗物质和重子暴露于外部电离辐射源，无论是星光或类星体光，刚刚通过的全球电离前创建的源。
2000-06-26 astro-ph
Reionization of the Universe by Starlight and the Photoevaporation of Cosmological Minihalos
第一批从黑暗和中性IGM中凝聚出来的电离辐射源发出电离前沿，横扫周围环境，超越其他凝聚物体并使它们光蒸发。宇宙结构形成的普遍再电离的这种反馈在这里被证明的气体动力学模拟，包括辐射转移的情况下，宇宙学的微晕的暗物质和重子暴露于外部源的电离星光，刚刚通过的全球电离前创建的源。
2000-04-28 astro-ph
The morphology of cosmological reionization by means of Minkowski Functionals
在再电离的宇宙学时期，总气体和中性氢（H I）分布的形态可以用等密度面的Minkowski泛函（MFs）来量化。我们计算的MF从输出的高分辨率数值模拟，其中包括明确的治疗转移的紫外线电离辐射。在模拟中使用半解析模型的星系形成确定的“星系”被假定为紫外光子的唯一来源。推导出的对数正态随机场解析表达式很好地描述了气体总分布的MF。扩散氢的统计特性取决于气体分布和电离区在星系际介质（IGM）中传播的方式。因此，H I分布的MF与对数正态随机场的MF的偏差是由再电离引起的。我们使用的MF来区分在模拟中的再电离的各个阶段。我们提出了一个简单的再电离模型，再现来自这个模拟的MF。使用对数正态密度场的随机实现，我们还评估了MF区分不同再电离方案的能力。我们的结果是相关的未来宇宙学21厘米地图的分析。
2006-06-21 astro-ph
Photon Consumption in Minihalos during Cosmological Reionization
在冷暗物质（CDM）宇宙学结构形成的最早时期，最小的非线性物体是无数维里温度低于10，000 K的小晕。这样的“小晕”在大规模三维宇宙学模拟中还没有解决。在这里，我们采用半解析方法，结合三维模拟的个人迷你晕，研究它们的重要性在宇宙学再电离。我们表明，取决于再电离发生时，它们可能发挥重要作用的电离辐射汇。如果再电离发生在足够高的红移（z_r > 20），星系际介质被加热到10，000 K，大多数微晕永远不会形成。另一方面，如果z_r < 20，则所有重子中的相当一部分（> 10%）已经坍缩成微晕，并且随后随着电离背景通量的增加而通过光蒸发从晕中移除。我们表明，这一过程可能需要一个显着的预算电离光子，超过生产的直接外推回已知的类星体和星系人口的一个因素，分别高达10和3。
2000-12-12 astro-ph
Cosmological reionization after WMAP: perspectives from PLANCK and future CMB missions
WMAP第一年通过在CMB各向异性T和TE模角功率谱上的印记检测到高红移再电离，这要求更好地理解标准复合后的宇宙电离和热历史。不同的再电离机制预测不同的签名在CMB中，无论是在温度和偏振各向异性和光谱失真。普朗克能力区分不同的情况下，通过其灵敏度T，TE和E模式角功率谱进行了讨论。展望未来的高灵敏度实验的CMB偏振各向异性和频谱开放。
2004-11-15 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
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
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
Non-linear evolution of the cosmological background density field as diagnostic of the cosmological reionization
我们提出的宇宙学和再电离参数的基础上的累积质量函数的Ly-alpha系统的约束。我们发现Ly-alpha系统的累积质量函数分析表明，再电离红移z_r=24.2 - 4（68%CL），与WMAP各向异性测量值一致，并对密度衬度的幅度设置了限制σ_8 =0.91+-0.04（68 \CL），类似于从X射线团簇温度函数导出的那些。我们对Ly-alpha累积质量函数和WMAP各向异性测量结果的联合分析表明，在k_p= 0.05 Mpc ^-1时，当前可能识别的斜率为dn_s/dlnk \ne 0（多极L约为700）主要是在该尺度下振幅-斜率平面中存在的简并的影响，结果与没有运行一致，基于WMAP数据的其他约束基本保持不变。最后，我们评估的进展确定所考虑的参数可实现的最终温度各向异性数据从WMAP和即将到来的普朗克卫星，将显着提高这些结果的灵敏度和可靠性。这项工作是在普朗克LFI活动的框架内完成的。
2003-09-29 astro-ph
A radiative transfer scheme for cosmological reionization based on a local Eddington tensor
基于对辐射转移方程的矩描述和爱丁顿张量的"M1闭合模型“，提出了一个辐射转移格式。该模型具有严格的双曲线运输步骤的辐射：它已被实施使用标准Goddom-类似的技术在一个新的代码称为ATON。结合电离化学和光加热的简单模型，ATON能够在各种标准测试中重现其他方案的结果，例如HII区域的膨胀，密集团块对辐射的屏蔽以及多源宇宙电离。简单而强大的，这样的计划是为了自然和容易地包括在基于网格的宇宙流体求解器。
2007-09-11 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
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
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
Can Non-Gaussian Cosmological Models Explain the WMAP's High Optical Depth for Reionization?
威尔金森微波各向异性探测器第一年的数据表明汤姆逊散射的光学深度很高，为0.17 +/- 0.04，这意味着宇宙在z ~ 20的早期被再电离。这种早期的再电离很可能是由第一批恒星的紫外光子引起的，但似乎只有在早期宇宙中的恒星形成非常有效的情况下，观察到的高光学深度才能在标准结构形成模型中得到调和。在正常的恒星形成效率下，具有非高斯密度波动的宇宙学模型可能会避免这种冲突，因为高密度峰值比高斯波动模型更早崩溃。我们研究宇宙再电离在非高斯模型，并探讨在何种程度上，在现有的限制，非高斯影响再电离的历史。对于红移为30到50的温和的非高斯波动，光学深度的增加保持在几个百分点的水平，似乎不太可能帮助解释测量到的高光学深度。另一方面，在现有的观测约束条件下，增加密度波动的非高斯性质可以很容易地再现光学深度，并可能在具有尺度依赖性的非高斯模型中保持可行性。
2003-09-03 astro-ph
Galaxy surveys, inhomogeneous reionization, and dark energy
我们研究了不均匀再电离对星系功率谱的影响以及探测暗能量的后果。为了模拟再电离过程中的反馈，我们采用了一个反重力设置星系的过密度成正比的基本电离场。因此，不均匀的再电离可能会在星系功率谱中留下印记。我们发展这个印记低红移，并使用费舍尔矩阵形式主义参数估计的影响进行评估。我们表明，低（z=0.3）和高红移（z=3）星系调查的组合可以限制宇宙学HII区域的大小在再电离。当使用重子振荡或星系功率谱的其他特征来探测暗能量时，这种印记也会引起混乱。我们表明，当气泡是大的，因此可检测到的，我们的能力，以约束w可以降低高达50%。当气泡很小时，印记对测量暗能量参数几乎没有影响。
2007-01-17 astro-ph
Cosmological Reionization Around the First Stars: Monte Carlo Radiative Transfer
利用高分辨率的数值宇宙学（Lambda + CDM模型）模拟和MonteCarlo辐射转移方法研究了第一个原星系周围电离锋的演化。我们提出了详细的数值方案，并显示了测试运行的结果，我们得出的结论是，该计划是快速和准确的。作为一个有趣的宇宙学应用的例子，我们研究了一个总质量为M = 2 × 10 ^8 M_PDMATHABMM的恒星源在z = 12处开启时产生的再电离，该恒星源位于宇宙网的一个节点上。这项研究包括一个零金属丰度恒星星族的光谱能量分布，和两个初始质量函数（Salpeter/Larson）。I-锋的膨胀是随着它从星系中爆发出来而发生的，它被细丝引导到空洞中，假设在2D表示中，是一个典型的蝴蝶形状。电离的演变是非常好的跟踪我们的计划，实现了正确的治疗的沟道和阴影效应，由于过密度。我们确认以前的说法，IMF的形状和电离功率金属丰度的依赖是重要的，正确地确定宇宙的再电离。
2000-11-21 astro-ph
Cosmological Reionization
宇宙中的一小部分重子被红移z~6的重离子化，这些重子在冷、暗、中性的IGM中凝结成最早的星系后释放能量。这种再电离的理论是星系形成理论中关键的缺失环节。它的许多可观测的结果包括对宇宙微波背景的光谱、各向异性和偏振的影响，以及高红移恒星和类星体形成的特征。这种能量释放也对星系形成产生了反馈，在再电离完成很久之后，这种反馈在星系的质谱和内部特征以及星系之间的气体上留下了印记。最近的研究表明，矮星系小晕的光蒸发可能消耗了大部分光子，这些光子是重建目前受欢迎的Lambda-CDM宇宙所必需的。我们将回顾我们对这一过程的理解的最新发展。
2001-04-19 astro-ph
Probing Reionization with the Cosmological Proximity Effect and High-Redshift Supernovae Rates
我们开发和评估几个强大的技术，旨在调查再电离的细节的潜力。首先，我们提出了一个程序来探测中性分数，x_HI，使用莱曼α传输统计的高红移（z > 6）的来源。我们发现只有几十个明亮的类星体光谱可以区分xHI ~ 1和xHI < 0.01。在类星体SDSS J1030+0524上初步应用这种技术，得到了在z ~ 6处存在大中性分数（xHI> 0.2）的令人信服的证据。我们还产生了可观察到的，高Z超新星（SNe）率和量化的前景，检测抑制恒星形成的低质量星系在再电离从这样的SNe率，特别是从詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）。我们的分析表明，对SNe的搜索可以在z ~ 6处产生每单位红移数千个SNe，并且是研究z < 13的再电离特征和反馈效应的有价值的工具。
2005-09-26 astro-ph
A New Moment Method for Continuum Radiative Transfer in Cosmological Reionization
介绍了一种新的计算周期边界静态密度场中含时连续辐射转移和非平衡电离态的程序。我们的代码解决了辐射转移方程的矩，关闭的Eddingtion张量使用长特征方法计算。我们证明，纯（即，非源中心的）短特性和光学薄近似不适合于计算宇宙学再电离问题的爱丁顿因子。我们通过一种有效且准确（误差<1%）的技术来发展非平衡电离场，该技术根据局部时间尺度与时间步长相比是长还是短而在全隐式或显式有限差分之间切换。我们为宇宙学再电离问题定制我们的代码。在测试中，该代码保存光子，准确地对待宇宙学效应，并再现分析斯特罗姆格伦球解决方案。它的主要缺点是，与其他技术（t_{LC} \propto N_{cells} ^[1.5]）相比，长特征计算的计算时间相对较短;然而，我们通过只在辐射场发生实质性变化时重新计算爱丁顿张量来减轻这一问题。我们的技术几乎没有物理近似，因此它提供了一种更快但更近似的技术基准测试方法。它可以很容易地扩展到进化多个频率，尽管我们在这里不这样做。最后，我们注意到，我们的方法是普遍适用于任何问题，涉及通过一个周期性的体积连续辐射的转移。
2008-08-26 astro-ph
Cosmological Reionization
在流行的宇宙学假设中，当红移超过10时，原星系中的恒星产生了第一批重元素;这些系统可能与早期的类星体一起产生了紫外线辐射和机械能，使宇宙重新加热和电离。在这些关键的形成阶段期间和之后不久，宇宙的历史被记录在无处不在的星系际介质（IGM）中，其中包含大爆炸遗留下来的大部分普通重子物质。在整个结构形成的时期，IGM成为cluerous并在引力的影响下获得特殊的运动，并作为气体的来源，这些气体在星系内吸积，冷却和形成恒星，并作为富含金属的物质，能量和辐射的汇。
2000-05-10 astro-ph
Cosmological Parameter Estimation Using 21 cm Radiation from the Epoch of Reionization
目前正在计划或建造一些无线电干涉仪，以观测再电离产生的21厘米辐射。这样的测量不仅提供了那个时代的详细视图，而且，由于21厘米的发射也追踪了宇宙中物质的分布，这个信号可以用来限制宇宙学参数在6 <z <20。干涉仪对信号中的宇宙学信息的灵敏度可能取决于如何精确地测量21 cm 3-D功率谱的角度依赖性。利用再电离的分析模型，我们量化了所有的影响，打破了3-D 21厘米功率谱的球对称性，并产生物理动机的预测，这个功率谱。我们发现，即将到来的天文台将是敏感的21厘米的信号在很宽的尺度范围内，从大于100到小至1 comoving Mpc。我们考虑三种方法来测量宇宙学参数的信号：（1）直接拟合的密度功率谱的信号，（2）仅使用的速度场波动的信号，（3）在足够大的尺度，使所有的波动跟踪密度场的信号。采用最先进的方法，第一代21 cm观测应该适度改善某些低红移再电离情景下宇宙学参数的现有约束，而采用第二代干涉仪MWA 5000进行两年观测可以改善Omega_w、Omega_m h^2、Omega_b h^2、Omega_nu、n_s和alpha_s的约束。如果宇宙基本上是电离的z = 12，或者如果自旋温度波动是重要的，我们表明，这将是困难的地方与任何考虑的方法对宇宙学参数的竞争性约束。
2006-10-31 astro-ph
Simulating Reionization in Numerical Cosmology
将辐射转移效应纳入宇宙学流体动力学模拟对于理解星系际介质（IGM）如何从中性介质过渡到几乎完全电离的介质是必不可少的。在这里，我们提出了一个近似的数值方法，旨在研究在统计意义上的宇宙密度场是如何电离的一组离散点源。在我们的程序中，还自洽地计算了漫射背景辐射场。该方法需要相对较少的时间步长，并且可以与具有高分辨率的模拟一起使用。我们描述的算法的细节，并提供了一个描述的方法可以应用到输出从一个预先存在的宇宙学模拟研究系统的再电离的一个特定的离子物种。作为第一个应用，我们计算了类星体在红移范围3至6的He II的再电离。
2001-05-10 astro-ph
A Cosmic Milestone: Constraints from Metal-Poor Halo Stars on the Cosmological Reionization Epoch
理论研究和目前对高红移星系际介质（IGM）的观测表明，当宇宙达到气体金属丰度约为太阳值的$10^{-3}$时，至少会发生两次宇宙跃迁。这些是IGM的宇宙学再电离，以及从原始到现在的恒星形成模式的转变。我们通过对银河系贫金属晕星中观察到的碳、氧和硅元素产生的电离辐射进行新的计算来量化这种关系，这些晕星可能是在原始超新星之后形成的第二代物体。我们证明了在贫金属晕星的环境中，[Fe/H]约为-3的富集水平产生了足够的每个重子电离光子，从而提供了$WMAP$探测到的宇宙微波背景中约0.1的光学厚度。我们表明，在一颗恒星的基础上，IGM电离和恒星形成模式的一个真正的宇宙里程碑发生在$10^{-4}$到$10^{-3}$太阳在这些晕星的金属丰度。这提供了一个重要的环节，在证据链中，无金属的第一颗恒星主导了红移6的再电离过程。我们的结论是，许多铁贫晕星形成接近年底或宇宙再电离后不久，使它们成为理想的探针的物理条件下，从第一代到第二代恒星形成的过渡发生在原始星系。
2006-04-12 astro-ph
Cosmological parameters from WMAP 5-year temperature maps
从WMAP的5年CMB温度图中计算了一个混合互功率谱估计，讨论了拟合的拟合优度，并约束了宇宙学参数。频谱和结果通常与先前的结果一致，尽管功率谱误差条略小，并且在高ell处有小的偏移。误差条的小改进是以非常低的数值代价获得的，但并没有显著改善参数约束。我讨论的可能性模型的准确性，以及如何限制的光学深度转化为限制的再电离历史允许氦再电离。在附录中，我提出了一个简单的再电离参数化，确定历史的中点再电离红移，并提出了一个新的似然近似卡方分布与不同的偏度。
2017-08-03 astro-ph
Cosmological Hydrogen Reionization with Three Dimensional Radiative Transfer
我们提出了新的计算宇宙再电离的非均匀过程中仔细以下的辐射转移预计算流体动力学模拟的星系形成。这些新的计算代表了迈向完全自洽和自适应计算的重要一步，最终将涵盖从单个迷你晕的大小到重叠后宇宙中电离光子的平均自由程的巨大尺度范围。这种模拟的目标是包括足够的现实物理学，以准确模拟早期结构的形成和“黑暗时代”的结束。我们的新计算表明，电离区域渗透宇宙的过程是复杂的，而空洞在过密区域之前被电离的想法可能过于简单。通过探测z~6处的冈恩-彼得森槽，我们现在似乎掌握了有关再电离时期的观测信息。如果是这样的话，那么将来自许多视线的信息与我们的模拟进行比较，可能会使我们能够解开电离历史的细节，并追踪结构的早期形成。
2002-02-15 astro-ph
Observable Properties of Cosmological Reionization Sources
最近的证据表明，时代的氢再电离可能已经结束了红移低至z~6的动机，我们考虑的可探测性的来源负责这种再电离。其主要思想是再电离对再电离源的平均表面亮度施加限制。减少模型相关的假设的数量到最低限度，我们讨论了这些源与现有的和计划中的望远镜的可观测性。我们定义了一族模型，其特征在于两个参数：从源的莱曼连续逃逸分数f_c，和星系际介质的团块参数C。最小表面亮度模型对应于两个参数的统一值。我们发现，非电离紫外线连续的再电离源的检测将难以完成发射前的JWST，如果这些源的平均表面亮度接近最小值。然而，如果f_c和C的值更接近实际，那么在JWST之前，HST很可能探测到再电离源，也许是利用前景星系团的引力透镜放大。代替在连续谱中的检测，可以尝试通过窄带成像来检测Lyalpha发射线。目前在z>6的Lyalpha搜索表明，典型的源比矮星系更暗，或者电离光子的逃逸分数远高于50%，因此在电离源周围没有明亮的致密HII区域形成。
2003-09-30 astro-ph
Evolving Spectra of Pop III Stars: Consequences for Cosmological Reionization
我们研究的意义，第一个无金属的恒星（波普III）的宇宙再电离HI和HeII。这些恒星有异常硬的光谱，与综合电离光子率从一个Pop III星团HI和HeII是1.6和$10^5$倍，分别强于那些从Pop II集群。对于目前流行的宇宙学，我们发现，Pop III星单独可以在红移，$z$约为9（4.7）和5.1（0.7）的连续（瞬时）的恒星形成模式的恢复HI和HeII。更现实的情况下，涉及的Pop III和Pop II恒星光谱的组合产生类似的结果为氢。在这些情况下，氦永远不会完全再电离;如果Pop III恒星的形成持续$10^9$ yr，氦III的电离分数在$z$约为5.6时达到最大值，约为60%。HI再电离的未来数据可以测试形成第一个物体的小尺度功率的量，并提供小于或约为0.7的$σ_8$值的约束。由于目前的紫外线观测表明，在$z$约为3时，HeII会再电离一次，因此HeII可能会再电离不止一次。在红移超过3的星系际介质中测量HeII冈恩-彼得森效应可能会揭示Pop III恒星对HeII再电离的意义，特别是在可能包含早期Pop III恒星活动遗留电离的空洞区域。
2002-10-24 astro-ph
Polarization of the \lya Halos Around Sources Before Cosmological Reionization
Loeb和Rybicki（1999;论文I）指出，在再电离之前，来自宇宙源的\lya光子的散射可能会在源周围产生相当致密的（$\sim 15''$）\lya晕。对这种晕的观测可以限制中性星系际介质（IGM）的性质，特别是在哈勃流未受扰动的尺度上产生重子和物质的宇宙学密度参数。论文我没有处理这种散射辐射的偏振，但确实表明，这种偏振的程度可能很大。在这封信中，我们报告这些\lya晕的改进计算，现在占辐射场的偏振。偏振是线性的，并且与从源的中心投影的位移相切地定向。偏振度被发现是14%的核心半径，其中的强度已下降到一半的中心值。在强度下降到中心强度的十分之一和百分之一的半径处，它分别上升到32%和45%。在更大的半径处，偏振度进一步上升，渐近地达到60%。如此高的偏振值应该很容易观察到，并提供了在再电离之前围绕源的\lya晕现象的清晰特征。
1999-06-04 astro-ph
The effects of primordial non-Gaussianity on the cosmological reionization
我们研究了原初密度场的非高斯性对再电离历史的影响。我们依赖于一个半解析的方法来描述的过程中作用于星系际介质（IGM），有关的分布的电离源的暗物质晕。扩展以前的工作在文献中，我们考虑的模型中，原始的非高斯性测量的无量纲非线性参数f_NL，使用最近从宇宙微波背景数据得到的约束。我们预测了不同宇宙学时期的电离分数和光学厚度，假设两种不同的非高斯性，其特征在于尺度无关和尺度相关的fNL，并将结果与标准高斯方案进行比较。我们发现，一个积极的f_NL增强形成的高质量晕在早期的时代，当再电离开始，作为一个结果，IGM电离分数可以增长的一个因素高达5相对于相应的高斯模型。填充因子的增加对再电离光学深度的影响很小，如果假设尺度依赖的非高斯性，则影响约为10%。我们对非高斯模型的预测在误差范围内与最新的WMAP结果一致，但需要更高的精度来约束非高斯的尺度依赖性。
2008-12-05 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
Photoevaporation of Cosmological Minihalos during Reionization
我们提出了第一个气体动力学模拟的宇宙学的小晕的光蒸发的电离前沿，通过IGM在LCDM宇宙中的再电离过程中，包括辐射转移的影响。我们证明了I-前捕获内minihalos的现象，其中弱，R-型前超音速穿越IGM减速时，他们遇到了致密的，中性气体内minihalos，成为D-型I-前，之前的冲击波。对于维里温度T_vir < 10^4 K的微晕，I-锋逐渐燃烧穿过微晕，并将其捕获，通过引起超音速蒸发风向后吹进IGM，远离前进的I-锋后面暴露的微晕气体层，将其所有重子气体带走。这种迄今被忽视的反馈效应在再电离过程中广泛存在。N体模拟和对晕形成的分析估计表明，像这样T_vir < 10^4 K的亚千秒差距小晕是如此常见，以至于覆盖了大质量源晕周围的天空，并可能主导了电离光子的吸收。这意味着，以前估计的电离光子数每个H原子所需的完成再电离忽略了这一影响可能太低。然而，不管它们对再电离过程的影响如何，小晕是如此的丰富，以至于通过高z宇宙的随机视线应该会遇到许多小晕，这表明有可能在远源的吸收光谱中观察到这里描述的过程。
2003-07-13 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
Early Structure Formation and Reionization in a Cosmological Model with a Running Primordial Power Spectrum
（删节）在原始密度涨落的谱功率指数是长度尺度的函数的假设下，我们研究了LCDM宇宙中高红移结构的形成和再电离。我们采用一个特定的配方运行光谱指数（RSI）模型建议最近的WMAP数据。虽然RSI模型中的早期结构是分层形成的，但与LCDM模型相比，小尺度上的功率降低导致低质量（~ 10^6 Msun）"迷你晕“形成时期的相当大的延迟。RSI模型中的气体云数量非常少，这表明再电离开始的时间晚于z<15，通常导致总汤姆逊光学厚度小于LCDM模型。通过辐射转移计算，我们还研究了星系中形成的恒星星族的再电离。即使用头重脚轻的初始质量函数代表大质量恒星的早期种群和/或来自星系的异常高的光子发射率，对于早期恒星形成的合理模型，总光学厚度也只能达到τ ~ 0.1。因此，RSI模型与WMAP卫星推断的大汤姆逊光学厚度相冲突。
2003-08-04 astro-ph
Quasar Strömgren Spheres Before Cosmological Reionization
在宇宙学再电离之前，嵌入中性星系际介质（IGM）中的电离源产生离散的HII区。我们表明，一个足够明亮的类星体（例如，十分之一的亮度，最近发现的范等）。可以吸收大的体积，允许在莱曼α波长的两侧上透射其固有莱曼α发射线的通量的大部分。观测到的谱线轮廓信息丰富。我们表明，一个足够准确的，高光谱分辨率（$R\approx 10^4$）测量的线轮廓的明亮的类星体是可行的，使用下一代太空望远镜（NGST）以及大型地面望远镜。这种测量有两个潜在的重要应用。首先，莱曼α发射线的红色一侧提供了一种测量类星体寿命的方法。第二，蓝色的一面提供了一个直接的测量星系际介质的密度波动在类星体红移。红侧吸收的估计受到莱曼α发射线的固有轮廓已知的准确度的限制。然而，蓝色侧并不敏感地依赖于本征轮廓，因为前者比后者窄得多。
2000-08-17 astro-ph
Studying Reionization with Ly-alpha Emitters
我们发现，高红移Ly-alpha发射体（LAEs）的观测有可能在不久的将来为再电离提供明确的证据。使用200 Mpc的辐射转移模拟，我们计算的效果，补丁再电离线轮廓上，光度函数，最有趣的是，在几个现实的模型再电离的发射器的集群。再电离增加了测量到的发射体聚集，并且我们表明这种增强基本上不可能归因于再电离以外的任何因素。我们的研究结果激励在现有的LAE数据中寻找再电离的签名。我们发现，在恒星再电离的情况下，斯巴鲁深场z = 6.6光度计样品中58个LAE的角关联函数与完全电离宇宙（平均体积电离分数xi = 1）的一致性要比与x_i为2 σ置信水平的宇宙的一致性好< 0.5 at >。明年对斯巴鲁的测量将把z = 6.6的LAE样本增加五倍，并收紧这些限制。如果在LAE巡天中探测到再电离的聚集特征，那么与莱曼破裂或同一场的H-α巡天进行比较，就可以证实再电离假说。我们讨论了最佳LAE调查规格检测再电离，参考即将到来的节目。
2007-06-26 astro-ph
Reionization of the Universe and the Photoevaporation of Cosmological Minihalos
第一批从黑暗和中性IGM中凝聚出来的电离辐射源发出电离前沿，横扫周围环境，超越其他凝聚物体并使它们光蒸发。宇宙结构形成的普遍再电离的这种反馈效应在这里被证明的情况下，宇宙学的微晕的暗物质和重子暴露于外部源的电离辐射与类星体的光谱，刚刚通过的全球电离前创建的源。我们的模型作为一个截断的，非奇异的等温球流体静力平衡后，其崩溃的膨胀背景宇宙和维里化的预电离minihalo。结果提出的第一气体动力学模拟的这一过程，包括辐射转移。还提出了一个样本的观测诊断，包括空间变化的电离水平的C，N，和O的流中，如果一个痕量的重元素是存在的和集成的柱密度的H I，He I和II，和C IV通过光蒸发气体在不同的速度，这将是测量的吸收对背景源一样，负责电离。
2000-02-04 astro-ph
Cosmological and Astrophysical Parameter Measurements with 21-cm Anisotropies During the Era of Reionization
我们研究的前景提取宇宙学和天体物理参数的低射频21厘米的背景下，由于自旋翻转跃迁的中性氢在宇宙的再电离过程中和之前。我们利用21厘米各向异性，这是由于在中性氢密度场，气体温度场，气体速度场，和莱曼- $α$强度场的空间分布与第一发光源，发射UV光子的不均匀性存在的角功率谱。我们提取参数，描述了潜在的质量功率谱和全球宇宙学，以及一组简化的天体物理参数，连接波动的暗物质的那些管理21厘米波动。我们还边缘化了一个模型的前景在低射频。在这个一般性的描述中，我们发现宇宙学参数和天体物理参数之间存在较大的简并性，尽管当相对于CMB温度的自旋温度做出强有力的假设时，或者当忽略亮度温度中的各向异性的复杂来源时，这种简并性会降低。一些宇宙学和天体物理学参数之间的简并性被打破时，21厘米的各向异性测量相结合的信息从CMB，如温度和偏振测量与普朗克。虽然当第一代干涉仪的测量与普朗克相结合时，宇宙学参数估计的总体改善并不显着，但这样的组合可以测量天体物理参数，如几个红移箱中的电离分数，具有合理的精度。
2006-11-07 astro-ph
Scattered Lyman-alpha Radiation Around Sources Before Cosmological Reionization
宇宙中第一批星系和类星体的光谱应该被星系际介质中的中性氢（HI）强烈地吸收，而它们的静止坐标系莱曼α波长是短的。然而，这些光源发出的莱曼-α线光子并没有被消除，而是散射，直到它们由于周围星系际HI的哈勃膨胀而脱离共振并逃逸。我们计算得到的亮度分布和光谱形状的扩散莱曼α线发射周围高红移源，星系际介质被再电离之前。通常，由z=10的源发射的莱曼-α光子在源周围的15角秒量级的特征角半径上散射，并组成相对于源加宽和红移约1000 km/s的谱线。散射的光子是高度偏振的。探测高红移源周围的扩散莱曼α晕将为探测再电离时代之前的中性星系际介质提供一个独特的工具。在足够大的尺度上，哈勃流是平滑的，气体是中性的，莱曼α亮度分布可以用来确定重子和物质的宇宙质量密度。
1999-06-04 astro-ph
A Semi-Analytic Model for Cosmological Reheating and Reionization Due to the Gravitational Collapse of Structure
本文提出了一个计算1000 ~ z >~ 3时宇宙热历史和电离历史的半解析模型。该模型包含了全尺度流体动力学模拟中的许多基本物理学，例如（1）引力坍缩和维里化;（2）恒星/类星体形成和随后的电离辐射;（3）加热和冷却;（4）氢的原子和分子物理学;以及（5）这些过程之间的反馈关系。此外，我们使用两个单独的阶段，自洽地计算每个阶段的填充因子的再加热和再电离的过程建模。因此，辐射转移的处理比迄今为止的模拟更准确：我们允许最低阶的辐射源和辐射汇的不均匀性。在校准和检查这个模型的结果对流体动力学模拟，我们将我们的模型应用到各种高斯和非高斯CDM占主导地位的宇宙学模型。我们的主要结论包括：（1）再加热的时间主要取决于小尺度下密度涨落的功率谱，（2）由于气体团簇效应，在所有模型中，完全再电离发生在z ~ 10处，（3）CMBR极化和恒星、类星体与重子的比值是不同假设功率谱之间的强势区;（4）银河系球状体的形成可能受到反馈再加热演化的调节，因此Jeams质量跟踪非线性质量标度;（5）发光物体偏差的演化可能强烈区分高斯和非高斯PDF。
1999-07-16 astro-ph
How Very Massive Metal Free Stars Start Cosmological Reionization
利用从头算宇宙学欧拉自适应网格加密辐射流体动力学计算，我们讨论了超大质量恒星如何开始宇宙学再电离过程。该模型包括非平衡原始气体化学和冷却过程和准确的辐射传输的情况下B近似使用自适应射线跟踪光子包，保留时间导数的传输方程。超新星反馈是由秒差距尺度的热爆炸触发的。所有计算始终通过至少16个网格单元来解析局部Jeans长度，因此覆盖约10^6的空间动态范围。这些第一个再电离源是高度间歇性和各向异性的，并且首先将它们形成的晕周围的小尺度空隙光化，而不是它们嵌入的致密细丝。当合并的天体形成更大的矮星系时，紫外辐射的逃逸分数减少，HII区域只在星系的某些侧面爆发，使它们更加各向异性。在三种情况下，SN爆炸波诱导恒星形成在过密区域，形成较早的电离前沿不稳定性。这些恒星距离它们的母恒星DM晕的中心有几十秒差距。当10^6兆太阳晕中的恒星形成在计算中占主导地位时，每次持续电离大约需要5个电离光子。当晕圈变得大于~10^7 M_sun时，电离光子逃逸分数降低，这反过来又使每次电离的光子数增加到15-50，在仅使用恒星反馈的计算中。在这些更大质量的晕中，超新星反馈创造了一个更弥散的介质，使恒星辐射更容易逃逸，并保持每次持续电离5个电离光子的比例。
2008-06-12 astro-ph
Possibility of Precise Measurement of the Cosmological Power Spectrum With a Dedicated 21cm Survey After Reionization
测量再电离后剩余宇宙氢的21厘米谱线发射，可以用来追踪宇宙可观测体积中相当一部分的密度扰动功率谱。我们表明，一个专门的21厘米的天文台coule探针的独立模式，是两个数量级大于目前可用的，并使宇宙方差有限的中微子质量~0.05eV的签名检测。线性增长因子随红移的演化也可以将引力或暗能量的奇异理论限制到前所未有的精确度。
2008-03-21 astro-ph hep-ph
Cosmological HII Bubble Growth During Reionization
我们提出了一般性质的电离氢（HII）气泡和他们的成长的基础上，一个国家的最先进的大规模（100 Mpc/h）的宇宙学辐射转移模拟。模拟解决了所有的原子冷却在相关的红移晕，同时进行辐射转移和结构形成的动力学演化。我们的主要结论包括：（1）对于显著的HII泡，在所有红移下，其数量分布在体积为$\sim 0.6 {\rm Mpc^{3}/h^{3}}$处达到峰值。但是，在$z\le 10$，一个大的，连接的气泡网络主导了整个HII体积。(2)HII气泡高度非球形。(3)HII区域相对于底层物质分布具有高度的偏差，偏差随着时间的推移而减小。(4)当宇宙达到50%电离时，HII区域的非高斯性很小。非高斯性在再电离时期$z\sim 6$的末期达到最大值。但是在所有感兴趣的红移中，HII场都存在显著的非高斯性。(5)星族III星系可能在再电离过程中扮演重要角色。小气泡最初主要由Pop III明星产生。在$z\ge 10$，即使是最大的HII气泡也有来自Pop II和Pop III恒星的平衡电离光子贡献，而在$z\le 8$，Pop II恒星开始主导大气泡的整体电离光子产生，尽管Pop III恒星继续做出不可忽略的贡献。(6)晕圈数密度与气泡尺寸之间的关系比较复杂，但对于大气泡，晕圈数密度与气泡尺寸之间有很强的相关性。
2008-03-13 astro-ph
A Keck Survey for Gravitationally-Lensed Lyman-alpha Emitters in the Redshift Range 8.5 < z < 10.4: New Constraints on the Contribution of Low Luminosity Sources to Cosmic Reionization
我们讨论了新的观测约束的丰富的微弱的高红移莱曼α发射体的深凯克近红外光谱调查，利用强放大率提供的透镜星系团在中等红移（z=0.2-0.5）。在9个簇中的每一个簇中，我们在J波段仔细选择的区域内进行了系统的“盲”搜索，这些区域为红移z~10的背景源提供了非常高的放大倍数（>10- 50倍）。高放大率使得能够在前所未有的极限（10^41 - 10^42 erg/s）下检测到发射，比传统的窄带成像和其他光谱搜索要微弱得多。由于探测到的同动体积很小，我们的调查旨在解决一个重要的问题，即本质上微弱的恒星形成星系是否可以提供z~10处的主要电离通量。我们的调查已经产生了六个有希望的（>5西格玛）候选莱曼-α发射体，它们位于z=8.7和z=10.2之间。虽然预测的再电离光子预算取决于大量的物理假设，但我们对z~10宇宙的第一次一瞥表明，低光度恒星形成星系贡献了宇宙再电离所需的相当大比例的紫外光子。[摘要]
2007-01-10 astro-ph
Synchronized Formation of Sub-Galactic Systems at Cosmological Reionization: Origin of Halo Globular Clusters
富含气体的亚星系晕质量Mt <= 10^7.5 Msun，虽然由于缺乏足够的冷却剂而不能形成恒星，但在宇宙学再电离时含有很大一部分重子质量。我们表明，宇宙在z=10-20的再电离对这些晕有一个有趣的物理效应。外部辐射场导致电离前沿向每个晕同步向内传播，导致向内的会聚激波。质量为Mb~10^4-10^7 Msun、速度色散σ v <= 11 km/s的低自旋（初始无量纲自旋参数λ <= 0.01）晕中的驻留气体将被半径压缩约100倍，形成自引力重子系统。假设这样的压缩气体系统会碎裂成恒星，最终的恒星系统大小为2- 40秒差距，速度色散为1- 10 km/s，恒星总质量为M* 10^3-10^6 Msun。这些系统的特性似乎与观测到的晕状球状星团的特性相匹配。预期的数密度与观测到的晕状球状星团的数密度是一致的。用该模型预测了高质量端斜率为-2的观测质量函数。速度色散和光度（或表面亮度）之间的强相关性和速度色散和大小之间缺乏相关性，与观测结果一致。平均而言，金属丰度预计是低的，不应该与任何其他数量的球状星团，除了一个更大的分散的金属丰度之间的球状星团预计较大的星系。观测到的比频随星系类型的变化趋势可能在模型中产生。我们认为，这些恒星系统被视为晕球状星团今天。
2001-06-07 astro-ph
Reionization, SLOAN, and WMAP: is the Picture Consistent?
我表明，先进的宇宙学再电离模拟是能够适应的平均透射通量在氢莱曼α线在z~6的观测数据。与此同时，后验模型可以构建，也产生一个大的值（20%）的汤普森散射光学深度，与WMAP测量一致。因此，它似乎出现了一个一致的图片，其中早期再电离（如WMAP建议）是根据SLOAN数据在z~6完成。
2004-03-30 astro-ph
"GiGa": the Billion Galaxy HI Survey -- Tracing Galaxy Assembly from Reionization to the Present
在本文中，我们回顾了十亿星系调查，将进行无线电-光学波长到微-nano-Jansky水平与望远镜的未来几十年。它们是低频阵列、平方公里阵列和作为巡天望远镜的大型综合巡天望远镜，以及用于高光谱分辨率+AO的30米级望远镜和用于高空间分辨率近中红外跟踪的詹姆斯·韦伯太空望远镜。有了这些设备，我们将解决一些基本问题，比如从第一次光的时代到现在，星系内部是如何聚集超大质量黑洞的，这些物体是如何开始和完成宇宙的再电离的，以及恒星形成，恒星演化和IGM金属富集的过程是如何在宇宙时间内进行的。我们还总结了高分辨率的科学，迄今为止已经做了高红移星系与哈勃太空望远镜（HST）。暗星系在较暗的流量和较高的红移下，其大小会逐渐减小，这反映了星系在宇宙时间内的等级形成。HST已经在z<~6时对这一过程进行了详细的结构成像。我们表明，超深无线电光学调查可能会慢慢接近自然的混乱极限，物体开始重叠，因为他们自己的大小，只有SKA可以补救与HI红移的个别子块。最后，我们总结了6.5米詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）将如何测量第一光，再电离和星系组装在近-中红外。
2008-06-12 astro-ph
First results from the Canada-France High-z Quasar Survey: Constraints on the z=6 quasar luminosity function and the quasar contribution to reionization
我们提出了一个新的类星体调查正在进行的多色光学成像从加拿大-法国-夏威夷望远镜的初步结果。目前的数据包括3.83平方米。°的在i'和z'滤波器中成像的10 σ极限为z '<23.35。对24颗5.7<z<6.4类星体的近红外测光结果表明，它们都是低质量恒星，包括2颗T矮星和4 ~ 5颗L矮星。根据测光估计，这两颗T型矮星的光谱类型分别为T3和T6。我们使用高红移类星体的缺乏，在这个调查量约束z=6类星体光度函数。对于突变绝对星等M*_1450和暗端斜率α的合理值，我们确定在95%置信度下亮端斜率β>-3.2。我们发现，亮度大于M_1450=-23.5的类星体的同向空间密度从z=2到z=6下降了25倍以上，反映了高亮度类星体的下降。我们考虑类星体群对z=6处电离光子密度的贡献以及对再电离的影响。我们表明，类星体人口的电流约束给出了一个电离光子密度<<30%的恒星形成星系人口。我们的结论是，活动星系核作出的贡献可以忽略不计的氢在z~6的再电离。
2005-07-07 astro-ph
The Effects of Reionization on Lyman-alpha Galaxy Surveys
对莱曼α发射线的测量是识别高红移星系的最有效方法之一。它们特别有趣，因为它们不仅探测星系本身，而且还探测星系际介质（IGM）的电离状态。观测到的谱线强度取决于每个光子在遇到中性气体之前能够从谱线中心红移的量，因此取决于源周围HII区域的尺寸分布。在这里，我们使用的尺寸分布的分析模型来研究再电离的莱曼α发射体的光度函数和它们所观察到的空间分布的影响。我们的模型包括了高红移星系的聚集，因此包含了比孤立星系周围预期的大得多的电离泡。结果，Lyman-α发射星系在再电离早期仍然可见：在最简单的模型中，当平均电离分数下降到x_i~0.75（或0.5）时，我们预计数量计数只会下降~2（或10）倍。此外，这种吸收在整个天空中并不均匀：星系只有当它们位于大气泡中时才能被看到，而随着x_i的减小，这种气泡变得越来越少。因此，大小分布也会影响莱曼-α选择星系的表观聚集。在大尺度上，它跟踪大气泡的轨迹，在我们的模型中，大气泡比星系更有偏差。在小尺度上，随着x_i的减小，星系团迅速增加，因为大的HII区包围着强的星系超密度，所以巡天自动只选择那些有邻居的星系。这两种状态之间的过渡发生在特征气泡尺寸处。因此，大型莱曼α星系巡天有可能直接测量再电离过程中HII区域的大小分布。
2005-11-23 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
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
Constraining the reionization history with large angle CMB polarization
WMAP第一年的数据显示，CMB光子的再电离光学深度比以前认为的要大。这是由于C^TE_l光谱的出乎意料的高值，对于l高达~30，推测允许E模式偏振光谱C^E_l的测量比预期的更快。本文旨在检验大角度偏振实验探索宇宙学再电离历史的能力，同时考虑宇宙方差的影响。特别地，本文讨论了在不同的仪器噪声水平下，如何分别测量电离分量x_e和再电离红移z_r。
2004-02-11 astro-ph
Cosmological implications of dwarf spheroidal chemical evolution
本星系群中矮椭球体的化学性质与恒星形成在再电离时期（z~8）后被截断的情况不一致。增强水平的[Ba/Y]在像雕塑家矮球状体的恒星表明强的s-过程生产低质量的恒星，其寿命与前再电离时代的持续时间相媲美。随后使用的模型与SNeII和SNeIa反馈和质量和金属依赖的nucleosynthetic产量从H到Pb的元素的化学演化的雕塑。我们无法重现Ba/Y比，除非恒星形成的时间间隔足够长，足以让低质量恒星用s元素污染星际介质。这一强有力的结果挑战了大多数本地矮球状体是再电离化石的建议，并支持大的初始暗物质晕的情况。
2006-04-10 astro-ph
Simulating Inhomogeneous Reionization
我们描述了一种方法，将辐射转移到三维流体动力学宇宙学模拟。该方法，而近似的，允许自屏蔽和阴影，扩散和点源的辐射，和频率相关的传输的自洽处理。应用包括IGM的光解离、光加热和光电离。
1998-07-28 astro-ph
