A Linear Perturbation Theory of Inhomogeneous Reionization
通过求解扰动下的电离平衡方程和一阶辐射转移方程，发展了一种研究大尺度非均匀再电离的解析方法。给出电离源的空间分布和谱，我们的方法可以用来预测大尺度HII、HI和辐射丰度涨落的功率谱。我们的方法避免了现有分析方法中常见的近似/假设-例如，我们从一开始就不假设特定的电离拓扑结构;我们也不对HII分布进行阶跃函数泡状近似。应用我们的形式主义的来源偏向根据Press-Schechter处方，我们发现：1。再电离总是“由内向外”进行，至少在大尺度上，稠密区域的电离程度更高; 2.在足够大的尺度上，相对于暗物质，HII、HI和辐射表现出与尺度无关的偏差; 3.在与电离光子的平均自由程相当或比其小的尺度上抑制偏置; 4.如果电离源光谱足够软，则HII偏置在大部分再电离过程中紧密地跟踪源偏置，但在渗滤之后急剧下降; 5.如果电离源光谱足够硬，则HII偏置在整个再电离过程中以更稳定的方式下降。这里开发的工具将有助于解释未来的21厘米，CMB和莱曼α森林观测，既了解再电离天体物理学（如源光谱的硬度，因此电离源的性质），并可能提取有趣的宇宙学信息。
2008-01-24 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
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
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
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
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
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
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
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
Detecting HeliumII reionization from a sudden injection of entropy in the intergalactic medium
低密度星系际介质的温度是由宇宙膨胀导致的绝热冷却和紫外背景光加热之间的平衡决定的。再电离产生的熵的突然注入会增加气体的温度，导致IGM中产生的氢莱曼-α吸收线变宽，并在背景类星体的光谱中观察到。我们提出了一种基于小波的方法来客观地估计这种吸收线的线宽。我们使用高分辨率的流体动力学模拟来证明，该算法可以检测到温度的变化的顺序为50%的规模> 5000公里/秒。我们应用该方法的UVES/VLT光谱的类星体0055- 269（发射红移=3.7），并检测在99%的置信水平的温度突然增加低于红移z=3.3，我们解释为证据氦II再电离。
2001-10-25 astro-ph
Minihalo photoevaporation during cosmic reionization: evaporation times and photon consumption rates
在宇宙再电离过程中，扫过星系际介质（IGM）的弱R型电离锋（I-锋）经常发现它们的路径被宇宙学微晕阻挡。当这种情况发生时，充满每个微晕的中性气体被光蒸发;当I-锋燃烧穿过晕时，从R-型减速到D-型，所有的气体都被吹回IGM作为电离的超音速风。在以前的论文（Shapiro，Iliev和Raga 2004）中，我们描述了这个过程，并详细介绍了我们的第一个模拟结果，它的数值气体动力学与辐射输运。为了说明这一点，我们着重研究了一个特殊的情况，即一个10^7太阳质量的小晕在z=9处被一个遥远的电离辐射源引起的星系际I-锋面所覆盖，其源光谱（来自大质量的Pop. II或III恒星，或类星体）和再电离过程中预期的典型通量水平不同。在Lambda CDM宇宙中，在再电离之前和过程中大量形成迷你晕，因此，它们的光蒸发是再电离的一个重要的，可能是主要的特征，它使再电离减慢并浪费电离光子。我们现在已经进行了一组更大的高分辨率模拟，以确定和量化的依赖minihalo的光蒸发时间和光子消耗率晕质量，红移，电离通量水平和光谱。我们发现，在其光蒸发过程中，每个微晕原子吸收的电离光子的平均数通常在2-10的范围内。对于在再电离过程中预期的小晕中的坍缩部分，这可以在完成再电离所需的每个原子中增加大约1个光子，可能使宇宙再电离所需的最小光子数增加一倍。
2004-08-23 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
Studying the Sources of Cosmic Reionization with 21-cm Fluctuations
我们探讨的能力，测量的21厘米功率谱在再电离过程中，使再电离的历史和电离源的属性的同时重建。对于各种模拟的21厘米测量，我们进行极大似然拟合，以约束再电离和星系形成的历史。我们采用了一个灵活的六参数模型，参数化的高红移星系的属性的不确定性。所需的计算速度是通过使用一个分析模型，这是在合理的协议与数值模拟的再电离。我们发现，一年的观测与MWA阵列应测量宇宙电离分数~ 1%的准确度在最后的再电离，和几个百分点的准确度周围的中点再电离。电离源的平均晕质量在再电离过程中的2/3时可以测量到10%的准确度，在再电离的整个中心阶段可以测量到20%的准确度，如果这个质量在1/3到1000亿太阳质量的范围内。
2008-06-17 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
Resolving the Helium Lyman-$α$ Forest: Mapping Intergalactic Gas and Ionizing Radiation at $z\approx 3$
我们给出了类星体Q 0302 -003的一个新的、高分辨率的HST/GHRS光谱，并利用HeII的$α$吸收和HI的$α$森林的高分辨率Keck光谱，探测了类星体红移$z\approx 3.3$以下的前景气体的分布和电离状态。从现有数据中得出的主要新结论是：1.检测到HeII Lyman- $α$森林; 2. "弥散“（红移空间填充）介质也被探测到，并且必须具有低密度（$Ω\le 0.01 (h/0.7)^{-3/2}$），与标准的原始核合成和早期气体坍缩成原星系的模型一致; 3.星系际电离光谱是软的（$η\ge 100$），虽然星系际氦可能主要是双电离的$z=3.3$ ; 4。氦的丰度是在一些标准的大爆炸预测的一个因素，在一个大体积的空间在高红移。
1997-02-10 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 History and Morphology of Helium Reionization
现在各种观测表明星系际氦在z~3时完全电离。最近对高红移类星体光度函数的测量表明，到那时，这些源已经产生了每个氦原子约2.5个电离光子，这与已知的类星体数量驱动HeII再电离的图片一致。在这里，我们描述了在这个时代的电离和中性氦气的分布。由于这些源稀少而明亮（光子收支主要由光度L>L_ \star的类星体决定），当整体电离分数x_i很小时，类星体中的随机波动决定了电离气体的形态，HeIII气泡的典型半径R_c约为15-20 Mpc。只有当x_i>0.5时，类星体的大尺度成团才使电离区的特征尺寸超过这个值。再后来，当x_i>0.75时，大部分电离光子在到达源电离环境的边缘之前就被密集的重组系统消耗掉了，当R_c~35-40 Mpc时，气泡停止生长。这些阶段在性质上与氢再电离中的阶段相似，但是源的稀有性使得早期的随机阶段更加重要。此外，z=3的星系际介质的众所周知的特性允许一个更强大的描述后期的重组占主导地位。
2008-04-25 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
The ionizing background at the end of overlap
最受欢迎的再电离特征之一是电离背景的快速增加（通常通过莱曼α光学深度测量到遥远的类星体）。传统观点认为这与电离气泡合并时的“重叠”阶段有关，这使得每个源影响更大的体积。我们认为，这张照片未能描述过渡到后重叠宇宙，莱曼极限系统吸收电离光子超过中等长度尺度（20-100 Mpc）。使用一个分析模型，我们计算整个再电离电离的电离背景的振幅的概率分布，包括离散的电离气泡和莱曼极限系统（参数化的衰减长度）。我们表明，重叠本身不会导致电离背景的快速增加或快速减少的平均莱曼α传输到遥远的类星体。更详细的半数值模型支持这些结论。我们认为，快速变化，而不是应解释为在衰减长度本身的演变，这可能是或可能不是直接相关的重叠。
2008-09-25 astro-ph
The early reionization with the primordial magnetic fields
早期的星系际介质的再电离，这是从WMAP的温度-偏振互相关的青睐，在冷暗物质宇宙演化的结构形成的标准方案的有效性提出了质疑。如果没有相当极端的假设，如非常高的电离光子从原星系的逃逸分数或头重脚轻的初始质量函数，很难实现足够早的恒星形成。在这里，我们提出了一个替代方案，即由原始磁场引起的小尺度上的额外波动触发了早期结构的形成。我们发现，如果原初磁场的强度大于$0.6 \times 10^{-9}$高斯，那么在暗晕中形成的第三星族恒星的电离光子可以很容易地被$z \simeq 15$反射。
2006-05-01 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
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
Searching for the reionization sources
使用再电离模型，同时占了一些实验数据集，我们调查的再电离源的性质和属性。这样的模型预测氢的再电离开始于z \approx 15，最初由无金属（PopIII）恒星驱动，到z \approx 8时完成90%。我们发现，在z > 7时，f_γ>80%的电离功率来自质量M<10^9 M_sun的晕，这些晕主要是波普III型恒星的庇护;不久之后，转换到波普II型占主导地位的阶段，这部分人口居住在M>10^9 M_sun的晕中，在z=6时产生f_γ \approx 60%。使用莱曼破裂宽带衰减技术，J波段探测到z \sim 7.5处贡献50%（90%）电离功率的源需要达到J_{110,AB} = 31.2（31.7）等，预计约为15（30）（PopIII）个源/弧分^[2]。我们的结论是，在宽频带巡天中初步确定的z>7的源相对较大（M \approx 10^9 M_sun），并且是罕见的天体，它们只是略微增加了再电离光子预算（\approx 1%）。
2007-05-16 astro-ph
The Reionization History and Early Metal Enrichment inferred from the Gamma-Ray Burst Rate
根据Yonetoku等人最近发现的谱峰能量-光度关系，估算了$4 \leq z \leq 12$红移处的伽马射线暴（GRB）事件率，我们通过观测得到了高红移宇宙中Pop III型恒星的恒星形成率。因此，我们发现Pop III星可以在$4 \leq z \leq 12$连续形成。使用导出的Pop III SFR，我们试图估计紫外（UV）光子发射率在$7 \leq z \leq 12$的红移范围内的电离辐射强度的观测信息尚未获得。我们发现，在$7 \leq z \leq 12$的紫外发射率可以作出显着的贡献，早期再电离。最大发射率高于保持电离星系际物质在$7 \leq z \leq 12$所需的水平。当Pop III天体电离光子的逃逸率小于10%时，IGM在一定的红移处被中和，可能导致双重再电离。至于富集度，Pop III天体中合成的所有金属的喷出与IGM金属丰度略有一致，尽管Pop III天体中金属的局限性可大大降低富集度。
2005-04-15 astro-ph
He II Reionization and Sources of Metagalactic Ionization
星系际Ly-alpha不透明度表明H I在z ~ 6时再电离，而He II再电离延迟到z ~ 3。这两个时代是在冲突与推论CMB光学深度（WMAP），这表明早期再电离在z = 10-20。FUSE对宇宙学研究的主要贡献之一是在红移z > 2.03的活动星系核光谱中探测到He II Ly-alpha（Gunn-Peterson）吸收。与相应的H I（Ly-alpha）线配合使用的He II吸收剂的光谱使我们能够将氦再电离的时间固定在z（He II）~ 2.8 +/- 0.2。在这里，我回顾FUSE观测到的He II吸收，以及它们对电离辐射的来源和运输的影响超过30-50 Mpc的距离通过IGM。FUSE观测到He 2347-4342对He II的吸收，结合Keck和VLT观测到的H I，与类星体的光电离一致，具有广泛的内在光谱指数，并通过IGM中的过滤和再处理进行了修改。He II/H I比率（η）在1 Mpc距离尺度上表现出变化（Δ z ~ 0.001）。有趣的是，这种η比也与Ly-alpha细丝和空隙相关。电离辐射场似乎在空隙中更软（更高的He II/H I）。这些空洞区域可能被本地的软源（矮星暴星系）电离，或者类星体辐射可能通过从活动星系核逃逸并通过宇宙网中密度更高的区域而被软化。电离光谱的差异可以解释H I和He II再电离时期之间的1.4 Gyr滞后。
2004-10-07 astro-ph
UV Radiative Feedback During the Advanced Stages of Reionization
再电离过程中的电离紫外线背景（UVB）可以抑制低质量星系的气体含量，即使是那些能够有效的原子冷却，从而导致延长再电离时期。在这项工作中，我们探讨了在再电离的中期和后期阶段，负紫外辐射反馈对Tvir> 10^4 K晕的重要性。我们不试图自洽模型再电离，相反，我们探索一个大的参数空间，试图得出一般的，强大的结论。我们使用分层的方法来做到这一点。使用1-D流体动力学模拟，我们模型的气体塌陷到各种质量的各种强度的UVB下的晕。然后，我们生成现实的，参数化的地图的不均匀的UVB，使用大规模的半数值模拟。通过结合这些结果，我们发现，在所有合理的保守的情况下，紫外线反馈原子冷却晕是不够强，显着延迟大部分的再电离。只有当z> 10源的电离效率比z~6数据似乎暗示的高得多（~两个数量级）时，这种延迟才有可能。我们还发现，反馈是非常强烈地依赖于晕质量。我们的结果表明，再电离的自然时间尺度是Tvir> 10^4 K晕中包含的整体坍缩部分的增长。最后，我们的研究结果强调了在模拟再电离时考虑扩展动力学范围的重要性。
2008-06-19 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
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
Equation of State of the Photoionized Intergalactic Medium
我们发展了一种有效的方法来研究再电离历史对低密度极限（过密度小于5）星系际介质温度-密度关系的影响。它适用于研究光再电离模型，其中电离通量的振幅，频谱和起始时代，以及宇宙学，是系统地变化。我们发现，在z=2-4的平均温度-密度关系是很好的近似幂律状态方程的均匀再电离模型。我们推导出其演变的解析表达式，并表现出其渐近行为：它被发现，足够早的再电离，再电离历史的印记之前，z=10的温度-密度关系被冲洗掉。在这个极限下，宇宙平均密度下的温度与（Ω_b h/ \sqrt Ω_0）^{1/1.7}成正比。虽然在电离频率HI的辐射通量的幅度被发现有一个可以忽略不计的影响的温度-密度关系，只要宇宙再电离之前z=5，频谱可以改变约20%的整体温度，通过氦物种的丰度的变化。然而，平均状态方程的斜率位于一个狭窄的范围内，我们研究的所有再电离模型，再电离发生在z=5之前。我们讨论了这些发现的观测性质的莱曼α森林的影响。特别是，在星系际介质的温度的不确定性，由于我们的宇宙的不确定的再电离历史，引入了30%的标度的柱密度分布的振幅，而分布的斜率仅受约5%的影响。最后，我们讨论了涨落电离场对上述结果的影响。我们认为，根据
1996-12-26 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
