Dependence of the Local Reionization History on Halo Mass and Environment: Did Virgo Reionize the Local Group?
宇宙的再电离对星系的形成方式和后来观测到的性质有着深远的影响。特别重要的是一个区域的再电离历史和它的晕组装历史的相对时间，它可以影响在该区域形成的第一批恒星的性质，它的恒星晕的性质和径向分布，球状星团人口和它的卫星星系。我们区分两种基本情况下的晕再电离-内部再电离，其中恒星形成原位recruitment他们的宿主星系，和外部再电离，其中星系的祖先是由外部辐射再电离之前，它自己的恒星能够形成足够的数量。我们使用一组大尺度辐射转移和结构形成的模拟，来自WMAP的1年和WMAP的3年数据的宇宙学的基础上，评估的平均再电离红移和内部/外部再电离的可能性的本星系团，星系在外地和中央cD星系团。我们发现，这些概率是强烈依赖于基本的宇宙学和光子生产的效率，但也对晕质量。在质量尺度为1.0e12 Msun（大致对应于L* 星系）的星系中，主要是外部再电离和主要是内部再电离之间存在快速过渡，比这更小质量的晕优先从遥远的来源被再电离。我们给出了再电离红移随晕质量变化的拟合关系，这对宇宙学尺度下星系形成半解析模型中的参数化再电离有一定的帮助。我们没有发现场星系的再电离历史与其环境之间的统计相关性。
2007-08-23 astro-ph
Constraining reionization using the thermal history of the baryons
星系际介质的热演化依赖于宇宙的再电离历史。数值模拟表明，低密度IGM，这是负责低柱密度Ly-alpha森林，遵循一个定义良好的温度-密度关系。这导致作为列密度的函数的线宽分布的截止。我们使用流体动力学模拟来校准截止和温度-密度关系之间的关系，并将此关系应用于Keck光谱跨越红移范围z=2-4.5。我们发现，温度峰值在z~3，并解释这是由于氦的再电离再加热的证据。
2000-02-11 astro-ph
The Thermal Memory of Reionization History
最近WMAP测量的大电子散射光学厚度τ_e = 0.17 ± 0.04与一个简单的再电离模型相一致，即星系际介质在红移z ~ 15处电离，之后保持高度电离。在这里，我们表明，现有的测量IGM温度从莱曼α森林在z ~ 2 - 4排除了这种“香草”模型。在对电离光谱的合理假设下，只要宇宙在z = 10之前被再电离，并且在之后保持高度电离，IGM就会达到一个渐近的热状态，与观测结果相比，这个状态太冷了。为了同时满足CMB和森林约束，再电离历史必须是复杂的：再电离在z >~ 15时开始，但在6 < z < 10时中性氢和/或氦的分数，和/或在4 < z < 10时单电离氦的分数必须有显著的（阶数单位）变化。我们描述了一个物理动机的再电离模型，满足所有目前的观察。我们还探讨了随机再电离历史的影响，并表明，后期的（HeII --> HeIII）再电离诱导IGM温度的显着分散，但分散随着时间的推移迅速减少。最后，我们提供了一个热渐近线的解析公式，并讨论了可能的额外的加热机制，可能会逃避我们的约束。
2003-04-07 astro-ph
Cosmic Radiative Feedback from Reionization
我们探讨了再电离源的宇宙辐射反馈对星系际介质热演化的影响。我们发现，这种反馈的不同处方预测相当不同的热和再电离的历史。尽管如此，目前的数据不能区分不同的再电离方案。我们发现，从21厘米和CMB实验的未来观测可以用来打破模型参数之间的简并，只要我们将能够删除前景信号的百分比（或更好）的水平。
2008-06-25 astro-ph
The First Nonlinear Structures and the Reionization History of the Universe
在当前观测所支持的宇宙学模型中，第一批天体形成于红移z>20的暗物质晕中，它们的性质由原始H_2分子化学决定。这些原星系非常丰富，但比本宇宙中的典型星系质量要小得多。极端贫金属的恒星，以及其核中的大质量黑洞使星系际介质中的大部分氢重新电离。再电离可能发生在一个延长的红移间隔内，在z=7附近结束。通过研究宇宙微波背景各向异性的偏振，以及通过研究遥远的莱曼α发射星系的光谱和丰度，提供了对再电离过程的观测探测。在这里，我们回顾了第一个星系如何以及何时形成的理论预期，并总结了未来探测氢再电离的观测前景。
2003-04-07 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
Impact of reionization on CMB polarization tests of slow-roll inflation
在最大尺度上，从CMB B模偏振谱估计暴胀参数依赖于再电离历史的知识，特别是在低张量标量比下。假设一个不正确的再电离历史在分析这样的极化数据可以强烈地偏置的暴胀参数。一个结果是，张量-标量比和张量倾斜之间的单场慢滚一致性关系可能被排除，即使这种关系在现实中成立。我们解释了偏见的起源，并提出了各种张量振幅和噪声特性的案例研究。一个更独立于模型的方法可以解释再电离的不确定性，我们表明，参数化的再电离历史的一组其主要组成部分相对于E-模式偏振消除了通胀参数测量的偏差，精度下降不大。
2007-10-23 astro-ph
Constraining the reionization history with QSO absorption spectra
我们使用半解析的方法来模拟类星体的吸收光谱在高红移的目的是约束宇宙再电离的历史。我们考虑两个物理动机和详细的再电离的历史：（i）早期再电离模型（ERM），其中星系际介质的再电离的PopIII星在$z\approx 14$，和（ii）一个更标准的后期再电离模型（LRM），其中重叠，引起的类星体和正常星系，发生在$z\approx 6$。通过对$z < 6$的Ly $α$森林观测数据的分析，我们得出结论：这两种情况是不可能分开的，它们与观测到的Gunn-Peterson光学厚度、通量概率分布函数和暗隙宽度分布同样吻合。然而，在$z>6$，明显的差异开始出现，这是最好的量化暗隙和峰宽分布。我们发现，如果在$z \gtrsim 6$再电离不完全，那么在类星体的静止坐标系中，$5.7< z <6.3$内35%（零）的视线显示出暗隙宽度$>50$埃。同样，在红移范围$6.0-6.6$内，ERM预测40%的视线中有宽度为$\sim 1$埃的峰;在相同范围内，LRM预测没有宽度为$>0.8$埃的峰。如果在$z > 6$能发现10个左右的类星体，那么暗隙和峰宽统计就代表了宇宙再电离的极好探测。最后，我们讨论我们的方法的优势和局限性。
2006-05-15 astro-ph
The Reionization History at High Redshifts I: Physical Models and New Constraints from CMB Polarization
最近从WMAP数据中发现的高光学深度τ-汤姆逊散射意味着在红移z~15处发生了显著的再电离。这一发现对再电离的来源有重要的意义，并首次允许对红移z~20的物理再电离方案进行限制。使用一套新的半解析再电离模型，我们表明，高值的τ需要一个令人惊讶的高效率的第一代紫外光源注入电离光子到星系际介质的反射。我们发现，没有简单的再电离模型可以与WMAP的结果与z<6.5宇宙的数据相结合。满足这两个约束条件需要满足以下条件之一：（i）H_2分子在z~20处有效地形成，在反馈过程中存活，并且允许在维里温度低于Tvir=10^4 K的晕中的UV源对再电离做出实质性贡献;或者（ii）在Tvir> 10^4 K的晕中，在（z~20）和（z~6）之间，H_2分子的再电离效率降低约30倍。我们讨论了相关的物理问题，以产生任何一种情况下，并认为这两种选择是可行的，并允许当前的数据。在详细的再电离历史模型，我们发现，在这两种情况下的电离分数的演变具有鲜明的特点，普朗克可以区分在3西格玛的意义。在tau的高WMAP值下，普朗克也将能够对再电离模型参数提供严格的统计约束，并阐明黑暗时代结束时的大部分物理学。WMAP发现的高光学深度的来源应该可以被詹姆斯·韦伯太空望远镜直接探测到z~15。
2003-02-23 astro-ph
Cosmic Dispersion Measure from Gamma-Ray Burst Afterglows: Probing the Reionization History and the Burst Environment
我们提出了一种可能的方法来测量沿光路的自由电子的列密度，所谓的色散测量（DM），从早期的$[\sim 415 (ν/1 {\rm GHz})^{-2} ({\rm DM}/10^{5} {\rm pc} {\rm cm}^{-3}) {\rm s}]$无线电余辉的伽马射线暴。我们发现，拟议的平方公里阵列可以检测到明亮的无线电余辉周围的时间$\sim 10^{3}(ν/160 {\rm MHz})^{-2}$ s测量星系际DM（$\simg 6000$ pc cm $^{-3}$在红移$z>6$），直到$z\sim 30$，我们可以确定宇宙的再电离历史，并确定失踪的暖-热重子。在低$z$时，宿主星系中的DM可能达到$\sim 10^{5}$ pc cm $^{-3}$，这取决于爆发环境，这可能被当前的探测器探测到。自由-自由吸收和衍射散射也可能影响高密度的无线电发射。
2003-10-14 astro-ph
Model-Independent Reionization Observables in the CMB
我们代表的再电离历史的宇宙作为一个自由函数的红移和研究的潜力，其提取的CMB偏振光谱。从主成分分析，我们表明，电离历史信息包含在5个模式，类似于低阶傅立叶模式的红移空间。这些模式的振幅代表了一个紧凑的描述的可观察到的性质的再电离的CMB，很容易预测给定的电离分数的模型。这些模式的测量最终可以限制总的光学深度，或相当于波动的初始振幅到1%的水平，而不管真正的再电离模型。
2003-03-18 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
Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization
最近在红移6.28的SDSS类星体的光谱中发现了一个冈恩-彼得森（GP）槽，这提高了我们探测到宇宙再电离的诱人可能性。然而，小至0.1%的中性部分（氢）足以引起GP槽，因此其检测本身不能排除在更早的时期再电离。宇宙微波背景（CMB）的偏振各向异性为探索宇宙的黑暗时代提供了另一种途径。我们发现，对于大多数模型的约束下，目前的CMB数据和发现的GP槽（显示，再电离发生在z > 6.3），MAP可以检测到再电离签名的偏振功率谱。对电子光学深度的测量的预期1-西格玛误差为约0.03，对该光学深度的值具有弱依赖性。这种对光学深度的约束将允许MAP在6%的原始功率谱的幅度上实现1-sigma误差。经过两年的观测（普朗克观测一年），MAP可以区分一个在红移6.3和20之间部分电离度为50%（6%）的模型，以及一个在红移大于6.3时氢完全中性的模型。普朗克将能够区分不同的再电离历史，即使它们意味着相同的光学深度，以电子散射的CMB光子。
2002-10-12 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
The Cosmic Reionization History as Revealed by the CMB Doppler--21-cm Correlation
我们表明，时代（S）的再电离时，宇宙的电离分数约为一半，可以确定相关的宇宙微波背景（CMB）温度图与21厘米线地图度标度（$l\sim 100$）。在再电离过程中，自由电子的特殊运动引起CMB的多普勒各向异性，而中性氢的密度涨落引起21厘米线各向异性。在我们的非均匀再电离简化模型中，当宇宙再电离时，正相关性出现，而当宇宙重新组合时，负相关性出现;因此，相关性的符号提供了目前无法获得的再电离历史的信息。信号主要来自大尺度（k~0.01 Mpc^-1），在这种尺度下，线性微扰理论是有效的，并且由于斑片状再电离而导致的复杂性被平均化了。由于多普勒信号来自电离区，而21厘米来自中性区，因此当宇宙的电离分数约为一半时，相关性在红移中有一个明确的峰。此外，互相关对系统误差，特别是前景发射，比21厘米线的自相关性不太敏感：这类似于CMB的温度-偏振相关性比偏振-偏振更不受系统误差的影响。因此，我们认为，多普勒-21厘米相关提供了一个强大的测量21厘米的各向异性，这也可以被用来作为一个诊断工具，在21厘米的数据检测到的信号-检测的互相关提供了最强的确认，信号是宇宙学的起源。我们表明，平方公里阵列可以很容易地测量预测的相关信号为1~一年的调查观察。
2006-04-11 astro-ph
The Extended Starformation History of the First Generation of Stars, and the Reionization of Cosmic Hydrogen
当恒星形成气体的金属量达到临界水平时，星族III（Pop-III）恒星形成（SF）被认为是淬灭的。在高z，当一般的星系际介质（IGM）富含金属，原始气体的分数已经崩溃的minihalos显着大于原始气体的分数，已经参与了波普-III SF。我们认为，这种微晕气体在很大程度上保持在无金属状态，直到这些微晕合并成大系统并形成恒星。因此，Pop-III SF的时代被显著延长，导致综合Pop-III SF的数量级比预期的突变红移大。Pop-III SF对氢的再电离的贡献可能在z~10之前是显著的，并且可能已经扩展到z~6。我们的建模允许逐步丰富的IGM，反馈光电离和筛选的再电离的minihalos。然而，扩展的Pop-III SF会导致复杂的多峰再电离历史。Pop-III星对再电离的贡献将由WMAP三年的观测结果来检验：（1）如果Pop-III星对再电离没有贡献，则τ_s <0.05-0.06，在z~6处有一个快速的再电离;（2）如果Pop-III星的恒星形成效率与逃逸分数的乘积明显大于Pop-II星，（3）在恒星形成效率和逃逸分数的乘积与Pop-II相当的情况下，观测到τ_s =0.09-0.12，再电离历史的特征是在z=7-12之间有一个扩展的电离平台。这一结果与IGM富集金属的红移无关。
2006-02-23 astro-ph
The Reionization History at High Redshifts II: Estimating the Optical Depth to Thomson Scattering from CMB Polarization
鉴于最近推断的高光学深度汤姆逊散射，τ，从WMAP数据，我们调查的影响，延长部分电离期，并询问如果τ值推断假设一个单一的急剧过渡是一个无偏的估计。我们构建和考虑几个代表性的电离模型，并评估其签名的CMB。如果τ是用一个单一的急剧转变来估计的，我们表明在导出的值中可能存在显著的偏差（因此在sigma 8中也存在偏差）。对于WMAP噪声水平，τ的偏差小于统计不确定性，但对于普朗克或宇宙方差有限的实验，τ偏差可能远远大于统计不确定性。在我们考虑的电离模型中，这种偏差可以通过拟合稍微复杂的电离历史来减少，例如两步电离过程。假设这个两步过程，我们发现普朗克卫星可以同时确定再电离的初始红移为+-2和tau为+-0.01电离历史的不确定性似乎提供了一个大约0.005的限制，可以从CMB偏振数据估计tau，比WMAP的预期要好得多，但比宇宙方差限制的预期要差得多。
2003-06-07 astro-ph
Is Double Reionization Physically Plausible?
最近对z~6类星体和宇宙微波背景的观测揭示了宇宙再电离的复杂历史。这样的历史需要某种形式的反馈来延长再电离的时间间隔，但反馈的性质和它的运作速度仍然非常不确定。在这里，我们专注于这个复杂性的一个方面：哪些物理过程可以导致全球电离分数与宇宙时间的非单调演变？我们考虑了一系列的机制，并得出结论，双再电离是不太可能比一个长，但仍然单调，电离的历史。我们首先研究星系风如何影响从无金属到正常恒星形成的过渡。由于跃迁实际上是空间不均匀的，而且时间上是延长的，因此在风的合理参数下，这种机制不能对双重再电离负责。接下来我们考虑光加热，它导致宇宙学的金斯质量在电离区增加，从而抑制了那里的星系形成。在这种情况下，双重再电离需要小晕有效地形成恒星，相对于当前的预期，来自光加热的抑制是强的，并且电离光子优先产生于先前电离的区域之外。最后，我们考虑了H_2的光解离，在这种光解离中，软紫外背景的形成抑制了小晕中恒星的形成。原则上，这可以导致电离部分暂时减少，但仅在再电离的最早阶段。最后，我们简要地考虑这些反馈机制的拓扑结构上的再电离的影响。
2005-01-20 astro-ph
Reionization of an Inhomogeneous Universe
为了研究非均匀宇宙中的再电离历史，求解了三维空间中的全辐射转移。已经证明，非均匀宇宙的再电离不是一个瞬发事件，而是一个相当缓慢的过程。利用辐射转移的计算结果模拟了类星体的吸收线系统。Ly $α$连续谱的降低意味着在$z>5$处随着$z$，元银河系紫外线强度迅速降低，并且再电离必须在$z=6$和10之间发生。最后强调H $α$森林是探测$z>5$再电离历史和宇宙密度涨落的一个更有力的工具。
2001-08-10 astro-ph
Probing the thermal history of the Intergalactic Medium with Lyman-alpha absorption lines
计算了一组不同再电离历史的莱曼α吸收的多普勒参数分布。不同的再电离历史之间的温度差异大到三到四倍，这取决于电离源的光谱和氦再电离的红移。这些温度差异导致多普勒参数分布的可观察差异。最好的协议与观测到的多普勒参数分布之间的红移2和4被发现，如果氢和氦的再电离同时在或之前的红移5类星体的光谱。
1997-06-30 astro-ph
The Reionization History in the Lognormal Model
在对数正态（LN）宇宙成团模型中研究了重子气体在再电离前的演化。结果表明，再电离前后宇宙的热历史大致可分为三个时期：1）冷暗期$z>z_r$，重子气体是中性的，对Ly $α$光子是不透明的; 2）热暗期$z_r > z> z_{gp}$，重子气体的绝大部分是热的，但对Ly $α$光子是不透明的;（3）亮年龄$z<z_{gp}$，此时宇宙的电离程度高到足以使Ly $z<z_{gp}$光子透过。在WMAP和COBE给出的平坦冷暗物质宇宙学模型中，发现两个红移值之差$z_r - z_{gp}$与$\sim 10$与$z_r\sim 17$和$z_{gp}\sim 7$一样大。这种再电离的历史自然产生了一个高的光学深度的CMB $τ_e \simeq 0.12 - 0.19$观察到的TE偏振的WMAP，和一个低红移的$z_{gp}$的外观Ly $α$冈恩-彼得森槽$z_{gp} \simeq 6 - 8$在类星体的吸收光谱。宇宙长期处于电离但不透明的阶段的原因是，第一次光电离有效地加热了星系际气体，并在很长一段时间内平衡了引力聚集。因此，高$τ_e$和低$z_{gp}$的结果是所考虑的所有模型的共同特征。除了宇宙学参数外，我们在计算中使用的唯一自由参数是$N_{ion}$，即坍缩物体中每个重子产生的平均电离光子。我们在计算中把它取为40 - 80。
2003-12-31 astro-ph
CMB Anisotropies due to Feedback-Regulated Inhomogeneous Reionization
我们计算的次级各向异性的CMB产生的非均匀再电离模拟中的辐射和恒星反馈效应对星系形成的影响已被包括在内。这允许自洽地确定临界密度CDM模型的再电离过程的开始（$z_i\approx 30$）、持续时间（$ δz\approx 20$）和（非线性）演变。此外，从模拟的电离区的空间分布，我们能够计算的两点电离相关函数，$C_χ$的演变，并获得各向异性，$C_\ell$的功率谱，在范围$5000 < \ell < 10^6$。功率谱在$\ell \approx 30000$附近具有宽的最大值，在此其达到值$2\times 10^{-12}$。我们还表明，角相关函数$C(θ)$不是高斯，但在分离角$% θ\lower.5ex\hbox{\ltsima} 10^{-4}$ rad，它可以近似由修改后的洛伦兹形状，在较大的分离度的预测？关系信号。上述信号的检测将有可能与未来的毫米波长干涉仪，如ALMA，这似乎是一个最佳的仪器，以寻找不均匀的再电离的签名。
1999-11-25 astro-ph
Reionization Feedback and the Photoevaporation of Intergalactic Clouds
宇宙中一小部分重子在IGM处于冷、暗和中性时凝聚而成，它们释放的能量被重新加热和重新电离，使其中的气体云暴露在电离辐射的强光下。本文介绍了第一次对类星体引起的星系际云光蒸发的气体动力学模拟，包括辐射转移，以及一些观测诊断。
1997-10-21 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
The reheating and reionization history of the universe
我们将类星体纳入一个分析模型来描述宇宙的再加热和再电离。结合以前对星系和莱曼- $α$云的研究，我们能够提供一个统一的结构形成的描述，对各种各样的观测进行验证。我们还考虑到了重子气体的聚集，除了存在的坍缩对象。我们考虑两种宇宙学：一个临界宇宙的CDM功率谱和一个开放宇宙的$Ω_0=0.3$，$Λ=0$。推导出的类星体光度函数与$z<4.5$的观测结果相当吻合，并且与HDF的较大红移的约束条件相当吻合。这些天体在$z \sim 16$产生的辐射缓慢地重新加热宇宙，宇宙在开放宇宙的$z_{ri}=6.8$（临界密度宇宙的$z_{ri}=5.6$）突然重新电离。紫外背景辐射同时急剧增加，在$z=2.6$处达到最大值$J_{21} = 0.18$，但在$z \leq 1$之前显示出强电离边缘。在高$z$下，气体的金属性迅速增加，并且在$z=10$下已经大于$0.01 Z_{\odot}$。类星体数和氦不透明度限制了再电离红移为$z_{ri} \sim 6$。我们确认，人口的微弱类星体是必要的，以满足观测。由于低再电离红移，CMB波动的阻尼是相当小的，但未来的观测（如NGST）的辐射源和HI和HeII不透明度的多重功能将强烈约束的情况下，再电离是由于类星体。
1999-03-26 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
Feedback from Clustered Sources During Reionization
高红移（z > 6）星系际介质（IGM）的再电离历史可能强烈地受到几个全局反馈过程的影响。由于最早的电离源形成在罕见的密度峰值的位置，它们的空间分布是强烈的集群。在这里，我们证明了这种聚类显着提高了反馈过程在高红移操作的影响。我们建立了一个半解析模型，同时包括反馈和集群，并将此模型应用于抑制恒星形成的小晕由于光电离。该模型建立在Furlanetto，Zaldarriaga和Hernquist（2004）的基于电离集的形式主义基础上，其中包括电离源的聚类，我们在这里扩展到包括抑制小晕中的恒星形成。我们发现，聚类增加了平均HII气泡大小的几个因素，它显着增加了被抑制的minihalos的分数，由一个因素高达60相对于一个随机分布的人口。这种增强的抑制可以显着减少电子散射光学深度，所需的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的三年数据。我们认为，源聚类很可能同样提高了各种其他反馈机制的重要性。
2006-04-10 astro-ph
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
Probing the Cosmic Reionization History and Local Environment of Gamma-Ray Bursts through Radio Dispersion
讨论了电离介质的色散延迟对伽马射线暴射电辐射的影响。对于高红移伽玛暴（$z \ga 3$），电离星系际介质（IGM）应该是色散的主要来源，而没有大量的局部或前景污染，通过测量不同红移的自由电子柱密度提供了宇宙再电离时期的独特探测。从$z \sim 10$开始的延迟时间在100 MHz下可以是$\sim$ 1小时，在30 MHz下可以是$\sim$ 10小时。另一方面，如果伽玛暴发生在致密的分子云内部或后面，则本地电离物质的色散对较低红移的伽玛暴可能很重要，这为伽玛暴环境提供了线索;在这种情况下，自由-自由吸收也可能很重要。由于相关频率下的低通量，检测已知无线电余辉发射中的色散延迟应该是极具挑战性的，但对于{ \it平方公里阵列}的罕见明亮余辉，可能是勉强可能的。如果伽玛暴也像Sagiv & Waxman（2002）预测的那样发射瞬发、相干射电辐射，观测前景会好得多;由{ \it低频阵列}探测到足够多的高$z$伽玛暴样本，就可以区分不同的再电离历史。有趣的限制，低红移，温暖的热IGM也可以通过色散获得。
2003-10-30 astro-ph
Reionization constraints from five-year WMAP data
我们研究了五年的WMAP数据的再电离的约束，参数化的电离氢的平均分数的演变与主成分，提供了一个完整的基础来描述大规模的E-模式极化的再电离的影响。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们发现，由此产生的模型无关的总光学深度的估计是近两倍，以及确定从3年的WMAP数据的估计，与简单的分析，假设瞬时再电离协议。从主成分得到的光学深度的平均值略大于瞬时值;我们发现仅使用大尺度偏振时τ =0.097+/-0.017，而当包括温度数据时τ =0.101+/-0.019。同样，尺度不变的n_s=1谱不再强烈不受WMAP单独。电离历史的较高时刻显示5年数据的改善程度低于光学深度。通过绘制模型的MCMC分析的偏振功率的分布，我们表明，提取大部分剩余的信息的形状的再电离历史的CMB需要更好的测量E-模式偏振的尺度为1 ~10-20。相反，四极和八极极化功率已经被预测为优于给定z<30的任何允许电离历史的宇宙方差，因此更精确的测量将测试Lambda CDM范式。
2008-04-16 astro-ph
CMB anisotropy at degree angular scales and the thermal history of the Universe
本文研究了冷暗物质和混合暗物质模型中宇宙微波背景辐射的各向异性，这些模型具有非标度不变的原始功率谱（即$n \neq 1$）和星系际介质在红移$z_{rh}$处的突然再电离.我们测试这些模型对最近检测到的CMB各向异性在大和中等角度尺度。我们发现，目前的CMB各向异性测量不能区分CDM和MDM模型。我们的可能性分析表明，蓝色功率谱（$n \simeq 1.2$）和再电离在$z_{rh} \sim 20$的模型是最一致的各向异性数据考虑在这里。在没有再电离的情况下，我们的分析给出了$1.0 \le n \le 1.26$（95% C.L.）对于$Ω_b = 0.05$。
1996-09-21 astro-ph
Scaling defect decay and the reionization history of the Universe
我们考虑一个模型的再电离历史的宇宙中，观察到的光学深度的一个显着的部分是直接再电离的结果，由一个缩放的宇宙缺陷网络的衰变产物。我们表明，这样的网络可以作出显着的贡献，宇宙的再电离历史，即使它的能量密度是非常小的（缺陷的能量密度必须大于约$10^{-11}$的背景密度）。我们计算的宇宙微波背景的温度，偏振和温度偏振交叉功率谱，并表明，所观察到的光学深度的贡献，由于一个标度缺陷网络的衰变产物可能有助于调和一个高的光学深度与低红移的完整的再电离类星体的数据建议。然而，如果缺陷的能量密度近似为背景密度的一个常数，那么这些模型不能解释WMAP观测到的温度-偏振互功率谱中的大尺度凸起。
2004-06-02 astro-ph gr-qc hep-ph
Inhomogeneous Reionization Regulated by Radiative and Stellar Feedbacks
我们研究了在临界密度CDM宇宙中由于恒星源（包括星族III天体）引起的非均匀再电离。源的空间分布是从高分辨率数值N体模拟。我们计算的源属性考虑到辐射（即电离和H2 -光解光子）和恒星（即SN爆炸）反馈调节的大质量恒星的自洽处理。这使我们能够描述的拓扑结构的电离和解离区域在不同的宇宙时代，并推导出的H，He和H2填充因子，软紫外背景，宇宙恒星形成率和电离对象的最终命运的演变。主要结果如下：（i）星系对IGM的折射率为z~10（与气体聚集因子有关的一些不确定性），而H2在z~25时已经完全解离;（ii）再电离主要是由于相对大质量的物体通过H线冷却而坍缩，而其形成仅依赖于H2冷却的物体不足以实现这一目标;（iii）当z<15时，漫射的软UV背景是辐射反馈效应的主要来源;当z更高时，来自邻近物体的直接通量占主导地位;（四）计算出的宇宙恒星形成历史与在较低红移下观察到的宇宙恒星形成历史相匹配，表明重子转化成恒星的效率~1%;（v）我们发现，在z~8时，存在着一个非常大的未能形成恒星的暗天体群体。我们讨论和比较我们的结果与以前类似的研究。
1999-07-14 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
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
Probing the Reionization History Using the Spectra of High-Redshift Sources
利用星系际介质（IGM）流体动力学模拟产生的模拟谱，定量讨论了中性氢在高红移（z ~ 6）源谱上的足迹。我们表明，它应该是可以提取相关的参数，包括平均中性分数的IGM，和半径的局部宇宙学Stromgren区域，从观测到的光谱远源的通量分布。我们的重点是类星体，但类似的分析适用于星系和伽马射线暴（GRB）余辉。我们明确地包括在莱曼α线附近的假定源模板的光谱形状的不确定性。我们的结果表明，通过结合几十个明亮的（M = -27）类星体的光谱，可以在统计上区分一个平均中性氢分数，x（HI）的统一和x（HI）<0.01。或者，同样的区别也可以使用几百个光源的光谱来实现，这些光源的光谱要暗100倍。此外，如果斯特罗姆格伦球的半径可以独立地限制在~ 10%以内，则可以使用单个源来实现这种区分。从这些光谱中得到的信息将有助于解决目前关于宇宙在z=6附近的红移中被再电离到什么程度的争论。
2004-06-07 astro-ph
Probing the star formation history using the redshift evolution of luminosity functions
我们提出了一个恒星形成和再电离的自洽半解析LCDM模型。对于WMAP数据所支持的宇宙学参数，我们的模型一致地再现了再电离的光学深度、再电离的红移和观测到的光度函数（LF），从而在合理的模型参数范围内再现了3<z<6处的恒星形成率（SFR）密度。虽然简单的光电离反馈在z = 6时产生正确的LF形状，但对于$z = 3$，我们需要额外的反馈来抑制10<log（M/M_ \odot）<11的晕中的恒星形成。长时间连续的恒星形成活动的模型是首选的那些与短爆发，因为它们是一致的存在，在相当一部分的观测星系，即使在z~6。从标准LCDM结构形成模型拟合LF到z=6的晕数密度演化与从HUDF观测获得的z~7 LF和8<z<12源计数的上限一致，而不需要对恒星形成的性质进行任何戏剧性的改变。然而，为了重现在6<z<10处观测到的LF，从强透镜星系团周围的近红外观测中获得，我们需要在IMF，红化修正和z>8处的恒星形成模式中进行强演化。分子冷却晕，这可能是重要的宇宙再电离，是目前深场观测无法检测。然而，它们的存在及其对再电离的贡献可以从6<z<12处的LF红移演化中间接推断出来。精确测量高z处的LF可以用来理解暗时代恒星形成的本质和探索再电离的历史。（节录）
2007-03-30 astro-ph
The effect of reionization on the CMB-density correlation
在本文中，我们将展示如何宇宙再电离后的CMB光子的再散射可以给一个显着的线性贡献的温度-物质互相关测量。这些各向异性，这是通过后期的多普勒效应出现的，是在尺度上远大于典型的规模的非线性效应在再电离，它们可以有助于度尺度的互相关，并可能会影响解释类似的相关性所导致的综合萨克斯-沃尔夫效应。虽然预期在低红移时是小的，但这些相关性可以很大，因为在高红移时的密度探测，因此可能是宇宙再电离历史的有用探测。
2007-06-02 astro-ph
Reionization and the Cosmic Microwave Background
如果用COBE探测到的宇宙微波背景辐射的涨落来归一化一个冷的暗物质主导的宇宙中的原始密度涨落的功率谱，早期再电离很可能导致原始温度涨落在度尺度上的大幅减小。我认为，再电离可能是非高斯的，因为反馈效应。弧分尺度上的二次涨落是探测再散射效率的重要手段。
1994-05-31 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
Decaying particles and the reionization history of the Universe
我们研究了宇宙被重粒子衰变产物再电离的可能性。特别是，我们研究在什么情况下，这种衰变可能会产生一个显着的再电离在高红移（$z \simeq 20$），要求的WMAP结果。因此，在$z \simeq 10-20$产生高水平电离所需的衰变粒子数密度明显高于先前估计的值（$\simeq 300$倍）。此外，由衰变粒子产生的电离意味着高的光学深度，即使所产生的最大电离水平是$10^{-2}$的量级。为了与宇宙微波背景偏振功率谱相匹配，在低红移处需要其他重要的再电离源。衰变粒子在$z \simeq 20$处产生电离分数$x \simeq 0.5$，这意味着光学深度太高，无法拟合$l \ge 30$处的宇宙微波背景谱。对于衰变时间$t_{dec} < 2 \times 10^{16} {\rm s}$，最近的宇宙微波背景和大尺度结构数据将衰变粒子的原始丰度限制在95% C. L.的$Ω_x \le 21 \times 10^{-9} (1+z)^3$，并且有利于长衰减时间。与瞬时再电离模型相比，数据并不支持这种再电离模型。我们还发现，这些重粒子的衰变显着加热介质，使预期的$y$失真到不可观测的水平。
2003-11-24 astro-ph hep-ph
Simulating Cosmic Reionization at Large Scales II: the 21-cm Emission Features and Statistical Signals
我们提出了详细的预测红移21厘米信号的再电离时代。这些预测是根据大尺度（100/h Mpc）、高动态范围、宇宙学模拟的结果，通过辐射转移计算得到的。我们考虑几种方案的再电离的历史，早期和扩展的再电离。从模拟中，我们构建和分析了一系列的观测特征，从全球信号，通过详细的图像和光谱，均方根波动，角功率谱和概率分布函数的统计表示，以表征21厘米信号的非高斯性。（摘要缩写）
2006-08-11 astro-ph
Feedback Processes in the Early Universe
反馈效应，由于大质量的恒星和超新星在第一个对象被示出强烈调节星系形成/演化和再电离过程。在这里，我们详细回顾了最重要的几个。我们讨论了如何II型超新星可以被用来作为示踪剂的第一个对象和NGST检测，我们预测超新星数量计数，包括引力透镜的影响。本文还介绍了在原始成分的超新星喷出物中形成尘埃的初步结果。最后，我们转向考虑由于原始恒星源的非均匀再电离过程的高分辨率数值模拟的手段，允许上述反馈过程的自洽处理。这些模拟使我们能够得出结论的演变和时代的再电离和再电离对象的命运。我们的结论是，大部分（约99%）的坍缩天体在红移约为8时必须是暗的。
2000-01-03 astro-ph
