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Wir verwenden ein analytisches Modell, um zu untersuchen, wie inhomogene Wasserstoff-Reionisierung die Temperaturverteilung des intergalaktischen Mediums (IGM) beeinflusst. Während dieses Prozesses wird die verbleibende Energie jedes ionisierenden Photons als Wärme im IGM abgegeben, was die Temperatur auf 20.000-30.000 K erhöht; die anschließende Expansion des Universums kühlt das Gas dann. Da die Reionisierung höchstwahrscheinlich von hohen zu niedrigen Dichten verläuft, werden unterdichte Hohlräume zuletzt ionisiert, haben weniger Zeit zu kühlen und sind (im Durchschnitt) wärmer als Gas mit mittlerer Dichte unmittelbar nach Abschluss der Reionisierung (eine "umgekehrte" Zustandsgleichung). Aus dieser anfänglichen Konfiguration kühlt das Niedrigdichte-Gas schnell ab und kehrt schließlich zu einer normaleren Zustandsgleichung zurück. Die sich schnell ändernde Temperatur führt zu systematischen Unsicherheiten bei Messungen des ionisierenden Hintergrunds bei z~6. Zum Beispiel impliziert eine späte Reionisierung eine schnelle Abkühlung, so dass der ionisierende Hintergrund sich bei z ~5-6 noch schneller entwickeln müsste, als typischerweise behauptet wird. Diese Entartung ist schwer zu entwirren, da der Lyman-alpha-Wald nur einen engen Bereich an Dichten abdeckt (über den das Gas nahezu isotherm ist). Höhere Übergänge der Lyman-Serie decken jedoch breitere Dichtespektren ab, erfassen unterschiedliche effektive Temperaturen und bieten eine neue Möglichkeit, die Zustandsgleichung des IGM zu messen, die dort funktionieren sollte, wo nahezu gesättigte Absorption andere Methoden ausschließt. Dies wird helfen, die Entwicklung der Temperatur von der des ionisierenden Hintergrunds zu trennen. Während eine detailliertere Untersuchung mit hydrodynamischen Simulationen erforderlich ist, zeigen wir, dass solche Messungen möglicherweise eine Unterscheidung zwischen früher und später Reionisierung nur anhand einer Handvoll von Sichtlinien ermöglichen könnten.
Furlanetto et al. (Mon,) haben diese Frage untersucht.