宇宙如何变为中性？
摘要
我们提出了对 H、He I 和 He II 重组的精细处理。与以前的计算不同，本研究使用多能级原子并随红移演化每个能级的population，通过包括所有束束和束自由转换。在此框架下，我们跟踪 H、He I 和 He II 共计数百个原子能级。此方法相对于以前的重组计算的主要改进包括：(1)允许激发原子能级的population偏离平衡分布；(2)用重组到和从每个能级直接的光子离子化系数在每个红移步骤中取代总重组系数；(3)正确处理 He I 原子，包括三重态和单称态。我们发现，在 z <~ 800 时，电子离子化分数 x_e = n_e/n_H 约小 10%，这是由于 H 激发态在这些红移处因强但凉的辐射场而偏离平衡所致。此外，我们发现 He I 重组相对于以前的计算延迟，仅在 H 重组之前发生。这些变化反过来会对微波各向异性功率谱产生几百个百分点的影响。其他改进，如包括 H 的分子和离子物种、包括物温演化的完整加热和冷却项、包括碰撞速率以及包括次级光谱失真对辐射场的反馈，对 x_e 产生的差异可以忽略不计。本工作发现的低 z 处的 x_e 差异会使 H 分子和离子物种的丰度降低 10-25%。然而，这一差异可能不大于其他反应速率不确定性。
引用
@article{arxiv.astro-ph/9912182,
title = {How exactly did the Universe become neutral?},
author = {Sara Seager and Dimitar D. Sasselov and Douglas Scott},
journal= {arXiv preprint arXiv:astro-ph/9912182},
year = {2009}
}
备注
24 pages, including 18 figures, using emulateapj.sty, to appear in ApJ, the code recfast can be obtained at http://www.astro.ubc.ca/people/scott/recfast.html (in FORTRAN) and http://cfa-www.harvard.edu/~sasselov/rec/ (in C)