氢再电离后星系际介质的物态方程

我们使用解析模型研究不均匀的氢再电离如何影响星系际介质（IGM）的温度分布。在此过程中，每个电离光子的剩余能量作为热能沉积在IGM中，将其温度升高至20,000-30,000 K；随后宇宙的膨胀使气体冷却。由于再电离最有可能从高密度向低密度推进，低密度空洞最后被电离，冷却时间较短，并且在再电离完成后的瞬间（平均而言）比平均密度气体更温暖（一种“反转的”物态方程）。从这一初始构型出发，低密度气体迅速冷却并最终恢复到更正常的物态方程。快速演化的温度在z~6处对电离背景的测量引入了系统不确定性。例如，晚期再电离意味着快速冷却，因此电离背景在z~5-6处的演化必须比通常认为的更快。这种简并性很难解除，因为莱曼阿尔法森林仅探测很窄的密度范围（在该范围内气体几乎是等温的）。然而，更高的莱曼系跃迁探测更宽的密度范围，采样不同的有效温度，并提供了一种测量IGM物态方程的新方法，该方法在近饱和吸收阻碍其他方法时仍应有效。这将有助于将温度的演化与电离背景的演化分离开来。尽管需要使用流体动力学模拟进行更详细的研究，我们表明此类测量有可能仅利用少数几条视线即可区分早期和晚期再电离。