氦再电离的历史与形态

各种观测现在表明，星际氦在$z\sim3$时已完全电离。最近对高红移类星体光度函数的测量表明，到那时这些源每个氦原子产生了约 2.5 个电离光子，这与已知类星体种群驱动 HeII 再电离的图像一致。在此，我们描述了这一时期电离和中性氦气的分布。由于源稀少且明亮（光子预算由光度$L>L_\star$的类星体主导），当全局电离分数$x_i$较小时，类星体种群的随机涨落决定了电离气体的形态，HeIII 气泡的典型半径$R_c$约为 15-20 共动 Mpc。只有当$x_i>0.5$时，类星体的大尺度聚类才将电离区域的特征尺寸驱动到该值以上。更晚些时候，当$x_i>0.75$时，大多数电离光子在到达其源电离环境边缘之前就被致密的复合系统消耗掉了，从而在$R_c\sim35-40$Mpc 时停止了气泡增长。这些阶段在定性上与氢再电离相似，但源的稀有性使得早期随机阶段更为重要。此外，$z=3$星际介质的众所周知的特性允许对复合占主导地位的后期阶段进行更稳健的描述。