Astronomie

Lyman significativement décalé vers le bleu-$alpha$

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Lyman-$alpha$ dans les galaxies est notamment connue pour montrer un profil à double pic, principalement en raison de sa diffusion dans un milieu en mouvement, voir par exemple le très récent Matthee et al. 2021, Le relevé X-SHOOTER Lyman-α à z=2 (XLS-z2) I : le spectre panchromatique des émetteurs Lyman-α typiques.

En lisant de la littérature, j'ai appris que la plupart du temps, le pic bleu est réduit et le pic rouge est accentué en raison de la présence de milieu sortant, couramment présent dans les galaxies en formation d'étoiles. La séparation des pics est de l'ordre de quelques centaines de $ m km ~s^{-1}$. En cas de fluide entrant (plus rare) la situation est inversée. J'ai en mains un spectre de galaxies avec un Lyman-$alpha$ absorbé au redshift systémique et avec une composante étroite décalée vers le bleu de $>1000 ~ m km ~s^{-1}$, sans pic rouge. Existe-t-il un mécanisme connu qui pourrait expliquer cela?


Emission et cinématique des gaz dans un blob lyman-alpha à z 3,1

Nous présentons des mesures spectroscopiques de la raie d'émission [O III] de deux sous-régions de forte émission de Ly in dans une goutte Lyman-alpha (LAB) radio-silencieuse. Le blob à l'étude est LAB1 à z ∼ 3,1, et les détections [O III] proviennent des deux galaxies à rupture de Lyman (LBG) noyées dans le halo du blob. Les mesures [O III] ont été faites avec LUCIFER sur le grand télescope binoculaire de 8,4 m et NIRSPEC sur le télescope Keck de 10 m. Comparer le redshift des mesures [O III] aux redshifts Lyα de SAURON permet de faire un pas vers la compréhension de la cinématique du gaz dans le blob. En utilisant à la fois LUCIFER et NIRSPEC, nous trouvons des décalages de vitesse entre les redshifts [O III] et Lyα qui sont légèrement négatifs ou cohérents avec 0 km s -1 dans les deux sous-régions étudiées (allant de -72 ± 42- + 6 ± 33 km s -1 ). Un décalage négatif signifie que Ly' est décalé vers le bleu par rapport à [O III] un décalage positif implique alors que Ly' est décalé vers le rouge par rapport à [O III]. Ces résultats peuvent impliquer que les débits sortants ne sont pas principalement responsables de l'échappement Lyman alpha dans ce LAB, puisque les débits sortants devraient généralement produire un décalage de vitesse positif. De plus, nous présentons une limite supérieure de flux de ligne [O III] sur une troisième région de LAB1, une région qui n'est associée à aucune galaxie sous-jacente. Nous trouvons que la limite supérieure [O III] de la région non associée aux galaxies du blob est au moins 1,4 à 2,5 fois plus faible que le flux [O III] de l'une des régions associées au LBG et a un [O III] à Le rapport Lyα mesuré au moins 1,9 à 3,4 fois plus petit que le même rapport mesuré à partir de l'un des LBG.


La principale raison de l'asymétrie de la ligne Ly$alpha$ est le mouvement en masse de l'hydrogène neutre, c'est-à-dire l'accumulation de gaz (provoquant une ligne décalée vers le bleu) ou les écoulements galactiques (provoquant une ligne décalée vers le rouge).

Mécanisme du double pic Ly$alpha$

En général, pour les photons Ly$alpha$ produits au centre d'une goutte d'hydrogène neutre (c'est-à-dire une galaxie), les photons doivent s'échapper selon une ligne à double pic. La raison en est la grande section transversale $sigma$ pour les photons au centre de la ligne. Le photon Ly$alpha$ ne peut pas voyager très loin avant d'atteindre un atome d'hydrogène, d'être absorbé et réémis presque instantanément dans une autre direction. Mais en raison du mouvement thermique de l'atome de gaz, le photon capte un petit décalage Doppler à chaque diffusion, soit vers le bleu (s'il est émis dans la direction dans laquelle l'atome se déplace), soit vers le rouge (s'il est émis dans la direction opposée ). De cette façon, les photons diffusent lentement non seulement dans l'espace mais aussi en fréquence. Au fur et à mesure que l'éloignement du centre de la ligne $sigma$ diminue, le gaz devient moins épais optiquement, et ainsi il devient plus facile de s'échapper après avoir diffusé soit du côté rouge soit du côté bleu du centre de la ligne (quelques Ångström).

Redshift causé par les sorties

Si du gaz s'échappe de la galaxie, comme c'est souvent le cas dans les galaxies à fort décalage vers le rouge en raison de la formation accrue d'étoiles, alors dans le cadre de référence d'une coquille de gaz sortant, les photons "bleus" seront décalés vers le rouge et seront donc dans la ligne centre où l'opacité est élevée. Par conséquent, ils se disperseront plusieurs fois et seront piégés dans ce gaz, et diffuseront à nouveau en fréquence. En revanche, les photons "rouges" seront encore plus rouges dans le référentiel du gaz sortant, et traverseront librement. Les photons piégés dans la coquille peuvent s'échapper une fois qu'ils se sont diffusés vers le côté rouge.

Ainsi, les écoulements ont pour effet d'effacer le pic bleu, non pas en absorbant les photons, mais plutôt en les transformant en photons rouges.

Blueshift causé par (froid) accrétion

En cas d'accumulation de grandes masses de gaz sur la galaxie, ce qui devrait également se produire dans le processus de formation de la galaxie, l'histoire est inversée dans le cadre de référence du gaz d'accrétion, les photons rouges sont vus au centre de la ligne, sont piégés et doivent diffusent vers le côté bleu avant de pouvoir s'échapper.

Redshift causé par un milieu intergalactique neutre

À des décalages vers le rouge très élevés, disons au-dessus de 5 environ, lorsque nous sommes proches de l'époque de la réionisation où la fraction neutre du milieu intergalactique est élevée, le côté bleu de la ligne sera également effacé, pour la même raison physique qu'avec les écoulements. . Seulement dans ce cas, il ne s'agit pas de gaz neutre sortant de la galaxie, mais simplement de gaz neutre dans le milieu circumgalactique en expansion.

Si vous voulez approfondir cela, je ne peux m'empêcher de faire un peu de publicité pour ma thèse qui porte exactement sur ce sujet. Le chapitre 3 traite de la physique de la diffusion résonante Lyman $alpha$.


Titre : L'ÉCHANTILLON DE RÉFÉRENCE LYMAN ALPHA. V. L'IMPACT DE LA CINÉMATIQUE ET DE LA GÉOMÉTRIE ISM NEUTRE SUR L'ÉVASION DE Lyα

Nous présentons la spectroscopie UV lointain à haute résolution des 14 galaxies de l'échantillon de référence Lyα, un échantillon de galaxies fortement stellaires à faibles décalages vers le rouge (0,028 < z < 0,18). Nous comparons les propriétés dérivées aux propriétés globales dérivées de l'imagerie multibande et de l'interférométrie 21 cm H i et des observations mono-assiette, ainsi que des spectres optiques SDSS d'archives. Outre la raie Lyα, les spectres contiennent un certain nombre de caractéristiques d'absorption des métaux nous permettant de sonder la cinématique de l'ISM neutre et d'évaluer la profondeur optique et la fraction couvrante du milieu neutre en fonction de la vitesse de la ligne de visée. En outre, nous montrons comment cela, en combinaison avec la détermination précise de la vitesse systémique et de bons spectres Lyα, peut être utilisé pour distinguer un modèle dans lequel des amas séparés couvrent entièrement la source de fond, du modèle « cloison de piquetage » nommé par Heckman et Al. Nous constatons qu'aucun effet unique ne domine dans la gouvernance du transfert et de l'échappement radiatifs Lyα. L'échappement Lyα dans notre échantillon coïncide avec une fraction de couverture maximale de maximum0,9 et des vitesses d'écoulement en vrac de ≳50 km s, bien qu'un certain nombre de galaxies présentent ces caractéristiques et pourtant peu ou pas de Lyα s'échappe. Nous trouvons plus » que les vitesses de pic Lyα, lorsqu'elles sont disponibles, ne sont pas cohérentes avec une forte composante rétrodiffusée, mais plutôt avec un modèle plus simple d'une raie d'émission intrinsèque recouverte par un profil d'absorption décalé vers le bleu du vent sortant. Enfin, nous trouvons une forte anticorrélation entre la largeur équivalente de Hα et le facteur de recouvrement maximum à vitesse variable, et proposons un modèle explicatif heuristique. « moins


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Lyman-$alpha$ significativement décalé vers le bleu - Astronomie

public évalué par les pairs : chercheur, professionnel, étudiant L'émission aurorale Lyman-alpha est caractérisée par un profil de raie large dont la forme dépend des distributions d'énergie et d'angle de tangage du faisceau de protons initial, tandis que sa luminosité totale reflète le flux d'énergie de protons précipité dans la partie supérieure aurorale atmosphère. La télédétection globale des aurores à protons à travers sa signature ultraviolette fait qu'il est de plus en plus important de relier les caractéristiques de l'émission Lyman-alpha aux propriétés physiques du flux de protons précipité. Nous présentons un modèle numérique du transport et de la cinétique des flux de protons et d'hydrogène basé sur la méthode de simulation directe de Monte Carlo. Dans cette approche, tous les processus élastiques et inélastiques sont simulés de manière stochastique ainsi que la production de photons Lyman-alpha avec la composante de vitesse Doppler associée. Le modèle inclut également l'étalement collisionnel, géomagnétique et géométrique du faisceau proton-hydrogène. Nous montrons que la prise en compte du caractère stochastique de la redistribution de la vitesse des atomes H après collisions produit des profils de raies différents de ceux obtenus dans les approximations d'angle de diffusion strictement avant ou moyen précédemment utilisées dans les codes de transport de protons. En particulier, la fraction prédite de photons due aux particules rétrodiffusées est considérablement plus grande lorsque la diffusion par collision stochastique est considérée que dans les approximations strictement vers l'avant ou l'angle de diffusion moyen. Contrairement à la longueur d'onde médiane, la position du pic dans le profil de la ligne montre une faible dépendance inverse de l'énergie du proton. L'efficacité de la production de photons Lyman-alpha par unité de flux d'énergie incidente diminue considérablement à mesure que l'énergie moyenne des protons augmente. Le profil de la ligne et la quantité d'émission décalée vers le bleu (pour une visualisation vers le bas) dépendent de manière complexe de l'énergie initiale et de la distribution de l'angle de pas des protons. Les profils de raies attendus pour la cuspide de midi et l'aurore à protons de minuit sont significativement différents


L'astronomie UV à travers les âges : une perspective historique

Les astronomes ont depuis longtemps reconnu le besoin critique d'imagerie ultraviolette, de photométrie et de spectroscopie des étoiles, des planètes et des galaxies, mais ce besoin ne pourrait être satisfait sans l'accès à l'espace et le développement d'instruments efficaces. Lorsque les mesures UV sont devenues possibles, d'abord avec des fusées, puis avec des satellites, des découvertes majeures ont rapidement été faites. Il est vrai dans la région spectrale UV comme dans toutes les autres, que des augmentations significatives de la sensibilité, de la résolution spectrale et de la couverture du domaine temporel ont conduit à une nouvelle compréhension significative des phénomènes astrophysiques. Je décrirai une sélection de ces découvertes faites à chacune des trois époques : (1) les débuts de l'instrumentation des fusées et de Copernicus, le premier satellite UV, (2) la phase de découverte lancée par les satellites IUE, FUSE et EUVE, et ( 3) le plein épanouissement de l'astronomie UV avec le bon fonctionnement du HST et de ses nombreux instruments. Je mentionnerai également quelques domaines où l'instrumentation UV future pourrait conduire à de nouvelles découvertes. Cette revue se concentre sur les développements de la spectroscopie UV stellaire et interstellaire. Les découvertes majeures dans la recherche sur le système galactique, extragalactique et solaire dépassent le cadre de cette revue. Le sujet important des technologies et des détecteurs UV, qui permettent les avancées remarquables de l'astronomie UV, n'est pas non plus inclus dans cette revue.

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Spectre de raie d'émission composite de NGC 4151

Les galaxies de Seyfert étaient à l'origine réputées pour la force et l'élargissement de leurs raies d'émission, et en tant que classe ont ensuite été caractérisées par les états d'ionisation élevés de nombreuses espèces atomiques et ionisées produisant ces raies. Ce spectre composite de l'archétype Seyfert NGC 4151 montre la grande variété de raies d'émission présentes, de la limite de Lyman à 912 A à l'infrarouge moyen à environ 9 microns. Il utilise des spectres pris avec des ouvertures de plusieurs secondes d'arc, de manière à reproduire le spectre habituel mélangeant composantes raies larges et raies étroites. De 912-1800 A, les données proviennent du télescope ultra-violet Hopkins embarqué de 1800-3200 A, de la moyenne de trois mesures par l'International Ultraviolet Explorer (IUE) prises à des niveaux de luminosité similaires de 3200-4000A, à partir d'une observation à l'observatoire national de Kitt Peak, avec le continuum redimensionné pour correspondre aux spectres adjacents de 4000 à 8000 A, une observation CCD obtenue au télescope Shane de 3 m de l'observatoire Lick par Alexei Filippenko de 8000 A à 1 microns, une observation utilisant le même télescope par Donald Osterbrock et ses collaborateurs, soigneusement corrigé pour l'absorption atmosphérique de 0,9 à 2,4 microns, les mesures de Rodger Thompson au télescope Bok de 2,3 m de l'observatoire Steward, et dans l'infrarouge, à partir de l'observatoire spatial infrarouge fourni par Eckhard Sturm. Étant donné que NGC 4151 est variable de manière irrégulière, certaines des composantes spectrales ont été mises à l'échelle pour que les différentes pièces correspondent à cette présentation (de sorte que les forces relatives des raies dans des régions spectrales très différentes peuvent ne pas être exactes). Même ainsi, je n'ai peut-être pas obtenu les données IUE épissées parfaitement entre le HUT et les sections au sol.

Certaines des lignes d'émission les plus importantes sont marquées pour référence. Les lignes autorisées - celles qui peuvent être produites à des densités élevées selon les normes astronomiques - montrent à la fois des composants pointus et étroits. Les plus fortes d'entre elles sont les raies de recombinaison de l'hydrogène, telles que Lyman alpha à 1216 A, H-beta à 4861 et H-alpha à 6563, ainsi que les fortes raies ultraviolettes de C IV à 1549 et Mg II à 2800. D'autres caractéristiques produites uniquement par des gaz très raréfiés à des densités de 1000 atomes par centimètre cube environ - les raies interdites, indiquées par des parenthèses - apparaissent dans des régions avec moins de structure de vitesse et sont plus étroites. Quelques exemples forts sont [O III] à 4959 et 5007 A, [O II] à 3727, [Ne V] à 3426 et [S III] à 9060 et 9532.

NGC 4151 est un peu inhabituel en montrant une forte absorption dans plusieurs lignées, en particulier Lyman alpha et C IV. L'absorption est décalée vers le bleu par rapport aux centres des raies, de sorte qu'elle se produit dans une sorte de vent ou d'autre écoulement gazeux.

Les spectres des noyaux galactiques actifs sont remarquables en montrant des espèces avec une large gamme d'ionisation à la fois, des ions neutres tels que [O I] et [N I] aux cas fortement ionisés tels que [Ne V] et [O VI]. Même les étoiles chaudes telles que celles qui éclairent les nébuleuses gazeuses de notre galaxie ne peuvent pas ioniser le gaz aussi fortement que ces ions l'exigent, de sorte qu'une forte source de rayonnement dur et une large gamme de densité de gaz doivent être présentes pour voir de tels spectres.

Les données HUT UV profondes ont été fournies par Gerry Kriss, comme décrit par Kriss et al. 1995, ApJL 454, L7. Entre 1800 et 2500 A, la moyenne de trois spectres IUE à des niveaux de luminosité similaires a été utilisée, tandis qu'un spectre HST FOS est affiché entre 2500 et 3300 A. De là à 4250 A, j'ai utilisé un spectre que j'ai pris à l'observatoire national de Kitt Peak ajusté à la luminosité moyenne des pièces voisines, et de 4250 à 8000 A, le graphique montre une observation d'Alex Filippenko prise au télescope Shane de 3 m de l'observatoire Lick. De 8000 à 9900 A, les données du même télescope d'Osterbrock, Shaw et Veilleux (1990 ApJ 352, 561) sont présentées, ajustées pour correspondre au stade de variabilité des données optiques voisines. Leur réduction comprenait une prise en compte minutieuse de l'absorption complexe que notre propre atmosphère produit dans cette gamme. Il en va de même pour le spectre d'échelle infrarouge de Thompson (1995 ApJ 445, 700) à l'aide du télescope Bok de 2,3 m de l'observatoire Steward, montré de 1,0 à 2,4 microns, que j'ai commis une grave injustice en faisant la moyenne et en dégradant la résolution pour faire ce tracé plus facilement lisible. Enfin, les données infrarouges restantes proviennent d'une observation ISO fournie par Eckhard Sturm. L'ISO a balayé les longueurs d'onde des raies d'émission fortes de manière très détaillée, mais a ignoré la plupart des longueurs d'onde intermédiaires, ce qui explique l'apparence en blocs du spectre infrarouge profond.


Réponses et réponses

Quelques questions sur le profil solaire Lyman Alpha tel que présenté ici.

1) Il s'agit d'une étude de 1978 - existe-t-il des profils plus récents (résolution plus élevée) ?
2) L'échelle en bas est déroutante - quel est le rapport avec une échelle de longueur d'onde ?
3) Où dans le profil la ligne Lyman alpha réelle est-elle mesurée ou est-elle obtenue statistiquement ?
4) Pourquoi des pics jumeaux et sont-ils répliqués dans Lyman bêta, delta, etc. ?
5) Y a-t-il une signification à la mesure de pic à pic (environ 33 picomètres comme je le vois) ? L'espacement entre Lyman Alpha (H) et Lyman Alpha (Deutérium) est du même ordre de grandeur donc je me suis demandé s'il y avait un lien.

Toute réponse serait grandement appréciée.

(1) Devrait être beaucoup de mesures de la ligne. Ces mesures feront partie d'une image plus grande, cependant, comme l'article vers lequel vous créez un lien - elles utilisent la ligne pour déduire d'autres informations. cf. http://iopscience.iop.org/0004-637X/488/2/760/fulltext/fg3.gif qui vient de : http://iopscience.iop.org/0004-637X/488/2/760/fulltext /36121.text.html#fg11

(2) Je n'ai pas vu cette échelle utilisée. Cela peut être quelque chose d'unique à l'astronomie ou d'idiosyncratique à un instrument particulier.

(3) Le profil est la raie d'émission d'une source de rayonnement Lyman alpha. Le creux est l'absorption de la partie centrale de la ligne.


Réionisation cosmique de l'hydrogène et de l'hélium

L'histoire que nous entendons aujourd'hui nous oblige à retourner au début de l'Univers et à explorer brièvement son histoire riche mais mystérieuse. Le Big Bang marque la création de l'Univers il y a 13,8 milliards d'années. Quelques secondes après le Big Bang, les particules fondamentales ont vu le jour. Ils se sont écrasés pour former des protons et des neutrons, qui sont entrés en collision pour former les noyaux d'hydrogène, d'hélium et de lithium. Les électrons, à cette époque, sifflaient à des vitesses si élevées pour être capturés par leurs noyaux atomiques environnants. L'Univers était ionisé et il n'y avait pas d'atomes stables.

L'Univers en devenir : recombinaison et réionisation

Après environ 300 000 ans plus tard, l'Univers s'était un peu refroidi. Les électrons ne se déplaçaient plus aussi vite qu'avant et pouvaient être capturés par des noyaux atomiques pour former des atomes neutres. Cela a inauguré l'ère de la recombinaison et a propulsé l'Univers vers un état neutre. La formation de la structure s'est ensuite produite, où certaines des premières structures à se former auraient été des quasars (accrétant activement des trous noirs supermassifs), des galaxies massives et la première génération d'étoiles (étoiles de population III). Le rayonnement intense des quasars naissants et des étoiles a commencé à ioniser l'hydrogène neutre dans leur environnement, faisant signe au deuxième jalon de l'Univers connu sous le nom d'époque de réionisation (EoR). Des études cosmologiques récentes ont suggéré que l'époque de la réionisation a commencé au plus tard avec le redshift (z)

350 Myr après le Big Bang.

Pour sonder la fin ou la fin de la réionisation, nous pouvons examiner les spectres des quasars à fort redshift et les comparer à celui des quasars à faible redshift. La figure 1 montre cette comparaison. Le spectre d'un quasar en z

6 montre un flux presque nul dans la région des longueurs d'onde plus courtes que la raie Lyman-alpha décalée vers le rouge des quasars. Cette caractéristique est connue sous le nom de creux de Gunn-Peterson et est causée par l'absorption de la lumière du quasar lorsqu'elle traverse l'espace neutre et est absorbée par l'hydrogène neutre. Les quasars à faible décalage vers le rouge ne présentent pas cette caractéristique car l'hydrogène le long du trajet de la lumière du quasar est déjà ionisé. La lumière du quasar n'est pas absorbée et peut voyager sans obstacle à notre vue. La différence dans les spectres des quasars à faible et à fort décalage vers le rouge suggère que l'Univers s'est approché de la fin de la réionisation autour de z

1 Gyr après le Big Bang. (Cet astrobite fournit un bon aperçu de la réionisation et de sa relation avec le spectre des quasars.)

Fig 1 – Le panneau supérieur est un spectre de quasar synthétique à z = 0, comparé au panneau inférieur montrant le spectre du quasar à décalage vers le rouge actuel le plus élevé ULAS J112001.48+064124,3 (ci-après ULAS J1120+0641) à z

7.1. Alors que la raie Lyman-alpha du spectre supérieur est située à sa longueur d'onde de trame de repos de 1216 nm, elle est très décalée vers le rouge dans le spectre de ULAS J1120+0641 (notez l'échelle des longueurs d'onde). Par rapport au spectre à faible décalage vers le rouge, il y a une chute rapide du flux avant la raie Lyman-alpha pour ULAS J1120+0641, signifiant le creux de Gunn-Peterson. [Chiffre du haut de P J. Francis et al. 1991 et figure du bas de Mortlock et al. 2011]

Problèmes avec la réionisation et une mini solution

Le sujet de l'article d'aujourd'hui concerne les sources ionisantes possibles à l'époque de la réionisation, qui se trouve également être l'une des questions activement étudiées en astronomie. Les quasars et les étoiles dans les galaxies sont les sources d'ionisation les plus probables, car ce sont les émetteurs du rayonnement le plus intense de l'Univers (voir cet astrobite pour savoir comment les galaxies pourraient ioniser l'Univers primitif). Ce rayonnement intense tombe dans les régimes UV et rayons X et peut ioniser l'hydrogène neutre (et potentiellement aussi l'hélium neutre, qui nécessite deux fois plus d'énergie ionisante). Mais, il y a des problèmes avec cette image.

Tout d'abord, les rayonnements ionisants des galaxies à fort décalage vers le rouge s'avèrent insuffisants pour maintenir l'immense bain d'hydrogène de l'Univers à l'état ionisé. Pour compenser cela, la fraction de photons ionisants qui s'échappent des galaxies (et contribuent à la réionisation) — connue sous le nom de fraction d'échappement — doit être supérieure à ce que nous voyons par observation. Deuxièmement, nous pensons que la contribution des quasars au rayonnement ionisant devient moins importante à des redshifts de plus en plus élevés et est négligeable à z >

6. Donc, nous avons une énigme ici. Si nous ne pouvons pas résoudre le problème de la réionisation avec les quasars et les galaxies, nous avons besoin d'autres sources d'ionisation. L'article étudie aujourd'hui une source ionisante particulière : les mini-quasars.

Que sont les mini quasars ? Avant cela, qu'est-ce que je veux dire quand je dis quasars ? Les quasars au sens normal du terme font généralement référence aux moteurs d'accrétion centraux des trous noirs supermassifs (

10 9 Msun) d'où s'échappe un puissant rayonnement sous forme de jet. Un mini quasar est la version naine d'un quasar. Plus quantitativement, c'est le moteur central d'un trou noir de masse intermédiaire (IMBH) qui a une masse de

10 2 – 10 5 Msun. Des études antérieures ont fait allusion au rôle des mini-quasars dans la réionisation de l'hydrogène. Les auteurs de cet article ont fait un effort supplémentaire et ont étudié l'impact combiné des mini-quasars et des étoiles non seulement sur la réionisation de l'hydrogène, mais aussi sur la réionisation de l'hélium. . L'étude de la réionisation de l'hélium nous permet d'étudier les propriétés des mini-quasars. Tout comme pour résoudre un ensemble d'équations simultanées, obtenir la bonne réponse au problème de la réionisation de l'hydrogène nécessite que nous contrôlions également simultanément la réionisation de l'hélium.

Les auteurs ont calculé analytiquement le nombre de photons ionisants provenant de mini-quasars et d'étoiles. Ils n'ont considéré que le cas le plus optimiste pour les mini-quasars où tous les photons ionisants contribuent à la réionisation, c'est-à-dire la fraction d'échappement fesc, BH = 1. La fraction d'échappement des photons ionisants des étoiles étant encore mal limitée, trois fractions d'échappement fEsc sont considérés. La figure 2 montre les contributions relatives des mini-quasars et des étoiles dans la production de photons ionisants d'hydrogène en fonction des décalages vers le rouge pour différentes fractions d'échappement des étoiles. Tant que fEsc est assez petit, les mini-quasars sont capables de produire plus de photons ionisants d'hydrogène que les étoiles.

Fig 2 – Rapport du nombre de photons ionisants produits par les mini-quasars par rapport aux étoiles (axe des y) en fonction des redshifts (axe des x). Trois fractions d'échappement de photons ionisants fEsc des étoiles sont pris en compte. [Figure 2 du document]

20%) vers la réionisation de l'hydrogène à z

6, tandis que la contribution des quasars commence à devenir plus importante aux bas redshifts . La contribution combinée des mini-quasars et des quasars est cohérente d'un point de vue observationnel avec la fin de la réionisation de l'hélium. La figure 4 montre la contribution combinée des mini-quasars et des étoiles à la réionisation de l'hydrogène et de l'hélium. La fraction d'échappement des photons ionisants des étoiles affecte de manière significative les réionisations de l'hydrogène et de l'hélium, c'est-à-dire qu'elles influencent si les réionisations de l'hydrogène et de l'hélium se terminent plus tôt ou plus tard que la théorie actuelle.

Fig 3 – Volume de l'espace rempli d'hydrogène ionisé et d'hélium, Qje(z), en fonction du redshift z. Les différentes lignes colorées signifient les contributions des mini-quasars (IMBH) et des quasars (SMBH) aux réionisations de l'hydrogène et de l'hélium. [Figure 3 du document]

Fig 4 – Volume de l'espace rempli d'hydrogène ionisé et d'hélium, Qje(z), en fonction du redshift z. Les deux panneaux se réfèrent aux différentes hypothèses sur le spectre des mini-quasars, où le tracé du bas est le plus favorable des deux. Les différentes lignes font référence aux différentes fractions d'échappement des photons ionisants des étoiles qui contribuent aux réionisations de l'hydrogène et de l'hélium. [Figure 4 du document]


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