Exemple de escare

De telles mesures, combinées à la densité du taux de formation des étoiles, permettront de mesurer l`évolution de la fraction d`échappement en plus de sa valeur. Contraintes sur Γ12 et sont utilisés à z > 4. On assume les étoiles de 0. Dans notre modélisation, nous supposons que les distributions d`énergie spectrale (SED) des galaxies formant des étoiles de population II utilisent le modèle présenté dans Leitherer et coll. Toutefois, nous notons que les valeurs de trois paramètres libres supplémentaires ont été choisies dans ce modèle (TMIN, tion et ΔC). Kistler et al., Barkana & Loeb 2001). Kistler et coll. Cependant, en plus des photons UV des premières galaxies et des quasars, il a été suggéré qu`un fond de photons de rayons X à très haut décalage redshift peut être important (e. Les points d`observation des fractions de masse proviennent des mesures de Lyα à l`amortissement de Prochaska et al., Bolton & Haehnelt (2007) et Srbinovsky & Wyithe (2008) (ainsi que le présent document) font référence à des décalages vers le rouge à proximité ou pendant la réionisation. Il y a donc un élément d`incertitude dans l`estimation du taux de formation des étoiles provenant du bruit de poisson dans le nombre de GRBs observés (Kistler et coll. Dans cet article, nous avons utilisé cette première détermination de la densité du taux de formation des étoiles à z > 6 pour briser la dégénérescence entre l`efficacité de la formation des étoiles et la fraction d`échappement. Les points de données pour le trajet sans moyenne sont basés sur Storrie-Lombardi et al.

Cependant, dans chaque intervalle de haute-décalage élevé considéré par Kistler et al. Razoumov & Sommer-Larsen (2006) (voir aussi Yajima et coll. Le modèle le mieux ajusté a la combinaison de paramètres (f ★, FESC) = (0. Chen, Prochaska & Gnedin 2007) ont utilisé des observations spectroscopiques de l`éclatement des rayons gamma (GRB) à z > 2 pour placer une limite supérieure de confiance de 95 pour cent de 7. La modélisation théorique s`est concentrée sur l`absorption des photons ionisants lorsqu`ils se propagent à travers le milieu interstellaire vers l`IGM. Afin de briser cette dégénérescence, le vrai taux de formation des étoiles cosmiques doit être connu. Panneau inférieur droit: le volume et la masse moyenne des fractions de gaz neutre dans l`univers. Nous prenons des valeurs pour le taux d`ionisation à 4 ≲ z ≲ 6 à partir des simulations de Bolton & Haehnelt (2007), d`après les observations de fan et al. Dans les panneaux supérieur gauche et supérieur droit de la Fig. Les poussées de Radhakrishnan non plus.

Les grands points montrent les paramètres des historiques de modèles présentés dans la Fig. Les valeurs de densité du taux de formation des étoiles dérivées du GRB qui ont été présentées dans Kistler et al. Ce nombre est de nouveau calculé avec des fonctions de masse qui ont des limites inférieures et supérieures de 0. Kistler et coll. Notre modèle de fiducial contraint la fraction d`échappement dans la plage redshift 4 < z < 8 pour avoir un journal de valeur FESC = − 1. Des travaux antérieurs ont suggéré que la fraction d`évasion peut être dépendante de la masse (Gnedin et al. latin Scarus («une sorte de poisson»), du grec antique σΠº Î ¬ ÏÎ ¿Ï` (skà ¡ ros, "Parrot-wrasse, Scarus cretensis"). Ces nombres sont indépendants des effets d`obscurcissement et d`absorption qui limitent l`utilité des émissions d`UV comme indicateur direct du taux de formation d`étoile. En haut à droite: le modèle fiducial avec tmin = 104 K et tion = 105 K.

La ligne pointillée montre un cas avec tmin = tion = 104 K. La zone autorisée dans ce cas est illustrée par l`ombrage gris. Après l`époque de chevauchement, les photons ionisants feront l`expérience de l`affaiblissement dû aux poches surdenses résiduelles de gaz H i. Par exemple, la fraction d`échappement a été estimée à des décalages rouges élevés en combinant le taux d`ionisation dans l`IGM avec une estimation du taux de formation des étoiles obtenue à partir des mesures de la fonction de luminosité de la galaxie (e. Razoumov & Sommer-Larsen 2006). En accord avec les études précédentes, nous constatons que l`histoire de l`assemblage de masse des galaxies était importante pour l`histoire de la réionisation et influe sur la valeur présumée de l`efficacité de la formation des étoiles. Lorsqu`il est combiné avec le fait que les contraintes CMB (Komatsu et al. BS. Comme il est décrit ci-dessous, cette mesure du taux de formation des étoiles cosmiques avec les GRBs n`est pas soumise aux grandes corrections habituelles requises pour l`extinction et les galaxies invisibles.