Theory of Cosmic Reioniza2on and Observables Kyungjin Ahn - PowerPoint PPT Presentation

Theory ¡of ¡Cosmic ¡Reioniza2on ¡and ¡Observables ¡ Kyungjin ¡Ahn ¡ Chosun ¡University ¡/ ¡UC ¡San ¡Diego ¡-­‑ ¡visi2ng ¡ East ¡Asia ¡SKA ¡Science ¡Workshop, ¡Nagoya ¡ Jun ¡2013 ¡

Collaborators: ¡ Paul ¡Shapiro, ¡Texas ¡ Ilian ¡Iliev, ¡Sussex ¡ Garrelt ¡Mellema, ¡Stockholm ¡ Yi ¡Mao, ¡IAP ¡ Dongsu ¡Ryu, ¡Korea ¡ Hyunbae ¡Park, ¡Texas ¡ Mike ¡Norman+, ¡UCSD ¡ and ¡others ¡ ¡ ¡

Outline ¡(z>~7 ¡science) ¡ • ¡High-­‑z ¡& ¡Cosmic ¡Reioniza2on ¡– ¡brief ¡intro ¡ • ¡Observa2onal ¡constraints ¡ • ¡New ¡developments ¡in ¡theory ¡ • ¡Simula2on ¡(w/ ¡first ¡stars) ¡ -­‑ What’s ¡been ¡limi2ng ¡ -­‑ How ¡we ¡overcame ¡limita2on ¡/ ¡result ¡ • ¡Observa2onal ¡prospects ¡ -­‑ Large ¡scale ¡CMB ¡polariza2on ¡anisotropy ¡ -­‑ Small ¡scale ¡CMB ¡polariza2on ¡anisotropy ¡ -­‑ 21cm ¡background ¡ • ¡Summary/Conclusion ¡

High-­‑z ¡& ¡Cosmic ¡Reioniza2on ¡– ¡brief ¡intro ¡

Cosmic ¡History ¡in ¡a ¡Nutshell ¡

Breakdown ¡of ¡High-­‑z ¡Universe ¡ ¡ • Dark Ages: z =~ 1100 to ~40 – Structure mostly linear – (almost) no stars • Epoch of Reionization: z =~ 40 to ~7 – Radiation sources emit hydrogen-ionizing radiation – Global ionized fraction <x> increases in time, to reach ~1 at z~7 – Universe stays ionized afterwards

Why ¡study ¡cosmic ¡reioniza2on ¡ • precision cosmology achieved, will get better – WMAP, Planck, SPT, ACT, POLARBEAR, … à cosmological initial condition • chance for astrophysics in cosmological perspective! • big impact imprinted on IGM • understanding properties of high-redshift objects • unseen directly • linking small (stars) to large (IGM)

Observa2onal ¡constraints ¡

Current ¡observa2onal ¡constraints ¡on ¡Reioniza2on ¡ • When reionization completed (from high-z QSO spec tra) – GP effect: z ov ~ 6.5 ??? (only lower limit to neutral fraction at z>6.5) – z=7 objects: QSO(Mortlock+ 2011), LAE in LBGs(Pentericci+ 2011), LAEs(Ota+ 2010) à all indicating neutral fraction > 10 % at z=7 !!!!!!

when ¡reioniza2on ¡completed: ¡ z~6 ¡QSO ¡spectra ¡(Fan+ ¡2006) ¡ Gunn-Peterson Trough (high-z QSO spectrum) Abrupt ¡change ¡of ¡ intergalac2c ¡Ly α ¡op2cal ¡ depth ¡across ¡z≈6. ¡ f(HI) ¡> ¡1e-­‑3 ¡at ¡z ¡= ¡6.3 ¡vs. ¡ <1e-­‑4 ¡at ¡z= ¡5.7 ¡ à ¡End ¡of ¡reioniza2on ¡at ¡z≈6 ¡ (weak ¡constraint ¡though) ¡ Ly α ¡forest ¡

when ¡reioniza2on ¡completed: ¡ z=7.085 ¡QSO ¡(Mortlock+ ¡2011) ¡ very small proximity zone à high neutral fractio n of >~0.1 at z=7 (Bolton+ 2011)

when ¡reioniza2on ¡completed: ¡ z=7 ¡LBG ¡ ¡(Pentericci+ ¡2011) ¡ FLy α ¡= ¡ ¡ ¡ Decline ¡of ¡FLy α ¡at ¡z≈7. ¡ ¡ à ¡large ¡HI ¡frac2on ¡at ¡z ¡≈7 ¡ à ¡reioniza2on ¡ended ¡at ¡z ¡< ¡7 ¡!! ¡

Current ¡observa2onal ¡constraints ¡on ¡Reioniza2on ¡ • Electron content + bulk movement – kinetic Sunyaev-Zeldovich effect on CMB – South Pole Telescope: z(x=99%)-z(x=20%) ~ 4.4 – 7.9 (2 σ level, Zahn+ 2011) • Electron content, in terms of Thomson scattering optical depth of CMB – τ = 0.089 ± 0.014 (WMAP9, 1 σ level) – τ = 0.089 +0.012 -0.014 (Planck+WMAP polarization, 1 σ level)

New ¡Developments ¡in ¡Theory ¡

New ¡developments ¡-­‑ ¡First ¡star ¡forma2on ¡ • 1 star / 1 halo paradigm (Abe l, Yoshida, Bromm, … ) – star ~ 100 M ¤ – until 5 years ago • paradigm shift? (e.g. Turk, A bel, O’Shea 2009) – 1 binary / 1 halo – stars ~ 7 M ¤ + ~ 20 M ¤ à wea ker UV output? – stellar binary à x-ray binary à x-ray source? – caveat: universality unknown

New ¡developments ¡– ¡baryon-­‑DM ¡offset ¡ • baryon moving against dark matter – velocity offset @ recombination (Na oz & Barkana 2005) – ~ a few km/s velocity offset @ z~2 0 (Tseliakhovich & Hirata 2010) • baryon formation offset – velocity offset à formation offset ( O’Leary & McQuinn 2012) – Jeans mass up à suppression of st ar formation (Greif+ 2011) – heating à 21cm boost (McQuinn & O’Leary 2012)

Simula2on ¡(w/ ¡first ¡stars) ¡

Numerical ¡Simula2ons ¡of ¡Reioniza2on ¡ • Process is nonlinear and directional: need simulation • Status of state-of-art numerical simulation so far – Need big box for statistics (H II bubble ~ 20 Mpc) – numerical resolution limited – Minihalos (<~10 8 M ¤ ) not resolved – Minihalos are the cradle for the first stars!! (Norman, Wise, Y oshida, Bromm, Abel, … ) Most abundant halo type. • In this talk, Minihalos ~ First Stars

Simula2on ¡of ¡Cosmic ¡Reioniza2on ¡– ¡ 1. ¡N-­‑body ¡simula2on ¡ ¡ density ¡field ¡

Simula2on ¡of ¡Cosmic ¡Reioniza2on ¡– ¡ 2. ¡Halo ¡Iden2fica2on ¡ ¡ Halo ¡ à ¡Star ¡ à ¡ ionizing ¡photon ¡

Simula2on ¡of ¡Cosmic ¡Reioniza2on ¡– ¡ 3. ¡Ray ¡tracing ¡ ¡ n Draw ¡rays ¡into ¡all ¡ direc2ons ¡from ¡ each ¡source ¡ n Along ¡each ¡ray, ¡ perform ¡radia2ve ¡ transfer ¡+ ¡ chemistry ¡ calcula2on ¡

Mo2va2on/Puzzle/Our ¡answer ¡ • Lost photon budget – first stars in minihalos • Late reionization(z ov <7) & high τ conditions: hard to match si multaneously w/o first stars – hard in numerical simulations (Ili ev+; Zahn+; Trac & Cen) – hard with observed galaxies (Rob ertson+ 2013, HUDF12) à • Simple answer: minihalos – hints from semi-analytical studie s by Haiman & Bryan (over-boos ting τ ); Wyithe & Cen; … – inhomogeneous physical proces ses à Yes, we still need numeric al simulations!!

Mo2va2on/Puzzle/Our ¡answer ¡ • Lost photon budget – first stars in minihalos • Late reionization(z ov <7) & high τ conditions: hard to match si multaneously w/o first stars – hard in numerical simulations (Ili ev+; Zahn+; Trac & Cen) – hard with observed galaxies (Rob ertson+ 2013, HUDF12) à • Simple answer: minihalos – hints from semi-analytical studie s by Haiman & Bryan (over-boos ting τ ); Wyithe & Cen; … – inhomogeneous physical proces ses à Yes, we still need numeric al simulations!!

What’s ¡new? ¡ • Populating grid with minihal os (first stars!) – small-box (6.3/h Mpc) simulati on resolving minihalos – correlation between density & minihalo population (nonlinear bias: KA+ in preparation) – put one Pop III star per minihal o

What’s ¡new? ¡ • Populating grid with minihalo s (first stars!) – small-box (6.3/h Mpc) simulati on resolving minihalos – correlation between density & minihalo population (nonlinear bias: KA+ in preparation) – put one Pop III star per minihal o • Considering photo-dissociat ion of coolant – calculate transfer of Lyman-W erner Background (KA+ 2009) – remove first star from minihalo s, if LW intensity over-critical

How ¡LW ¡transfer ¡done: ¡Picket-­‑Fence ¡Modula2on ¡Factor ¡ (KA+ ¡2009) ¡ n Sources ¡distributed ¡inhomogeneously: ¡Need ¡to ¡sum ¡individual ¡ contribu2on ¡ ¡ n One ¡single ¡source ¡is ¡observed ¡as ¡a ¡picket-­‑fence ¡in ¡spectrum ¡ n Obtain ¡pre-­‑calculated ¡“picket-­‑fence ¡modula2on” ¡factor ¡and ¡mul2ply ¡it ¡ to ¡L/D L 2 . ¡This ¡becomes ¡mean ¡intensity ¡to ¡be ¡distributed ¡among ¡H 2 ¡ro-­‑ vibra2onal ¡lines. ¡ -­‑ ¡Rela2ve ¡flux ¡averaged ¡over ¡E=[11.5 ¡– ¡13.6] ¡eV ¡ -­‑ ¡mul2-­‑frequency ¡phenomenon ¡ à ¡single-­‑frequency ¡calcula2on ¡with ¡pre-­‑ calculated ¡factor ¡ à ¡Huge ¡allevia2on ¡computa2onally. ¡

What ¡do ¡we ¡expect ¡ • More extended reionization • Same x e but different morphology, with and w ithout minihalos (c.f. McQuinn+ 2007) • More electron content à stronger polarization of CMB • Earlier heating of intergalactic medium • Earlier Ly α pumping on 21cm • result in KA+ 2012

114/h Mpc, w/ Minihalo+ACH, M(Pop III star)=300M ¤ , J LW,th =0.1x10 -21 erg cm -2 s -1 sr -1

With and Without Minihalos