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 ¡

• 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

Breakdown ¡of ¡High-­‑z ¡Universe ¡ ¡

• 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)

Why ¡study ¡cosmic ¡reioniza2on ¡

Observa2onal ¡constraints ¡

• When reionization completed (from high-z QSO spec

tra)

– GP effect: zov ~ 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 !!!!!!

Current ¡observa2onal ¡constraints ¡on ¡Reioniza2on ¡

Gunn-Peterson Trough (high-z QSO spectrum) Abrupt ¡change ¡of ¡ intergalac2c ¡Lyα ¡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) ¡

Lyα ¡forest ¡

when ¡reioniza2on ¡completed: ¡

z~6 ¡QSO ¡spectra ¡(Fan+ ¡2006) ¡

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) ¡

FLyα ¡= ¡ ¡ ¡ Decline ¡of ¡FLyα ¡at ¡z≈7. ¡ ¡ à ¡large ¡HI ¡frac2on ¡at ¡z ¡≈7 ¡ à ¡reioniza2on ¡ended ¡at ¡z ¡< ¡7 ¡!! ¡

• Electron content + bulk movement

– kinetic Sunyaev-Zeldovich effect on CMB – South Pole Telescope: z(x=99%)-z(x=20%) ~ 4.4 – 7.9 (2σ level, Zahn+ 2011)

• Electron content, in terms of Thomson scattering optical depth
• f CMB

– τ = 0.089 ± 0.014 (WMAP9, 1σ level) – τ = 0.089 +0.012 -0.014 (Planck+WMAP polarization, 1σ level)

Current ¡observa2onal ¡constraints ¡on ¡Reioniza2on ¡

New ¡Developments ¡in ¡Theory ¡

• 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 ¡-­‑ ¡First ¡star ¡forma2on ¡

• baryon moving against dark matter

– velocity offset @ recombination (Na

• z & 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)

New ¡developments ¡– ¡baryon-­‑DM ¡offset ¡

Simula2on ¡(w/ ¡first ¡stars) ¡

• 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 (<~108 M¤) not resolved – Minihalos are the cradle for the first stars!! (Norman, Wise, Y

• shida, Bromm, Abel, …) Most abundant halo type.
• In this talk, Minihalos ~ First Stars

Numerical ¡Simula2ons ¡of ¡Reioniza2on ¡

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 ¡

• Lost photon budget

– first stars in minihalos

• Late reionization(zov<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(zov<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 ¡

What’s ¡new? ¡

• Populating grid with minihal
• s (first stars!)

– small-box (6.3/h Mpc) simulati

• n resolving minihalos

– correlation between density & minihalo population (nonlinear bias: KA+ in preparation) – put one Pop III star per minihal

What’s ¡new? ¡

• Populating grid with minihalo

s (first stars!)

– small-box (6.3/h Mpc) simulati

• n resolving minihalos

– correlation between density & minihalo population (nonlinear bias: KA+ in preparation) – put one Pop III star per minihal

• 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

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/DL

• 2. ¡This ¡becomes ¡mean ¡intensity ¡to ¡be ¡distributed ¡among ¡H2 ¡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. ¡

How ¡LW ¡transfer ¡done: ¡Picket-­‑Fence ¡Modula2on ¡Factor ¡ (KA+ ¡2009) ¡

• More extended reionization
• Same xe but different morphology, with and w

ithout minihalos (c.f. McQuinn+ 2007)

• More electron content à stronger polarization
• f CMB
• Earlier heating of intergalactic medium
• Earlier Lyα pumping on 21cm
• result in KA+ 2012

What ¡do ¡we ¡expect ¡

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

With and Without Minihalos

• Minihalos (<~108 M¤)

– starts reionization – very extended reionization history – 20% ionization, boost in optical depth by ~40% possible

• Massive halos (>~108 M¤)

– determines when reionization is completed

• Late-reionization-completion prior (z<~7)

– small emissivity in massive halo sources required – not large enough optical depth ONLY with massive halo sources

• Early reionization models

– large optical depth possible only with massive halo sources – reionization completes too early (z>~8), violating observational con straint

• Late reionization, large optical depth: both can be achieved only

with help of minihalo sources, or namely the first stars

Storyline ¡

Early ¡vs. ¡Late ¡Reioniza2on ¡Models ¡ No-­‑minihalo ¡vs. ¡Minihalo ¡Models ¡

Observa2onal ¡prospects ¡– ¡ ¡ large-­‑scale ¡CMB ¡(E-­‑mode ¡polariza2on) ¡

• COSMOMC (Lewis, Briddle)

– Aimed at CMB / matter power spectrum (linked with CAMB, also at Antony’s shop at http://cosmologist.info) – Does it all – Can be tailored for generic application – Can be tailored for your custom universe – Publicly available – Parallelized

• COSMOMC allowing for generic ionization histories (Mortonson

& Hu)

– Principal component analysis

Q: ¡Can ¡Planck ¡smell ¡first ¡stars? ¡ ¡ (WMAP ¡not ¡that ¡accurate) ¡ ¡

Planck ¡Forecast ¡

Hu & Holder; Motonson & Hu: PCA for reionization

Planck ¡Forecast ¡

Planck ¡Forecast ¡

Observa2onal ¡prospects ¡– ¡ ¡ small-­‑scale ¡CMB ¡(temperature) ¡

Sunyaev-Z’eldovich effect thermal kinetic

Dominant ¡process ¡

Reichardt+ 2012 South Pole Telescope (SPT)

CMB ¡temperature ¡anisotropy ¡at ¡small ¡scale ¡

Reichardt+ 2012 South Pole Telescope (SPT)

CMB ¡temperature ¡anisotropy ¡at ¡small ¡scale ¡

Zahn+ 2012

CMB ¡temperature ¡anisotropy ¡at ¡small ¡scale ¡

Park+ 2013

Observa2onal ¡prospects ¡– ¡21cm ¡background ¡

What ¡determines ¡21cm ¡strength ¡

• CMB

– 21cm absorption/emission

• collision

– kinetic 21cm excitation/deexcitation

• Lyα pumping (Wouthysen-Field effect)

– 1s à 2p à 1s

• signal strength

• Cosmology

– cosmological parameters: May improve on cosmology through CMB

• Astrophysics

– source emissivity – source clustering

• But two physics appear mixed
• Separation possible in the linear regime

– μ-decomposition scheme

Separa2ng ¡Cosmology ¡: ¡Astrophysics ¡ ¡(Mao+ ¡2012) ¡

• works in “linear” regime in

– matter density fluctuation – ionization density fluctuation

Separa2ng ¡Cosmology ¡: ¡Astrophysics ¡ ¡(Mao+ ¡2012) ¡

• Calculating 21cm background

– get IGM temperature (adiabatic) – do Lya transfer (with retarded time; convolving Pritcha rd’s compilation with source luminosity) – get δTb (Lya coupling, kinetic coupling, dr, dx, dTK, dg ) – just for z=15 (89MHz), not filtered yet, no P(k) yet – image resolution: 0.2’, 0.03 MHz – image size: 51’ – science maybe not suitable for SKA phase 1 Low, but definitely suitable for final SKA

21cm ¡forecast ¡from ¡minihalo-­‑included ¡simula2on ¡ ¡ (KA+ ¡in ¡prepara2on, ¡preliminary) ¡

21cm ¡forecast ¡from ¡minihalo-­‑included ¡simula2on ¡(z=15) ¡

21cm ¡forecast ¡from ¡minihalo-­‑included ¡simula2on ¡(z=15) ¡

21cm ¡forecast ¡from ¡minihalo-­‑included ¡simula2on ¡(z=15) ¡

21cm ¡forecast ¡from ¡minihalo-­‑included ¡simula2on ¡(z=15) ¡

21cm ¡forecast ¡from ¡minihalo-­‑included ¡simula2on ¡(z=15) ¡

21cm ¡forecast ¡from ¡minihalo-­‑included ¡simula2on ¡(z=15) ¡

Average ¡21cm ¡predic2on ¡

• 21cm observation (prelim)

– minihalo-dominated era (30~>z>~10): if no X-ray , δTb~mK, some ~10mK peaks, absorption – minihalo-dominated era (30~>z>~10): if X-ray, δT

b~10mK, emission

– hard to get strong Lya coupling to generate ~100 mK signal – needs strong Lya coupling to generate ~100 mK si gnal à atomic-cooling halo era

• Bad for SKA? Stay tuned.

Of ¡course ¡big-­‑H ¡II ¡bubble ¡structure ¡easier ¡to ¡probe ¡

Iliev+ 2012 (see also Baek+ for 21cm power spectrum during EoR)

Summary ¡

• New theoretical, observational developments in cosmic r

eionization (see Ichiki’s talk & Baek’s talk too)

• microphysics: MH (first stars) included simulation

– z~7 Lya + CMB observations matched – very extended Δz~6.5, debunking SPT claim Dl=3000, kSZ= or Δz<4 (by Zahn+): Park+2013 (fuzzy partial ionization field) – Planck can smell the first stars! (polarization, 2014) – post-Planck EoR language: not just {τ, zreion}: m1, m2, m3, …

• 21cm observation (prelim)

– minihalo-dominated era (30~>z>~10): if no X-ray, δTb~mK, abs

• rption

– minihalo-dominated era (30~>z>~10): if X-ray, δTb~10mK, emi ssion

• Prospects for SKA (Low frequency 21cm measure)

– cosmology : astrophysics separation from early-EoR signal – cosmology possible but seems difficult during EoR (minihalo cor ruption: ruining e.g. Inoue’s prediction?) – astrophysics possible – new developments in theory à needs work, work, work!