再电离过程中的粉尘分布

再电离时期小晕的有效屏蔽

Effective Screening due to Minihalos During the Epoch of Reionization

我们表明，气体晕的崩溃对象引入了大量的累积不透明度电离辐射，即使在星系际介质中的平稳分布的氢已完全再电离。这种不透明性导致星系际介质中电离气泡重叠的时间与完全Gunn-Peterson Lyman α吸收的解除之间的红移延迟约为1。负责这种屏蔽效应的微晕没有解决现有的再电离数值模拟。

再电离时期全球红移21厘米亮温的经验约束

Toward Empirical Constraints on the Global Redshifted 21 cm Brightness Temperature During the Epoch of Reionization

初步结果是从一个简单的，单天线的实验，旨在测量100和200兆赫之间的全天空无线电频谱。该系统使用内部比较切换方案，以减少测量光谱中的非平滑仪器污染物至75 mK。从观测结果，我们放置一个初始的上限为450 mK的相对亮度温度的红移21厘米的贡献光谱由于中性氢在星系际介质（IGM）在再电离的时代，假设一个快速过渡到一个完全电离的IGM在红移为8。通过改进，这种技术应该能够区分慢再电离和快再电离的情况。为了将再电离的持续时间限制在dz > 2，测量光谱中的系统残差必须减少到3 mK。

宇宙再电离过程中H2离解辐射的非均匀背景

The Inhomogeneous Background of H2 Dissociating Radiation During Cosmic Reionization

本文首先对再电离源在再电离时期（EOR）产生的宇宙学H_2离解紫外背景进行了自洽计算。再电离的大尺度辐射转移模拟追踪了来自我们模拟体积中所有来源的所有电离星光对IGM的影响，直到质量约为10^8太阳质量的矮星系，这是通过非常高分辨率的N体模拟确定的，包括IGM光热对矮星系形成的自我调节效应。然后将每个光源在13.6 eV以下发射的紫外连续谱通过相同的IGM，用原子H莱曼系共振线衰减，预测了H_2在11 ~ 13.6 eV之间的莱曼-沃纳带的非均匀背景的演化。

宇宙再电离期间的微晕光蒸发：蒸发时间和光子消耗率

Minihalo photoevaporation during cosmic reionization: evaporation times and photon consumption rates

在宇宙再电离过程中，扫过星系际介质（IGM）的弱R型电离锋（I-锋）经常发现它们的路径被宇宙学微晕阻挡。当这种情况发生时，充满每个微晕的中性气体被光蒸发;当I-锋燃烧穿过晕时，从R-型减速到D-型，所有的气体都被吹回IGM作为电离的超音速风。在以前的论文（Shapiro，Iliev和Raga 2004）中，我们描述了这个过程，并详细介绍了我们的第一个模拟结果，它的数值气体动力学与辐射输运。为了说明这一点，我们着重研究了一个特殊的情况，即一个10^7太阳质量的小晕在z=9处被一个遥远的电离辐射源引起的星系际I-锋面所覆盖，其源光谱（来自大质量的Pop. II或III恒星，或类星体）和再电离过程中预期的典型通量水平不同。在Lambda CDM宇宙中，在再电离之前和过程中大量形成迷你晕，因此，它们的光蒸发是再电离的一个重要的，可能是主要的特征，它使再电离减慢并浪费电离光子。我们现在已经进行了一组更大的高分辨率模拟，以确定和量化的依赖minihalo的光蒸发时间和光子消耗率晕质量，红移，电离通量水平和光谱。我们发现，在其光蒸发过程中，每个微晕原子吸收的电离光子的平均数通常在2-10的范围内。对于在再电离过程中预期的小晕中的坍缩部分，这可以在完成再电离所需的每个原子中增加大约1个光子，可能使宇宙再电离所需的最小光子数增加一倍。

宇宙再电离过程中分子氢的破坏

Destruction of Molecular Hydrogen During Cosmological Reionization

本文研究了再电离期初始阶段原始气云保留分子氢（H_2）的能力。我们发现，在各电离源的Stromgren球重叠之前，电离阈值以下的紫外背景能够穿透大的云层，抑制其H_2丰度。由此产生的缺乏H_2冷却可以阻止维里温度T_vir < 10^4 K（或质量10^8 Msun [（1+z_vir）/10]^{-3/2}）的云的坍缩和碎裂。这种结构形成的负反馈来自第一个电离源，并且先于由于光电离加热而产生的反馈。

宇宙再电离过程中氢分子离解辐射的非均匀背景

The Inhomogeneous Background of Hydrogen-Molecule Dissociating Radiation during Cosmic Reionization

第一，自洽的计算宇宙学，H2离解的UV背景产生的再电离的来源的再电离的时代。再电离的大尺度辐射转移模拟追踪了来自我们模拟体积中所有来源的所有电离星光对IGM的影响，直到质量为~10^8 Msun的矮星系，这是通过非常高分辨率的N体模拟确定的，包括IGM光热对矮星系形成的自我调节效应。然后将每个源发出的低于13.6 eV的UV连续谱通过相同的IGM转移，由原子H莱曼系共振线衰减，以预测H2在11和13.6 eV之间的莱曼-维尔纳带中的不均匀辐射背景的演变。平均而言，这个莱曼-沃纳背景的强度被发现上升到阈值水平，在该水平下，解离抑制氢冷却和恒星形成的小晕内，很久之前再电离完成。莱曼-沃纳背景的空间变化被发现，这是由于与大尺度结构形成相关的源的聚类，使得强度波动与物质密度波动相关。其结果是，莱曼-维尔纳背景上升到阈值水平的H2抑制附近的再电离源和他们的H II区域。

宇宙再电离过程中微晕的光子消耗

Photon Consumption in Minihalos during Cosmological Reionization

在冷暗物质（CDM）宇宙学结构形成的最早时期，最小的非线性物体是无数维里温度低于10，000 K的小晕。这样的“小晕”在大规模三维宇宙学模拟中还没有解决。在这里，我们采用半解析方法，结合三维模拟的个人迷你晕，研究它们的重要性在宇宙学再电离。我们表明，取决于再电离发生时，它们可能发挥重要作用的电离辐射汇。如果再电离发生在足够高的红移（z_r > 20），星系际介质被加热到10，000 K，大多数微晕永远不会形成。另一方面，如果z_r < 20，则所有重子中的相当一部分（> 10%）已经坍缩成微晕，并且随后随着电离背景通量的增加而通过光蒸发从晕中移除。我们表明，这一过程可能需要一个显着的预算电离光子，超过生产的直接外推回已知的类星体和星系人口的一个因素，分别高达10和3。

宇宙再电离过程中矮星系的形成

Formation of Dwarf Galaxies during the Cosmic Reionization

本文重新分析了再电离宇宙中亚银河系天体在UVB辐射下的光蒸发问题。为此，我们进行三维辐射平滑粒子流体动力学计算，其中的辐射转移是由一个直接的方法解决，也包括H $_2$分子的原始气体的非平衡化学。注意力集中在辐射转移效应对UVB的形成亚银河系天体与$T_{\rm vir}\la 10^4$ K。我们考虑的再电离模型与$z_{\rm reion} \approx 7$和早期的再电离模型（$z_{\rm reion} \approx 17$）推断的WMAP。我们发现，恒星的形成受到明显的抑制UVB，但重子在高密度峰自屏蔽，即使在再电离，最终形成一定数量的恒星。从这个意义上说，亚银河系的光蒸发并不像一维球面计算所认为的那样完美。最终的恒星分数取决于坍缩时期和系统质量，但几乎与再电离时期无关。例如，在$z_{\rm reion} \approx 7$模型中，只有十分之几的恒星是在宇宙再电离后诞生的，而在WMAP再电离模型中，超过90%的恒星是在宇宙再电离后诞生的。因此，UVB反馈对CDM情景下的子结构问题的影响应该通过仔细处理辐射转移来评估。在高密度峰处形成的星团在暗物质势中以无耗散的方式相互结合，最终形成一个球状系统。因此，这些低质量星系具有大的质光比，例如在本星系群的矮椭球体中观察到的。

再电离过程中的源合并和气泡生长

Source Mergers and Bubble Growth During Reionization

最近推出的模型的基础上扩展的Press-Schechter理论（Furlanetto，Zaldarriaga和Hernquist 2004）的再电离气泡推广到包括合并的电离源。由于恒星的形成，以及如果存在黑洞的话，在中心黑洞上的吸积，最近发生大合并的源被认为具有增强的光子产生。这产生了与给定质量的晕相对应的电离光子数量的散射，以及对于任何给定的晕质量，光子产生随时间的变化。光子生产的历史，气泡分布和电离的历史计算几个不同的参数和重组的假设，所得到的分布之间的插值先前计算的极限情况。

用21厘米起伏图重建由斑片再电离引起的汤姆逊光学厚度

Reconstructing the Thomson Optical Depth due to Patchy Reionization with 21-cm Fluctuation Maps

在再电离过程中，电子柱密度会发生大的波动。我们调查的可能性，推导出电子密度的波动，通过详细的地图的红移21厘米发射从中性介质在再电离。我们发现，电子散射光学深度和21厘米差分亮度温度是强烈的反相关，允许光学深度估计完全基于红移21厘米的测量。这应该有助于隔离由于再电离引起的CMB偏振波动，允许清洁作为对其他信号的混淆的污染源的补丁再电离偏振信号，以及测量在再电离时期在宇宙中的各个位置测量的原始四极。后一种应用原则上允许在哈勃体积的大部分上映射z~1100处的原始密度场。

再电离过程中宇宙微晕的光蒸发

Photoevaporation of Cosmological Minihalos during Reionization

我们提出了第一个气体动力学模拟的宇宙学的小晕的光蒸发的电离前沿，通过IGM在LCDM宇宙中的再电离过程中，包括辐射转移的影响。我们证明了I-前捕获内minihalos的现象，其中弱，R-型前超音速穿越IGM减速时，他们遇到了致密的，中性气体内minihalos，成为D-型I-前，之前的冲击波。对于维里温度T_vir < 10^4 K的微晕，I-锋逐渐燃烧穿过微晕，并将其捕获，通过引起超音速蒸发风向后吹进IGM，远离前进的I-锋后面暴露的微晕气体层，将其所有重子气体带走。这种迄今被忽视的反馈效应在再电离过程中广泛存在。N体模拟和对晕形成的分析估计表明，像这样T_vir < 10^4 K的亚千秒差距小晕是如此常见，以至于覆盖了大质量源晕周围的天空，并可能主导了电离光子的吸收。这意味着，以前估计的电离光子数每个H原子所需的完成再电离忽略了这一影响可能太低。然而，不管它们对再电离过程的影响如何，小晕是如此的丰富，以至于通过高z宇宙的随机视线应该会遇到许多小晕，这表明有可能在远源的吸收光谱中观察到这里描述的过程。

再电离过程中微晕的光蒸发

Photoevaporation of Minihalos during Reionization

我们提出了第一个气体动力学模拟的宇宙学的小晕的光蒸发的电离前沿，通过IGM在LCDM宇宙中的再电离过程中，包括辐射转移的影响。我们证明了I-前捕获内minihalos的现象，其中弱，R-型前超音速穿越IGM减速时，他们遇到了致密的，中性气体内minihalos，成为D-型I-前，之前的冲击波。对于维里温度T_vir <10，000 K的微晕，I-锋逐渐燃烧穿过微晕，并将其捕获，通过引起超音速蒸发风向后吹进IGM，远离前进的I-锋后面暴露的微晕气体层，将其所有重子气体带走。这种迄今被忽视的反馈效应在再电离过程中广泛存在。N体模拟和晕形成的分析估计表明，像这样的亚千秒差距的迷你晕，T_vir <10，000 K，是如此普遍，以至于主导了电离光子的吸收。这意味着，以前估计的电离光子数每个H原子所需的完成再电离忽略了这一影响可能太低。然而，不管它们对再电离过程的影响如何，小晕是如此的丰富，以至于通过高z宇宙的随机视线应该会遇到许多小晕，这表明有可能在远源的吸收光谱中观察到这里描述的过程。

互相关研究作为再电离物理的一种探索

Cross-correlation studies as a probe of reionization physics

再电离的过程现在被认为是以一种协调的方式进行的，从包含大部分第三星族恒星的高红移星系发射的紫外光子开始，在它们周围雕刻出电离区域。这一时期的物理学研究可以结合红移21厘米自旋翻转跃迁追踪中性氢气，大质量原始恒星在再电离过程中追踪全球恒星形成率的红外辐射，以及第一颗超新星遗迹中热电子的印记通过Sunyaev-Zel 'dovich效应冷却的宇宙微波背景（CMB）辐射。虽然这些个别的影响和他们的可观察到的签名已被提倡作为再电离历史的探针，在这里，我们展示了这些信号之间的互相关研究可以用来进一步了解物理再电离过程中。互相关研究是有利的，因为可测量的统计量不会以与自关联函数测量的情况相同的方式受到前景和系统效应的影响。我们讨论了使用当前和下一代实验检测各种互相关统计的前景，以及它们捕获的再电离相关信息。

星系际介质光加热过程中的辐射转移效应

Radiative Transfer Effects during Photoheating of the Intergalactic Medium

星系际介质再电离后的热历史在很大程度上取决于光加热。在这里，我们证明，忽略辐射转移效应的光加热率计算大大低估了再电离期间和之后的能量输入。辐射转移效应的忽略导致IGM的温度过低的一个因素后HeII再电离。我们简要地讨论了IGM的吸收特性和重子在浅势阱中的分布的影响。

宇宙再电离过程中的类星体H II区

Quasar H II Regions During Cosmic Reionization

宇宙再电离的过程是在电离辐射源周围形成HII区。它们的平均尺寸不断增长，直到它们渗透并完成再电离。我们演示了如何计算这种典型的增长周围的最大的，有偏见的紫外线辐射源，如类星体，通过进一步开发的分析模型的基础上的偏移集形式主义。这种方法使我们能够计算的大小和增长的HII区的任何暗物质晕的质量和红移的最小的自由参数的祖先创建。这些预先存在的HII区域的大小的统计变化是一个额外的不确定性来源，在确定非常高的红移类星体的性质，从他们观察到的HII区域的大小。我们使用这个模型来证明，在非常高红移类星体中看到的传输间隙可以理解的辐射只有他们的祖先和相关的集群小星系。拟合将重叠的红移的下限设置为z = 5.8 +/- 0.1。这种解释使得传输间隙与观测到的类星体的年龄无关。如果这一解释是正确的，它将提高使用无线电干涉仪目前正在建设的前景，以检测再电离的时代。

矮星系再电离过程中的光蒸发

The Photo-Evaporation of Dwarf Galaxies During Reionization

在再电离期间，宇宙充满了电离辐射的宇宙学背景。到那个时候，宇宙气体的一个显着的部分已经被纳入塌陷的星系晕维里温度低于约10000 K，无法有效地冷却。我们表明，这种气体的光电离的新鲜的宇宙紫外线背景沸腾的气体的引力势阱的主机晕。我们计算了球对称暗物质晕内气体的光电离加热，并假设气体被加热到其维里温度以上时被排出。在流行的冷暗物质模型中，普雷斯-谢克特晕丰度意味着大约50-90%的坍缩气体在再电离时蒸发。气体来自于低于10-15 km/s的临界圆速度的晕。由此产生的矮星系群在红移5-10处的外流影响了周围星系际介质的金属丰度、热和流体动力学状态。我们的研究结果表明，恒星系统的速度色散低于约10公里/秒，如球状星团或矮球状星系的本集团，没有形成直接通过宇宙学崩溃在高红移。

再电离过程中的特征尺度

Characteristic Scales During Reionization

再电离时代的关键观测之一是中性和电离气体的分布。最近，Furlanetto，Zaldarriaga和Hernquist开发了一个简单的分析模型来描述这个时代HII地区的增长。在这里，我们研究了这个模型背后的一些基本简化假设，并以几种重要的方式概括它。该模型预言电离区具有一个明确的特征尺寸R_c，其范围从早期的R_c~1 Mpc到晚期的R_c>10 Mpc。我们表明，R_c主要是由驱动再电离的星系的偏置决定的，因此，这种尺度的测量限制了第一星系的基本性质。另一方面，R_c附近的方差主要由下伏物质功率谱决定。然后我们表明，增加电离效率的大质量星系移动R_c显着更大的规模和减少的重要性重组。这些差异可以通过即将到来的红移21厘米巡天（在大尺度上增加亮度温度波动高达2倍）和宇宙微波背景中小尺度各向异性的测量来观察。最后，我们表明，在星系人口的随机波动，只有扩大气泡的大小分布显着，如果大规模的星系是负责大部分的电离光子。我们认为，这个模型的关键结果是强大的，我们的许多不确定性的再电离过程。

再电离期恒星形成与21厘米辐射的相关性

The Correlation Between Star Formation and 21cm Emission During the Reionization Epoch

再电离被认为是由低质量星系主导的，而对已分辨星系的直接观测只能探测最大质量、最稀有的天体。累积Ly-alpha发射的表面亮度波动（作为恒星形成率的代理）和星系际介质（IGM）中性氢的红移21 cm信号之间的交叉相关性，将直接探测星系中电离光子的产生和IGM再电离之间的因果关系。我们讨论了探测这种未解决的星系的互相关的前景。我们发现，在<10弧分的角尺度上，使用来自太空的宽场近红外成像结合即将到来的Mileura宽场阵列-低频演示器进行检测将是实用的。当中性IGM的红移21厘米观测与Ly-alpha发射的天基近红外成像相结合时，即使使用小孔径光学望远镜（~2米）和中等视场（~10平方度），<3弧分的角尺度上的探测也会受到21厘米信号灵敏度的限制。在大于3角分的尺度上，互相关的测量将受到前景天空相减的精度的限制。

用21厘米星系交叉功率谱探测再电离

Probing Reionization with the 21 cm-Galaxy Cross Power Spectrum

高红移星系与高红移星系际介质（IGM）21 cm辐射之间的互相关有望成为再电离时代（EoR）的一个很好的探测器。在大尺度上，21厘米和星系领域的反相关在大部分的再电离时代。然而，在小于可探测星系周围H II区域的尺度上，这两个场变得大致不相关。因此，21厘米的星系交叉功率谱提供了一个示踪剂的气泡生长过程中再电离，随着再电离过程中的信号转向逐步更大的尺度。精确的周转尺度取决于可探测星系的最小宿主质量和星系选择技术。测量周转尺度作为星系光度的函数，限制了不同光度星系周围特征气泡的大小。如果电离光子未能从低质量星系中逃逸，则交叉谱在小尺度上变为正的，并且这些星系在氢电离边缘的方向上是可探测的，因为在这种情况下，一些可识别的星系位于电离区域之外。LOFAR可以潜在地测量21厘米的星系交叉光谱，并对现有的斯巴鲁调查$z=6.6$莱曼α发射器进行轻微的扩展，而MWA对检测交叉光谱的敏感性略低。一个未来的星系调查，覆盖了相当大的一部分MWA的视野（$\sim 800$度$^2$）可以探测交叉谱的尺度依赖性，约束H II区域的填充因子在不同的红移过程中再电离，并提供其他有价值的再电离模型的约束。

再电离过程中HII区的形态

The morphology of HII regions during reionization

在再电离过程中，HII区的性质可能敏感地取决于许多约束不佳的量（电离源的性质，IGM中气体的聚集度，光电离反馈抑制低质量星系丰度的程度等），这使得解释这个时代即将到来的观测变得非常困难。我们证明，实际情况是更令人鼓舞的，使用一套辐射转移模拟，后处理的输出从一个1024^3，94兆pc的N体模拟。分析处方被用来将小尺度结构，影响再电离，但仍悬而未决的N体模拟。结果表明，HII区的形貌主要取决于总电离分数xi。这并不是说气泡形态完全独立于除x_i之外的所有参数。第二个最重要的依赖关系是电离源的性质。源越稀少，HII区就变得越大、越球形。在不同的可能源处方之间，在固定的x_i下，典型的气泡尺寸可以变化多达4倍。最后一个相关因素是微晕或莱曼极限系统的丰度。这些系统抑制最大的气泡生长，这种抑制的大小取决于气体的热历史以及微晕光蒸发的速率。我们发现，无论是源抑制由于光加热，也不气体结块显着影响的大尺度结构的HII区。我们讨论了MWA和LOFAR的21厘米线的观测如何限制再电离的性质，我们研究了斑片状再电离对Lyman α发射星系统计的影响。[删节]

死类星体周围再电离过程中的化石电离泡

Fossil Ionized Bubbles Around Dead Quasars During Reionization

再电离时代最引人注目的特征之一可能是发光类星体周围的巨大电离泡（半径达到~40 Mpc），这些电离泡可能在其源关闭后很长时间内作为“化石”电离区存活下来。在这里，我们研究如何不均匀的星系际介质（IGM）的演变内这样的化石。平均重组率随时间迅速下降，短暂的类星体事件显着增加了化石泡内的平均自由程。因此，即使是化石内部星系产生的微弱电离背景也能使其保持相对高度和均匀的电离状态。例如，在IGM的一个随机补丁中包含20-30%氢的星系可以在化石中保持80-90%的电离，持续时间比IGM中的平均重组时间长得多。因此，z<10的类星体化石在近一个哈勃时间内保持了它们的身份，并且将呈现“灰色”，与平均IGM（具有“瑞士奶酪”电离拓扑结构和较低的平均电离分数）和活动类星体周围的完全电离气泡不同。更遥远的化石，在z>10时，具有较弱的星系产生的电离背景和较高的气体密度，因此它们可以获得类似于IGM其余部分的瑞士奶酪拓扑结构，但电离气泡和部分中性区域之间的对比度较小。类似的HeIII化石应该存在于z~3处的HeII/HeIII再电离时代，尽管HeIII化石内部的快速重组将更常见。我们的非均匀复合模型也适用于“双重再电离”模型，并表明非单调的再电离历史甚至比以前认为的更不可能。

对富人征税：再分化期间的通货膨胀和泡沫增长

Taxing the Rich: Recombinations and Bubble Growth During Reionization

再电离是不均匀的原因有两个：星系际介质（IGM）的块状和离散电离源的集群。虽然数值模拟原则上可以考虑到这两个因素，但目前它们受到小盒子尺寸的限制。另一方面，分析模型只研究了clusimetric IGM（具有均匀电离发射率）和集群源（嵌入在均匀IGM中）的极限情况。在这里，我们提出了一个分析模型，包括这两个因素的再电离拓扑结构的演变。起初，重组可以忽略不计，电离气泡主要通过主要的合并来增长。因此，再电离类似于“间断平衡”，在电离背景中有一系列分离良好的急剧跳跃。这些特征是局部效应，并不反映全球电离分数的类似跳跃。然后，我们结合我们的泡沫模型与一个简单的描述重组的IGM。我们表明，泡沫停止增长时，重组平衡电离。如果IGM的密度结构与中等红移下的密度结构相似，则气泡半径将限制在约20 Mpc;然而，如果IGM在更高的红移下显着聚集，则半径可能会小得多。一旦气泡达到饱和，宇宙的该区域就进入了“后重叠”阶段，因此重叠时期实际上具有有限的宽度。这张照片自然地解释了莱曼系列不透明度沿着已知z>6类星体的视线的巨大变化。更多的类星体光谱将揭示再电离的“气泡主导”拓扑特征和后期宇宙的“网络主导”拓扑特征之间的过渡。[摘要]

再电离时期IGM与γ射线暴中性部分的探测

Probing the Neutral Fraction of the IGM with GRBs during the Epoch of Reionization

我们发现，从一个单一的伽马射线暴（GRB）余辉的Ly-alpha线的红边的近红外观测不能用来约束全球中性部分的星系际介质（IGM），x_H，在GRB的红移优于~0.3。由于再电离的不均匀性，在固定的x_H值下，一些γ射线暴的视线会遇到比其他更多的中性氢。再电离时期的伽玛暴在其余辉光谱中通常不会带有中性IGM的可辨别特征。我们讨论了z = 6.3爆发GRB 050904对x_H的限制，并量化了利用未来的高红移近红外伽玛暴余辉光谱观测来探测中性IGM的可能性。假设观测的信噪比与斯巴鲁FOCAS GRB 050904的谱相似，并且阻尼Ly-alpha吸收体的柱密度分布与在较低红移处测量的柱密度分布相同，则来自x_H = 0.5的历元的GRB可以在98%的置信水平下检测部分中性IGM，10%的时间（对于三倍灵敏度的观察，30%的时间）。

恒星源的宇宙再电离

Cosmological Reionization by Stellar Sources

我使用宇宙学模拟，将一个物理动机的近似三维辐射转移，恢复正确的渐近电离前沿传播速度的一些宇宙学相关的密度分布转移调查的过程中的再电离的宇宙电离辐射从原星系。再电离分三个阶段进行，并占据了从z~15到z~5的大红移范围。在第一阶段，即“预膨胀”阶段，HII区域逐渐扩展到低密度IGM中，留下中性高密度突起。在第二个“重叠”阶段（大约发生在哈勃时间的10%），HII区域合并，电离背景上升了很大一部分。在第三阶段，即“后电离”阶段，随着所需电离光子的产生，剩余的高密度区域逐渐被电离。对于柱密度在10^14 - 10^15 cm^-2以上的莱曼-α森林吸收系统，电离背景的剩余涨落达到显著水平（大于10%），z=3 ~ 4。

Simulations and Analytic Calculations of Bubble Growth During Hydrogen Reionization

We present results from a large volume simulation of Hydrogen reionization. We combine 3d radiative transfer calculations and an N-body simulation, describing structure formation in the intergalactic medium, to detail the growth of HII regions around high redshift galaxies. Our simulation tracks 1024^3 dark matter particles, in a box of co-moving side length 65.6 Mpc/h. This large volume allows us to accurately characterize the size distribution of HII regions throughout most of the reionization process. At the same time, our simulation resolves many of the small galaxies likely responsible fo…