快速大规模再电离模拟

用Minkowski泛函研究宇宙再电离的形态

The morphology of cosmological reionization by means of Minkowski Functionals

在再电离的宇宙学时期，总气体和中性氢（H I）分布的形态可以用等密度面的Minkowski泛函（MFs）来量化。我们计算的MF从输出的高分辨率数值模拟，其中包括明确的治疗转移的紫外线电离辐射。在模拟中使用半解析模型的星系形成确定的“星系”被假定为紫外光子的唯一来源。推导出的对数正态随机场解析表达式很好地描述了气体总分布的MF。扩散氢的统计特性取决于气体分布和电离区在星系际介质（IGM）中传播的方式。因此，H I分布的MF与对数正态随机场的MF的偏差是由再电离引起的。我们使用的MF来区分在模拟中的再电离的各个阶段。我们提出了一个简单的再电离模型，再现来自这个模拟的MF。使用对数正态密度场的随机实现，我们还评估了MF区分不同再电离方案的能力。我们的结果是相关的未来宇宙学21厘米地图的分析。

早期结构形成和再电离的有效模拟

Efficient Simulations of Early Structure Formation and Reionization

我们提出了一种方法来构建半数值“模拟”，它可以有效地产生实现晕分布和电离地图在高红移。我们的程序结合了一阶拉格朗日微扰理论的一个离散集的方法，并直接操作的线性密度和速度场。因此，可实现的动态范围与我们的算法超过了目前的实际限制的N体代码的数量级。这在再电离研究中尤其重要，因为动态范围是主要的限制因素。我们测试我们的晕发现和HII气泡发现算法独立对N体模拟与辐射转移，并获得良好的协议。我们计算的大小分布的电离和中性区域在我们的地图。我们发现更大的电离气泡比纯分析模型在相同的体积加权平均氢中性分数。我们还生成21厘米的亮度温度波动，这是第一次包括由于气体体积速度的修正的地图和功率谱。我们发现，速度加宽的尾部的温度分布，并增加小规模的功率，虽然这些影响迅速减少再电离的进展。我们还包括一些来自迄今为止最大动态范围的模拟运行的初步结果：一个250 Mpc的盒子，可以分辨质量M >~ 2.2 x10^8 M_sun的晕。我们表明，准确地模拟再电离的后期阶段需要如此大的尺度。我们的半数值方法提供的速度和动态范围将是非常有用的早期结构形成和再电离的建模。

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…

大尺度宇宙再电离II的模拟：21厘米辐射特征和统计信号

Simulating Cosmic Reionization at Large Scales II: the 21-cm Emission Features and Statistical Signals

我们提出了详细的预测红移21厘米信号的再电离时代。这些预测是根据大尺度（100/h Mpc）、高动态范围、宇宙学模拟的结果，通过辐射转移计算得到的。我们考虑几种方案的再电离的历史，早期和扩展的再电离。从模拟中，我们构建和分析了一系列的观测特征，从全球信号，通过详细的图像和光谱，均方根波动，角功率谱和概率分布函数的统计表示，以表征21厘米信号的非高斯性。（摘要缩写）

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。

暗天体与宇宙再电离

Dark Satellites and Cosmic Reionization

一个可能的解释，目前的差异之间的丰富的银河subhaloes的N体模拟预测与本集团中观察到的。我们研究的影响，早期再电离的重子组成部分的宇宙使用SPH模拟组和星系尺度。我们使用一个简化的再电离模型，描述为在给定的红移（z_r > 8）下IGM温度的瞬时增量（1 e5 < T_{IGM} <1 e6 K）。我们发现康普顿冷却（热电子和CMB光子之间的相互作用）起着关键作用;在高红移（z_r>10），这种冷却非常有效，并且能够在几个百万年内抵消气体的任何加热。这意味着需要一个较晚的再电离（z_r<9）来充分减少银河系周围发光矮卫星的数量。当再电离红移z_r=8，再电离温度为T_{IGM} ~ 1 e ~ 5 K时，我们能够再现观测到的本群矮星系数目。

莱曼破缺与宇宙再电离

Lyman Break Galaxies and Reionization of the Universe

我们提出了恒星形成的历史，光度，颜色，质量与光的比例，和晕质量的“星系”在宇宙学再电离的模拟形成。我们将这些星系与在高红移下观测到的Lyman Break Galerkin星系进行了比较。虽然模拟受到小盒子尺寸的严重限制，但模拟的星系确实看起来像观测到的星系的远亲。它们具有相似的颜色，模拟和观测的星系都可以用相同的光度函数拟合。这对再电离过程很重要，因为在模拟中，只有恒星在红移处负责再电离，这与类星体吸收光谱中看到的冈恩-彼得森槽一致。根据观测研究，z = 4的最亮星系确实相当年轻。但这些最明亮的星系是搭便车的-它们对z > 6的宇宙再电离的贡献仅为25%。相反，大部分工作是由较暗的星系完成的，这些星系在z = 4时属于28 < I < 30星等范围。这些较暗的星系并不一定比最亮的星系质量小。

数值宇宙学中的再电离模拟

Simulating Reionization in Numerical Cosmology

将辐射转移效应纳入宇宙学流体动力学模拟对于理解星系际介质（IGM）如何从中性介质过渡到几乎完全电离的介质是必不可少的。在这里，我们提出了一个近似的数值方法，旨在研究在统计意义上的宇宙密度场是如何电离的一组离散点源。在我们的程序中，还自洽地计算了漫射背景辐射场。该方法需要相对较少的时间步长，并且可以与具有高分辨率的模拟一起使用。我们描述的算法的细节，并提供了一个描述的方法可以应用到输出从一个预先存在的宇宙学模拟研究系统的再电离的一个特定的离子物种。作为第一个应用，我们计算了类星体在红移范围3至6的He II的再电离。

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。

宇宙再电离和21厘米信号：解析模型和模拟之间的比较

Cosmic Reionization and the 21-cm signal: Comparison between an analytical model and a simulation

我们测量几个属性的再电离过程和相应的低频21厘米信号与中性氢分布，使用大体积，高分辨率的宇宙再电离模拟。21厘米的信号的亮度温度是通过后处理这个数值模拟与半解析处方。我们的研究扩展到高红移（z ~ 25），其中，除了碰撞耦合，我们的后处理模拟考虑到中性气体的加热由X射线和不均匀的Lya辐射场的影响的不均匀性。与研究充分的情况下，自旋温度被假定为显着大于宇宙微波背景的温度，由于均匀加热的气体由X射线，空间波动的Lya辐射场和X射线强度的影响预测有关的亮度温度在z > 10，在再电离和气体加热的早期阶段。然后将我们模拟的21 cm信号的统计数据与文献中现有的分析模型进行比较，我们发现这些分析模型在z < 10时提供了21 cm功率谱的合理准确描述。这种一致性是有用的，因为分析模型更适合于快速探索与未来21厘米巡天相关的完整天体物理学和宇宙学参数空间。然而，我们发现，不可忽略的差异，可以归因于不均匀的X射线加热和Lya耦合在z > 10的差异，并与即将到来的干涉数据，这些差异的回报可以提供一种方法，以更好地了解再电离过程中的天体物理过程。

大尺度模拟宇宙再电离I：再电离的几何学

Simulating Cosmic Reionization at Large Scales I: the Geometry of Reionization

我们首次对宇宙再电离进行了大尺度辐射转移模拟，模拟体积为（100/h Mpc）^[3]，同时捕获了主要负责再电离的矮星系。我们实现这一点，结合从极大的，宇宙学的，N体模拟的结果与一个新的，快速和有效的三维辐射转移，C^2射线代码。由此产生的电子散射光学厚度与第一年的WMAP偏振数据吻合得很好。我们表明，再电离清楚地进行了由内而外的方式，与高密度区域被电离早，平均而言，比空隙。较小尺寸（5至10共动Mpc）的子区域的电离历史表现出一个大的分散的平均值，并没有很好地描述全球再电离的历史。这种预测的最小可靠体积大小为约30 Mpc。我们推导出的中性，电离和总气体密度场的功率谱，并表明，有一个显着的提升的密度波动的中性和电离组件相对于总在弧分和更大的尺度。我们发现两个人口的HII地区根据其大小，众多，中等规模（~10 Mpc）的地区和少数，罕见的，非常大的地区，几十Mpc的大小。我们推导出在不同尺度下的电离分数和电离气体密度的统计分布，并首次表明这两种分布都是明显的非高斯分布。（节略）

宇宙再电离的辐射转移模拟I：方法和初步结果

Radiative transfer simulations of cosmic reionization I: methodology and initial results

我们提出了一个新的混合代码的大体积，高分辨率的宇宙再电离模拟，它利用了N体算法的暗物质，物理激励的重子和恒星形成的处方，和电离光子的辐射转移的自适应射线跟踪算法。在50 Mpc/h的盒子中运行了两个测试模拟，每个模拟有30亿个粒子和4亿条射线，以给出初步结果。为了对恒星形成和聚集因子进行稳健的建模，晕被分解到了感兴趣的红移范围内的10^4 K维里温度。这对于正确解释电离和复合过程至关重要。我们发现，晕和源相对于底层的暗物质有很强的偏见，加强大型模拟箱的要求，以尽量减少宇宙方差，并获得一个定性正确的图片再电离。我们模拟恒星的初始质量函数（IMF），通过以下空间相关的气体金属丰度的演变，并区分第一代，人口III（PopIII）的恒星和第二代，人口II（PopII）的恒星。具有头重脚轻IMF的PopIII恒星在高红移z>10时产生一个数量级的电离光子，导致更长的再电离。在我们的模拟中，HII区在z~6.5处完全重叠，计算出的5<z<6.5处的质量和体积加权剩余HII分数与SDSS测量的高红移类星体吸收值吻合得很好。汤姆逊光学深度的值与第三年WMAP的当前最佳拟合值在1-sigma范围内是一致的。

再电离期21厘米本底的理论与模拟

The Theory and Simulation of the 21-cm Background from the Epoch of Reionization

遥远的中性H原子的红移21厘米线提供了宇宙“黑暗时代”和结束它们的再电离时代（“EOR”）的探针。由这条红移线产生的射电连续谱可以在米波的CMB吸收或发射中看到，产生有关宇宙热和电离历史的信息，以及导致星系和大尺度结构形成的原始密度扰动谱。观察这个21厘米的背景是一个巨大的挑战。目前正在开发新一代低频无线电阵列，以寻找这一背景。对这种背景的光谱和各向异性进行精确的理论预测，对于指导和解释未来的观测是必要的，也是相当具有挑战性的。有必要对星系际介质的非均匀再电离进行建模，并确定21 cm跃迁的自旋温度及其随时间和空间的变化，因为它与CMB的温度不同。在这里，我们专注于一些预测的21厘米的背景下，从EOR，基于我们最新的，大规模的模拟补丁再电离。这些模拟是第一次有足够的N体粒子（从50亿到290亿）和辐射转移射线，以解决形成和跟踪电离辐射从数以百万计的矮星系认为负责再电离，下降到10^8 M太阳，在一个足够大的立方体积（90和163同向Mpc的一侧），使波动的21厘米的背景有意义的统计预测。（节略）

再电离：特征标度、拓扑与可观测性

Reionization: Characteristic Scales, Topology and Observability

最近，z>6时宇宙再电离过程的数值模拟取得了质的飞跃，达到了足够的尺度和动态范围来确定这一过程的特征尺度。这使得人们能够对各种观测信号进行第一次现实的预测。我们讨论了最近的结果，从大尺度辐射转移和结构形成模拟的可观测性高红移李α源。我们还简要地讨论了再电离参数对电离和中性补丁的特征尺度和拓扑结构的依赖性。

用重子的热历史约束再电离

Constraining reionization using the thermal history of the baryons

星系际介质的热演化依赖于宇宙的再电离历史。数值模拟表明，低密度IGM，这是负责低柱密度Ly-alpha森林，遵循一个定义良好的温度-密度关系。这导致作为列密度的函数的线宽分布的截止。我们使用流体动力学模拟来校准截止和温度-密度关系之间的关系，并将此关系应用于Keck光谱跨越红移范围z=2-4.5。我们发现，温度峰值在z~3，并解释这是由于氦的再电离再加热的证据。

再电离时期电离区增长的WENO算法

A WENO Algorithm for the Growth of Ionized Regions at the Reionization Epoch

采用WENO算法研究了紫外光子源周围电离区的体积增长，WENO算法是一种有效的光子动力学求解方法，它可以在由辐射转移方程描述的相空间中求解。我们发现，体积增长率，无论是孤立的电离区或集群区合并，一般包括三个阶段：快速或相对论增长阶段在早期阶段，缓慢增长阶段在后期阶段，和之间的过渡阶段的快速和缓慢阶段。我们还表明，周围的电离区的体积增长的集群源强度$\dot{E}_i$（$i=1, 2, ...$）将具有相同的行为作为一个单一的源强度$\dot{E}=\sum_i\dot{E}_i$，如果所有的最近邻源$i$和$j$之间的距离小于$c(t^i_c+t^j_c)$，$t^i_c$的时间尺度$t_c$的源$i$。因此，紧密聚集的UV光子源将导致电离体积的缓慢增长。这一效应对于研究再电离期21 cm信号的红移依赖性具有重要意义。

再电离高级阶段的UV辐射反馈

UV Radiative Feedback During the Advanced Stages of Reionization

再电离过程中的电离紫外线背景（UVB）可以抑制低质量星系的气体含量，即使是那些能够有效的原子冷却，从而导致延长再电离时期。在这项工作中，我们探讨了在再电离的中期和后期阶段，负紫外辐射反馈对Tvir> 10^4 K晕的重要性。我们不试图自洽模型再电离，相反，我们探索一个大的参数空间，试图得出一般的，强大的结论。我们使用分层的方法来做到这一点。使用1-D流体动力学模拟，我们模型的气体塌陷到各种质量的各种强度的UVB下的晕。然后，我们生成现实的，参数化的地图的不均匀的UVB，使用大规模的半数值模拟。通过结合这些结果，我们发现，在所有合理的保守的情况下，紫外线反馈原子冷却晕是不够强，显着延迟大部分的再电离。只有当z> 10源的电离效率比z~6数据似乎暗示的高得多（~两个数量级）时，这种延迟才有可能。我们还发现，反馈是非常强烈地依赖于晕质量。我们的结果表明，再电离的自然时间尺度是Tvir> 10^4 K晕中包含的整体坍缩部分的增长。最后，我们的研究结果强调了在模拟再电离时考虑扩展动力学范围的重要性。

CMB/21 cm谱线耦合数据的再电离历史

Reionization History from Coupled CMB/21cm Line Data

本文利用CRASH程序和辐射转移宇宙学模拟研究了非均匀再电离产生的CMB次级各向异性。再电离的历史是一致的WMAP汤姆逊光学深度测定。我们发现，当l > 4000时，由这一过程产生的信号在主CMB分量上占主导地位，并在弧分尺度上达到l（l+1）C_l/2π~ 1.6 × 10^{-13}的最大幅度，即l高达几千。然后，我们交叉相关的二次CMB各向异性地图与中性氢21厘米线发射波动从相同的模拟。这两个信号在对应于21厘米红移的HII区域（包括重叠）的典型大小的角度尺度上是高度反相关的。我们展示了如何利用CMB/21 cm互相关：（a）研究再电离源的性质，（b）重建宇宙再电离历史，（c）推断任何红移处的平均宇宙电离能级。我们讨论了未来的设施，拟议的实验的可行性。

宇宙再电离的射电观点

Radio views of cosmic reionization

我们使用数值模拟的宇宙再电离和辐射过程有关的HI 21厘米发射线，以产生合成的无线电地图所看到的下一代射电望远镜，将在低射频（如LOFAR）。已经探索了两种不同的情况，其中再电离结束提前（z约13）或延迟（z约8），具体取决于第一颗恒星的初始质量函数（IMF）和电离光子逃逸分数。对于这些模型中的每一个，我们产生合成HI 21厘米的发射地图，通过卷积的模拟输出与临时LOFAR采样功能在76-140 MHz的频率范围。如果再电离发生较晚，LOFAR将能够检测到弧分尺度上的单个HI结构，在大约1000小时的观测时间内以大约35 mK的亮度温度发射3-sigma信号。在早期再电离的情况下，由于灵敏度降低和天空温度升高，检测不太可能。这些结果假设电离层、干扰和前景问题完全在控制之下。

再电离、SLOAN和WMAP：图像一致吗？

Reionization, SLOAN, and WMAP: is the Picture Consistent?

我表明，先进的宇宙学再电离模拟是能够适应的平均透射通量在氢莱曼α线在z~6的观测数据。与此同时，后验模型可以构建，也产生一个大的值（20%）的汤普森散射光学深度，与WMAP测量一致。因此，它似乎出现了一个一致的图片，其中早期再电离（如WMAP建议）是根据SLOAN数据在z~6完成。

宇宙再电离

Cosmic Reionization Redux

我们表明，数值模拟的再电离，解决莱曼极限系统（并因此，正确计数电离光子的散射）已收敛到约10%的水平为5<z<6.2，并在合理的协议（在10%以内）与SDSS数据在这个红移的时间间隔。因此，SDSS数据将宇宙HII区域重叠的红移限制为z_{OVL} = 6.1+-0.15。在较高的红移，模拟是远离收敛的平均冈恩-彼得森光学厚度，但实现了良好的收敛的平均中性氢分数。然而，拟合SDSS数据的模拟并没有足够的分辨率来解析恒星形成的最早期，而且距离汤普森散射的光学深度的精确值还很远--任何介于6%到10%之间的值都是可能的，这取决于模拟的收敛速度和PopIII恒星的贡献率。这与WMAP第三年的结果基本一致，但需要更高分辨率的模拟才能得出足够精确的汤普森光学厚度值，以便与WMAP数据进行统计比较。

用21厘米涨落研究宇宙再电离源

Studying the Sources of Cosmic Reionization with 21-cm Fluctuations

我们探讨的能力，测量的21厘米功率谱在再电离过程中，使再电离的历史和电离源的属性的同时重建。对于各种模拟的21厘米测量，我们进行极大似然拟合，以约束再电离和星系形成的历史。我们采用了一个灵活的六参数模型，参数化的高红移星系的属性的不确定性。所需的计算速度是通过使用一个分析模型，这是在合理的协议与数值模拟的再电离。我们发现，一年的观测与MWA阵列应测量宇宙电离分数~ 1%的准确度在最后的再电离，和几个百分点的准确度周围的中点再电离。电离源的平均晕质量在再电离过程中的2/3时可以测量到10%的准确度，在再电离的整个中心阶段可以测量到20%的准确度，如果这个质量在1/3到1000亿太阳质量的范围内。

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。