The Effects of Patchy Reionization on Satellite Galaxies of the Milky Way
我们结合高分辨率的宝瓶座模拟与三维模型的再电离的基础上的初始密度场的宝瓶座父模拟，千禧年-II，研究补丁再电离的影响上的微弱的卫星人口的银河系晕。由于宝瓶座套件包括放大模拟的晕在千禧年-II卷，我们遵循的子结构的形成和再电离气泡的增长，由于同时更大的环境，从而确定卫星候选人的再电离红移。我们这样做四个不同的再电离模型，并比较结果瞬时再电离。使用一个简单的程序来选择卫星和分配模拟中的光度，我们比较由此产生的卫星种群。我们发现卫星总数敏感地依赖于再电离模型，对于一个给定的宿主晕，四种模型之间有3-4个因子的变化，尽管差异完全在微弱卫星的数量上（M_V > -10）。此外，我们发现，对于一个给定的再电离模型的卫星总数相差10%-20%之间的补丁和均匀的情况下，适当的红移选择的瞬时情况。然而，来自六个宝瓶座光环的光环-光环散射很大，高达2-3倍，因此可以与再电离情景之间的差异相媲美。为了利用银河系周围微弱矮星系的人口作为局部再电离历史的探针，那么，有必要首先更好地了解银河系周围的子结构的一般分布-质量晕。
2012-02-07 astro-ph.CO
Extremely-Metal Poor Stars in the Milky Way: A Second Generation Formed after Reionization
第三星族恒星形成的宇宙学模拟显示，当冷却由氢分子驱动时，初始质量函数（IMF）偏向于在红移z>20的迷你晕中形成的超大质量恒星（M> 100 Msun）。然而，这一结果与银河系晕中的极贫金属（EMP）恒星的观测结果相冲突，其r过程元素丰度似乎与非常大的第三星族祖先的预期不相容。我们提出了一个新的解决方案的问题，其中的IMF的第二代恒星形成在z>10，再电离之前，是不足的亚太阳质量的恒星，由于高宇宙微波背景温度地板。观测到的EMP星优先在z <10 in pockets of gas enriched to metallicity Z>10^{-3.5} Zsun由星族II星的风形成。我们对像银河系这样的暗物质晕的宇宙学模拟表明，目前的EMP星样本只能限制晚期第三星族恒星的IMF，这些恒星形成于z<13的晕中，维里温度Tvir约为10^4 K。这表明对不稳定性超新星主要不是由这个群体产生的。要开始探测形成于高红移的第三星族恒星的IMF，需要进行一次大规模的巡天，至少要有500颗，可能是几千颗金属丰度为Z~10^{-3.5} Zsun的EMP星。
2010-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of inhomogeneous reionization on post-reionization 21 cm intensity mapping measurement of cosmological parameters
本文结合流体动力学与21cmFAST模拟，量化非均匀再电离对再电离后21 cm功率谱及宇宙学参数估计的影响，并评估SKA1-LOW与PUMA的探测前景及偏差缓解策略。
2023-10-02 astro-ph.CO
Impact of inhomogeneous reionization on the Lyman-α forest
在高红移处的\lya森林是再电离的一个强有力的探测器。建模和观察这种印记带来了重大的技术挑战：必须考虑到不均匀的再电离，同时能够在再电离之前解决网状小尺度结构。在这项工作中，我们量化的非均匀再电离的影响\lya森林在较低的红移（$2 < z < 4$），即将到来的调查，如DESI将使通量功率谱的精确测量。我们使用两个小盒子模拟能够处理的\lya森林和半数值大盒子模拟的小尺度结构能够代表非均匀再电离的影响。我们发现，不均匀的再电离可以产生可测量的影响\lya森林功率谱。$z_{\rm obs} = 4$和$k = 0.14 \ \rm{Mpc}^{-1}$的3D功率谱的偏差范围为$19 - 36\%$，对后期再电离的影响更大。通过$z_{\rm obs} = 2$，校正减小到$2.0 - 4.1\%$。对1D功率谱的影响较小，范围从$z_{\rm obs}=4$处的$3.3 - 6.5\%$到$z_{\rm obs}=2$处的$0.35 - 0.75\%$，这些值与当前和即将进行的调查中的统计不确定性相当。此外，我们研究如何可以这个系统的约束与21厘米功率谱的四极的帮助。
2019-05-20 astro-ph.CO
Clues on the Missing Sources of Reionization from Self-consistent Modeling of Milky Way and Dwarf Galaxy Globular Clusters
球状星团是古老恒星形成的独特痕迹。我们通过模拟银河系类型星系的球状星团种群的形成和动力学演化，利用Via Lactea II模拟的合并树，确定了整个宇宙时间内球状星团的形成效率。所有的模型都被限制在再现孤立矮星中观测到的球状星团的比频率和初始质量函数。球状星团的轨道，然后计算在一个随时间变化的引力势后，他们无论是吸积从卫星晕或形成在原位，在银河系晕。我们发现，银心距离和球状星团的金属丰度分布是非常敏感的球状星团的形成效率的红移和晕质量的函数。我们最精确的模型揭示了球状星团形成效率在z~2和z~7-12处的两个明显的峰值，并且倾向于形成效率随着晕质量的减少而适度增加，这与反馈调节恒星形成的预期相反。这个模型精确地再现了银河系中球状星团的位置、速度、质量函数、金属丰度分布和年龄分布，并预测约40%的球状星团是在银河系晕内原位形成的，而其他约60%是从大约20个Vc > 30 km/s的卫星矮星系中吸积而来的，约29%或所有的球状星团是在红移z > 7时形成的。这些结果进一步加强了球状星团的形成是高红移星系中恒星形成的一种重要模式的观点，并可能在星系际介质的再电离中发挥重要作用
2014-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Will Nonlinear Peculiar Velocity and Inhomogeneous Reionization Spoil 21cm Cosmology from the Epoch of Reionization?
来自再电离时期的21厘米背景是一个很有前途的宇宙学探测器：视线速度起伏扭曲红移，因此傅立叶空间中的亮度起伏取决于角度，线性理论表明可以将宇宙学信息与天体物理信息分开。然而，电离、密度和速度的非线性波动改变了这一点。分离方案的有效性和准确性进行了测试，在这里的第一次，详细的再电离模拟。该方案在再电离早期（< 40%电离）工作得相当好，但在再电离晚期（> 80%电离）则不好。
2013-03-01 astro-ph.CO astro-ph.IM
Reionization Histories of Milky Way Mass Halos
我们调查的时代之间的再电离和当今宇宙的连接，通过检查扩展的质量再电离历史的暗物质晕确定在z=0。我们结合了一个N体暗物质模拟的600 Mpc的体积与三维，数值再电离模型。这提供了每个粒子的再电离红移，然后可以将其与当前的晕的性质联系起来。我们发现，绝大多数质量大于~几× 10^11 Msun的现今晕，都比宇宙中的其他部分更早地返回地球。我们还发现显着的晕晕多样性的质量再电离的历史，并发现，在现实的非均匀模型，在一个给定的晕内的材料预计不会在同一时间再电离。特别是，在个别晕内的再电离时间的分散通常大于晕之间的分散。从我们的基准再电离模型中，我们发现，对于10^（12 \pm 0.25）Msun的晕，晕内再电离时间的典型68%分散度约为1.15亿年，对于10^（15 \pm 0.25）Msun的晕，其再电离时间略微减少到约9.5亿年。我们发现一个温和的再电离历史和环境之间的相关性：具有较短的再电离历史的晕通常是在更集群的环境中，最强的趋势的规模为20百万秒差距。在银河系质量晕与短的再电离历史的材料优先再电离在相对较大的HII区域，这意味着再电离主要是由外部的源的祖先，今天的晕。我们调查的影响，我们的结果不同的再电离模型参数，它跨越了一系列的再电离的情况下，不同的时间和形态。
2013-06-12 astro-ph.CO
The Impact of Local Stellar Radiation on Dwarf Galaxy Formation Around Milky Way Analogues Across Cosmic Reionization
本研究利用Auriga项目的模拟，探究局部恒星辐射对银河系类似星系周围矮星系形成的影响，发现其在再电离前抑制低质量暗物质晕中矮星系形成，红移z=4后影响近乎消失，最暗弱卫星星系的减少量无统计显著性。
2025-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The depletion of gas in high-redshift dwarf galaxies from an inhomogeneous reionization
星系际介质（IGM）的再电离可能是不均匀的和扩展的。通过加热IGM和来自星系外围的光蒸发气体，这个过程可以对结构的生长产生巨大的影响。利用一套大参数空间的球对称坍缩模拟，研究了电离紫外背景（UVB）对重子在暗物质晕上凝聚的影响。我们提出了一个表达式的晕重子分数，这是一个明确的函数：（i）晕质量;（ii）UVB强度;（iii）红移;（iv）红移的晕暴露于UVB。我们还提出了一个相应的表达式的特征或临界质量，定义为晕质量保留一半的重子相比，全球的价值。由于我们的结果是普遍的和物理动机，它们可以广泛地应用于非均匀再电离模型。
2013-01-28 astro-ph.CO
Inhomogeneous recombinations during cosmic reionization
通过耗尽可用于扩展宇宙HII区域的电离光子预算，重组系统（或莱曼极限系统）可以在宇宙再电离期间（和之后）产生巨大影响。不幸的是，在大规模再电离模拟中直接解决这样的结构在计算上是不切实际的。相反，在这里，我们实现了一个子网格处方跟踪星系际介质中的非均匀重组。建立在以前的工作参数化恒星形成的光加热反馈，我们提出了大规模的，半数值再电离模拟，自洽跟踪本地（子网格）的源和汇的电离光子的演变。我们简单的单参数模型自然会产生扩展的再电离和适度、缓慢变化的发射率，与观察结果一致。双折射有助于减缓大HII区域的增长，并抑制再电离后期（和之后）电离背景的快速上升。结果，在整个再电离过程中，典型的HII区域小了$\sim 2-3$倍。在再电离的后半部分，大尺度（$k\lesssim 0.2\text{ Mpc$ ^{-1} $}$）电离功率谱受到$\gtrsim 2-3$因子的抑制。因此，正确的重组建模是重要的，几乎所有的再电离观测，包括即将到来的干涉与红移21厘米线解释。与以前的工作一致，我们发现在再电离结束时电离气体的聚团因子为$C_{\rm HII}\sim 4$。
2014-02-10 astro-ph.CO
An Improved Forecast of Patchy Reionization Reconstruction with CMB
非均匀再电离引起宇宙微波背景（CMB）光学深度τ（n）到最后一个散射表面的角起伏，使不同的球谐模相关，并在CMB图上留下特征非高斯性。最近，人们利用这种模式耦合信号导出了最小方差二次估计器，并发现在未来的实验中，如CMBPol，可以检测到（S/N）^2 ~ 100的光学深度起伏。我们首先证明，非高斯信号从引力透镜的CMB是主要的污染源重建非均匀再电离信号，即使其贡献的98%删除的delensing。然后，我们构建无偏估计，同时重建非均匀再电离信号τ（n）和引力透镜潜在的phi（n）。我们应用我们的新的无偏估计未来的CMB实验，以评估非均匀再电离信号的可探测性。通过对非均匀再电离的更多物理模拟，预测了比以前的研究小一个数量级的光学深度功率谱，我们表明，CMBPol-like实验可以实现非均匀再电离的边缘检测，（S/N）^2 ~ O（1），使用这种二次估计，使用类似的极大似然估计~O（10）。
2011-06-23 astro-ph.CO
CHORUS IV: Mapping the Spatially Inhomogeneous Cosmic Reionization with Subaru HSC
空间不均匀性是理解再电离过程的重要特征之一，然而，它还没有被完全量化。为了映射这种不均匀的分布，我们同时检测Ly $α$发射器（LAEs）和莱曼破裂星系（LBG）在$z \sim 6.6$从斯巴鲁/超Suprime-Cam（HSC）大面积（$\sim1.5\,\mathrm{ deg}^2 = 34000\,\mathrm{cMpc}^2$）深调查。我们估计中性分数，$x_\mathrm{HI}$，从观测到的数密度比LAEs的LBG，$n(\mathrm{LAE})/n(\mathrm{LBG})$的基础上的数值辐射传输模拟，其中模型星系选择，以满足观测到的选择函数。虽然在视场内的平均$x_\mathrm{HI}$被发现是$x_\mathrm{HI} < 0.4$，这与以前的研究是一致的，在每个$140\,\mathrm{pMpc}^2$的视场内的$n(\mathrm{LAE})/n(\mathrm{LBG})$的变化被发现是大到三倍。这可能暗示了再电离的空间不均匀拓扑结构，但它也留下了一种可能性，即这种变化是基于星系分布的固有大尺度结构。根据模拟结果，从目前的调查中可能很难区分这两者。我们还发现，在高LAE密度区域的LAE更多地填充高$\mathrm{EW}_0$，支持所观察到的$n(\mathrm{LAE})/n(\mathrm{LBG})$或多或少地由中性部分驱动，尽管统计显…
2022-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inhomogeneous Reionization Models in Cosmological Hydrodynamical Simulations
在这项工作中，我们提出了一种新的混合方法来模拟宇宙流体动力学模拟中的再电离热效应。该方法改进了用于星系际介质（IGM）和星系形成的模拟的标准方法，而没有显着增加的计算成本，允许有效的探索参数空间。该方法使用了一个小的唯象输入参数集，并结合了半数值再电离模型，以解决拓扑结构的再电离和再电离加热IGM的近似模型，与大规模并行\texttt{Nyx}流体动力学代码，专门设计用于解决扩散IGM气体的结构。我们已经产生了几个大规模的高分辨率宇宙学流体动力学模拟（$2048^3$，$L_{\rm box} = 40$ Mpc/h）与不同的瞬时和非均匀HI再电离模型，使用这种新的方法。我们研究了这些模型的IGM热性质，发现大尺度的温度波动远远超出了再电离结束。分析这些模型的一维通量功率谱，我们发现$\sim 50\%$的大尺度属性（低模式，$k\lesssim0.01$ s/km）的后再电离功率谱的差异，由于热涨落。我们表明，这些差异可以让人们区分不同的再电离方案已经与现有的LY $α$森林测量。最后，我们探讨的差异，在小尺度截止功率谱，我们发现，对于相同的热输入，模型显示出非常好的协议，提供的瞬时再电离模型的再电离红移发生在中点的非均匀模型。
2019-06-07 astro-ph.CO
Inhomogeneous HeII reionization in Hydrodynamic Simulations
氦的第二电子的再电离在红移2 < z < 5之间塑造了星系际气体的物理状态。由于在流体动力学模拟中进行完全原位辐射转移对于大体积来说计算昂贵，因此HeII再电离的物理学通常近似于不捕获再电离的斑块的均匀UV背景模型。我们已经设计了一个模型，实现了HeII再电离的影响，使用半解析计算的星系际气体的热状态-一种绕过完整的辐射转移模拟，同时仍然实现物理的HeII再电离，影响观测，如莱曼阿尔法森林。在这里，我们提出了一个公开的代码，灵活的模型非均匀HeII再电离在模拟中可以忽略不计的计算成本。由于HeII再电离的许多参数是不确定的，我们的模型是可定制的一组自由参数。我们在MP-Gadget中显示了此代码的结果，其中实现了此模型。我们证明了星系际气体的温度演化和温度-密度关系-与最近的测量和以前的辐射转移模拟一致。我们表明，HeII再电离的影响引起微妙的签名在一维统计的莱曼α森林在百分之几的水平，与以前的研究结果一致。这些模拟的灵活性是理想的研究HeII再电离和未来的观测HeII莱曼α森林。
2020-06-19 astro-ph.CO
Patchy Screening of the Cosmic Microwave Background by Inhomogeneous Reionization
利用WMAP-7温度/极化数据中的非对角TB和TT相关性，我们推导出了一个约束条件，即对来自非均匀再电离的宇宙微波背景的斑片状屏蔽。我们将其解释为对作为相干多极Lc的函数的均方根光学深度波动Δτ的约束。我们将这些参数的共动相干尺度，气泡大小Rc，在一个唯象模型，其中再电离是瞬时的，但发生在一个皱巴巴的表面上，也到气泡大小的“瑞士奶酪”再电离模型中的固定大小的气泡分布在一定范围内的红移。目前的WMAP数据仍然太弱，几个数量级，以约束合理的模型，但即将普朗克和未来的EPIC数据应该开始接近有趣的参数空间制度。我们还提出了约束的参数空间施加的最近的结果从EDGES实验。
2012-10-19 astro-ph.CO
O-V-S-Z and friends: Non-Gaussianity from inhomogeneous reionization
计算了非均匀再电离引起的宇宙微波背景（CMB）双谱。我们计算了共形牛顿规范在所有尺度上对双谱有贡献的一阶项的乘积。我们还正确地占的物质密度和初始条件之间的去相关使用微扰理论到三阶。我们发现，双谱是本地类型的预期。对于一个合理的再电离模型，宇宙完全电离，红移为z_{ri} ~ 8，到末次散射面的光学厚度为τ_0=0.087，探测CMB温度双谱的信噪比为S/N ~ 0.1，原始非高斯性估计的混乱为f_{NL} ~-0.1。对于z_{ri} ~ 12.5，τ_0=0.14的极端模型，我们得到S/N ~ 0.5和f_{NL} ~-0.2。
2010-02-24 astro-ph.CO
The imprint of inhomogeneous HeII reionization on the HI and HeII Ly-alpha forest
我们使用一组AMR流体动力学模拟后处理的辐射传输代码RADAMESH研究如何不均匀的HeII再电离影响星系际介质（IGM）。我们传播辐射的活动星系核（AGN）考虑两种方案的时间演化的电离源。我们发现，HeII再电离发生在一个非常不均匀的方式，通过生产分离良好的气泡的电离相，随后渗滤。总的来说，再电离过程在时间上是延长的，并持续一个红移间隔Δ z>1。在固定的气体密度，温度分布是双峰的早期阶段的HeII再电离和不能描述一个简单的有效的状态方程。当氦II再电离完成时，IGM的特征在于具有指数γ ~1.20的多方状态方程。这种关系明显比再电离过程开始时（γ =1.56）更平坦，并且在平均值周围呈现出更宽的分散度。我们从模拟中提取HI和HeII Ly-alpha吸收光谱，并将Voigt轮廓拟合到它们。我们发现，氦被双重电离的区域的特征在于由不同的概率密度函数的曲率和多普勒b参数的HI Ly-alpha森林的双峰温度分布的结果在早期阶段的HeII再电离。HeII和HI的柱密度比显示出很强的空间变异性。它的概率密度函数随时间迅速演变，反映了由于活动星系核的贡献，电离辐射更难的体积分数的增加。最后，我们表明，每单位红移的通量传输窗口的数密度和HeII光谱中的暗间隙的平均大小有可能区分不同的再电离方案。（节略）
2013-09-11 astro-ph.CO
Evidence for inhomogeneous reionization in the local Universe from metal-poor globular cluster systems
利用ΛCDM范式中星系集合体的一个基本特征，利用所观测到的贫金属球状星团的空间偏置和运动学来约束单个星系周围的局部再电离时期。选择了三个位于不同环境中的星系，进行了约束再电离在局域宇宙中的环境传播的第一次尝试。三个星系的联合约束（z_reion = 10.5^{+1.0}_{-0.9}）与最新的WMAP对简单瞬时再电离模型的z_reion约束非常一致。更重要的是，这里发现的z_reion值的范围与其他观测的z_reion估计的全球范围一致。我们还发现了一个1.7σ的指示，表明在高密度环境中的星系际介质被再电离之前，在低密度环境中完成了再电离。这与某些理论模型相一致，这些模型预测再电离的持续时间在全球范围内延长，中性氢袋在高密度环境中幸存下来，即使在周围区域被再电离之后。更一般地说，这项工作提供了一个有用的限制星系恒星晕的形成历史。
2012-04-11 astro-ph.CO
Energy dissipation of energetic electrons in the inhomogeneous intergalactic medium during the epoch of reionization
研究了宇宙再电离时期非均匀星系际介质中高能电子随时间的能量耗散。除了原子过程之外，我们还考虑了电子在漫画微波背景（CMB）光子上的逆康普顿（IC）散射，这是能量超过几MeV的电子的能量损失的主要通道。我们证明：（1）对IGM的影响既有局部的，（原子过程）和非局部（2）氢离子和氦离子电离的能量分布依赖于初始电子能量，（3）局域重子过密度显著影响能量在各通道中的分布;（4）在宇宙再电离时期，原子截面的相对论效应变得重要。我们将代码作为开源发布，供社区进一步修改。
2016-04-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic Variance and the Inhomogeneous UV Luminosity Function of Galaxies During Reionization
本文利用 CoDa II 辐射流体动力学模拟研究再电离时期 UVLF 的时空不均匀性，解释其暗端变平并指出小体积观测的宇宙方差被既有方法低估2至4倍。
2023-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionizing islands with inhomogeneous recombinations
本文改进半数值模拟 islandFAST，引入非均匀复合与非均匀电离背景以模拟 EoR 晚期中性岛，并与 21cmFAST 比较，揭示模型处理差异导致的形态与历史偏差。
2023-04-11 astro-ph.CO
Two Epochs of Globular Cluster Formation from Deep Fields Luminosity Functions: Implications for Reionization and the Milky Way Satellites
我们银河系中球状星团的年龄已知的精确度约为\pm 1 Gyr，因此它们在红移z>~3时的形成，以及它们在等级宇宙学和星系际介质再电离中的作用仍然相对不确定。本文分析了球状星团的形成对哈勃超深场观测到的高红移星系的静止坐标系紫外光度函数和紫外连续谱斜率的影响。我们发现，大多数现今的球状星团形成于两个不同的时期：在红移z ~ 2-3和在红移z>~6。原始GC系统的诞生产生了星系LF的陡峭，昏暗的斜坡，并且因为原始GC的亮度在形成后5百万年消退，它们的蓝色与观测非常一致。我们的研究结果表明：i）大部分年龄>~12 Gyr的老球状星团（约占总星团的50%）形成于相对质量较大的矮星系中，红移z>~6; ii）原GC形成是这些矮星系中恒星形成的一种重要模式，并可能主导了再电离过程。这种情况的另一个后果是，一些质量最大的银河系卫星可能是暗淡的，但尚未被发现，因为潮汐剥离占主导地位的GC人口之前，显着剥离这些卫星的暗物质晕。这一设想可能会缓解CDM模拟和观测之间的一些剩余紧张关系。
2012-11-26 astro-ph.CO
The kinetic Sunyaev-Zel'dovich signal from inhomogeneous reionization: a parameter space study
非均匀再电离是宇宙微波背景（CMB）中弧分尺度各向异性的一个来源，其中最重要的是动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应。阿塔卡马宇宙学望远镜（ACT）和南极望远镜（SPT）的观测工作准备首次探测到这一信号。事实上，最近的SPT测量结果将无量纲kSZ功率谱的界限放在了95% C.L.时P_tot < 2.8（6）μ K^2的多极点l=3000附近，通过忽略（允许）热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应和宇宙红外背景（CIB）之间的相关性。为了解释这些和即将到来的观测结果，我们使用公开可用的代码21 cmFAST从一套约100个再电离模型中计算kSZ信号。我们的物理再电离模型由高红移星系的电离效率、能够容纳恒星的晕的最低维里温度和电离光子平均自由程参数化，我们预测斑片状再电离的贡献为P_patchy = 1.5-3.5 micro K^2。因此，即使保守地采用再电离后信号的较低估计值P_OV ~ 2 micro K^2，我们的模型也没有一个与不包括相关性的激进的2 sigma SPT界限一致。这意味着：（i）再电离的早期阶段发生的方式比我们探索的恒星驱动情景所暗示的要均匀得多，例如，非常高的能量X射线或外来粒子的贡献显着;和/或（ii）有一个显着的CIB和tSZ之间的相关性。另一方面，保守的SPT边界与我们的所有模型都是相容的，并且处于约束再电离的边界上…
2012-02-28 astro-ph.CO
The Inhomogeneous Reionization Times of Present-day Galaxies
今天的星系在不同的时间在不同的地点经历了宇宙再电离。对于第一次，再电离（$50\%$电离）红移，$z_R$，在其祖先的位置来自新的，完全耦合的辐射流体动力学模拟星系的形成和再电离在$z > 6$，匹配N体模拟z = 0。约束的初始条件被选择来形成当地的宇宙，包括当地集团和室女座，在（91 Mpc）$^3$体积大到足以模拟全球和当地的再电离著名的结构。再电离模拟CoDa I-AMR，由CPU-GPU代码EMMA，使用（2048）$^3$粒子和（2048）$^3$初始细胞，自适应细化，而N体模拟CoDa I-DM 2048，由Gadget2，使用（2048）$^3$粒子，以找到所有星系在z = 0质量$M(z=0)\ge 10^8 M_\odot$的再电离时间。具有$M(z=0) \gtrsim 10^{11} M_\odot$的银河系比整个宇宙早再电离，最多可达$\sim$ 500 Myrs，具有显著的散射。对于银河星系，$z_R$介于8到15之间。具有$M(z=0) \lesssim 10^{11} M_\odot$的镓通常在$\langle z_R\rangle =7.8$的再电离晚于或晚于全球平均的$50\%$再电离，在再电离由外部辐射完成的邻域中。星系内再电离时间的分布有时与星系间的分布一样大。银河系和M31的再电离早于整体再电离，但晚于它们的质量，两者都不受外部辐射的支配。…
2018-02-20 astro-ph.CO
Probing baryonic processes and gastrophysics in the formation of the Milky Way dwarf satellites: I. metallicity distribution properties
本文研究了类MW主星系周围矮卫星星的化学性质，探讨了超新星反馈、宇宙再电离和H $_2$冷却等重子过程对它们的可能影响，以及当前和未来的观测对这些过程的制约。我们用半解析模型生成类MW星系，用基准模型再现类MW矮星的光度函数和恒星金属丰度-恒星质量关联。利用模拟的类MW星系，我们重点研究了它们的矮星的三个金属丰度性质：矮星群体的恒星金属丰度-恒星质量相关，以及单个矮星中恒星金属丰度分布的贫金属和富金属尾。结果表明：（1）恒星金属丰度-质量关联的斜率对SN反馈强度和再电离时期敏感，（2）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（3）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感，（4）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（5）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感。（4）三种化学性质对H $_2$冷却过程均不敏感;和（5）我们的模型结果与当前恒星金属丰度观测斜率的比较--恒星质量关系表明，局部宇宙的再电离早于宇宙平均值，局部源可能对局部区域的再电离有重要贡献，并且中等到强的SN反馈强度是优选的。未来对恒星金属丰度分布的富金属和贫金属尾部的观测将进一步限制SN反馈和再电离过程。
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the nature of the Milky Way satellites
我们结合了一系列的高分辨率模拟与半解析星系形成模型，遵循类似银河系及其卫星的系统的演变。半解析模型是基于千年模拟开发的，并成功地再现了大尺度星系的属性，以及银河系的属性。在这个模型中，我们能够通过防止Vvir < 16.7 km/s（即原子氢冷却极限）的晕冷却并包括宇宙再电离的影响来重现银河系周围卫星的光度函数。我们的模型卫星的物理特性（例如平均金属丰度、年龄、半光半径和质光比）与最新的观测测量结果非常一致。我们没有发现强烈的依赖于超新星反馈的具体实施，但一个计划，这是更有效的嵌入在较小的晕，即浅势阱的星系，给出了更好的协议与超微弱的卫星的属性。我们的模型预测，最明亮的卫星与最大质量的subhaloes，吸积后（z $\lta$ 1），并延长了恒星形成的历史，只有1%的恒星的再电离结束。另一方面，最暗的卫星在早期就被吸积，主要由年龄> 10 Gyr的恒星组成，其中一些在再电离完成之前形成了大部分恒星。与经典MW卫星的亮度相媲美的对象与暗物质subhaloes与峰值圆速度$\gta$ 10公里/秒，在协议的最新限制。
2010-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inhomogenous reionization of the inter-galactic medium by metal-poor globular clusters
我们提出了详细的辐射转移模拟的再电离历史的银河系的贫金属球状星团。我们确定潜在的金属贫球状星团候选人在宝瓶座模拟使用暗物质晕速度色散。我们通过光子守恒的三维非平衡化学代码计算局部电离场，并允许模型传播到今天。该模型的主要特点是，如果局部气体被电离，则球状星团的形成被抑制。我们发现，我们的电离场的空间处理导致显着不同的数字和空间分布相比，球状星团的形成是简单地截断在一个给定的红移模型。我们发现，它是可能的贫金属球状星团已形成通过暗物质晕形成通道作为我们的第二个模型（延迟形成）结合截断在z = 10产生的径向分布与银河系贫金属球状星团的统计一致。如果球状星团确实形成于高红移的暗物质晕中，即使只是部分形成，它们对红移10的局部（即以主星系为中心的2^3 h^-3 Mpc ^3）体积和质量的再电离的贡献可能分别高达98%和90%。在我们的光子最贫穷模型中，这种贡献下降到60%和50%。所有模型中幸存的星团都有一个狭窄的平均年龄范围（平均值= 13.34 Gyr，σ= 0.04 Gyr），与目前对银河系贫金属球状星团的年龄估计一致。我们还测试了一个简单的动力学破坏模型，并估计约60%的贫金属球状星团形成在高红移已被摧毁，通过潮汐与宿主星系的相互作用。
2012-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optical depth to reionization in a Universe with multiple inhomogeneous domains
S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学）；INFN, Sezione di Roma（意大利国家核物理研究所罗马分部）；Università di Roma “La Sapienza”（罗马第一大学）
利用Buchert平均形式主义，研究包含物质不均匀性反馈的宇宙学设置中的再电离光学深度，通过多域模型参数化并使用PantheonPlus+SH0ES超新星样本进行MCMC分析，得到τ_reion=0.0581，更接近观测估计，并适度缓解哈勃张力。
2026-06-12 astro-ph.CO
The THESAN project: environmental drivers of Local Group reionization
University of Southern California（南加州大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；York University（约克大学）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理数学研究所（WPI）、UTIAS）；Tsinghua University（清华大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过THESAN-1模拟探讨局部群再电离时间与环境因素的关系，发现高密度区域电离更早，环境影响主导再电离进程。
2025-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of inhomogeneous subgrid clumping on cosmic reionization II: modelling stochasticity
小尺度的密度波动可以显著影响再电离，但通常模型相当粗糙。数值模拟和分析计算中未解决的波动包括使用气体聚集因子，通常假设为独立于当地环境。在论文I中，我们提出了一个改进的，局部密度相关的亚网格气体聚集模型。在这里，我们使用经验随机模型的基础上，从高分辨率的数值模拟，完全解决所有相关的波动的结果。我们的模型再现以及平均密度成团关系和它的分散。我们应用我们的随机模型，以及平均聚团和论文I确定性模型，创建一个大体积实现的聚团场，并使用这些宇宙再电离的辐射转移模拟。我们的研究结果表明，简单化的平均聚集模型延迟再电离相比，当地的密度依赖模型，尽管产生较少的重组整体。这是由于聚集的空间分布非常不同，导致在后一种情况下光电离率高得多。平均聚集模型在大部分再电离过程中产生较小的HII区域，但这些区域在后期渗透得更快。它还导致21 cm波动峰值的显著延迟，并在PDF分布中产生较低的非高斯性和更少的亮像素。随机密度依赖模型显示出与确定性模型相对较小的差异，主要集中在重叠周围，在那里它显着抑制21 cm波动，以及在21 cm PDF的明亮尾部，在那里它产生明显更明亮的像素。
2021-05-05 astro-ph.CO
Baryonic impact on the dark matter distribution in Milky Way-size galaxies and their satellites
我们通过比较一个高分辨率的移动网格宇宙学模拟和只考虑暗物质的模拟，研究了重子对银河系大小的晕中暗物质分布的影响。我们确定了与重子有关的三个主要过程--绝热收缩、潮汐破裂和再电离--它们共同塑造了主晕和次晕中的暗物质分布。每个重子过程的相对效应强烈地依赖于次晕质量。对于具有最大圆速度$v_{\rm max} > 35 km/s$的大质量次晕，绝热收缩增加了暗物质浓度，使这些晕不易受到潮汐破坏的影响。对于含有$v_{\rm max} < 20 km/s$的低质量次晕，再电离有效地使其质量平均减少$\approx$ 30%，$v_{\rm max}$减少$\approx$ 20%。对于具有$20 km/s < v_{\rm max} < 35 km/s$的中间暗晕，其质量范围与经典矮椭球体相似，由主星系引起的强潮汐截断降低了它们的$v_{\rm max}$。此外，主星系的恒星盘有效地耗尽了中心区域附近的暗晕。作为再电离和潮汐扰动增加的综合结果，与$\textit{N-}$体模拟相比，流体动力学模拟中的低质量次晕总数几乎减半。我们没有发现矮星系中的暗物质核心，不像以前的研究，采用突发反馈驱动的外流。重子对暗晕丰度和内部结构的重大影响表明，基于$\textit{N}$体模拟的星系形成和演化模型应该包括这些物理过程作为主要组成部分。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of varying inhomogeneous reionization histories on metrics of Ly$α$ opacity
本文通过AMBER和Nyx代码模拟不同再电离历史，研究其对Lyα森林不透明度指标的影响，发现压力平滑尺度与温度-密度关系绝热指数强相关，且需引入涨落UVB以解释观测中方差的系统性偏低。
2023-12-03 astro-ph.CO
Complete history of the observable 21-cm signal from the first stars during the pre-reionization era
我们提出了第一个完整的计算历史的不均匀的21厘米信号从中性氢在时代的第一颗恒星。我们使用混合计算的方法来捕获的第一批恒星，其辐射耦合到中性氢发射的大尺度分布，并评估从z ~ 15-35的21厘米的信号。在我们的现实图片中，21厘米信号的大尺度波动来源于不均匀的密度场和Ly-alpha和X射线辐射背景。恒星的形成受到两种空间变化效应的抑制：莱曼-沃纳辐射背景提供的负反馈，以及气体和暗物质之间的超音速相对速度。我们的结论是非常有希望的：我们发现，在z ~ 25处的21 cm信号中的不均匀Ly-alpha背景所留下的波动应该可以用平方公里阵列检测到。
2013-06-10 astro-ph.CO
Satellite galaxies in hydrodynamical simulations of Milky Way sized galaxies
CDM宇宙学的无碰撞模拟预测，在银河系大小的星系的晕中有过多的暗物质子结构，但已知的发光卫星星系的数量要少得多，这种差异被称为“卫星失踪问题”。最大质量的子结构被证明是最明亮的卫星的宿主，但仍然不清楚是什么过程阻止了许多其他纯粹黑暗的子结构中的恒星形成。我们使用高分辨率的流体动力学模拟银河系大小的星系的形成，以测试如何以及这种自洽模型的结构形成相匹配的银河系的卫星人口的观测特性。这是第一次，我们在这样的计算中包括超新星注入恒星形成气体的宇宙射线的反馈，以及在银河系中心及其祖先系统生长的超大质量黑洞的能量输入。我们发现，非热粒子的人口相当强烈地抑制最小的星系的恒星形成效率。事实上，我们的宇宙线模型能够再现观测到的卫星光度函数的模糊端，而只包括宇宙再电离或银河风影响的模型则要差得多。我们模拟的卫星群近似匹配卫星上的可用运动学数据及其观测到的空间分布。我们的结论是，一个适当的解决失踪的卫星问题可能需要包括非标准物理调节恒星形成的最小的晕，宇宙再电离可能是不够的。
2010-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Computer Simulations of Cosmic Reionization
氢的宇宙再电离是宇宙演化中最后一次主要的相变，它彻底改变了宇宙气体的电离和热条件。据我们今天所知，这一过程是由来自年轻恒星形成星系和第一类星体的紫外线辐射驱动的。我们回顾了目前宇宙再电离的观测限制，以及控制星系际气体电离的主要物理效应。然后，我们专注于这个过程的计算机模拟的数值模拟。在过去十年中，在解决来自许多来源的电离光子通过膨胀宇宙中宇宙气体的高度不均匀分布的辐射转移方面取得了重大进展。通过现代模拟，我们终于对再电离过程有了一个大致的了解，但在这个年轻而令人兴奋的数值宇宙学领域，仍然存在许多未解决的问题。
2009-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The reionization of galactic satellite populations
我们使用高分辨率模拟的本地组后处理的紫外光子的辐射转移代码的形成，调查的卫星人口的银河系M31星系对在各种情况下的再电离。我们使用一个改进版本的ATON，其中包括一个简单的配方辐射反馈。在我们的基线模型中，再电离是由低质量的辐射调节晕在高红移，直到更多的质量晕出现，然后占主导地位，完成再电离过程。我们调查再电离的历史和现今的卫星人口的位置之间的关系。我们发现，卫星星系的平均再电离红移（zr）在星系中心（MW和M31）附近较高。这是由于在EoR期间，由内而外的再电离模式被祖先内部的大量晕所印记，最终形成了星系的中心。由于星系组装过程中动力学混合的不完全，这些早期的模式一直延续到今天，导致平均卫星再电离红移有一个明显的径向梯度，直到MW和M31的维里半径。在最低发射率的情况下，外层卫星的再电离时间比内层卫星晚约1.8亿年。这种延迟随着源模型发射率的增加而减小，或者在Virgo或M31的外部再电离的情况下，因为再电离总体上发生得更快，并且在最高发射率处变得空间准均匀。
2014-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A quantitative explanation of the observed population of Milky Way satellite galaxies
根据SDSS成像数据中发现的十几颗新的低光度卫星和我们最近对SDSS卫星探测效率的校准，我们重新审视了观测到的银河系（MW）矮卫星同伴数量与预测的冷暗物质（CDM）子晕数量之间众所周知的差异，这意味着总人口远远大于这十几个发现。我们结合了一个动力学模型的CDM子晕人口与简单的，物理动机的处方分配恒星的内容，每个子晕，然后应用观测选择效应，并比较目前的观测普查。正如预期的那样，恒星质量是其成为卫星时的晕下质量M_sat的常数分数F（Omega_b/Omega_m）的模型，对于任何F的选择都是失败的。然而，以前提倡的模型，调用抑制气体吸积后，再电离晕与圆速度v_c <~ 35 km/s可以重现观测到的卫星计数为-15 < M_V < 0，与F ~ 10^{-3}。成功的模型还需要在v_c <~ 10 km/s的晕中再电离前对恒星形成进行强抑制;没有再电离前抑制的模型预测了太多-5 < M_V < 0的卫星。我们的模型还重现了观测到的SDSS矮星的恒星速度色散~ 5-10 km/s，给出了它们的恒星分布的观测尺寸，模型卫星的观测值为M（<300 pc）~ 10^7 M_sun，尽管它们现在的总晕质量跨越了两个数量级以上。我们的建模表明，自然的物理机制内的CDM框架内的行为可以定量地解释MW卫星人口的属性，因为它是目前已知的，从而提供了一个令人信服的解决方案，“失踪的卫星”的问题。
2009-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-ages reionization & galaxy formation simulation V: morphology and statistical signatures of reionization
本文利用数值模拟中的暗期、再电离和星系形成观测量（DRAGONS）框架，研究了星系形成物理对再电离期（EoR）电离氢（HII）区形态和统计的影响。DRAGONS自洽耦合半解析的星系形成模型与非均匀电离紫外背景，因此可以用来研究的电离源星系人口的反馈现象的形态和统计的依赖性的再电离。星系形成物理学的变化改变了HII区域的大小以及21厘米功率谱的振幅和形状。在星系物理学的研究中，我们发现超新星反馈在再电离中起着最重要的作用，在没有这种反馈的情况下，HII区域高达$\approx 20$ %的较小和功率谱振幅的分数差异高达$\approx 17$ %。我们比较我们的星系形成为基础的再电离模型与过去的计算，假设恒定的恒星晕质量比，并发现，正确选择的最小晕质量，这样的模型可以模仿预测的再电离形态。因此，在固定的中性分数的再电离形态是唯一的决定由星系形成的细节，但对托管的电离源的大部分晕的质量是敏感的。因此，简单的EoR参数化是再电离统计的准确预测。然而，使用未来的21厘米观测来完全理解再电离将需要结合其他观测，用现实的星系形成模型来解释。
2016-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of the First Galaxies on Cosmic Dawn and Reionization
在宇宙黎明和再电离（在红移$z=5-30$）期间，第一个星系的形成引发了我们宇宙的最后一次主要相变，因为氢从冷和中性演变到热和电离。中性氢的21厘米谱线将很快使我们能够绘制这些宇宙里程碑并研究驱动它们的星系。为了帮助解释这些观察结果，我们升级了公开可用的代码{ \tt 21 cm FAST}。我们引入了一个新的，灵活的参数化的添加剂反馈：一个不均匀的，$H_2$ -离解（莱曼-沃纳; LW）的背景;和暗物质-重子相对速度，恢复结果从最近的，小规模的流体动力学模拟与这两种效果。我们进行了一个大型的“最佳猜测”模拟，作为21厘米结构演变（EOS）项目的2021年部分。这改进了以前的版本，其中星系模型再现了观测到的紫外光度函数（UVLF），并包括分子冷却星系的人口。由此产生的21厘米全球信号和功率谱显着较弱，主要是由于更快的演变所需的恒星形成率密度，以匹配的紫外线。然而，我们预测HERA和SKA的高信噪比检测。我们演示了如何恒星晕质量关系的看不见的，第一个星系可以推断从21厘米的演变。最后，我们表明，由于相对速度的X射线加热的空间调制提供了一个独特的声学签名，可检测在我们的基准模型中的$z \approx 10-15$。我们的是第一个公共模拟联合非均匀LW和相对速度反馈整个宇宙黎明和再电离。
2022-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Inhomogeneous Ionizing Background Following Reionization
本文研究了再电离后（z ~ 5- 6）时期氢电离本底的空间涨落。光子平均自由程（m. f. p.）随红移而迅速减小，再加上越来越稀有的电离源的聚集，可能导致在这一时期内非常不均匀的电离背景。我们系统地研究了电离通量的概率密度函数（PDF）和功率谱，通过改变一些参数，如m. f. p.，能够容纳恒星的最小晕质量和晕占空比。为了通用，我们利用分析，半数值和数值方法。我们的模型表明，电离背景确实有相当大的波动，在这一时期来源的聚类源，与PDF是一个因素的几个宽的极大似然的一半。的分布也显示出显着的不对称性，与高值的尾巴设置的小尺度上的聚类，和较短的低值的尾巴，这是设置的平均自由path. The电离背景的功率谱是更敏感的源属性比PDF和可以很好地理解分析与类似的框架晕模型（通常用于描述暗物质聚类）。然而，我们发现，Lya森林光谱是非常不敏感的UVB的细节，尽管我们的各种电离背景的PDF和功率谱显着的差异。假设一个统一的电离背景只会低估从Lya森林推断的平均电离率的值几个百分点。相反，Lya森林的分析主要是由密度场的不确定性。因此，我们的研究结果证明了一个统一的电离背景Lya森林分析，即使在这个时代的共同假设。
2009-06-17 astro-ph.CO
Reionization time of the Local Group and Local-Group-like halo pairs
不规则的宇宙再电离导致整个宇宙的电离紫外背景异步上升。后者可能在今天的观测中留下了可见的印记。几个基于数值模拟的研究表明，再电离时间和过密度和对象质量之间的相关性。为了从研究中删除质量，因为它可能不是唯一重要的参数，本文只关注与银河系相同质量范围内的成对晕的性质。为此，它使用CoDaII，一个完全耦合的辐射流体动力学再电离模拟的本地宇宙。这个模拟拥有一个代表本地集团的光环对，除了其他对之外，共享类似的质量，质量比，距离分离和隔离标准，但在其他环境中，在相同质量范围内的孤立光环旁边。成对的晕再电离历史的调查揭示了广泛的多样性，虽然总是由内而外给出我们的再电离模型。在这个模型中，在一个紧密的对中的晕倾向于在同一时间被再电离，但是在一个对中并不会使它们的平均再电离时间提前。唯一显著的趋势是在z = 0时的总能量和它们的平均再电离时间之间：具有最小总能量的对（束缚）比其他对（未束缚）早5000万年再电离。最重要的是，这项研究揭示了各种各样的再电离历史经历的晕对类似的本地集团，本地集团是远远不是一个平均的。在我们的模型中，它的再电离时间平均为~625 Myr对660+/-4 Myr（z~8.25对7.87+/-0.02）。
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Possible evidence for a large-scale enhancement in the Lyman-$α$ forest power spectrum at redshift $\mathbf{\textit{z}\geq 4}$
非均匀再电离在大尺度上增强了$z\geq4$红移处的一维Lyman-$α$森林功率谱.这是由于电离氢部分的相干波动引起的大规模的变化后再电离气体温度，随着气体冷却而消退。因此，有可能利用这些残余涨落来约束波数为$\log_{10}(k/{\rm km^{-1}\,s})\lesssim -1.5$的功率谱的非均匀再电离。我们使用Sherwood-Relics混合辐射流体动力学模拟套件对$4.0\leq z \leq 4.6$的新Lyman- $α$森林功率谱测量进行了首次分析。这些数据延伸到波数$\log_{10}(k/{\rm km^{-1}\,s})\simeq -3$，相对不确定度为$10$ -每个波数箱中的$20$ %。我们的分析返回一个$2.7σ$偏好的增强莱曼- $α$森林功率谱在大尺度上，超过预期的空间均匀的紫外线背景。这种大规模的增强可能是一个签名的不均匀再电离，虽然这些数据的统计精度还不足以获得一个强大的检测遗物后再电离波动。我们表明，未来的功率谱测量的相对不确定性为$\lesssim 2.5$ %，应提供明确的证据，在大尺度上的功率谱增强。
2023-03-09 astro-ph.CO
Suppression of Star Formation in Low-Mass Galaxies Caused by the Reionization of their Local Neighborhood
与再电离有关的光加热抑制了低质量星系中的恒星形成。然而，再电离是不均匀的，在不同的时间影响不同的区域。为了建立再电离和抑制之间的因果关系，我们必须考虑这种局部变化。我们分析的结果CoDa（“宇宙黎明”）我，第一个完全耦合的辐射流体动力学模拟的再电离和星系形成在本地宇宙，在体积大到足以模拟再电离全球，但有足够的分辨率，以遵循所有原子冷却星系晕在该卷。对于给定时间识别的每个晕，我们都会找到周围IGM重新电离的红移，以及其瞬时恒星形成率（'SFR'）和重子气体与暗物质之比（$M_\text{gas}/M_\text{DM}$）。在尚未再电离的区域，使用$M < 10^9 \text{ M}_\odot$的每个晕的平均SFR是稳定的，但在局部再电离后急剧下降。对于$M > 10^{10} \text{ M}_\odot$，这种SFR通过局部再电离继续，反而随时间增加。对于$10^9 < M < 10^{10} \text{ M}_\odot$，SFR通常通过再电离适度增加，然后适度下降。在一般情况下，晕SFR较高的地区，再电离较早。发现$M_\text{gas}/M_\text{DM}$的模式相似，在$M < 10^9 \text{ M}_\odot$局部再电离后急剧下降。局部再电离时间与局部物质过密度相关，决定了局部结构形成和电离光子消耗的速率。最早形成结构和再电离的碎片最终产生了比完成…
2018-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Dawn II (CoDa II): a new radiation-hydrodynamics simulation of the self-consistent coupling of galaxy formation and reionization
Cosmic Dawn II（CoDa II）是一个新的、完全耦合的辐射流体动力学模拟宇宙再电离和星系形成以及它们之间的相互影响，以红移$z < 6$。$4096^3$粒子和细胞在一个94 Mpc的盒子，它是足够大的模型全球再电离和它的反馈星系形成，同时解决所有以上的$10^8$ M $_{\odot}$晕。使用与Ocvirk et al.（2016）中CoDa I相同的混合CPU-GPU代码RAMSES-CUDATON，CoDa II修改并重新校准了次网格恒星形成算法，使再电离结束更早，在$z \gtrsim 6$，从而更好地匹配来自类星体光谱的星系际莱曼α不透明度和来自宇宙微波背景波动的电子散射光学深度的观测。CoDa II预测的紫外连续光度函数与高z星系的观测结果非常一致，特别是在$z = 6$。与CoDa I一样，再电离反馈抑制了$\sim 2 \times 10^9$ M $_{\odot}$以下晕的恒星形成，尽管这里的抑制不太严重，这可能是修改恒星形成算法的结果。抑制是环境依赖性的，发生在过密（欠密）区域的早期（晚期），响应于它们的局部再电离时间。使用约束实现$Λ$ CDM构建从星系调查数据再现大尺度结构和主要对象的当今本地宇宙，CoDa II服务于模拟全球和本地再电离。在CoDa II中，银河系和M31看起来是单独的再电离岛，也就是说，它们既没有被室女座星系团的前身再…
2020-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three-Dimensional Structure of the M31 Satellite System; Strong Evidence for an Inhomogeneous Distribution of Satellites
我们进行调查的M31卫星系统的空间结构，利用在以前的出版物中提出的距离分布。这些距离利用泛仙女座考古调查（PAndAS）的深度和空间覆盖范围的独特组合，提供了一个由M31的27颗卫星组成的大型均匀样本，以及M31本身。我们发现，卫星分布，作为一个整体来看，是没有更多的平面比一个人会期望从一个随机分布的大小相等。然而，一个由15个卫星组成的圆盘被发现是非常重要的，而且非常薄，均方根厚度只有$12.34^{+0.75}_{-0.43}$ kpc。这个圆盘的方向近似于银河系的边缘，几乎垂直于银河系圆盘。它也大致垂直于银河系卫星系统定期报告的盘状结构，并与M31的巨型星流紧密对齐。对M31卫星分布不对称性的类似分析发现，它也明显大于人们对随机分布的预期。特别值得注意的是，27颗卫星中有20颗最有可能位于银河系的一侧，其中形成上述圆盘的卫星子集中的不对称性最明显。考虑到银河系和M31的卫星盘结构之间明显的正交性，这种不平衡性就更加有趣了。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Estimate of the Impact of Reionization on Supermassive Black Hole Growth
本研究构建半解析模型，结合并合树与再电离、黑洞生长模型，估算再电离对超大质量黑洞生长的影响，发现早期再电离可显著抑制不同质量暗晕内的黑洞质量，且抑制效果与是否允许超爱丁顿吸积相关，相关预测或可由詹姆斯·韦布空间望远镜观测检验。
2024-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Evolution in Hierarchical Models of Cosmic Structure II: The Formation of the Milky Way Stellar Halo and the Distribution of the Oldest Stars
本文提出了理论恒星形成和化学富集历史的恒星晕的银河系的基础上新的化学动力学模型。本研究的目的是评估在何种程度上贫金属恒星的晕反映恒星形成的条件，发生在晕祖星系在高红移，再电离时代之前和期间。将暗物质晕质量转化为重子气体预算和恒星形成历史的简单处方产生的模型类似于观察到的银河系晕的总恒星质量，金属丰度分布，光度函数和矮卫星星系的化学富集。这些模型晕反过来又允许探测的再电离时代感兴趣的人口分布在物理和相空间，以及它们是如何与相同的金属丰度较低的红移人口的探索。在特定时间或红移之前的恒星比例强烈地依赖于星系内的半径，反映了冷暗物质晕的“由内而外”的增长，以及金属丰度，反映了后期更高的金属丰度的一般趋势。这些结果表明，在寻找z > 6 - 10的恒星时，应该选择[Fe/H] <~ -3的恒星，并优先选择在恒星晕中更紧密束缚轨道上的恒星，其中大多数来自z > 10，15 - 40%来自z > 15。最古老、最缺乏金属的恒星--那些最有可能揭示第一批恒星化学丰度的恒星--最常见于银河系晕的正中心：它们在核球中，但不在核球中。这些模型对于使用来自本地宇宙的数据来约束第一批恒星和星系的性质的更大项目有几个影响。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization in HESTIA: Studying reionization in the LG through zoom simulations
University of Sussex（萨塞克斯大学）；The University of Nottingham（诺丁汉大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；P.N. Lebedev Physical Institute（列别捷夫物理研究所）；Eastern Kentucky University（东肯塔基大学）
研究本地群中再电离过程，通过放大模拟分析内部源与外部电离前沿的相互作用，发现再电离呈内向外进行，且卫星星系的再电离红移与当前径向距离相关性较弱。
2026-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers III. The Clumping Factor
我们使用完全自洽的宇宙再电离的数值模拟，在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目下完成，探索如何以及电离IGM的重组可以量化的有效的“聚集因子”。“模拟中的密度分布（以及，据推测，在真实宇宙中）是高度不均匀的，并且在空间中或多或少平滑地变化。然而，即使在高度复杂和动态的环境中，IGM的概念仍然相当明确;最大的模糊性来自星系周围的非维里化区域，这些区域由于辐射场的局部增强而过度电离（“邻近区”）。这种模糊性排除了计算IGM聚集因子以优于约20%。我们还讨论了一个“局部聚集因子”，定义在一个特定的空间尺度，并量化其分散在一个给定的规模和它的变化作为规模的函数。
2015-07-13 astro-ph.CO
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization
在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
THESAN-HR: How does reionization impact early galaxy evolution?
本文提出分辨率提高50倍的THESAN-HR辐射流体动力学模拟，自洽考察再电离对早期星系的反作用，并表明非均匀UV背景对准确预测低质量晕星系性质至关重要。
2023-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN-driven helium reionization and the incidence of extended HeIII regions at redshift z>3
我们使用流体动力学模拟后处理的辐射传输代码RADAMESH来评估最近的索赔，低HeII不透明度观察z>3类星体光谱可能是不兼容的模型HeII再电离所观察到的人口活动星系核（AGN）。特别是，在我们以前的工作的基础上，我们考虑了早期的源的人口，并开始在红移z>=5的辐射传输计算。我们的模型忠实地再现发射率的光学选择AGN推断从测量其光度函数。我们发现HeII的再电离在红移（Δ z>=2）上有很大的扩展，并且具有很高的空间不均匀性。事实上，从模拟中提取的模拟光谱显示，在Δ z=0.04的块内，HeII有效光学深度的演变存在很大的变化。在高红移处可以发现低不透明度的区域（τ^{eff}_{HeII}<3），这与最近对紫外透射类星体的观测结果相一致。在目前观测到的最高红移（z~3.4）下，我们更新的模型预测的HeII有效光学深度比文献中以前的模拟要低得多，缓解了与当前数据的大部分紧张关系，然而，仍然存在于（高斯）1σ至2σ水平。鉴于观测到的视线数量非常少，我们的分析表明，目前的数据不能排除一个纯粹的活动星系核驱动的情况下，具有很高的统计意义。
2014-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST observations of galaxy damping wings during reionization interpreted with cosmological simulations
本文利用Sherwood-Relics宇宙学模拟对比解析模型，研究JWST观测到的再电离时期星系阻尼翼，指出蓝侧残余中性氢导致差异，并认为z~7观测更宜用较小电离气泡和更强本征Lyman-$α$发射解释。
2023-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quasar Ionization Front Lyα Emission in an Inhomogeneous Intergalactic Medium
类星体在再电离过程中的电离前沿（T ~ 30，000 K，中性氢分数~ 0.5）的条件是通过氢原子的碰撞激发产生莱曼α发射的理想条件。对这种辐射的观测，可以在天空中对向大于10弧分的$^2$，将明确地证明在所观测的时期存在中性星系际介质，对再电离的进展施加有价值的限制。我们发现，预期的莱曼α表面亮度明显弱于先前确定的，可能是不可能观察到与当前和不久的将来的仪器。过去的工作计算了莱曼α发射从类星体电离前在均匀介质中的聚集因子近似占不均匀性。我们发现，使用一维辐射转移计算，这种近似高估了发射的一个因素>3。我们的计算模型的电离光子的传播和计算莱曼α发射类星体电离前沿的视线从流体动力学宇宙学模拟在z = 7.1。为了更好地理解发射的物理性质，我们还开发了一个分析模型，准确地描述了完整的辐射转移计算的结果。
2014-09-02 astro-ph.CO
