Redshifted 21-cm emission signal from the halos in Dark Ages
本文分析了热暗物质模型中暗时代质量为$\sim10^6-10^{10}$ M $_\odot$的晕中氢原子21 cm超精细结构谱线的发射。这些晕被认为是由$10\lesssim z\lesssim50$的宇宙学密度扰动的高斯密度峰形成的。在多组分模型中形成单个球形晕的半解析模拟表明，在坍缩晕的绝热压缩下，其中的气体具有$60-800$ K范围内的动力学温度，并且每个晕的温度取决于维里化的时间。结果表明，中性氢原子间的非弹性碰撞是超精细结构能级的主要激发机制，使自旋温度向动力学温度靠拢。单个晕的亮度温度在1-10 K之间，取决于晕的质量和它的维里化红移，并且随着这两者的增加而增加。这种晕的视角半径在0.06-1.2角秒的范围内，它们的表面数密度从最低质量的几个每角分$^2$和红移到更高值的几乎为零呈指数下降。假设一个1 MHz的观测带宽的表面数密度的晕在不同的红移进行评估，以及波束平均差分天线温度和流量的氢发射从晕的不同质量。光束平均信号强烈地依赖于可能由WDM粒子的自由流动引起的黑暗时代晕的质量函数中的截止尺度。这一发现进行了比较与上限的氢21厘米线波动的功率谱的振幅来自最近的观测数据与MWA和LOFAR。
2019-11-21 astro-ph.CO
A Bayesian analysis of redshifted 21-cm HI signal and foregrounds: Simulations for LOFAR
对EoR的21厘米中性氢（HI）超精细发射的观测有望为第一批恒星、星系和吸积黑洞的形成打开一扇全新的窗口。为了表征微弱的21厘米信号，我们需要开发成像技术，可以非常精确地重建扩展发射。在这里，我们提出了一种反演技术，在NCP的LOFAR基线，基于贝叶斯形式主义与最佳空间正则化，这是用来重建扩散前景图直接从模拟的能见度数据。我们注意到空间正则化在很大程度上对图像去噪，允许在$0.03\,{\rm Mpc^{-1}}<k_{\perp}<0.19\,{\rm Mpc^{-1}}$和$0.14\,{\rm Mpc^{-1}}<k_{\para}<0.35\,{\rm Mpc^{-1}}$范围内的相当大的$k_{\perp}-k_{\para}$空间上恢复21 cm功率谱，而不减去噪声功率谱。我们发现，结合使用GMCA（一种非参数前景去除技术），在$10 \, {\rm MHz}$带宽上积分600小时之后，我们可以在图中针对$60 \, {\rm mK}$的输入高斯随机rms噪声水平在$2σ$统计波动内主要恢复球形平均功率谱。
2015-06-16 astro-ph.CO
Redshifted 21-cm Signals in the Dark Ages
我们已经进行了半解析模拟，以建立在黑暗时代的红移21厘米的地图。采用熵底模型在模拟的微晕中植入原星系。该模型分配气体量，如重子质量和温度的每一个$N$体粒子，并广泛利用粒子性质的数据在随后的分析。我们发现，在早期宇宙中模拟的小晕的数密度是很好的描述Sheth & Tormen函数，因此模拟的小晕的信号功率远远大于Furlanetto（2006 b）提出的Press & Schechter预测。尽管在$z=15$测量的晕粒子的物质功率谱比星系际介质（IGM）小一个数量级，但相反，晕的21厘米信号波动比嵌入绝热IGM的尺度$k\lesssim 10 h{\rm Mpc}^{-1}$高一个数量级。但它们的光谱形状几乎相同。我们发现，大尺度下绝热信号功率介于无限自旋温度模型（$T_s\gg T_{\rm cmb}$）和均匀自旋温度等于背景值模型（$T_s = T_s^{bg}$）的线性预测之间。较高的预热温度（或较高的背景熵）使得信号的功率谱更加平坦，因为较热的IGM信号更加热加宽，并且在小尺度上占主导地位的微晕波动被较高的背景熵更严重地抑制。因此，这种依赖于模型的功率谱斜率测量的尺度上的$100\le k \le 1000 ~h{\rm Mpc}^{-1}$将使我们能够很容易地确定一个最佳匹配的晕+ IGM模型在未来的观测。
2009-08-13 astro-ph.CO
Detecting the redshifted 21cm forest during reionization
21厘米森林--高红移射电源光谱中的HI吸收特征--可能在再电离时期提供一个独特的探测大部分中性星系际介质（IGM）的方法。我们目前的模拟21厘米的森林由于大尺度结构的再电离时代的IGM，包括处方的X射线加热和渗透的光电离气泡。我们表明，如果检测到未来的仪器，如平方公里阵列（SKA），21厘米的森林可以提供一个显着的限制IGM的热历史。通过考虑在21 cm吸收开始时信号方差的突然增加，将有助于检测。如果无线电前景和本征源谱被很好地理解，在宽带宽上的通量衰减也可以改善检测前景。我们的分析占窄吸收线的可能性，从干预密集的区域，但是，与以前的研究不同，我们的结果不依赖于它们的属性。假设X射线加热对应于当地的恒星星族，我们估计，在不到一年的观测时间内，SKA可以对$z \sim 9$的天鹅座A型源进行21厘米吸收的统计学显著检测，而不是近十年的详细森林特征的显著检测。我们讨论了由于背景源丰度和21厘米吸收信号强度的不确定性而带来的观测挑战。
2011-10-25 astro-ph.CO
The Effects of Dark Matter-Baryon Scattering on Redshifted 21 cm Signals
我们证明了暗物质和重子之间的弹性散射可以影响早期星系际介质的热演化，并讨论了观测结果。我们发现，由于DM和重子之间的相互作用，重子温度从CMB温度去耦后冷却。我们说明我们的研究结果，通过计算21厘米的功率谱与速度相关的DM弹性散射截面共存。例如，对于DM质量为10 GeV，21厘米的亮度温度角功率谱可以被抑制的因子2内，目前允许的DM重子截面的CMB和大尺度结构数据的限制。这种与尺度无关的角功率谱的抑制对于具有共同横截面的较小DM质量甚至可以更大（例如，对于$m_d\sim 1$ GeV大到10倍），并且鉴于即将到来的宇宙学调查，这种效应对于探测DM的性质具有极大的兴趣。
2014-08-11 astro-ph.CO hep-ph
Heating of the intergalactic medium by the cosmic microwave background during cosmic dawn
在宇宙中第一批恒星形成之前，星系际介质预计将处于最冷点。受最近EDGES实验结果的启发，我们重新审视了这一时期中性气体动力学温度的标准计算。当第一个紫外线（UV）源打开时，光子红移到中性氢的莱曼线中，并在莱曼- $α$线内反复散射。他们通过原子反冲加热气体，并通过Wouthuysen-Field效应，设定氢原子21厘米超精细（自旋翻转）线的自旋温度，与共振宇宙微波背景（CMB）光子竞争。我们表明，莱曼- $α$光子也调解CMB光子和热运动的氢原子之间的能量转移。在没有X射线加热的情况下，这种新的机制是对热冷却气体温度的主要修正（$\sim 10 \%$在$z=17$），并且是以前计算中发现的加热速率的几倍。我们还发现，在非标准的情况下，无论是增强CMB以上的无线电背景或调用新的物理来冷却气体，以解释EDGES结果的效果是更显着的。与无线电背景的耦合可以将21厘米吸收特征的深度相对于没有加热源的情况减少几乎两倍，并防止该特征形成平坦的底部。作为产生吸收特征的UV背景的不可避免的结果，在任何理论预测中都应该考虑这种加热。
2018-04-06 astro-ph.CO
Study of the Intracluster and Intergalactic Medium in the Sculptor Supercluster with Suzaku
我们用朱雀号研究了z=0.108的玉夫座超星系团方向的高温等离子体。朱雀号于2005年11月对超星系团A2811、A2811偏移、A2804、A2801区进行了四次观测。12月，包括这些簇的维里半径之外的区域。这项研究需要精确的背景估计，因为测量到的红移线的强度，特别是那些来自氧的红移线，受到银河系发射的强烈影响。在成员星系团维里半径以外的区域拍摄的光谱被用作背景，其中包括银河和宇宙X射线背景（CXB）分量。我们还使用了在玉夫座超星系团附近拍摄的背景数据。根据团簇的维里半径确定了温度和金属丰度分布，并在团簇维里半径以外的区域寻找氧谱线发射。结果，星系团的温度向维里半径方向下降，而暗条区域的光谱拟合除了银河系和CXB分量外，不需要额外的分量。我们将O VII和O VIII谱线的强度分别限制在8.1和5.1光子cm^-2 s^-1 arcmin^-2以下，作为2 σ的上限。O VII的强度表明n_H < 1.6e-5 cm^-3（Z/0.1 Z_solar）^-1/2（L/25 Mpc）^-1/2，这对应于超密度δ < 60（Z/0.1 Z_solar）^-1/2（L/25 Mpc）^-1/2。
2010-10-25 astro-ph.CO
The burgeoning rise of the 21-cm forest I: constraints on the optical depth of the intergalactic medium at $5.38 < z < 5.84$
University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF – Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；Rhodes University（罗德岛大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；University of Catania（卡塔尼亚大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究通过对高红移射电源的红移21厘米吸收，分析观测数据并结合档案数据，用幂律连续谱拟合类星体光谱，考虑岛屿和全局两种模型，限制了再电离末期IGM光学深度，证实IGM被加热，不支持极冷HI区域存在，为相关研究开辟道路。
2026-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scattering of Lyα Photons through the Reionizing Intergalactic Medium: I. Spectral Energy Distribution
在再电离过程中，星系Ly $α$发射的一部分在星系际介质（IGM）中散射，并以扩散光的形式出现，从源延伸数百万秒差距。我们研究如何探测早期星系及其周围的IGM使用这种散射光的属性。我们创建了一个蒙特卡罗算法来跟踪单个光子，并从以前的文献中复制了几个测试用例。然后，我们在CoDaII模拟的模拟IGM上运行我们的代码。我们发现，散射光可以留下一个可观察到的印记，如果收集超过几个平方弧分的出射光谱。散射可以通过增加光子的路径长度来使发射变红，但是它也可以通过根据散射体的特殊运动向上散射光子来使光子变蓝。与共振附近发射的光子相比，在共振的远蓝色一侧发射的光子在频率和空间上都显得更扩展。这为向蓝发射提供了区别特征，其不能受到直接来自光源的未散射光的约束。IGM的电离状态也影响散射光谱。当源处于小的HII区域时，发射在周围的HI区域中经历更多的散射，而不管初始频率如何，并且最终会发生更多的红移和空间扩展。这可导致在再电离期间朝向高$z$的散射光减弱。我们的研究结果提供了一个框架，解释散射光测量高$z$积分场单位调查。
2022-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical Detection of IGM Structures during Cosmic Reionization using Absorption of the Redshifted 21 cm line by HI against Compact Background Radio Sources
在宇宙再电离过程中，通过吸收（21厘米森林）对背景辐射探测星系际介质（IGM）中的中性氢结构被认为是独立的和补充的三维层析成像和功率谱技术。这种吸收的直接检测需要在高红移（$z\gtrsim 8$）下非常明亮（$\gtrsim 10$ ~ 100 mJ y）的背景源，这显然是罕见的;非常长的积分时间;或者非常高灵敏度的仪器。这激发了沿着狭窄的视线但具有较暗背景物体（$\sim 1$ -10 mJy）的统计一维（1D）功率谱方法，这些背景物体在高红移下可能更丰富和重要。1D功率谱降低了宇宙方差，提高了灵敏度，特别是在小空间尺度上。使用标准的辐射转移和基准模型的仪器，背景源，在宇宙再电离过程中的IGM结构的演变，沿选定的窄方向的一维功率谱的潜力进行了研究，对热噪声和彩色合成点扩散函数（PSF）响应的不确定性。高红移背景源的数量，望远镜的灵敏度，和PSF质量的最低要求估计的范围内的仪器，背景源，和再电离模型参数。在较高的红移下，一维功率谱本质上更强。一个$\sim 1000$ hr的观测活动，目标是$\sim 100$狭窄的视线，以无线电微弱，高红移背景对象与现代射电望远镜，特别是平方公里阵列，可以检测的一维功率谱的空间尺度和红移的范围，并可能区分宇宙再电离的模型。
2020-08-07 astro-ph.CO astro-ph.IM
First constraints on Helium $^{+}{\rm He}^3$ evolution in $z=3-4$ using the 8.67GHz hyperfine transition
首次利用ATCA的8.67GHz超精细跃迁数据约束了z=2.9-4.1氦再电离时期的HeII信号功率谱，测得亮度温度涨落上限，并验证了未来达到0.01-1μK灵敏度的可行性。
2023-11-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
Signal in the Hyperfine Structure Line of the Ground State of Atomic Hydrogen from the Dark Ages as a Cosmological Test
本文计算标准与非标准宇宙学模型中黑暗时代21 cm全局信号，提出其可检验暗物质衰变、湮灭及原始磁场等非标准物理。
2024-02-29 astro-ph.CO
Probing large scale filaments with HI and $^3$HeII
本文探讨了中性氢和单电离同位素氦-3（$^3$ HeII）在星系际介质（IGM）中从再电离时期到本宇宙的可观测性。$^3$ HeII的超精细跃迁不像HI跃迁那样为人熟知，它具有对应于8 cm的能量分裂。它的自发衰变率也比中性氢大，而它的原始丰度要小得多。虽然这两种物质在IGM中大部分都是电离的，但在中等高密度区域中电离和复合之间的平衡使它们足够丰富，足以被观察到。我们估计了这两种超精细跃迁的发射信号，并讨论了用当前和未来的射电望远镜观测它们的前景。我们的结论是，即使在100小时的观测后，用目前的望远镜也可能观测到丝状体中的HI。另一方面，$^3$ HeII只有在相同的时间后才能用未来的望远镜（如SKA）探测到。
2014-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of the hydrogen line 21-cm in Dark Ages and Cosmic Dawn: dependences on cosmology and first light
本文计算黑暗时代、宇宙黎明和再电离时期氢21厘米全球差分亮温，揭示其对宇宙学参数、非标准物理及首批光源光谱能量分布的依赖。
2023-09-26 astro-ph.CO
The Implications of a Pre-reionization 21 cm Absorption Signal for Fuzzy Dark Matter
EDGES实验最近宣布了在78 MHz附近的天空平均无线电频谱中存在广泛吸收特征的证据，这可能是由于中性氢在z~15-20的21 cm线中的吸收。如果得到证实，一个暗示是21厘米线的自旋温度与气体温度通过z=20耦合。实现这一点的已知机制是Wouthuysen-Field效应，其中莱曼α光子在星系际介质（IGM）中散射并影响超精细能级的种群。这表明，早期的恒星形成已经产生了丰富的莱曼α背景z=20，并强烈约束模型中的线性物质功率谱被抑制在小尺度上，因为晕和恒星形成延迟在这种情况下。在这里，我们考虑的情况下，暗物质由超轻轴子宏观德布罗意波长（模糊暗物质，FDM）。我们假设恒星形成轨道晕形成，并采用两个简单的模型，从目前的文献中的晕质量函数FDM。我们进一步假设形成恒星的晕重子的比例小于$f_\star \leq 0.05$的保守上限，并且每个恒星重子产生~10^4个莱曼α到莱曼极限的光子。我们发现，21厘米的自旋温度耦合到气体温度的$z=20$的要求，放置在FDM粒子质量的$m_a \geq 5 \times 10^{-21} {\rm eV}$的下限。该约束对恒星形成的晕的精确最小质量不敏感。随着全球21厘米测量的改进，耦合红移可能会改变，我们量化FDM约束将如何修改。一个粗略的翻译的FDM质量绑定到一个热遗迹温暖的暗物质（WDM）的质量约束。
2018-05-03 astro-ph.CO
