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
The Hydrodynamic Feedback of Cosmic Reionization on Small-Scale Structures and Its Impact on Photon Consumption during the Epoch of Reionization
星系际介质（IGM）中的密度不均匀性可以大大提高电离气体的复合率，影响再电离过程中HII区的生长。以前的尝试，以量化这种效果通常未能解决到牛仔裤规模的预电离IGM，这是很重要的，在建立这种效果，随着流体动力学反反应的再电离上it.Towards，为此，我们进行了一组完全耦合，辐射流体动力学模拟从宇宙学的初始条件，扩展以前的工作规模的小晕的质量分辨率。再电离前的结构一直演化到红移$z_i$，在此位置，来自外部源的电离辐射到达，在几百万年内以超音速扫过整个体积的R型电离锋，直到它被捕获在微晕的表面上并转换为D型，之后微晕气体被光蒸发风去除。在此期间，小尺度密度结构导致电离气体的高（$>$ 10）聚集因子，这极大地提高了复合速率，直到结构被$\sim 10-100~\rm{Myr}$之后的流体动力学反馈破坏。对于在平均密度差为$\barδ$的$200~h^{-1}~\rm{kpc}$盒中强度为$J_{21}$的入射恒星辐射，每个H原子的额外重组数，在均匀分布气体的预期值之上，由$0.32[J_{21}]^{0.12}[(1+z_i)/11]^{-1.7}[1+\barδ]^{2.5}$给出。在大部分体积在再电离结束时被电离的模型中，这可以将每个H原子的一个以上的复合添加到电离光子预算中以实现再电离。
2016-10-17 astro-ph.CO
Spatial fluctuations of the intergalactic temperature-density relation after hydrogen reionization
再电离后IGM的热状态对再电离的时间和电离源的性质敏感。我们在这里模拟了IGM的热状态在宇宙学辐射转移模拟一个现实的，扩展的，空间不均匀的氢再电离过程，仔细校准与Ly-alpha森林数据。我们将这些与使用空间均匀电离背景运行的宇宙学模拟进行比较。与现实的增长的电离区域和现实的传播再电离红移的模拟显示，正如预期的那样，显着的空间波动的温度-密度关系（TDR）的后再电离IGM。最近电离的区域是最热的，并表现出较平坦的TDR。在与从Ly-alpha森林数据推断的平均TDR一致的模拟中，这些空间波动对IGM在z ~ 4-6处的Ly-alpha不透明度的统计特性具有中等但显著的影响。在精确测量IGM的热性质和来自Ly-alpha森林数据的暗物质在此红移范围内的自由流时，应考虑到这一点。然而，我们的模拟预测的TDR的空间变化比解释z > 5.5时在大尺度（> 50 Mpc/h）上观察到的大空间不透明度波动所需的小约两倍。
2018-05-16 astro-ph.CO
Probing Reionization with Quasar Spectra: the Impact of the Intrinsic Lyman-alpha Emission Line Shape Uncertainty
可以说，了解红移z > 6的星系际介质（IGM）再电离尾端的最佳希望是通过检测和表征明亮类星体光谱中IGM的Gunn-Peterson（GP）阻尼翼吸收。然而，使用类星体光谱来测量IGM阻尼翼需要类星体的固有莱曼α发射线的模型。在这里，我们量化的不确定性，在固有的线的形状，以及这些不确定性如何影响IGM中性分数的测定。我们已经收集了一个目录的高分辨率的HST光谱的发射线的未遮蔽的低红移类星体，并具有其特点的变化的形状的线。然后，我们添加模拟吸收高红移IGM这些类星体光谱，以确定相应的不确定性，再电离约束使用当前和未来的样本z > 6类星体光谱。我们发现，如果莱曼-α发射线的红移被假定为符合从金属线确定的系统红移，推断IGM中性分数系统地偏置到低的值，由于莱曼-α线相对于金属线的系统蓝移。如果类似的蓝移持续存在于z > 6的类星体中，这种偏差加强了先前关于z ~ 6处存在大量中性氢的说法。即使只有少数明亮的类星体，这种技术也能够在高度电离（x_IGM ~ 10^-3）和中性（x_IGM = 1）的IGM之间做出可靠的区分。
2009-08-17 astro-ph.CO
Probing Reionization and Early Cosmic Enrichment with the MgII Forest
由于使星系际介质（IGM）再电离的大质量恒星不可避免地爆炸为超新星，用金属污染宇宙，宇宙再电离和浓缩的历史密切交织在一起。虽然过度敏感的Ly-alpha跃迁在中性IGM中完全饱和，但如果再电离过程中产生的金属（Z~10 ^{-3} Z_sol）渗透中性IGM，则像MgII 2796，2804双峰这样的强低电离金属线将产生可检测的"金属线森林"。我们模拟MgII森林的第一次通过结合一个大的流体动力学模拟与半数值再电离拓扑结构，假设一个简单的富集模型，IGM均匀地充满金属。与识别离散吸收体的传统方法相比，我们将吸收体视为连续的随机场，并利用精密宇宙学的技术测量其两点关联函数。我们表明，一个现实的模拟数据集的10 JWST光谱可以同时确定镁丰度，[Mg/H]，1西格玛精度为0.02 dex和测量全球中性分数为5%的宇宙= 0.74和[Mg/H]=-3.7。<x_HI><x_HI>或者，如果IGM是原始的，则MgII森林的零检测将在95%可信度下对IGM金属丰度设定严格的上限[Mg/H]<-4.4，假设来自另一探针的> 0.5。<x_HI>金属浓度在环星系周围的星系可以显着污染的IGM信号，但我们演示了如何这些离散的吸收剂可以很容易地识别和掩盖，使其对关联函数的影响可以忽略不计。因此，MgII森林具有巨大的潜力，可以精确地限制宇宙的再电离和浓缩历史。
2020-07-30 astro-ph.CO
Models of the Thermal Evolution of the Intergalactic Medium After Reionization
近年来，人们对低密度星系际介质（IGM）的温度进行了更精确的测量。这些新的测量限制了IGM的加热过程，例如H I和He II的再电离。我们提出了一个半解析模型的IGM的热历史，遵循原始气体的光加热历史。我们的模型采用了多区域的方法，相比以前的模型，更准确地捕捉不均匀的加热和冷却的IGM在补丁再电离。我们比较我们的模型与最近的温度测量跨度z = 1.6-4.8，发现这些测量是一致的情况下，He II在z = 3-4类星体的再电离。显着更长的持续时间或更高的红移He II再电离的情况被排除的测量。对于氢再电离，我们发现只有低红移和高温的情况下被排除在外。例如，一个模型，其中IGM被加热到30 000 K时，电离前沿通过，并与氢再电离发生超过6 < z < 9，被排除。最后，我们对TeV耀变体、宇宙射线和其他非标准机制的加热量进行了限制。我们发现，在z = 2时，每个重子最多可以注入1 eV的额外热量，而在z > 3时，这一限制变为<~0.5 eV。
2016-06-09 astro-ph.CO
Impact of Self-shielding Minihalos on the Ly$α$ Forest at High Redshift
本文结合一维辐射流体动力学与大尺度模拟，量化自屏蔽小晕对高红移 Ly$α$ 森林的吸收、功率谱及大晕周边通量的影响，并提出可据此约束电离背景强度。
2024-06-15 astro-ph.CO
Self-shielding of hydrogen in the IGM during the epoch of reionization
我们研究星系际氢对电离辐射的自屏蔽辐射转移模拟宇宙再电离仔细校准莱曼α森林数据。虽然自屏蔽区域在后再电离宇宙中表现为莱曼极限系统，但在这里，我们专注于它们在再电离过程中的演化（红移z=6-10）。在这些红移下，氢电离辐射的空间分布是高度不均匀的，宇宙的某些区域仍然是中性的。在模拟中屏蔽了中性区和电离源后，我们发现氢的光电离率与局部氢密度的关系与再电离后宇宙中的情况非常相似。在这些红移中，自屏蔽变得重要的物理氢密度约为平均氢密度的$\mathrm{n_H \sim 3 \times 10^{-3} cm^{-3}}$或$\sim$的20倍，反映了这样一个事实，即在再电离过程中，光电离率通常足够低，以至于宇宙网中的细丝经常是自屏蔽的。典型的自屏蔽密度的值在红移z=3和10之间减小了3倍，并且以简单的方式遵循电离区域中的平均光电离率的演变。我们提供了一个简单的参数化的光电离率作为密度的函数在自屏蔽区域的再电离时代。
2018-05-09 astro-ph.CO
The Detectability of Lyman Alpha Emission from Galaxies during the Epoch of Reionization
我们研究了Lyman Alpha（Lya）发射线在再电离时期（EoR）的可见性。结合银河系外流模型与大规模的再电离半数值模拟，我们量化的概率分布函数（PDF）的分数Lya光子通过星系际介质（IGM），T_IGM传输。我们的研究重点是星系填充暗物质晕质量的M_halo=1e10 M_sun在z=8.6，这是受到最近报道的星系在z=8.6与强大的Lya线发射发现。对于合理的模型假设，我们发现风导致T_IGM>10% [50%]，对于大多数星系，即使宇宙体积约为80% [60%]中性。因此，从报道的z=8.6星系中观察到的强Lya发射与高度中性的IGM一致。我们还调查了最近的初步证据的影响，观察到的“LAE分数”之间的辍学星系z=6和z=7之间的减少。如果得到证实，我们表明，在x_HI的快速演变将需要通过再电离的影响来解释这一观察。
2011-11-30 astro-ph.CO
Contributions of dark matter annihilation within ultracompact minihalos to the 21cm background signal
在宇宙的黑暗时代，任何外来源，如暗物质湮灭，将能量注入星系际介质（IGM），都会在21 cm背景信号上留下印记。最近，人们提出了一种新的暗物质结构，称为超致密暗物质微晕（UCMHs）。在UCMH内部附近，暗物质粒子的分布比一般暗物质晕$ρ_{\rm UCMHs}(r) \sim r^{-2.25}$陡，UCMH的形成时间比一般暗物质晕$z_c \sim 1000$早。因此，可以排除UCMH中的暗物质湮灭对21 cm背景信号的影响。本文研究了UCMH中暗物质湮灭对21 cm背景信号的贡献。
2016-12-20 astro-ph.CO
Modeling the Intergalactic Medium during the Epoch of Reionization
观测和理论宇宙学的一个主要目标是观察我们宇宙历史上第一个星系形成的基本上未被探索的时间段，并解释这些测量结果。早期的星系在再电离时期（EoR）通过光电离气体对周围星系际介质（IGM）中的气体产生了巨大的影响。这个时期可能跨越了宇宙时间的一段延长：电离区域在早期星系周围形成并增长，逐渐填充了宇宙体积的越来越大的部分。在某个时候--到目前为止还不确定，但在大爆炸后的第一个十亿年左右--基本上整个宇宙体积都充满了电离气体。IGM的性质提供了关于早期星系群的形成时间和性质的有价值的信息，因此许多研究第一个发光源的方法都是基于对周围星系际气体的测量。在未来十年内，改进IGM和早期星系群再电离时代观测的前景是突出的。基于此，我们回顾了再电离过程中IGM模型的现状。我们专注于几个关键方面的再电离时代的现象和描述：体积平均电离分数的红移演化，电离光子的源和汇的属性，以及模型描述的空间变化的电离分数，紫外辐射场，IGM的温度，和气体密度分布。
2015-11-04 astro-ph.CO
The 21 cm Forest as a Probe of the Reionization and the Temperature of the Intergalactic Medium
利用高红移射电源作为背景，21厘米森林观测探测了沿视线方向早期结构的中性氢吸收特征。它对自旋温度直接敏感，补充了21厘米层析成像观测，并提供了关于星系际介质（IGM）的温度和电离状态的信息。我们使用一个辐射转移模拟研究21厘米森林信号期间的再电离时代。我们首先证实了光学深度和等效宽度（EW）是IGM电离和热状态的良好表征。由相对光学深度选择的特征是电离场的良好示踪剂，而由绝对光学深度选择的特征对IGM温度非常敏感，因此有可能提取IGM温度信息，从而打破21cm层析观测的简并性。从EW的分布以及不同EW的吸收体和泄漏体的数量演化，我们清楚地看到了IGM电离态的宇宙学演化。随着气体温度的升高，潜在可观察特征的数密度迅速降低。建议EW统计IGM温度的敏感性，使其成为一个独特的和潜在的强大的探针再电离。然而，缺少小尺度结构，例如在我们目前的模拟中未解决的小细丝和迷你晕，以及缺乏IGM温度的准确计算，可能使所呈现的信号在定量上不准确。最后讨论了背景射电源对观测的要求，发现等效宽度大于1kHz的信号是有希望被探测到的。（节录）
2009-10-11 astro-ph.CO
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
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
The long-lasting effect of X-ray preheating in the post-reionization intergalactic medium
本研究通过高质量分辨率流体动力学模拟，首次探索并确立了X射线预热在再电离后星系际介质中的长期影响，发现其在不同红移下对Lyman-$α$森林中的再电离遗迹有不同效应，忽略该过程会导致宇宙学参数推断偏差。
2024-03-28 astro-ph.CO
The physics of Reionization: processes relevant for SKA observations
在再电离时期发射的21厘米信号的局部强度将由SKA映射，由中性氢的量调制。因此，了解星系际介质（IGM）的再电离过程对于预测和解释即将到来的观测至关重要。在介绍了有关再电离过程的基本物理和最有意义的量之后，我们将回顾我们对原始星系中电离光子的产生和逃逸以及它们在IGM特别是所谓的minihalos和Lyman极限系统中的吸收的理解的最新进展。
2015-01-19 astro-ph.CO
The Opacity of the Intergalactic Medium During Reionization: Resolving Small-Scale Structure
在再电离过程的早期，星系际介质（IGM）在小尺度上是非常不均匀的，这是由于中性IGM中的低金斯质量和冷暗物质宇宙中结构的分层生长。这个小尺度的结构在再电离时期充当了重要的汇，阻碍了从第一个电离辐射源扫出的电离前沿的进展。在这里，我们提出了高分辨率的宇宙学流体动力学模拟，解决了宇宙学的牛仔裤质量的中性IGM在代表性的卷数兆位差距。绝热流体动力学，我们遵循的是适当的，在未加热IGM，气体有机会响应光电离加热之前。我们的重点是确定宇宙学模拟所需的分辨率，以充分采样和解决小尺度结构调节不加热IGM的不透明度。我们发现需要质量为mdm 1 Mpc的暗物质粒子< 50 Msun and box size of L >.我们的收敛结果显示如何电离辐射的平均自由程和电离氢的聚集因子依赖于紫外背景（UVB）流量和红移。例如，我们发现，在z = 10时，电离率为γ ~ 0.3 ~ 3 x 1 e-12 s^-1时，聚集因子通常为10 ~ 20，相应的平均自由程为~ 3 ~ 15 Mpc，这将先前关于平均自由程演化的工作扩展到了更小的尺度和更早的时间。
2013-10-18 astro-ph.CO
The galaxy-IGM connection in THESAN: the physics connecting the IGM Lyman-$α$ opacity and galaxy density in the reionization epoch
利用THESAN模拟研究再电离末期类星体视线莱曼-$\alpha$光学深度与星系分布的联系，揭示其对红移相关距离处星系的敏感性，并探讨电离源和暗物质性质的影响。
2025-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Use of Ly-alpha Emitters as Probes of Reionization
利用数值模拟方法研究了部分再电离星系际介质（IGM）的斑块效应对高红移（z ~ 6）Ly-alpha辐射源（LAEs）可观测性的影响。本文提出了一个新的模型，将Ly-alpha辐射转移分为环星系和河外星系（IGM）两部分，并研究了内禀线模型的选择对IGM传输结果的影响。我们使用我们的模型来研究中性氢对统计观测量的影响，如Ly-alpha restframe等效宽度（REW）分布，LAE光度函数和两点关联函数。我们发现，如果观测到的LAE光度函数和等效宽度分布在z ~ 6和z ~ 7之间的变化仅由IGM中性分数的增加来解释，我们需要一个非常晚和快速的再电离场景，其中宇宙在z = 7时电离了~ 40%，在z = 6.5时电离了~ 50%，在z = 6时电离了~ 100%。这与其他观察结果相冲突，表明在z > 6时的内在LAE演化不能完全忽略。我们展示了如何两点关联函数可以提供更强大的约束，一旦未来的观测获得更大的LAE样本，并提供预测的样本量需要告诉不同的再电离方案分开。
2012-10-18 astro-ph.CO
Quantitative Constraints on the Reionization History from the IGM Damping Wing Signature in Two Quasars at z > 7
在再电离过程中，星系际介质（IGM）中的中性氢在高红移类星体的光谱上留下了阻尼翼吸收特征的印记。对这个特征的探测为一个显著中性的宇宙提供了令人信服的证据，并使在那个时期测量氢中性部分$x_{\rm HI}(z)$成为可能。然而，从这种技术获得可靠的定量约束，是具有挑战性的，由于随机性引起的补丁内-外拓扑结构的再电离，退化类星体的寿命，和未知的未吸收类星体光谱接近休息帧Ly $α$。通过对高红移宇宙的高分辨率流体动力学模拟，将再电离拓扑的大体积半数值模拟与一维辐射转移相结合，建立了类星体再电离过程中的透射谱模型。我们最先进的方法捕捉到了在偏置类星体晕中阻尼翼强度的分布，这些偏置类星体晕应该在更早的时候被再电离，以及类星体环境中由其自身电离辐射引起的中性气体的侵蚀。结合这个详细的模型与我们的新技术预测类星体的连续性及其相关的不确定性，我们引入了贝叶斯统计方法来共同约束中性的宇宙和类星体的寿命从个人类星体光谱的分数。我们将这种方法应用于已知的两个最高红移类星体ULAS J1120+0641和ULAS J1342+0928的光谱，并测量了体积平均中性分数$\langle x_{\rm HI} \rangle(z=7.09)=0.48^{+0.26}_{-0.26}$和$\langle x_{\rm HI} \rangle(z=7.54)=0.60^{+0.20}_{-0.23}$（后中位数…
2018-02-16 astro-ph.CO
A SPectroscopic survey of biased halos In the Reionization Era (ASPIRE): JWST Supports Earlier Reionization around [OIII] Emitters
基于 JWST ASPIRE 项目的大样本 [OIII] 发射体与类星体光谱数据，研究发现 [OIII] 发射体周围 IGM 透射率显著增强且更早达到相同光深，表明再电离在星系周围提前发生，支持涨落 UVB 模型下的不均匀再电离拓扑。
2024-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Critical Star-Formation Rates for Reionization: Full Reionization occurs at z = 7
我们评估了可能的红移（z_rei ~ 7）的星系际介质（IGM）的完全再电离使用处方的共同移动的恒星形成率（SFR）密度（rho_SFR）所需的维持光电离对重组。我们新开发的在线再电离模拟器允许用户评估所需的SFR和电离的历史，使用各种假设的银河系和恒星星族，IGM聚集因子和温度，和LyC逃逸分数。在z = 6-8处，高红移星系候选者和Lya发射体的减少表明中性部分的增加，在z > 7处的再电离由于增加的复合速率和来自电离背景和LyC平均自由程的约束而变得越来越困难。（0.018 M_sun/yr/Mpc^3）[（1+z）/8]^3（C_H/3）（0.2/f_esc）T_4^（-0.845）标度到凝聚因子C_H = 3、逃逸分数f_esc = 0.2、电子温度T_e = 10^4 K、低金属丰度初始质量函数（IMF）和恒星大气的基准值。我们的流体动力学+N体模拟发现，在z = 5-9时，光致电离、光致加热的丝状体的平均聚集因子C_H =（2.9）[（1+z）/6]^-1.1。临界SFR可以通过增加最小恒星质量、调用顶重IMF或系统地增加高z时的f_esc来降低。CMB光学深度τ_e = 0.088 +/- 0.015可以通过完全再电离来解释，产生τ_e = 0.050回到z_rei = 7，在z > 7的UV/X射线部分电离IGM中增加Δ-τ_e = 0.01-0.04。在这种情况…
2011-12-28 astro-ph.CO
Impact of the Epoch of Reionization sources on the 21-cm bispectrum
本文通过模拟不同再电离源模型，计算21厘米双谱并分析特定$k$-三角形构型，证明其能有效区分由内向外、由外向内等不同再电离形态，从而约束电离光子源性质。
2024-09-06 astro-ph.CO
Constraining Reionization with Lyα Damping-Wing Absorption in Galaxy Spectra: A Machine Learning Model Based on Reionization Simulations
本文利用JWST低分辨率光谱和随机森林分类方法，基于Cosmic Dawn II模拟约束再电离电离分数，并应用于实测光谱，支持晚期再电离模型。
2025-03-30 astro-ph.CO
Intensity Mapping of Lyman-alpha Emission During the Epoch of Reionization
我们计算的绝对强度和各向异性的莱曼-α辐射场的再电离时代。我们认为从星系和星系际介质（IGM）的排放，并考虑到主要的贡献，生产莱曼α光子：重组，碰撞，连续发射星系和散射莱曼-n光子在IGM。我们发现，来自单个星系的辐射在IGM中占主导地位，总的莱曼α强度（乘以频率）约为（1.43-3.57）x10^{-8} erg s^{-1} cm^{-2} sr^{-1}，红移为7。这个强度水平很低，所以再电离过程中的莱曼-α背景不太可能通过旨在测量绝对背景光的实验来建立。相反，我们考虑的是莱曼-α强度映射，目的是测量各向异性功率谱，在几个百万秒差距尺度下，功率谱的均方根起伏为1 x 10^{-16} [erg s^[-1} cm^{-2} sr^{-1}]^2。这些各向异性可以用光谱仪在0.9至1.4 μm的近红外波长下测量，场为0.5至1平方米。度我们建议现有的使用窄带滤光片的地基计划也追求强度波动，以研究微弱莱曼-α发射体空间分布的统计数据。我们还讨论了21厘米的实验，探测HI在IGM再电离过程中的互相关信号。与21 cm实验相比，专门的亚轨道或天基莱曼-α强度测绘实验可以为探测器再电离提供一种可行的补充方法，并且可能在实验范围内。
2012-12-13 astro-ph.CO
The physical origin for spatially large scatter of IGM opacity at the end of reionization: the IGM Ly$α$ opacity-galaxy density relation
在$z > 5.5$ Ly $α$森林中的大的不透明度波动可能指示再电离的不均匀进展。为了解释观测到的星系际介质（IGM）有效Ly $α$光学厚度（$τ_{\rm eff}$）的大散射现象，人们提出了紫外背景涨落（$Γ$模型）或IGM气体温度涨落（$T$模型），它们预言了$τ_{\rm eff}$与星系密度的相反关系。为了确定哪种模型能够解释$τ_{\rm eff}$的大散射，我们用$τ_{\rm eff}\sim3$和$τ_{\rm eff}\sim5.5$分别在两个类星体（J1137+3549和J1602+4228）的视线和J1630+4012的视线附近寻找Ly $α$发射体（LAEs）。使用Subaru/Hyper Suprime-Cam的窄带成像，我们绘制LAE密度图以探索其空间分布。在类星体低$τ_{\rm eff}$区域的20 Mpc的$h^{-1}$范围内发现了超密度，而在高$τ_{\rm eff}$区域发现了LAEs的不足。虽然这三个类星体视线的$τ_{\rm eff}$既不高也不低，不足以清楚地区分这两个模型，但这些观测到的$τ_{\rm eff}$ -星系密度关系都一致支持$Γ$模型，而不是$T$模型。在低$τ_{\rm eff}$视线附近观测到的过密度可能表明，遗迹温度波动对再电离的影响并不大。否则，这些overdensities可以归因于其他因素，除了再电离…
2022-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-ages Reionization and Galaxy Formation Simulation XX. The Ly$α$ IGM transmission properties and environment of bright galaxies during the Epoch of Reionization
高度中性的星系间介质（IGM）在再电离时期（EoR），预计将抑制Ly $α$发射与阻尼翼吸收，导致几乎没有Ly $α$检测到恒星形成星系在$z{\sim}8$。然而，在这些红移下，对4个最亮星系（${\rm H}_{160}{\sim}25$等）的光谱观测确实显示出突出的Ly $α$线，表明局部电离的IGM。本文利用Meraxes半解析模型研究了EoR期间亮星系的Ly $α$ IGM透射和环境。我们发现较亮的星系受阻尼翼吸收的影响较小，因为它们能有效地电离周围的中性氢。具体而言，最亮的源（${\rm H}_{160}{\lesssim}25.5$ mag）位于我们的模拟中最大的电离区域，并且具有来自IGM（光学深度${<}1$）的低Ly $α$衰减。较暗的星系（25.5等${<}{\rm H}_{160}{<}27.5$等）的透射率取决于紫外线光度，导致在较暗的星等下Ly $α$检测的发生率较低。这种光度相关的衰减解释了为什么Ly $α$只在$z{\sim}8$最亮的星系中被观测到。后续观察显示，在这些确认的$z{\sim}8$ Ly $α$发射体附近存在对应物。我们模拟的类似物的环境与这些观测结果在附近星系的数量上一致，这是一个很好的指标，表明Ly $α$是否可以在较暗的星系中被检测到。在目前的观测极限下，在$2'{\times}2'$内有${\ge}2$-5个邻居的星系显示出L…
2021-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence of Gunn-Peterson damping wings in high-z quasar spectra: strengthening the case for incomplete reionization
几个高红移（z>6）类星体的光谱显示出Gunn-Peterson（GP）阻尼翼的证据，表明z ~ 6星系际介质（IGM）中存在相当大的平均中性氢分数（xHI> 0.03）。然而，先前的分析假设IGM在类星体的HII区域之外均匀电离。在这里，我们放松这一假设和模型补丁再电离的情况下，IGM和类星体参数的范围。我们通过拟合三个类星体的光谱来量化这些差异对推断的x_HI的影响：SDSS J1148+5251（z=6.419），J1030+0524（z=6.308）和J1623+3112（z=6.247）。我们发现，在斑块模型中的最佳拟合值x_HI符合一致的情况。更重要的是，我们确认所观察到的谱有利于GP阻尼翼的存在，当谱在没有阻尼翼的情况下建模时，峰值可能性降低>几- 10倍。我们还发现，Ly α吸收光谱，本身，不能区分阻尼翼在一个相对中性的IGM从一个阻尼翼在一个高度电离的IGM，所造成的一个孤立的中性补丁，或阻尼Ly α吸收器（DLA）。然而，在高度电离的宇宙（x_HI < 0.01）中，中性斑块和具有大的所需柱密度（N_HI >几个x 10^{20} cm^{-2}）的DLA都是罕见的。因此，当我们包括合理的先验概率的视线（LOS）拦截中性补丁或DLA在所需的距离约40-60 Mpc的类星体，我们发现在IGM的中性分数的强下限，x_HI > 0.1（在95%的置信度）。这加强了先前…
2012-11-04 astro-ph.CO
Lyman Alpha Emitters and the 21cm Power Spectrum as Probes of Density-Ionization Correlation in the Epoch of Reionization
由于Ly $α$光子与氢的大截面，莱曼α发射体（LAEs）在再电离时期（EoR）对星系际介质（IGM）中中性氢的存在很敏感：在宇宙历史中，IGM中的中性氢被电离。在IGM相对于底层的内在LAEs的电离区域的相关性有显着的效果上观察到的LAEs的数量和它们的明显聚类。因此，在EoR期间LAE的观测可以用作EoR形态的探针。在这里，我们建立在以前的作品，我们参数化的密度电离相关性在EoR，并研究如何观察到的数密度和角关联函数（ACF）的LAEs依赖于此参数化。使用斯巴鲁测量的数密度的LAE和他们的ACF在z = 6.6，我们把限制的EoR形态。我们发现，在z = 6.6单独LAEs的测量不能区分不同的密度电离模型在$68\%$的可信度。然而，添加信息的数量密度，和ACF，LAE在$z = 6.6$到21厘米功率谱测量使用氢时代的再电离阵列（HERA）在再电离的中点可以排除不相关和外向内再电离在$99\%$的可信度。
2021-05-07 astro-ph.CO
Tracing the Reionization-Epoch Intergalactic Medium with Metal Absorption Lines
在z>6光谱中观察到的IGM金属吸收线提供了探测早期反馈过程、富集源的性质和再电离拓扑结构的机会。我们进行了包括星系外流在内的高分辨率宇宙学模拟，研究了5种离子（C II，C IV，O I，Si II，Si IV）在z=8->5之间吸收的可观测性和物理性质。我们应用三种情况下的电离条件：完全中性，完全再电离，和一个补丁模型的基础上从最近的星系的流量。我们发现，我们的模拟广泛适用于现有的z~5-6 IGM金属线数据，虽然所有的观察不能容纳一个单一的电离条件。Becker等人（2006年）观察到的视线中的O 1吸收剂的变化表明，低至z~6的中性IGM斑块显著。z~6处的强C IV吸收体可能是其母星系电离的结果。我们的外流有典型的速度~200公里/秒和质量加载因子~6。如此高的质量负载对于将IGM富集到观测水平，同时减少恒星形成以匹配观测到的z~6静止框架UV光度函数是至关重要的。金属的体积填充因子在这一时期增加，但当Z>10^（-3）Zsolar时，到z=5时仅达到~1%。CIV是IGM金属在z~5-6的理想示踪剂，其整体电离分数下降到更高或更低的红移。这导致从z=8->5强烈增加的全局Ω（C IV），与其从z=5->2的相对恒定性相反。我们的模拟不支持广泛的早期IGM富集，例如Pop III星。高z吸收体产生于金属第一次从星系向外的旅程，距离小于50 kpc。负责早期IGM富集的星系…
2009-03-12 astro-ph.CO
Contribution to the 2022 Cosmology session of the 56th Rencontres de Moriond: Reionization constraints from HERA 21cm power spectrum limits
我介绍了我们对HERA射电干涉仪21 cm功率谱上限的分析，发表在HERA Collaboration et al. 2022。我们使用最近的限制，以约束再电离和IGM和星系在早期宇宙的属性。我特别关注除了CMB（例如由早期星系产生的）之外的无线电背景的可能性，它可以导致更强的21厘米信号，因此更容易约束。我展示了HERA观测对这些模型和IGM的限制，以及如何与无线电和X射线背景的现有限制进行比较。
2022-03-23 astro-ph.CO
Galaxy Underdensities Host the Clearest IGM Ly$α$ Transmission and Indicate Anisotropic Reionization
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Department of Physics & Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；School of Earth and Space Exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；Cosmic Dawn Center(DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）
研究通过JWST/NIRCam观测发现，星系驱动再电离的机制及几何结构仍存疑问，首次测量IGM传输与星系位置的二维交叉相关性，揭示再电离存在各向异性。
2026-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Preheating of the Universe by cosmic rays from primordial supernovae at the beginning of cosmic reionization
来自宇宙再电离期的21厘米信号可以揭示z~30-10原始星系际介质（IGM）的加热历史。有人认为，来自第一个吸积黑洞的X射线可以在这些早期时期显著加热宇宙。在这里，我们提出了另一个IGM加热机制与第一批恒星。从先前的工作中得知，终结大质量第三星族恒星生命的强大超新星（SNe）的残余物可以很容易地从它们的宿主暗物质微晕中扩展到周围的IGM中，这得益于来自祖星的紫外线辐射对晕气体的光蒸发。我们认为，在这样的残余物的演化过程中，SN动能的一个显着的部分可以投入到低能量（E<30 MeV）的宇宙射线，最终将逃逸到IGM。这些次相对论性的宇宙射线可以在宇宙中传播，并在与第一批星系和类星体相关的更强大的再电离/加热机制发挥作用之前，将IGM加热约10-100 K。因此，未来的21厘米观测可以限制第一颗超新星的能量，并提供有关原始IGM中磁场的信息。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Equation of State of the Intergalactic Medium After Hydrogen Reionization
本文用解析模型研究了非均匀氢再电离对星系际介质温度分布的影响。在这个过程中，每个电离光子的剩余能量以热的形式沉积在IGM中，使其温度升高到20，000 - 30，000 K;随后宇宙的膨胀使气体冷却。由于再电离最有可能从高密度到低密度进行，低密度的空隙最后电离，冷却时间更短，并且在再电离完成后（“反转”状态方程）比平均密度气体（平均）更温暖。从这个初始状态开始，低密度气体迅速冷却，最终回到更正常的状态方程。快速变化的温度在z~6处的电离背景的测量中引入了系统不确定性。例如，后期再电离意味着快速冷却，因此电离背景在z ~5-6处的演化速度必须比通常声称的更快。这种简并性很难解开，因为莱曼-α森林只探测了一个很窄的密度范围（在这个范围内气体几乎是等温的）。然而，更高的莱曼系列转换探测更宽的密度范围，采样不同的有效温度，并提供了一种新的方法来测量IGM状态方程，应该在接近饱和吸收排除其他方法的情况下工作。这将有助于将温度演化与电离背景演化分开。虽然需要更详细的研究与流体动力学模拟，我们表明，这样的测量可能区分早期和晚期再电离使用只有少数的视线。
2009-01-13 astro-ph.CO
Introducing SAGUARO -- Simulating IGM Evolution and Environments At High Resolution: Setup and First Results
Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of Washington（华盛顿大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
SAGUARO模拟了再电离期间和之后IGM的高分辨率演化，涵盖了光离子化率、再电离红移和箱尺度密度的参数空间，研究IGM气体动力学、热结构、不透明度及再电离光子预算等核心问题。
2026-09-28 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
Studying reionization with the next generation of Ly-alpha emitter surveys
我们研究的前景，约束电离部分的星系际介质（IGM）在$z>6$与下一代的大赖氨酸$α$发射调查。我们对即将到来的斯巴鲁超级超级凸轮（HSC）Ly $α$调查和詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）进行的假设光谱调查进行预测。考虑到各种情况下，观测到的演变的Ly $α$光度函数的Ly $α$发射器在$z>6$的解释部分由越来越中性的IGM和部分由内在的星系演化，我们展示了如何集群测量将能够区分这些情况。我们发现，HSC调查应该能够检测到额外的集群诱导的中性IGM，如果全球IGM中性分数大于$\sim$ 20%，在$z=6.5$。如果还可以测量Ly $α$的等效宽度，那么通过寻找等效宽度与物体的局部数密度之间的相关性，就可以探测到小至10%的中性部分。在这种情况下，如果IGM在$z=6.5$处是显著中性的，并且本征EW分布相对较窄，则观测到的EW也可以用于构建最大电离区的位置和近似大小的地图。对于JWST的调查，结果似乎不那么乐观。由于这样的巡天探测了大范围的红移，IGM的影响将与任何存在的星系演化的内在影响混合在一起，使得很难理清这些影响。然而，我们表明，调查与JWST将有可能观察到一个大的星系群在$z\sim7$，这将是一个强烈的迹象，部分中性IGM。
2014-08-07 astro-ph.CO
Direct Numerical Simulation of Reionization II: Recombinations, Clumping Factors, and the Photon Budget for Reionization
在这第一个几个应用程序的文件，我们调查的机制，从恒星源在高Z星系的再电离，估计在IGM的重组时间的各种聚集因子的效用，和光子预算需要实现再电离。我们测试的准确性的静态和时间依赖模型的Madau等人。再电离完成/维护的预测。我们在一个20 Mpc的共动立方体中模拟了一个WMAP 7 LCDM宇宙模型，该模型包含800^3个均匀流体单元和暗物质粒子。通过调整我们的恒星形成近似匹配观测到的恒星形成率密度和光度函数，我们创造了一个完全耦合的辐射氢实现H再电离，开始在z~10，并在z~5.8完成。我们发现，大约2个电离光子每个H原子需要转换中性IGM到一个高度电离的状态，这支持的“光子饥饿”的情况下讨论的博尔顿和Haehnelt。再电离过程中导致这个数字的事件通常可以被描述为由内而外，但实际上，这种叙述取决于人们认为电离的气体的电离水平。我们发现，Madau等人推导的维持IGM电离状态所需的紫外光子产生率dN/dt_ion（z）的公式不应该用来预测再电离完成的时间，因为它忽略了全局电离平衡中不可忽略的历史依赖项。我们发现，电离体积分数QHII的时间依赖模型是更好的预测，但高估了红移的再电离完成的delta_z~1。我们提出了一个修改后的公式的时间依赖模型，同意我们的模拟O（1%）。最后，我们使用我们的模拟来估计全球紫外线逃逸分数，由于环星系气体解决我们的网格为<f_esc>~0.7。
2013-11-09 astro-ph.CO
Prospects of a statistical detection of the 21-cm forest and its potential to constrain the thermal state of the neutral IGM during reionization
本研究通过半数值模拟前向建模21厘米森林信号，结合现有及未来射电望远镜特性，分析z=6处该信号的统计探测前景及零探测对IGM热与电离状态的限制能力。
2025-01-17 astro-ph.CO
Revealing reionization with the thermal history of the intergalactic medium: new constraints from the Lyman-$α$ flux power spectrum
本文利用$4.0\lesssim z\lesssim5.2$的Lyman-$α$森林通量功率谱对星系际介质（IGM）再电离期间和再电离后的热历史进行了新的研究。使用15个高分辨率光谱的样本，我们测量了这些红移（$-1\lesssim \log(k/$ km $^{-1}$ s）（$\lesssim -0.7$）的通量功率，直到最小尺度。这些尺度对IGM的瞬时温度和再电离期间和之后每单位质量注入的总能量都非常敏感。我们测量的温度在平均密度$T_{0}\sim7000$-8000 K，符合没有显着的温度演变的红移$4.2\lesssim z\lesssim5.0$。我们还提出了第一个观测约束的综合IGM的热历史，发现每单位质量的总能量输入增加从$u_{0}\sim4.6$ ${\rm eV}$ $m_{\rm p}^{-1}$到7.3 eV $m_{\rm p}^{-1}$从$z\sim 6$到$4.2$假设的$Λ$ -CDM宇宙学。我们展示了如何可以同时使用这些结果来获得信息的时间和来源的再电离过程。我们的第一个概念证明，使用简单的模型瞬时再电离产生的结果与最近的普朗克约束，有利于模型与$z_{\rm rei}\sim 8.5^{+1.1}_{-0.8}$。
2019-01-31 astro-ph.CO
The Sherwood-Relics simulations: overview and impact of patchy reionization and pressure smoothing on the intergalactic medium
我们提出了舍伍德文物模拟，一套新的大型宇宙学流体动力学模拟，旨在模拟星系际介质（IGM）期间和之后的宇宙氢再电离。该套件包括200多个模拟，涵盖了广泛的天体物理和宇宙学参数。它还包括模拟，使用一个新的轻量级的混合计划治疗辐射转移的影响。该方案遵循电离辐射场的空间变化，以及IGM温度和压力平滑的相关波动。它在计算上比全辐射流体动力学模拟便宜得多，并且避免了校准星系形成模型以满足宇宙再电离观测约束的困难任务。使用这种混合技术，我们研究的空间波动IGM的性质，是由补丁宇宙再电离播种。我们调查相关的物理过程，并评估其对z > 4莱曼α森林的影响。我们的主要发现是：（i）与以前的研究一致，斑片状再电离导致大尺度温度波动，持续到再电离结束后，（ii）这些增加了大尺度上的莱曼-α森林通量功率谱，（iii）导致空间变化的压力平滑，与当地再电离红移相关。(iv)结构蒸发或膨胀的光加热导致显着的特点，在莱曼α森林，如平底或双浸吸收剖面。
2023-02-28 astro-ph.CO
Probing the epoch of pre-reionization by cross-correlating cosmic microwave and infrared background anisotropies
第一颗恒星形成的时期和当时星系际介质（IGM）的状态无法用现有的望远镜直接观测。来自这些早期来源的辐射现在是宇宙红外背景（CIB）的一部分，并且当这些来源吸收它们周围的气体时，IGM等离子体将通过热Sunyaev-Zeldovich（TSZ）效应在宇宙微波背景（CMB）中产生微弱的温度各向异性。虽然这些TSZ各向异性太微弱，无法检测到，我们表明，交叉相关的源减去CIB波动从{ \it欧几里得}的地图，适当构造的微波地图在不同的频率可以探测的物理状态的气体在再电离和测试/约束模型的早期CIB源。我们识别了来自空间和地面仪器的频率组合的CMB减去的微波图，以表明它们可以与即将到来的全天空{ \it Euclid} CIB图交叉相关，以检测尺度为$\sim 5'-60'$的交叉功率，其中信号/噪声高达$S/N\sim 4-8$，这取决于这些预再电离时期对汤姆逊光学深度的贡献（$Δτ\simeq 0.05$）和IGM的温度（高达$\sim10^4$ K）。这样的测量将为探索这些第一光源的出现和物理特性提供一个新的窗口。
2014-11-07 astro-ph.CO
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
The Goldilocks problem of the quasar contribution to reionization
在$z \gtrsim 4$上意外地发现了大量微弱的候选类星体（QSO），这促使Madau和Haardt研究活动星系核在任何时候都占主导地位的光子预算的再电离情景。他们的分析研究表明，这一图象与星系际介质（IGM）中HI体积分数的演化和宇宙微波背景汤姆逊散射的光学厚度是一致的。我们采用了一套流体动力学模拟后处理的辐射转移代码，以进一步研究这样的再电离历史的属性。特别是，我们生成的合成吸收线光谱HI和HeII，我们与观测数据进行比较。虽然我们证实了上述分析结果，我们也发现，IGM温度和HeII光学深度的演变与目前的观测限制。然而，类星体占主导地位的情况下，提出了有吸引力的功能，它自然产生一个不均匀的IGM，从而产生一个扩展的尾巴在高值的HI有效光学深度的分布函数，与最近的观测。我们发现初步的证据表明，考虑一些类星体发射在红移$z \gtrsim 5$可以调和这样的观察与数值模拟，迄今未能再现这一功能。最后，我们表明，收集更多的氦吸收光谱在$z \gtrsim 3$和研究其独特的特点将是关键，以精确地限制类星体的贡献再电离。
2019-01-22 astro-ph.CO
Precisely Measuring the Cosmic Reionization History from IGM Damping Wings Towards Quasars
针对宇宙再电离时代类星体邻近区IGM阻尼翼分析，提出生成式概率模型并结合降维技术，用大样本优化方法，实现对IGM中性氢分数和类星体寿命的精确测量，为再电离研究提供可靠探针。
2025-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
PAPER-64 Constraints On Reionization II: The Temperature Of The z=8.4 Intergalactic Medium
我们提出的约束的星系际介质（IGM）在z=8.4的动力学温度，并在模型上加热IGM在高红移与X射线发射的第一个崩溃的对象。这些约束条件是用半解析方法推导出来的，以探索唐纳德C。Backer Precision Array for Probing the Epoch of Reionization（PAPER），在Ali et al.（2015）的配套论文中提出。如果IGM的动力学温度显著低于宇宙微波背景（CMB）的温度，一般可以产生振幅为数百mK ^2的21 cm功率谱;因此，PAPER的新结果将IGM温度的下限定在z=8.4。考虑到IGM的未知电离状态，我们的测量发现IGM温度对于10%和85%之间的中性部分高于~5 K，对于15%和80%之间的中性部分高于~7 K，或者对于30%和70%之间的中性部分高于~10 K。我们还计算了加热的IGM，将提供所观察到的高红移星系人口，并发现，对于大多数模型，这些星系足以使IGM温度高于我们的下限。然而，有显着范围的参数空间，可以产生一个信号排除了PAPER测量;模型与陡峭的下降，在恒星形成率密度在高红移或相对较低的价值观的X射线恒星形成率效率的高红移星系通常是不受欢迎的。的纸测量是一致的（但不约束）的氢自旋温度高于CMB温度，这种情况下，我们发现一般预测，如果星系暗于目前的检测极限的光学/近红外测量包括在计算中的X射线加热。
2015-09-15 astro-ph.CO
A short mean free path at $z=6$ favors late and rapid reionization by faint galaxies
最近在$5 < z < 6$对电离光子平均自由程（$λ_{912}^{\rm mfp}$）的测量表明，IGM在那些时候正在迅速发展。我们使用辐射传输模拟来探索再电离的影响，重点是在$z=6$的短值$λ_{912}^{\rm mfp} = 3.57^{+3.09}_{-2.14}$ cMpc/ $h$。我们介绍了一个模型的亚分辨率电离光子汇的基础上辐射流体动力学模拟小规模IGM聚集。我们认为，在$λ_{912}^{\rm mfp}$在$z=5-6$的快速演变，连同约束的元银河系电离背景，有利于后期再电离过程中，中性馏分迅速演变的后半部分。我们还认为，短的$λ_{912}^{\rm mfp}(z=6)$指向微弱的星系作为再电离的主要驱动力。我们的首选模型，具有$λ_{912}^{\rm mfp}(z=6) = 6.5$ Mpc/ $h$，具有$z= 7.1$的中点和$z= 5.1$的终点。它需要每个H原子3个电离光子来完成再电离，并且在$z>6$处的LyC光子产生效率为$\log(f^{\rm eff}_{\rm esc} ξ_{\rm ion}/[\mathrm{erg}^{-1} \mathrm{Hz}]) = 24.8$。将$λ_{912}^{\rm mfp}(z=6)$恢复到与测量的中心值一样低可能需要IGM团块的增加超过来自模拟的预测，光子预算相应增加。
2021-09-17 astro-ph.CO
How to Search for Islands of Neutral Hydrogen in the $z \sim 5.5$ IGM
如果星系际介质（IGM）的电离态在这些红移处足够不均匀，那么对莱曼α森林（$α$）的观测可能会使再电离晚至$z \sim 5.5$才完成。在这种情况下，在高度电离的气体中可保留显著中性的岛，其中电离区域允许通过Ly- $α$森林的一些透射。这种可能性有一个重要的优点，就是它可以用现有的Ly- $α$森林数据来检验。特别是，我们描述了三个可观察到的签名显着中性气体的$z \sim 5.5$ IGM。我们使用模拟类星体光谱再电离的数值模拟，以开发这些测试。首先，我们量化了森林中吸收区域的丰度和长度如何随再电离模型中体积平均中性分数的增加而增加。其次，我们考虑在森林中的高吸收区域周围叠加传输轮廓。当且仅当IGM中存在显著中性气体时，Ly- $α$线的阻尼翼中的吸收将导致透射随着从光谱的吸收部分移动到透射部分而缓慢恢复。第三，氘Ly- $β$谱线应在Ly- $β$簇中的中性吸收区中留下一个小而独特的吸收特征。我们表明，这些测试可以进行与现有的凯克HIRES光谱在$z \sim 5.5$，阻尼翼可观察到的$< x_{\text{HI}} >\gtrsim 0.05$和氘功能观察到额外的高分辨率光谱$< x_{\text{HI}} >\gtrsim 0.2$。
2014-09-30 astro-ph.CO
Intergalactic medium dispersion measures of fast radio bursts estimated from IllustrisTNG simulation and their cosmological applications
快速射电暴（FRB）是持续时间为毫秒的无线电瞬变，可用作宇宙学探测器。然而，星系际介质（IGM）贡献的色散测度（DM）很难与其他成分区分开来。在本文中，我们使用IllustrisTNG模拟来实际估计$DM_{\rm IGM}$到$z\sim 9$。我们在$z=1$中找到了$DM_{\rm IGM} = 892^{+721}_{-270}$ pc cm $^{-3}$。$DM_{\rm IGM}$的概率分布可以很好地拟合一个准高斯函数的长尾。在IGM中，尾翼是由沿视线方向的结构引起的。减去银河系和宿主星系的DM贡献的本地化FRB，$DM_{\rm IGM}$值接近派生的$DM_{\rm IGM}-z$关系。我们还显示了约束宇宙再电离历史的能力与$DM_{\rm IGM}$的高红移FRB在IllustrisTNG宇宙。推导出的$DM_{\rm IGM}-z$关系在高红移下可以很好地用具有再电离红移$z=5.95$的$tanh$再电离模型来拟合，这与IllustrisTNG模拟所使用的再电离模型是兼容的。高红移FRB的$DM_{\rm IGM}$也提供了一种独立的测量宇宙微波背景光深的方法。我们的结果可以用来计算$DM_{\rm IGM}<4000$ \ \ pc cm $^{-3}$的非定域FRB的赝红移.
2020-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
The visibility of Lyman Alpha Emitters during reionization
我们提出了第一个莱曼阿尔法Ehrman（LAE）的研究，结合：（一）宇宙SPH模拟运行使用GADGET-2，（二）辐射转移模拟（CRASH），和（iii）以前开发的LAE模型。这个完整的LAE模型占的内在LAE莱曼阿尔法/连续光度，尘埃富集和莱曼阿尔法传输通过星系际介质（IGM），量化的影响，再电离，尘埃和速度场的莱曼阿尔法和紫外光度函数（LF）。我们发现，一个模型忽略灰尘严重未能再现所观察到的莱曼阿尔法和紫外线LF的斜率或幅度。为了同时拟合观测到的UV和Lyman α LF，需要用成团尘埃来拟合，使得Lyman α到连续光谱的固有亮度被增强了f_α/f_c ~ 1.5（3.7），不包括（包括）特殊速度。包括速度场的较高值出现，因为LAE驻留在大的势阱中，并且流入减少了它们的莱曼α透射。这是第一次发现IGM的电离态和高红移星系内尘埃的聚集之间存在简并。在z ~ 5.7处的Lyman Alpha LF可以很好地被IGM平均中性氢分数范围（3.4/10^3 ~ 0.16）所重现（误差在5 sigma以内），前提是通过更电离的IGM的Lyman Alpha透射率的增加被来自星系的Lyman Alpha逃逸分数的减少所补偿，因为尘埃吸收。LAEs的物理特性，以及所采用的假设的讨论。
2010-02-04 astro-ph.CO
The hydrodynamic response of small-scale structure to reionization drives large IGM temperature fluctuations that persist to z = 4
本研究通过高分辨率模拟发现，再电离加热引起的冷气体细丝和迷你晕膨胀导致IGM小尺度温度涨落持续到z≤4，并可能使Lyα森林通量功率增加约10%。
2024-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-Consistent Modeling of Reionization in Cosmological Hydrodynamical Simulations
类星体和星系发出的紫外背景辐射（UVB）控制着星系际介质（IGM）的电离和热状态，调节着高红移星系的形成，因此是模拟宇宙再电离的关键量。绝大多数的宇宙学流体动力学模拟实现UVB通过一组空间均匀的光致电离和光热速率来自UVB合成模型。我们表明，模拟使用规范的UVB率reflection，也许更重要的是，虚假加热IGM，早得多的z ~ 15比他们应该。这个问题的出现是因为在z > 6时，不存在观测约束，UVB振幅太高。我们引入了一种新的方法来解决这个问题，我们产生自洽的光电离和光加热率模型任何选择的再电离的历史。按照这种方法，我们运行一套不同的再电离方案的流体动力学模拟，并探讨再电离的时间和随之而来的热注入对IGM的热状态的影响。我们提出了一个全面的研究IGM气体的压力平滑尺度，说明其依赖于氢和氦的再电离的细节，并认为它在解释莱曼α森林统计和热演化的IGM中起着基础性的作用。我们发现的过早的IGM加热意味着以前的工作可能大大高估了光电离反馈对星系形成的影响，这设置了能够形成高红移恒星的最小晕质量。我们公开了新的UVB光电离和光加热速率，以供未来的模拟使用。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Was reionization complete by z ~ 5-6?
通常认为再电离在z=6时完成，因为在红移z<6的莱曼α森林中检测到通量。然而，由于再电离预计是高度不均匀的，大部分的光谱通过电离的星系际介质（IGM）的组成部分，即使是不可忽略的值的体积加权平均中性氢分数，x_HI。我们研究了在z ~ 5- 6的不完全再电离的预期签名，使用非常大规模（2 Gpc）的数值模拟。我们发现，在这些红移下，排除不完全再电离是困难的，因为：（1）类星体位于电离场的偏置区域，周围的HI斑比全球平均值x_H所暗示的要少;（2）电离IGM内部剩余中性氢的吸收通常比剩余HI区的吸收占主导地位;（3）即使在电离的IGM中模拟Lyman α森林及其红移演化也是非常困难的，几乎不可能先验地做到。我们建议使用的像素是黑暗的一个简单的，几乎模型无关的上限x_HI的分数。或者，没有可检测通量的区域（暗间隙）的尺寸分布可以用于设置更多的模型相关约束。无论哪种方式，目前的类星体样本在统计上都不足以将z~6处的x_HI限制在10%的水平。在z~5处，其中存在更多可用视线并且森林不太暗，考虑到来自非常深的光谱和/或莱曼贝塔森林的大动态范围，约束x_HI < 0.1可能是可能的。最后，我们告诫不要过度解释观察结果。目前没有直接证据表明再电离在z ~ 5-6完成。
2009-10-22 astro-ph.CO
JWST ASPIRE: How Did Galaxies Complete Reionization? Evidence for Excess IGM Transmission around ${\rm [O\,{\scriptstyle III}]}$ Emitters during Reionization
利用JWST ASPIRE巡天数据研究z≈5.4-6.5处[O III]发射线星系与Lyα森林的互相关，发现其周围存在过量IGM透射和超过50 cMpc的电离泡，表明再电离晚期需要更多暗弱星系或更大尺度紫外背景，对现有再电离模拟提出挑战。
2025-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
