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
Neural network emulation of reionization to constrain new physics with early- and late-time probes
本文提出 NNERO 神经网络模拟器，用于快速准确模拟自由电子比例演化与再电离光深，支持结合 CMB 和 21 cm 等探针约束冷/非冷暗物质模型参数。
2025-03-14 astro-ph.CO
Cosmic Reionization May Still Have Started Early and Ended Late: Confronting Early Onset with CMB Anisotropy and 21 cm Global Signals
再电离的全球历史是由三个晕质量群释放的星光的相对数量决定的：维里温度Tvir > 10^4 K的原子冷却晕（ACH），或者（1）质量足以在再电离后形成恒星（类地星云，>~ 10^9 Msun）或（2）质量较小的类地星云（类地星云），当被再电离超越时，会受到恒星形成的抑制，（3）Tvir < 10^4 K的H2冷却微晕（MH），其恒星形成主要受到H2解离的莱曼-沃纳（LW）背景的抑制。我们以前的工作表明，包括MHs引起两个阶段的再电离-早期上升到x ~ 0.1，由MHs驱动，然后快速上升，后期，到x ~ 1，由ACH驱动-与CMB偏振各向异性的签名预测是可检测的普朗克卫星。受此预测的启发，我们半解析地模拟了全球再电离，以与普朗克CMB数据和EDGES全球21 cm吸收特征进行比较，模型具有：（1）ACH，无反馈;（2）ACH，自我调节;（3）ACH和MH，自我调节。模型（3）与普朗克E模偏振数据吻合得很好，即使有大量的高红移电离尾部，超出了普朗克合作组织（2018）提出的限制。没有模型可再现EDGES特征。对于模型（3），|dTb| <~ 60 mK穿过边缘谷，一个数量级太浅，吸收开始于更高的z，但在光谱上没有特征。MHS中第三星族星的早期再电离与当前的限制是兼容的，但只有当EDGES解释被打折或其他过程，我们没有包括它。
2021-04-09 astro-ph.CO
The observable signature of late heating of the Universe during cosmic reionization
再电离时代的模型和模拟预测，氢原子21厘米跃迁的光谱将显示出一个明确的波动峰，分别在红移和标度，标志着再电离的中心阶段和电离气泡的特征尺寸。这是基于这样的假设：宇宙气体被恒星残骸（特别是X射线双星）加热到远高于当时宇宙微波背景的温度（~ 30 K）。在这里，我们表明，而不是硬光谱（即光谱与更多的高能光子比低能光子）的X射线双星使这种加热无效，导致延迟和空间均匀加热，修改21厘米的签名再电离。我们不应该寻找大尺度波动的简单上升和下降（峰值在几毫开尔文），我们必须期待一个更复杂的信号，也具有明显的最小值（小于1毫开尔文），标志着宇宙平均气体温度在微波背景之上的上升。可能使用今天运行的射电望远镜观察该信号，将证明在早期存在硬X射线宇宙背景。
2014-02-05 astro-ph.CO
Efficient Modelling of Lyman-α opacity fluctuations during late reionization epoch
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Indian Institute of Technology Indore（印度理工学院印多尔分校）
本研究通过高效建模方法，利用半数值模型和观测数据，探讨了晚期再电离时期Lyman-α不透明度波动的参数约束与物理特性。
2025-10-28 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
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
A SPectroscopic survey of biased halos In the Reionization Era (ASPIRE): JWST Reveals a Filamentary Structure around a z=6.61 Quasar
JWST ASPIRE项目利用NIRCam WFSS模式对再电离时期类星体及环境进行巡天，在z=6.61类星体周围发现了由[OIII]发射线星系示踪的丝状结构，揭示了早期星系复杂且非同步的演化环境。
2023-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-alpha emitters gone missing: evidence for late reionization?
我们将高分辨率流体动力学模拟与中等分辨率、仅含暗物质的模拟和电离区生长的分析模型相结合，估算了6<=z<=8星系中莱曼α辐射可见度的大尺度分布和红移演化。中性氢在再电离过程中的不均匀分布导致了大尺度上莱曼α跃迁的显著波动。transmittance不仅取决于电离的星系际介质的体积分数和本地电离背景的振幅，但也相当敏感的Lyman-α发射线的相对速度移动的演变，由于共振散射。我们再现了莱曼α发射星系的空间密度下降的速度与观察到的相当迅速地演变的中性分数之间的z=6-8，和一个典型的莱曼α线速度偏移100公里/秒的系统在z=6的红移减少向更高的红移。新的（02/2015）普朗克结果表明，这种最近的再电离结束不再受到宇宙微波背景的限制。
2015-06-16 astro-ph.CO
A first look at the topology of reionization redshifts in models of the Epoch of the Reionization
在EoR期间，第一批恒星和星系出现，同时产生电离气泡，最终将在z=6附近渗透。这些电离气泡和渗滤过程现在受到了大量的审查，因为HI气体的观测将在未来十年内进行，例如SKA射电望远镜。EoR的研究是在半解析和完全数值的宇宙学模拟上进行的，以研究例如过程的拓扑结构。我们通过电离源的辐射影响下的区域分析EoR模型的拓扑结构。它们与再电离红移（zreion）场的峰值补丁相关联，我们测量它们的一般属性（例如数量，大小，形状，取向）。我们的目标是获得对再电离过程的几何形状以及它与物质分布的关系的见解。我们还评估了如何可以使用这样的测量来量化的物理参数的再电离模型或完全数值模拟和半解析模型之间的差异的影响。我们使用的DisPerSE框架（适用于莫尔斯理论和持久的同源性）对不同的EoR方案，通过气体密度和zreion地图。我们发现，我们可以区分EoR模型与不同的来源，使用简单的分析的数量，形状和大小分布的峰值补丁。对于每一个模型，我们统计表明，他们是相当长的，并与气体细丝对齐。我们简要地强调，可以遵循渗流过程研究zreion字段具有不同的持久性阈值。我们表明，完全数值的EMMA模拟可以在这个拓扑框架一致的21厘米FAST模型，只要源分布是足够的扩散。
2021-11-23 astro-ph.CO
Convergence of small scale Ly$α$ structure at high-$z$ under different reionization scenarios
本文通过Nyx模拟研究高红移Ly$α$森林在不同再电离时间下的收敛性，发现$z\sim5.5$处$k<0.1$ s/km的功率谱收敛需10 kpc分辨率，且再电离时间对收敛性影响不显著。
2023-05-25 astro-ph.CO
The Effects of Lyman-Limit Systems on the Evolution and Observability of the Epoch of Reionization
我们提出了第一个大规模的，完整的辐射转移模拟的星系际介质中的莱曼极限系统（LLS）的存在下的再电离。为了说明LLS不透明度的影响（可能被之前的模拟遗漏），我们添加了均匀或空间变化的无氢束缚不透明度。这种不透明度，作为电离光子的平均自由程（mfp），将观察到的再电离后红移依赖性外推到再电离的时期。在定性协议与以前的研究中，我们发现，在晚些时候的LLS的存在减慢电离前沿，并改变了H II区域的大小分布。我们定量表征的大小分布和形态演变的H II地区和研究的LLS的红移21厘米信号的补丁再电离的影响。LLS的存在使电离历史延长了$Δz \sim 0.8$。LLS吸收体显著阻碍H II区的后期生长。位置相关的LLS分布进一步减慢再电离，并且另外限制了电离区域的后期生长。然而，不存在H II区域的“冻结”，并且最大区域增长到模拟体积的大小。21厘米的功率谱表明，在大尺度上的功率下降了2倍的50%和75%的电离阶段（在$k = 0.1$ $\text{h} \, \text{Mpc}^{-1} $），反映了限制作用的LLS的增长电离补丁。统计观测量，如RMS的亮度温度波动和21厘米的功率谱在大尺度（$k = 0.05 - 0.1$ $\text{h} \, \text{Mpc}^{-1} $）的峰值幅度减少的LLS的存在。
2016-02-02 astro-ph.CO
Impact of the reduced speed of light approximation on ionization front velocities in cosmological simulations of the epoch of reionization
耦合辐射流体动力学模拟的时代的再电离的目的是再现电离前沿的传播在过渡之前的HII区域的重叠。这些模拟中的许多使用基于矩的方法来跟踪辐射转移过程，使用显式求解器，因此受到严格的稳定性条件的光的速度，这意味着一个很大的计算成本。它可以通过假设光速降低来降低，这种近似现在被广泛用于产生大规模的再电离模拟。我们介绍了一种新的方法来估计和比较的基础上的再电离红移图的电离锋速度。我们将其应用到一组宇宙学模拟的再电离使用一组降低的光速，并测量在再电离过程中的电离前沿速度的演变。我们发现，电离前沿的进展，通过两个阶段的过程中，第一阶段在低速度的前端出现从高密度区域和第二个稍后的阶段之前的重叠，在此期间，前端速度增加接近光速。使用一组8 Mpc/h^3的小型模拟，我们发现0.3c的最小速度能够在此特定背景下模拟这两个阶段，而不会产生显著影响。低至0.05c的值可以模拟第一低速阶段，但限制了以后的加速度。较低的值始终修改前速度的分布。使用更大的64 Mpc/h^3体积，更好地解释了遥远的来源，我们发现光速的降低对再电离时间和在后期再电离的欠密度区域的波前速度有更大的影响。在具有慢锋的密集区域中测量的相同量对c值不太敏感。
2019-01-08 astro-ph.CO
Late-end reionization with ATON-HE: towards constraints from Lyman-$α$ emitters observed with JWST
本研究利用含氦的GPU辐射转移代码ATON-HE开展晚期再电离模拟，发现基准再电离模型难以匹配JWST在高红移处探测到的大量莱曼α发射，需更早的再电离历史，且该结果与Planck的汤姆逊散射光学深度结果存在张力。
2024-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization by UV or X-ray sources
我们提出了模拟的21厘米信号在再电离的时代。我们专注于正确建模的吸收制度中存在的非均匀Wouthuysen场效应和X射线加热。我们运行辐射转移模拟的三个波段的源光谱（莱曼，紫外线和X射线），以充分考虑这些过程。我们发现，21厘米的信号的亮度温度波动的幅度大于100 mK在早期的再电离，高达10倍以上的几个10 mK的典型幅度在后期的发射阶段。更重要的是，我们发现，即使类星体源的贡献相当高，也只是抑制了吸收机制，而没有消除它。我们的研究结果表明，早期再电离的观测可能会受益于更高的信噪比值比在后期阶段。在分析信号的统计特性（功率谱和PDF）之后，我们发现三个诊断来约束X射线的水平，因此第一源的性质。
2010-08-12 astro-ph.CO
Two-dimensional Topology of Cosmological Reionization
我们研究了两个流体动力学辐射转移模拟和两个半数值模型的21厘米差分亮温的二维拓扑结构。在每个模型中，我们计算了再电离早期、中期和晚期的二维亏格曲线。研究发现，在每个模型中，属曲线强烈地依赖于氢的电离分数。在不同的再电离情况下，即使电离分数相同，属曲线也有很大的不同。我们发现，二维拓扑分析方法是一个有用的工具来约束的再电离模型。该方法可应用于未来的观测，如平方公里阵列的观测。
2016-01-06 astro-ph.CO
Rapid late-time reionization: constraints and cosmological implications
本文用 Lyα、BAO、BBN 及多尺度 CMB 等独立数据约束再电离光深，支持快速晚期再电离，并指出小尺度 CMB 组合存在 4σ 张力，动力学暗能量等模型可恢复一致性。
2025-08-28 astro-ph.CO
Detecting patchy reionization in the CMB
即将进行的宇宙微波背景（CMB）实验将以前所未有的精度测量小角度尺度上的温度波动。小尺度的CMB涨落是后期效应的混合体：引力透镜、移动电子对CMB光子的多普勒频移（kSZ效应）和残余前景。我们提出了一个新的统计，它分离的kSZ信号从其他的，也允许kSZ信号被分解在红移箱。分解扩展到高红移，并且不需要外部数据集，如星系调查。特别是，来自斑片状再电离的高红移信号可以被干净地隔离，使未来的CMB实验能够对再电离时代进行高意义和定性的新测量。
2016-07-06 astro-ph.CO
Measuring the History of Cosmic Reionization using the 21-cm PDF from Simulations
21 cm PDF（即，像素亮度温度的分布）预期在再电离期间是高度非高斯的，并且提供关于密度和电离的分布的重要信息。我们测量的21厘米PDF作为红移的函数在一个大的宇宙再电离模拟，并提出了一个简单的经验拟合。由模拟PDF的指导下，我们进行了极大似然分析的能力，即将进行的实验，以测量的形状的21厘米PDF，并从它的宇宙再电离的历史。在最强的假设下，我们发现即将进行的实验可以测量再电离的中期到后期阶段的再电离历史，精度为1-10%。在一个更灵活的方法，允许在每个红移四个自由参数，类似的精度需要较低的噪音水平的第二代21厘米的实验。
2009-07-20 astro-ph.CO
Tracing cosmic structure with neutral hydrogen after the Epoch of Reionization
Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理学与天文学系乔德雷尔银行天体物理中心）
利用SKA-Low观测研究重新电离期末后中性氢的宇宙结构追踪，通过模拟预测HI功率谱变化，为电离参数和宇宙学模型提供约束。
2026-01-19 astro-ph.CO
Persistent topology of the reionization bubble network. II: Evolution & Classification
本研究利用持久同调分析再电离时期电离气泡网络的拓扑演化，发现隧道特征主导且对天体物理参数敏感，并建立了与宇宙网的对应关系，证明该方法可区分模型且优于功率谱。
2023-12-28 astro-ph.CO
The Neutral Islands during the Late Epoch of Reionization
再电离时期电离场的大尺度结构可以用漂移集理论来模拟。早期电离区的生长可用“气泡模型”描述，而中性区在电离区渗流后的收缩过程则可用“岛模型”描述。建立了一个基于偏移集的分析模型和半数值程序（islandFAST）。电离背景和岛内部的气泡也包括在处理中。在模型中，考虑了大尺度欠密中性岛和小尺度过密团簇两种电离光子吸收体，电离背景自洽演化。
2018-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tantalizing Evidence of Reionization Relics in the eBOSS DR16 Ly$\boldsymbolα$ Forest Correlations: a Preference for Early Reionization
本文利用eBOSS DR16数据重新分析Lyα森林BAO测量，首次纳入再电离记忆，发现含再电离遗迹的模型拟合更好且倾向早期再电离，同时显著影响非BAO参数，强调其在宇宙学分析中的重要性。
2025-11-11 astro-ph.CO
Damping wing absorption associated with a giant Ly$α$ trough at $z < 6$: direct evidence for late-ending reionization
本研究通过分析ULAS J0148+0600近邻区边缘的强Lyα透射窗口轮廓，发现z<6处最深的Lyα吸收槽存在阻尼翼吸收，证明其对应延展中性岛，为氢再电离晚期结束提供直接证据。
2024-05-14 astro-ph.CO
On the correlation between Ly$α$ forest opacity and galaxy density in late reionization models
本研究通过辐射转移模拟解释晚再电离模型中Lyα森林光深与星系密度的观测矛盾，发现该关系可作为再电离末期的补充探测手段。
2025-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST Spectral Observations near the He II Ly-alpha Break: Implications for He II Reionization
能够研究IGM He II的类星体非常罕见，因为它们必须沿着没有大量氢吸收的视线处于高红移，但最近的工作显着扩大了已知的此类类星体的数量。我们分析了24个来自HST的高红移（z=3.1-3.9）低分辨率He II类星体的光谱，发现它们的He II Gunn-Peterson槽表明排除了非常早和非常晚的再电离模型，支持z~3的再电离红移。虽然数据的质量是不足以揭示细节，如预期的红移演变的氦不透明度，我们得到的第一个合奏措施的氦不透明度在高红移平均在许多视线：τ =4.90在z~3.3。我们还发现，从He II再电离开始观察IGM红翼吸收是非常困难的，但取决于再电离的红移和电离区的大小，用当前一代的紫外光谱仪在某些物体中可能这样做。
2010-11-09 astro-ph.CO
The redshifted HI 21 cm signal from the post-reionization epoch: Cross-correlations with other cosmological probes
利用红移21 cm观测数据对HI进行层析成像，为我们理解宇宙学背景演化和结构形成打开了一扇新的窗口。这是包括平方公里阵列（SKA）在内的几个即将到来的射电望远镜的关键科学目标。在这篇文章中，我们专注于再电离后的信号，并研究了21厘米信号与其他示踪剂的大尺度结构的互相关。我们认为，交叉相关的后再电离21厘米信号与莱曼α森林，莱曼破裂星系和晚时间各向异性的CMBR地图，如弱透镜和集成的萨克斯沃尔夫效应。我们研究了探测信号的可行性，并探讨了使用它获得宇宙学模型约束的可能性。
2016-10-26 astro-ph.CO
Modelling the observed luminosity function and clustering evolution of Lyman-$α$ emitters: growing evidence for late reionization
利用经验静止坐标系等效宽度分布模型研究了高红移（z > 5）Lyman- $α$发射星系（LAE）的星系群.我们校准到观测到的光度函数和角关联函数在z = 5.7测量的SILVERRUSH调查。这使我们能够填充的高动态范围舍伍德模拟套件LAEs，并计算其LY $α$发射通过星系间介质（IGM）的传输。我们使用这个模拟的人口来探索IGM对LAEs的高红移观测的影响，并在z = 6.6，7.0和7.3的窄带滤波器红移的预测。比较我们的模型与现有的观测，我们发现一个后期再电离的建议，与最近的低光学厚度来自宇宙微波背景（CMB）的普朗克合作和不透明度波动的Ly $α$森林。我们还探讨了环银河系介质（CGM）的作用和较大的体积的气体，这是降落到主机晕与IGM在衰减的LY $α$信号，发现一个显着的部分衰减是由于CGM和降落的气体，这增加了对再电离结束，虽然有一个大的分散在整个模拟LAE人口。
2019-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implications of the $z>5$ Lyman-$α$ forest for the 21-cm power spectrum from the epoch of reionization
在过去的几年里，由于发现了具有$z>6$的类星体，我们对红移为$z=5$ - $6$的星系际介质的理解有了相当大的提高，这使得在这些红移处进行莱曼- $α$森林研究成为可能。由此得到的一个认识是，氢的再电离可能比以前认为的要晚得多，因此在IGM中可能存在大量的冷中性氢“岛”，其红移为$z=5$ - $6$。通过使用IGM的辐射转移模拟，我们考虑了这些中性氢岛的存在对21厘米功率谱信号的影响，以及HERA、SKA、LOFAR和MWA等实验对其的潜在探测。与以前的21厘米信号模型相比，我们发现，由于再电离的后期结束，在我们的模拟中，21厘米功率在$z=5$ - $6$的$k\sim 0.1~h/$ cMpc处继续高达$Δ^2_{21}=10~\mathrm{mK}^2$。这个功率谱的值比文献中考虑的这些红移的传统模型高几个数量级。假设前景减影是乐观的，那么HERA和SKA 1-LOW在$\sim 1000$小时内应该可以检测到21厘米功率谱的如此高的值。由于相对较低的天空温度和可能更丰富的多波长数据，这个红移范围也很有吸引力。
2021-08-18 astro-ph.CO
On Modeling and Measuring the Temperature of the z~5 IGM
在高红移的低密度星系际介质（IGM）的温度是敏感的氢和HeII再电离的时间和性质，并可以从莱曼α森林吸收光谱测量。由于星系际气体在再电离过程中对加热的记忆会逐渐消失，因此需要尽可能接近再电离的测量。此外，在足够高的红移下测量IGM温度应该有助于隔离氢再电离的影响，因为HeII再电离开始较晚，在较低的红移下。受此启发，我们使用斑片状再电离的半数值模型来模拟z>5时的IGM温度。我们构建模拟莱曼α森林光谱从这些模型，并考虑其可观察到的影响。我们发现，在莱曼α森林的小尺度结构是敏感的IGM的温度，即使在红移的森林中的平均吸收高达90%。我们预测的精度在z~5 IGM温度可以测量使用现有的高分辨率类星体光谱的样本，并发现有趣的限制是可能的。例如，一个早期的再电离模型，其中再电离在z~10结束，应该是可区分的-在高统计显著性-从一个较低的红移模型，其中再电离在z~6完成。我们讨论改进我们的建模，可能需要强大的解释未来的测量。
2014-03-25 astro-ph.CO
Tracing the Sources of Reionization in Cosmological Radiation Hydrodynamics Simulations
我们使用Katz等人提出的光子通量和吸收示踪算法。2018年，研究不同质量的晕和不同年龄和金属量的恒星对宇宙再电离的贡献。我们采用了一套宇宙学的多频辐射流体动力学AMR模拟，仔细校准再现一个现实的再电离历史和星系的属性在$z \geq 6$。在我们的模拟中，质量为$10^9{\rm M_{\odot}}h^{-1}<M<10^{10}{\rm M_{\odot}}h^{-1}$的晕、金属丰度为$10^{-3}Z_{\odot}<Z<10^{-1.5}Z_{\odot}$的恒星和年龄为$3\,{\rm Myr} < t < 10 \, {\rm Myr}$的恒星在质量和体积上都主导了再电离。我们表明，来源，reflecting宇宙的体积大部分的$z=6$不一定是相同的来源，占主导地位的元银河系紫外线背景在相同的红移。我们进一步表明，在我们的模拟中，每种类型的源再电离的贡献是不均匀的不同的气相。IGM，CGM，灯丝，ISM和稀薄超新星加热气体都被不同类别的源光电离。碰撞电离在最低和最高密度下都有贡献。在早期阶段的个别HII气泡的形成，再电离进行与形成的同心壳的气体电离的不同类别的来源，导致大的温度变化作为一个函数的galacto-centric半径。因此，单个HII气泡的温度结构可能会让我们深入了解作为第一个电离源的星系的恒星形成历史。我们的探索性模拟突出了如何通过使用我们的光子示踪算…
2018-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization on Computers: Physical Origin of Long Dark Gaps in Quasar Absorption Spectra
我探索“暗隙”的性质-在类星体吸收光谱没有显着的传输区域-从计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的几个模拟。在最大可用框（120 cMpc）中的CROC模拟接近匹配平均不透明度的分布和暗间隙的频率，但遗憾的是不是在同一个模型中：匹配平均不透明度的运行未能包含足够的暗间隙，反之亦然。（尽管如此，与暗隙分布相匹配的运行可以作为文献中声称暗隙统计需要再电离的后期结束的反例-在该运行中，再电离在z=6.7时结束（可能太早）。虽然有多个因素影响了模拟中大暗隙的频率，但控制暗隙分布整体形状的主要因素是空隙中的电离水平-最低密度区域产生终止长隙的最高透射尖峰。其结果是，暗间隙分布与间隙检测阈值以上的光谱部分强烈相关，所观察到的分布与该部分为2%的模拟相匹配。因此，间隙分布本身并不限制再电离的时间。
2022-04-11 astro-ph.CO
SCORCH. II. Radiation-Hydrodynamic simulations of reionization with varying radiation escape fractions
在宇宙氢再电离（SCORCH）项目的模拟和构造中，我们提出了新的辐射流体动力学模拟，更新了高红移星系种群和不同的辐射逃逸分数。模拟的目的是有固定的汤姆逊光学深度$τ\approx 0.06$，符合最近的普朗克观测，和类似的中点再电离$7.5 \lesssim z \lesssim 8.0$，但不同的电离历史。我们模型中的星系光度函数和电离光子产生率与最近的HST观测结果符合得很好。采用幂律形式的辐射逃逸分数$f_{\text{esc}}(z) = f_8[(1+z)/9]^{a_{8}}$，我们模拟的情况下，$a_8 = 0$，1和2，并找到$a_8 \lesssim 2$，以结束再电离范围内的$5.5 \lesssim z \lesssim 6.5$与莱曼α森林观测。在固定的$τ$和幂律斜率$a_8$增加，再电离过程开始较早，但结束较晚，持续时间$Δz$和减少红移不对称$Az$。我们发现一系列的持续时间$3.9 \lesssim Δz \lesssim 4.6$，目前在紧张局势的上限$Δz < 2.8$推断从最近的联合分析普朗克和南极望远镜的观测。
2019-03-13 astro-ph.CO
Detecting the Rise and Fall of the First Stars by Their Impact on Cosmic Reionization
星系际介质在红移z~6之前被再电离，很可能是早期星系逃逸的星光所致。最早的恒星是在氢分子（H2）冷却最小星系内部的气体时形成的，这些星系的质量在10^5到10^8太阳质量之间。虽然最早的恒星在红移z~40之前就开始在这些小晕内形成，但迄今为止，它们的贡献在这种宇宙再电离的大规模模拟中被忽略了。在这里，我们报告的结果，从第一次再电离模拟，包括这些第一批恒星和辐射反馈，限制了他们的形成，在一个体积足够大，以遵循关键的空间变化，影响的过程及其可观测性。我们发现，虽然minihalo星停止远未完全电离宇宙，再电离开始早得多的minihalo源比没有，并大大延长，这提高了星系际电子散射光学厚度和大角度偏振波动的宇宙微波背景显着。虽然在目前WMAP的不确定性范围内，这种助推应该很容易被普朗克探测到。如果再电离在z_ov<~7时结束，正如其他观测所表明的那样，普朗克将因此看到第一批恒星的高红移信号，目前其他探测器无法检测到。
2012-08-02 astro-ph.CO
Long Dark Gaps in the Ly$β$ Forest at $z<6$: Evidence of Ultra Late Reionization from XQR-30 Spectra
本文利用Lyman-$β$（Ly $β$）森林中的暗隙对星系际介质（IGM）再电离附近进行了新的研究。与常用的Ly $α$线相比，Ly $β$具有更低的光学深度，可提供对任何剩余中性气体更敏感的探针。我们确定黑暗的差距在Ly $β$森林使用光谱的42个类星体在$z_{\rm em}>5.5$，包括新的数据从XQR-30 VLT大型计划。在这些类星体光谱中，大约$40\%$在$z\simeq5.8$上表现出比$10h^{-1}{\rm Mpc}$更长的暗能隙。通过比较模拟预测的结果，我们发现，数据是广泛一致的模型，其中在Ly $α$森林中的波动是完全由电离紫外线背景（UVB）的波动和模型，包括大中性氢补丁在$z<6$由于后期结束再电离。特别令人感兴趣的是在$z_{\rm}=5.85$ QSO PSO J 025 $-$ 11的Ly $β$森林中持续到$z\simeq 5.5$的非常长（$L=28h^{-1}{\rm Mpc}$）和暗（$τ_{\rm eff} \gtrsim 6$）的间隙。这个差距可能支持后期再电离模型与体积加权平均中性氢部分的$ \langle x_{\rm HI}\rangle \gtrsim 5\%$由$z=5.6$。最后，我们推断的约束$\langle x_{\rm HI}\rangle$超过$5.5 \lesssim z \lesssim 6.0$的基础上观…
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Witnessing galaxy assembly at the edge of the reionization epoch
我们报告了宁静18的发现，这是一个z=5.939的星系，我们可以测量到分子气体的含量，M（H_2）~ 5 × 10^9 M_sun，由CO（6-5）发射跟踪，以及贫金属（[Fe/H]=-3.08 +-0.12，[Si/H]=-2.86 +-0.14）气体团/丝，这可能是它生长的来源。该星系的恒星形成速率估计为~100 M_sun yr^{-1}，这意味着它是一个典型的主序星星系。贫金属气体是通过阻尼莱曼α吸收体（DLA）在40 kpc的空间间隔和Serenity-18的相同红移下观察到的，沿着类星体SDSS J2310+1855（z_em = 6.0025）的视线。阻尼莱曼-α系统的化学丰度测量值与在类似红移发现的其他DLAs的测量值非常一致，表明由于大量PopII恒星的富集。我们发现的星系/阻尼系统是星系在再电离时代边缘聚集的直接观测证据。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization History and Dark Matter Scenarios
我们进行了分析的宇宙再电离的标准冷暗物质（CDM）的范例和替代暗物质的情况下。在Corasaniti等人（2017）的工作基础上，我们预测了CDM的再电离历史，对于温暖的暗物质（WDM），晚期形成的暗物质（LFDM）和超轻轴子暗物质（ADM）模型，这些模型重现了在非常高的红移$6\le z\le 10$下星系光度函数的最新测量。为此，我们采用了一个再电离模型参数化的限制紫外星系的大小有助于再电离$M_{\rm lim}$和平均有效逃逸分数的紫外光子到达星系际介质$\tilde{f}$。对于每个DM模型，我们计算的红移演化的汤姆逊散射光学厚度$τ_e(z)$和共动电离分数$Q_{\rm HII}(z)$。我们发现不同的DM模型有相似的再电离历史。相对于CDM的情况下的差异增加在较弱的限制UV-幅度和退化的影响，改变再电离模型参数。使用普朗克的集成光学深度的测定结合测量的中性氢分数在不同的红移，我们推断的约束$\tilde{f}$和$M_{\rm lim}$。结果在很大程度上是独立的假设DM的情况下，特别是对于$M_{\rm lim}\gtrsim -13$，我们得到的有效逃逸分数位于范围$0.07\lesssim \tilde{f}\lesssim 0.15$在$2σ$。
2019-01-21 astro-ph.CO
Lower Redshift Analogues of the Sources of Reionization
已知的类星体数量似乎不足以产生使宇宙再电离所需的电离通量。另一种选择，星系作为电离光子的来源，遇到的问题是，已知类型的星系几乎完全不透明的电离光子。要使再电离发生，要么需要大量的（大部分未被发现的）源，要么已知的星系群在过去需要有更大的电离辐射逃逸分数。本文讨论了最近发现的具有非对称、扩展的莱曼α发射区的微弱z~3莱曼α发射体，它们显然与相互作用星系有关。这些物体形状异常的线条轮廓和基本的恒星星族表明，存在着损坏的气体晕、气体的注入、潮汐或剥离的恒星特征以及年轻的热恒星群，这些都有助于释放电离辐射。随着星系间的相互作用和合并随着红移的增加而增加，这些效应只会在早期变得更加重要，因此这些相互作用的z~3天体可能是较晚的，红移较低的再电离源的类似物。
2012-06-29 astro-ph.CO
Neutral island statistics during reionization from 21-cm tomography
我们提出的前景提取信息的时代的再电离通过确定剩余的中性区域，被称为岛屿，在层析观测的红移21厘米信号。使用模拟数据集，我们表明，在晚些时候的21厘米功率谱是相当不敏感的再电离过程的细节，但中性岛的属性可以区分不同的再电离方案。我们比较这些岛屿的电离气泡的属性。在等体积填充分数下，中性岛的数量往往较少，但与电离气泡相比较大。此外，中性岛的尺寸分布的演变被发现是慢于电离的气泡，也他们的渗流行为有很大的不同。尽管中性岛相对罕见，但由于它们的尺寸较大，并且在较低的红移下噪声水平较低，因此它们在平方公里阵列（SKA-Low）的低频分量观测中更容易识别。中性岛的大小分布在再电离的后期阶段被发现依赖于源的属性，如电离效率的源和它们的最小质量。我们发现最长的视线通过一个中性区域是超过100共动Mpc，直到非常晚的阶段（90- 95%再电离），这可能有相关的长吸收谷在$z=5.6-5.8$在类星体ULAS J 0148 +0600的频谱。
2019-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-Free Gas Supply at the Edge of Reionization: Late-Epoch Population III Star Formation
While the average metallicity of the intergalactic medium rises above Z~10^{-3} Zsun by the end of the reionization, pockets of metal-free gas can still exist at later times. We quantify the presence of a long tail in the formation rate of metal-free halos during late stages of reionization (redshift z~6), which might offer the best window to detect Population III stars. Using cosmological simulations for the growth of dark matter halos, coupled with analytical recipes for the metal enrichment of their interstellar medium , we show that pockets of metal-free gas exist at z~6 even under the ass…
2009-06-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
Rapid and Late Cosmic Reionization Driven by Massive Galaxies: a Joint Analysis of Constraints from 21-cm, Lyman Line & CMB Data Sets
研究通过联合分析21厘米、Lyman线及CMB数据，发现大质量星系驱动再电离，红移区间和中点红移被约束，且模型依赖性需注意。
2025-04-13 astro-ph.CO astro-ph.IM
The THESAN project: properties of the intergalactic medium and its connection to Reionization-era galaxies
高红移星系际介质（IGM）和原始星系群正迅速成为河外天文学的新前沿。我们调查的IGM属性和它们的连接到星系在$z\geq5.5$电离光子逃逸和暗物质的性质不同的假设下，采用我们的新的THESAN辐射流体动力学模拟套件，旨在提供一个全面的图片的出现在一个完整的再电离的背景下的星系。我们的模拟有现实的“晚”再电离的历史，匹配全球IGM属性的可用约束，并再现最近观察到的电离光子的平均自由程的快速演变。我们还检查了高z Lyman- $α$传输。光学深度的演变与数据是一致的，其分布表明，甚至比模拟更晚的再电离，虽然具有很强的灵敏度源模型。我们表明，这两个未知数的影响可以解开特征的光谱形状和分离的莱曼- $α$传输区域，开辟了可能性，以观测约束。对于第一次在模拟中，THESAN再现调制的莱曼- $α$通量作为星系距离的函数，展示了耦合一个现实的星系形成模型与适当的辐射流体动力学的力量。我们发现这个功能是非常敏感的再电离的时间，而相对不敏感的源模型。总的来说，THESAN产生了一个现实的IGM和星系人口，为未来分析高z宇宙提供了一个强大的框架。
2022-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A consistent and robust measurement of the thermal state of the IGM at $2 \leq z \leq 4$ from a large sample of Ly$α$ forest spectra: Evidence for late and rapid HeII reionization
我们用103个高分辨率、高信噪比的Ly $α$森林光谱样本，用四种不同的通量分布统计量，在红移范围$2 \leq z \leq 4$内的十个红移仓中，计算了星系际介质的热态。我们的测量是用模拟光谱校准的，这些模拟光谱来自于用我们的热IGM演化代码CITE后处理的一套大型流体动力学模拟，对预期温度-密度关系的振幅和斜率进行精细采样。从我们的测量的通量功率谱，多普勒参数分布，以及小波和曲率统计推断的热参数同意在各自的误差范围内，都清楚地显示了温度的峰值和最小的斜率的温度密度关系预期从HeII再电离。结合我们从不同通量统计的测量，给出了平均密度下峰值温度的$T_0=(14750 \pm 1322)$ K和相应的最小斜率$γ= 1.225 \pm 0.120$。温度演变的峰值出现在$z \approx 3$，与先前的测量结果一致，该测量结果表明存在这样的峰值，尽管具有较大的分散。使用CITE，我们还计算了五个广泛使用的（空间均匀）UV背景模型预测的IGM的热状态。相当快速的热演化推断我们的测量是很好地再现的两个模型，如果我们假设（物理上动机良好）的非平衡演化与光加热速率，减少了一个温和的因素$\sim 0.7-0.8$。其他三个模型预测HeII的再电离时间更长，温度峰值比我们的测量结果更早和更高。
2021-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the second half of reionization with the Lyman-$β$ forest
我们提出了一个分析的演变莱曼系列森林到时代的再电离宇宙学辐射转移模拟的情况下，再电离结束晚。我们探讨模型与不同的中点的再电离和气体温度。我们发现，一旦模拟已被校准，以匹配观测到的莱曼- $α$森林在$4 < z < 6$的平均通量，他们也自然地再现分布的有效光学深度的莱曼- $β$森林在这个红移范围。我们注意到，最难匹配的最大光学深度的尾部对应于ULAS J 0148 +0600的长吸收谷，我们之前在模拟中已经证明了这一点。我们认为，莱曼系列森林的发展到更高的红移，并表明，未来的观测莱曼- $β$森林在$z>6$将区分不同的再电离历史。Lyman- $α$和Lyman- $γ$森林的演化作为将再电离研究推向更高红移的工具，分别由于更强的饱和度和前景污染而不太有希望。
2020-06-29 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
Models of the Cosmological 21 cm Signal from the Epoch of Reionization Calibrated with Lyman-alpha and CMB Data
在这里，我们提出了21厘米的预测，从高动态范围模拟的范围内的再电离的历史，已被测试对可用的莱曼α和CMB数据。我们正在进行的和即将到来的实验中的再电离的后期阶段的限制，其中氢自旋温度显着大于CMB温度的预测空间21厘米波动的可观测性进行评估。与现有的莱曼α数据和宇宙微波背景辐射测量的汤姆逊光学厚度一致的模型预测，在红移z=7--10的情况下，21 cm亮温的方差在10--20 mK^2之间，这是正在进行的和即将进行的实验所能达到的尺度（k < 1 h/cMpc）。这仅仅是比正在进行的信号均方根值实验所声称的灵敏度低几个系数。我们的再电离历史的不同模型作出了显着不同的预测红移的演变，从而21厘米功率谱的频率依赖性，并应容易辨别的LOFAR（后来HERA和SKA 1）在其设计灵敏度。我们的模拟有足够的分辨率来评估高密度莱曼极限系统的影响，这些系统可以自我屏蔽电离辐射，即使周围的氢高度电离，也能保持21厘米的亮度。我们的模拟预测，包括在高度电离的区域中的自保护气体的影响，减少了约30%的大规模21厘米的功率。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fully Coupled Simulation of Cosmic Reionization. III. Stochastic Early Reionization by the Smallest Galaxies
以前我们发现了一类新的早期星系，我们估计贡献了30%的电离光子负责再电离。这些是$M_h =10^{6.5}-10^{8} M_{\odot}$范围内的低质量晕，是由之前Pop III恒星形成的超新星喷出物化学富集的。尽管它们的恒星形成率很低，但这些金属冷却晕（MC）是电离辐射的重要来源，特别是在再电离开始时，由于它们的高数密度和电离逃逸分数。在这里，我们提出了一个完全耦合的辐射流体动力学模拟的再电离，包括这些MC以及更大质量的氢原子线冷却晕。我们的方法很新颖：我们在辐射流体动力学模拟的基础上进行了晕的寻找，并使用从银河系分辨文艺复兴模拟中测量的概率分布函数（PDF）将逃逸的电离通量分配给晕。PDF捕获了电离逃逸分数的质量依赖性以及晕正在积极形成恒星的概率。对于MC，再电离开始的时间要早于只包含$10^8 M_{\odot}$及以上的晕的情况，然而再电离完成时的红移只受到轻微的影响，因为这是由更大质量的星系驱动的。由于恒星的形成是间歇性的MC，再电离的最早阶段表现出随机性，与小H II区域形成和重组。只有到后来，一旦质量为$\sim 10^9 M_{\odot}$或更大的晕开始主导电离发射率，再电离才能以从以前的研究中推导出的通常方式顺利进行。在我们的模拟中，这发生在$z\approx 10$。
2018-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The high-redshift tail of stellar reionization in LCDM is beyond the reach of the low-$\ell$ CMB
第一代（Pop-III）星可以通过$z=15$电离宇宙的1-10%，而富金属（Pop-II）星对电离的贡献可以忽略不计。这种低电离尾部可能会在大尺度CMB E模式偏振上留下可检测的印记。然而，我们表明，再电离的物理模型不太可能被充分扩展到检测任何参数超过总的光学深度通过再电离。这一结果部分是由普朗克推断的总光学深度驱动的，表明$z=8$周围有一个再电离中点，这与再电离由$z\approx 5.5$完成的要求相结合，限制了扩展尾部的幅度。为了证明这一点，我们进行半解析计算的再电离，包括流行-III星形成的minihalos与莱曼-沃纳反馈。我们发现，标准的Pop-III模型需要产生非常广泛的再电离在$z>15$，以区分在2- $σ$从Pop-II-唯一的模型，假设宇宙方差有限的测量低- $\ell$ EE功率谱。然而，我们表明，除非有（1）一个晚时间淬灭机制，如从强X射线反馈或（2）一些其他极端的波普-III的情况下，结构的形成使得它相当具有挑战性，以产生足够高的汤姆逊散射光学深度的$z>15$，$τ(z>15)$，并仍然与其他观测约束的再电离。
2021-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization and Early Star-Forming Galaxies: A Joint Analysis of New Constraints from Planck and Hubble Space Telescope
我们讨论了新的宇宙再电离时代的限制和测试的假设，即大多数的电离光子负责产生高红移恒星形成星系。通过对z~6-8类星体、伽马射线暴和可能有莱曼α辐射的星系的光谱研究，在绘制再电离结束图方面取得了很好的进展。然而，最严格的限制，其持续时间来自集成的光学深度，τ，汤姆逊散射的宇宙微波背景。利用哈勃空间望远镜观测到的遥远星系丰度和光度分布的最新数据，我们同时匹配了普朗克合作组最近报道的约化值τ =0.066 +/- 0.012和具有6 <~ z <~ 10范围内再电离历史的星系际介质的演化中性，从而减少了对大量非常高红移（z>>10）星系的需求。我们的分析加强了恒星形成星系主导再电离过程的结论，并对即将到来的21厘米实验和詹姆斯韦伯太空望远镜寻找早期星系具有重要意义。
2015-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
RELIKE: Reionization Effective Likelihood from Planck 2018 Data
我们发布了RELIKE（再电离有效似然），这是一种基于最新普朗克2018数据的快速准确的有效似然代码，允许使用CMB再电离主成分（PC）的五个约束条件来约束$6 < z < 30$之间的任何再电离模型。我们在两个示例模型上测试了代码，这些模型与使用简单高斯PC似然或其全核密度估计的精确普朗克似然采样非常一致。该代码使一个快速和一致的手段结合普朗克约束与其他再电离数据集，如动力学Sunyaev-Zeldovich效应，线强度映射，光度函数，恒星形成历史，类星体光谱等，其中红移依赖的电离历史是重要的。由于PC技术测试在给定范围内的任何再电离历史，我们也得到了模型无关的约束的总汤姆逊光学深度$τ_{\rm PC} = 0.0619^{+0.0056}_{-0.0068}$和它的$15\le z \le 30$高红移分量$τ_{\rm PC}(15, 30) < 0.020 $（95\%C. L.）。高红移光学深度的上限是$\sim3$的一个因子，大于普朗克2018年宇宙学参数论文中使用FlexKnot方法报告的值，我们通过直接分析两步模型来验证我们的结果，该模型允许这种小的高$z$分量。
2021-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chasing the beginning of reionization in the JWST era
本文利用辐射转移模拟对比不同再电离起止模型，发现多数观测更支持再电离开始较晚且在 z≈5 结束，同时指出现有探针间仍存在潜在不一致。
2025-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the topology of reionization with Betti numbers
在再电离时期（EoR）电离氢的分布具有复杂的形态。我们建议使用贝蒂数来测量电离区域的三维拓扑结构。这些量化的拓扑结构使用的组件，隧道和空腔的数量在任何给定的领域。基于一组再电离模拟的结果，我们发现，电离场的贝蒂数显示在再电离过程中的特征演变，在不同的贝蒂数表征不同阶段的过程中的峰值。其演化曲线的形状可用简单的解析函数拟合。我们还观察到，贝蒂数的演变显示出一个明确的连接与渗透的电离和中性区域和不同的再电离方案之间的不同。通过这些性质，贝蒂数提供了比广泛研究的欧拉特征或亏格更有用的拓扑描述。电离场的形态将印在来自EoR的红移21厘米信号上。我们构造模拟图像立方体使用未来平方公里阵列的低频元素的属性，并表明，如果使用1000小时的观测时间，我们可以从这样的数据集提取贝蒂数。即使在短得多的100小时的观测时间，一些拓扑信息可以提取的中期和后期的再电离。我们还发现，从模拟21厘米观测提取的拓扑信息可以把再电离模型的约束。
2021-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optimal, fast, and robust inference of reionization-era cosmology with the 21cmPIE-INN
该研究提出结合卷积摘要网络与条件可逆网络的框架，基于物理启发的潜在表示，实现对再电离时代宇宙学参数的快速、最优且稳健的模拟推断，为现有功率谱方法提供非高斯信息敏感的替代方案。
2025-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Imprints of temperature fluctuations on the $z\sim5$ Lyman-$α$ forest: a view from radiation-hydrodynamic simulations of reionization
再电离导致星系际温度的大的空间波动，在其完成后可以持续很长时间。我们研究的印记，这种波动的$z\sim5$李$α$森林通量功率谱使用一组辐射流体动力学模拟不同的再电离方案。我们发现，大规模的相干温度波动带来的$\sim20-60\%$额外的功率在$k\sim0.002$ s/km，与最大的增强模型中的再电离是延长或结束的最新。在较小的尺度（$k\gtrsim0.1$秒/公里），我们发现，温度波动抑制功率的$\lesssim10\%$。我们发现，功率谱的形状是最敏感的再电离中点，而不是温度波动从再电离的补丁。然而，对于我们所有的模型与再电离中点的$z\le 8$（$z\le 12$）的形状差异是$\lesssim20\%$（$\lesssim40\%$），因为一个令人惊讶的匹配良好的取消之间的热加宽和压力平滑，发生现实的热历史。我们还考虑在紫外背景的波动，发现它们对功率谱的影响要比温度波动小得多，在$k\gtrsim0.01$ s/km。此外，我们比较我们的模型功率谱测量，发现我们的模型与$z<8$的再电离中点是强烈优于另一个，我们所有的模型与$z\geq8$的中点被排除在$2.5σ$。未来的测量可能能够区分可行的再电离模型，如果它们可以在较低的$k$下进行，或者，如果高$k$功率上的误差条可以减少一个因子$1.5$。
2019-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
