SDF和GOODS-N中z=7星系的大面积巡天：对星系形成和宇宙再电离的启示

Implications of the $z>5$ Lyman-$α$ forest for the 21-cm power spectrum from the epoch of reionization

Our understanding of the intergalactic medium at redshifts $z=5$-$6$ has improved considerably in the last few years due to the discovery of quasars with $z>6$ that enable Lyman-$α$ forest studies at these redshifts. A realisation from this has been that hydrogen reionization could end much later than previously thought, so that large "islands" of cold, neutral hydrogen could exist in the IGM at redshifts $z=5$-$6$. By using radiative transfer simulations of the IGM, we consider the implications of the presence of these neutral hydrogen islands for the 21-cm power spectrum signal and its poten…

天线波束色度对红移21~cm功率谱的影响及再电离阵列氢时代的意义

Effects of Antenna Beam Chromaticity on Redshifted 21~cm Power Spectrum and Implications for Hydrogen Epoch of Reionization Array

由于前景和仪器的系统性不明确，严重限制了现有实验对再电离期（EoR）红移21 cm信号的探测灵敏度。即将进行的实验面临着一个挑战，即每个天线元件提供更多的收集面积，而不会降低系统学的数据。本文及其同伴表明，使用氢时代再电离阵列（HERA）作为一个例子，碟是可行的，以实现这种平衡。在这里，我们特别确定与天线功率模式相关的频谱系统学作为对所有EoR实验的重大损害，其导致已经明亮的前景功率泄漏远远超出理想限制并污染原本干净的EoR信号模式。这种色度的主要来源是天线馈电组件中以及相邻天线中的结构之间的反射。使用精确的前景模拟考虑到宽场效应，我们提供了一个框架，以设置宇宙学动机的设计规范，这些反射，以防止进一步的EoR信号退化。我们表明HERA将不会受到这种光谱系统学的阻碍，并证明即使在不执行前景去除的保守情况下，HERA也会以高显著性检测视线$k$模式（$k_\parallel \gtrsim 0.2\,h$ ~Mpc $^{-1}$）中的EoR信号。19单元HERA布局中的所有基线都能够在天空的大量观测窗口上探测EoR。

从深场光度函数看球状星团形成的两个时期：再电离和Milky Way卫星的意义

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。

原始非高斯性对高红移星系远紫外光度函数的影响：宇宙再电离的意义

Effect of primordial non-Gaussianities on the far-UV luminosity function of high-redshift galaxies: implications for cosmic reionization

了解星系际介质（IGM）如何在z > 6时被再电离是当前高红移天文学的重大挑战之一。它需要对第一个天体物理物体（Pop III恒星、第一个星系）的坍缩及其与IGM的相互作用进行建模，同时将当前的观测设施推向极限。过去几年的观测和理论进展导致了一个相干图像的出现，其中氢电离光子的预算主要是由低质量的恒星形成星系，几乎没有来自Pop III恒星和类星体的贡献。因此，宇宙的再电离历史严重依赖于高红移的低质量星系的数密度。在这项工作中，我们将探讨如何在初始密度波动的统计特性的变化影响早期星系的形成。继Habouzit等人（2014）之后，我们运行了5个具有高斯和（尺度依赖）非高斯初始条件的N体模拟，所有这些都与普朗克约束一致。利用一个星系形成模型和一个粒子数合成程序，计算了远紫外星系在红移7 < z < 15时的光度函数，最小值为M_UV = -14。我们发现，具有强原始非高斯性的模型在< Mpc尺度上显示出远紫外光度函数在低质量星系中显着增强。我们采用了一个从最先进的流体动力学模拟校准的再电离模型，并表明这种非高斯性在宇宙再电离历史和电子汤姆逊散射光学深度τ_E上留下了清晰的印记。虽然目前的不确定性在物理的再电离和确定的τ_E仍然占主导地位的签名的非高斯性，我们的研究结果表明，τ_E最终可以用来约束初始密度波动的统计特性。

Understanding the Impact of Semi-numeric Reionization Models when using CNNs

Interpreting 21cm measurements from current and upcoming experiments like HERA and the SKA will provide new scientific insights and exciting implications for astrophysics and cosmology regarding the Epoch of Reionization (EoR). Several recent works have proposed using machine learning methods, such as convolutions neural networks (CNNs), to analyze images of reionization generated by these experiments since they could take full advantage of information contained in the image. Generally, these studies have used only a single semi-numeric method to generate the input 21cm data. In this work, we …

2 < z < 5范围电离紫外背景的新测量及其对氢再电离的意义

New Measurements of the Ionizing Ultraviolet Background over 2 < z < 5 and Implications for Hydrogen Reionization

我们提出了新的测量电离紫外背景的强度和电离光子超过2 < z < 5的全球发射率。我们的研究结果是基于一套更新的测量高红移星系际介质（IGM）的物理性质，包括气体温度和不透明度的IGM的Ly-alpha和电离光子。与以前的工作一致，我们发现氢的光电离率在2 < z < 5范围内相对平坦，尽管我们的测量值比Faucher-Giguere等人2008年的值大约高出两倍，这主要是因为我们的气体温度较低。我们得到的电离发射率也普遍高于其他最近的估计，由于较低的气体温度，较高的电离不透明度，和宇宙学辐射转移效应的会计相结合。我们发现的证据表明，发射率从z~3增加到5，达到约5电离光子每原子每千兆年在z=4.75为现实的星系光谱。我们进一步发现，星系必须主导发射率在z > 4，并可能在所有红移z > 2.4附近的1 Ryd。我们的结果表明，恒星形成星系的全球平均电离“效率”随着红移超过3.2 < z < 4.75而显著增加。这一趋势与再电离模型中经常得出的结论是一致的，即星系在再电离过程中的电离效率必须更高，以便使星系将IGM恢复到z=6。我们在z~5处的发射率值表明，在再电离的最后阶段，电离光子的丰度可能比先前指出的高出两倍。此外，电离发射率在2 < z < 5范围内的演变表明，光电离率从z~5到6的急剧下降可能表明z > 5时平均自由程的快速演变。

Lyman-$α$ Emitting Galaxies (LAEs) at Cosmic Dawn: Implications and Predictions

The detection of Lyman-$α$ emitting galaxies (LAEs) puts severe constraints on the reionization history. In this Paper we derive the properties of very high-$z$ LAEs predicted in the only two reionization scenarios shown in a previous Paper to be consistent with current data on 15 independent evolving global (or averaged) cosmic properties regarding luminous objects and the intergalactic medium and the optical depth to electron scattering of ionized hydrogen to CMB photons: one with a monotonic behavior, which is completed by $z=6$, as commonly considered, and another one with a non-monotonic …

z=7时莱曼α发射体的成簇：再电离和宿主晕质量的意义

The clustering of Lyman alpha emitters at z=7: implications for reionization and host halo masses

高红移星系的Ly $α$线已经成为早期星系演化和再电离时代（EoR）的有力探测器。受斯巴鲁超级超级凸轮（HSC）即将进行的宽视场调查的启发，我们研究了窄带选择的角关联函数（ACF），$z\approx7$ Ly $α$发射星系（LAEs）。LAEs的聚集由两个因素决定：（i）它们典型的宿主晕质量$\bar{M}_{\rm h}$;（ii）由于斑片状EoR的吸收，其特征在于星系际介质的平均中性分数$\bar{x}_{\rm HI}$。我们通过探索物理EoR模型中固有的Ly $α$发射和宇宙电离补丁的大尺度模式（即形态学）的极端情况，将允许的LAE ACF括起来。与EoR形态无关，当前的$z\approx 7$ ACF测量限制了$\bar{x}_{\rm HI}\lesssim 0.5$（1- $σ$）。我们还发现，目前观测到的ACF的低值意味着LAE由相对较小的暗物质晕托管：$\bar{M}_{\rm h} \lesssim 10^{10} M_{\odot}$，相应的占空比$\lesssim$为百分之几。这些值比颜色选择的Lyman break星系的类似值低一个数量级以上，这表明$z\approx 7$窄带LAEs搜索优先选择年轻的恒星爆发星系，存在于质量较小的光环中即将到来的HSC超深战役将显著改善对EoR和LAE主机晕的限制。

快速晚期再电离：约束与宇宙学意义

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。

探测电离能谱21 cm历元的定标要求及其对SKA的意义

Calibration Requirements for Detecting the 21 cm Epoch of Reionization Power Spectrum and Implications for the SKA

21厘米再电离时期的观测有望改变我们对星系形成的理解，但如果没有前所未有的仪器校准水平，这些观测是不可能的。我们提出了一个完整的EoR功率谱分析的端到端的模拟，包括一个真正的数据处理管道的所有主要组成部分：天体物理前景和EoR信号的模型，频率依赖的仪器效应，天空为基础的天线校准，和完整的PS分析。这项研究表明，传统的基于天空的每频率天线校准只能在EoR测量分析中实现，如果校准模型是不切实际的准确。为了合理的目录完整性水平，校准在其他前景自由功率谱模式中引入污染，排除PS测量。我们探讨这种污染的起源和潜在的缓解技术。我们发现，有一个很强的联合约束的校准目录和天线的固有频谱平滑度的精度，这对SKA和其他未来的EoR天文台的仪器设计具有重要意义。

z=2.2-6.6星系周围的弥散莱曼α晕：对星系形成和宇宙再电离的启示

Diffuse Lyman-alpha Halos around Galaxies at z=2.2-6.6: Implications for Galaxy Formation and Cosmic Reionization

我们提出了弥漫莱曼α晕（LAH）确定在复合斯巴鲁窄带图像的100-3600莱曼α发射器（LAE）在z=2.2，3.1，3.7，5.7，和6.6。首先，我们仔细研究潜在的文物模仿LAH，包括一个大规模的点扩散函数（PSF）的仪器和大气的影响。基于我们的关键测试与非LAE样本的合成图像的窄带幅度和源大小分布是相同的，我们的LAE样本，我们确认，没有文物可以产生一个扩散扩展功能类似于我们的LAH。在这个检验之后，我们测量了根据L（莱曼-α）> 2 x 10^42 erg s^-1的z=2.2-6.6 LAE样本估算的LAH指数分布的标度长度。在z=2.2-5.7处，我们得到了~ 5-10 kpc的标度长度，并且发现在这个红移范围内，标度长度没有超出我们的测量不确定度的演化。结合这一结果和先前已知的紫外连续谱尺寸演变，我们推断LAH与紫外连续谱尺寸的比率在z=2.2-5.7处几乎是恒定的。我们的z=6.6 LAH的标度长度大于5-10 kpc，刚好超出误差线，这暗示LAH的标度长度将从z=5.7增加到6.6。如果这一增加被未来的大型巡天所证实，并且统计和系统误差得到了显著的改善，那么z > 6处的尺度长度变化将是由于宇宙再电离而导致的中性氢散射莱曼α光子比例增加的标志。

再电离的一致性模型：暗星系和逃逸分数演化的意义

Concordance models of reionization: implications for faint galaxies and escape fraction evolution

最近的观测已经将星系紫外光度函数限制到z~10。然而，这些观测本身就允许了广泛的再电离的情况下，由于在昏暗的星系丰度和电离光子逃逸分数的不确定性。我们表明，需要与后再电离（z<6）测量的连续性，其中Lya森林提供了一个完整的宇宙学电离光子发射率的探测，显着减少了允许的参数空间。同时与实测的UV光度函数、CMB的Thomson光学厚度和Lya森林数据相一致的模型需要：1）将星系光度函数外推到非常微弱的UV星等M_lim ~-10，大致对应于UV背景抑制标度; 2）f_esc从z=4（其中最佳拟合为4%）到z=9增加> ~10倍;或3）更可能的是，未被探测到的星系贡献显著而f_esc增加更温和的混合解决方案。在低质量、再电离时期质量高达~10^10 M_sun的晕中，恒星形成受到强烈抑制的模型（例如，由于金属丰度依赖性）仅允许用于F_ESC演化的极端假设。然而，抑制质量被减小的这种模型的变体（例如，假设较早或较高的金属量底）与数据更一致。满足现有数据的一致性方案预测了50%电离分数z_reion（50%）~ 10的一致红移。另一方面，再电离的持续时间对亮星系与暗星系的相对贡献很敏感，暗星系占主导地位的情景预测了更长时间的再电离事件。过于依赖高z矮星的情况不受动力学Sunyaev-Zeldovich测量的青睐，动力学Sunyaev-Zeldovich测量更喜欢短的再电离历史。

Keck Spectroscopy of Lyman-break Galaxies and its Implications for the UV-continuum and Ly_alpha Luminosity Functions at z>6

We present Keck spectroscopic observations of z>6 Lyman-break galaxy (LBG) candidates in the Subaru Deep Field (SDF). The candidates were selected as i'-dropout objects down to z'=27 AB magnitudes from an ultra-deep SDF z'-band image. With the Keck spectroscopy we identified 19 LBGs with prominent Ly_alpha emission lines at 6< z < 6.4. The median value of the Ly_alpha rest-frame equivalent widths (EWs) is ~50 A, with four EWs >100 A. This well-defined spectroscopic sample spans a UV-continuum luminosity range of -21.8< M_{UV}<-19.5 (0.6~5 L*_{UV}) and a Ly_alpha luminosity range of (0.3~3) x 1…

宇宙的黑暗时代与氢再电离

The Dark Ages of the Universe and Hydrogen Reionization

宇宙历史上的里程碑之一是第一个发光物体的形成和氢的再电离。宇宙结构形成的标准理论预测，第一代恒星在大爆炸后大约几亿年诞生。然后，黑暗的宇宙再次被点亮，最终充满了从恒星、星系和类星体发出的紫外光子。宇宙再电离的确切时期和过程的细节，甚至主要来源，除了宇宙早期被再电离的事实外，还不知道。再电离的特征预计会在宇宙微波背景辐射中留下印记，特别是在它的大尺度极化中。未来的CMB实验，连同其他探测器，如21厘米的调查，将提供丰富的信息，再电离过程。我们回顾了最近关于再电离的研究。从现有的观测在很宽的波长范围内的影响进行了讨论。最先进的计算机模拟的结果。最后，我们讨论了探索宇宙历史最初几亿年的前景。

CANDELS在z=7处的尺寸-光度关系及其对再电离的意义

The size-luminosity relation at z=7 in CANDELS and its implication on reionization

对星系大小与其它物理参数关系的探索为理解星系形成提供了重要线索。我们使用的CANDELS深+宽的调查在GOODS-South，UDS和EGS领域，从HUDF 09计划的数据补充，以解决在z \sim 7的大小和光度之间的关系。我们选择了153个z波段脱落星系在六个不同的领域，其特征在于广泛的组合的深度和面积覆盖范围，非常适合于样品没有偏见的观察到的大小-星等平面。详细的模拟使我们能够推导出作为大小和幅度的函数的完整性，并量化测量误差/偏差。我们发现，在J=26.6以下的z \sim 7星系中，半光半径分布函数在<0.1弧秒（或相当于0.5 kpc）处达到峰值，而在较亮的星等下，高z星系的半光半径分布函数通常大于~0.15弧秒。我们还发现了一个定义良好的大小-光度关系，Rh \simL^1 /2。我们计算了HUDF和P12 HUDF场中的光度函数，发现暗星系的数量密度存在很大的空间变化。采用在z=7的暗星系中发现的大小分布和大小-光度关系，我们导出了在此红移下LBG的光度函数的平均斜率为-1.7 \pm 0.1。利用这个LF，我们发现如果IGM是clusional（C_HII>3），并且高z LBG的莱曼连续谱逃逸分数相对较低（f_esc<0.3），电离光子的数量不能保持宇宙的再电离。有了未来的CANDELS数据，我们可以严格限制星系在宇宙再电离中的作用。

Semi-analytic forecasts for JWST -- IV. Implications for cosmic reionization and LyC escape fraction

Galaxies forming in low-mass halos are thought to be primarily responsible for reionizing the Universe during the first billion years after the Big Bang. Yet, these halos are extremely inefficient at forming stars in the nearby Universe. In this work, we address this apparent tension, and ask whether a physically motivated model of galaxy formation that reproduces the observed abundance of faint galaxies in the nearby Universe is also consistent with available observational constraints on the reionization history. By interfacing the Santa Cruz semi-analytic model for galaxy formation with an a…

再电离结束时的原始磁场约束

Primordial magnetic field constraints from the end of reionization

早期宇宙中产生的原始磁场是大量研究的主题，并且需要对其强度的观测限制来约束理论。由于它们对再电离过程的影响，原始场的强度可以使用最新的再电离数据和观测到的高红移星系的紫外光度函数来限制。由于光度函数的暗端斜率很陡，暗星系贡献了大量的电离光子，而低光度截止对总预算有影响。来自原始磁场的磁压通过阻止质量低于10^{10} M_solar（B_0 / 3 nG）^[3]的晕的坍缩来影响这种截止，其中B_0是同向移动的磁场强度。在这封信中，这些效应的影响始终纳入一个简化的模型再电离，由于宇宙学参数，再电离参数和观测到的紫外光度函数的不确定性得到解决。我们发现在z \sim 7处观察到的电离度导致B_0 \lsim 2- 3 nG的最强上限。在z>7处的高电离度的测量可以遵循更强的限制。

再电离前21 cm吸收信号对模糊暗物质的意义

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。

再电离时期半导体激光器Lyman α辐射的可探测性

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。

Weibel不稳定性驱动的再电离期间种子磁场

Weibel Instability-Driven Seed Magnetic Fields during Reionization

研究再电离期间Weibel不稳定性如何通过各向异性生成种子磁场。

再电离阵列碟的氢时代：束斑测量和科学意义

The Hydrogen Epoch of Reionization Array Dish I: Beam Pattern Measurements and Science Implications

氢再电离时期射电阵列（HERA）是一个射电干涉仪，旨在探测来自中性氢再电离时期（EOR）的21 cm涨落功率谱。借鉴默奇森宽场阵列（MWA）和探测再电离时代的精密阵列（PAPER）的经验，HERA是一个六边形阵列的大型（14米直径）天线与悬挂偶极子饲料。碟形天线不仅决定整体灵敏度，而且影响干涉仪中前景的观测频率结构。这是一系列四篇论文中的第一篇，通过模拟和测量来表征碟形天线的频率和角度响应。我们在本文中关注角响应（即，功率模式），其设置高延迟和低延迟的天空区域之间的相对权重，并因此设置视在源频率结构。我们使用Neben等人的ORBCOMM波束映射系统测量了137 MHz处的角响应。我们在最佳碟/馈源配置下测量了93 m^2的收集面积，这意味着HERA-320应该使用前景回避方法在z~9处检测EOR功率谱，信噪比为12.7，单季观测，和74.3使用前景减法方法。最后，我们研究了这些光束测量的前景在傅立叶空间中的分布的影响。

用聚束楔测量再电离21厘米涨落

Measuring the reionization 21 cm fluctuations using clustering wedges

使用红移21厘米线探测再电离时期的主要挑战之一是信号的幅度比天体物理前景小几个数量级。处理该问题的方法之一是避免傅立叶$k_{\perp} - k_{\parallel}$空间中包含来自频谱平滑前景的信号的楔形区域。然而，仅使用该楔形之外的模式（即，在再电离窗口中），导致偏置。我们提供了一个处方，基于扩展的功率谱的移位勒让德多项式，它可以用来计算角矩的功率谱中的再电离窗口。该处方需要使用所考虑的理论模型以及$k_{\perp} - k_{\parallel}$平面中前景楔形的有效范围的知识来计算功率谱的四极矩、四极矩和十六极矩。然后可以计算窗口中的理论功率谱，可以直接与观测结果进行比较。分析应避免使用21厘米功率谱数据的参数约束中的任何偏差的影响。

$z \sim 6$类星体邻近带对再电离时代和类星体寿命的意义

Implications of $z \sim 6$ Quasar Proximity Zones for the Epoch of Reionization and Quasar Lifetimes

我们研究类星体邻近区的红移范围$5.77 \leq z \leq 6.54$均匀分析$34$中等分辨率的光谱，包括档案和新获得的数据，并利用最近更新的系统红移和星等测量。而以前的研究发现强烈的邻近区的大小与红移的演变，并认为这提供了一个快速发展的星系际介质（IGM）中性分数在再电离的证据，我们测量一个更浅的趋势$\propto(1+z)^{-1.44}$。我们比较我们测得的邻近区域的大小预测后处理的一维辐射转移的流体动力学模拟，并发现良好的协议之间的观测和理论，无论周围IGM的电离状态。这种对IGM电离态的不敏感性以前已经被注意到，并且是由于这样一个事实，即邻近区大小的定义是平滑的类星体光谱在$10\%$通量透射水平以下的第一个下降，探测了来自类星体的电离辐射比预期的紫外电离背景大一个数量级的位置，该紫外电离背景设定了IGM的中性部分。我们的分析还发现了三个具有非常小的邻近区域的物体（其中两个具有$R_p < 1$适当的Mpc），这构成了观察到的分布的异常值，并且具有挑战性，难以用我们的辐射转移模拟来解释。我们认为它们的起源，如强吸收线系统与类星体或斑片状再电离的各种解释，但发现最引人注目的情况是，这些类星体一直闪耀$\lesssim 10^5$年。

z=5.7-6.6时的莱曼α光度函数和暗端的陡降：再电离的意义

The Lyman-alpha luminosity function at z=5.7-6.6 and the steep drop of the faint end: implications for reionization

我们提出了新的结果，从最宽的窄带调查搜索莱曼α（Lya）发射器在z=5.7，再电离后。我们调查了分布在COSMOS、UDS和SA 22领域的总共7度$^2$。我们发现了超过11，000个线发射器，其中514个是z=5.7的鲁棒Lya候选物，体积为6.3 × 10 $^6$ Mpc $^3$。我们的Lya发射体在Lya光度上跨越了很宽的范围，从微弱到明亮（L $_{\rm Lyα}\sim10^{42.5-44}$ erg s $^{-1}$）和静止帧等效宽度（EW $_0$ ~25-1000 nm），在一个单一的均匀数据集中。通过结合我们所有的场，我们发现z=5.7 Lya光度函数的暗端斜率非常陡，具有$α=-2.3^{+0.4}_{-0.3}$。我们还提出了一个更新的z=6.6 Lya光度函数，基于可比的体积和相同的方法，我们直接比较在z=5.7。我们发现从z=5.7到z=6.6（通过$0.5\pm0.1$ dex），微弱的Lya发射体的数密度显著下降，但在亮端没有演化/L* 没有演化。z=6.6的微弱Lya发射体比z=5.7的发射体显示出更多的扩展晕，这表明中性氢起着重要作用，增加了散射并导致在再电离时期内观测丢失微弱Lya发射。总之，我们的结果表明，我们正在观察斑片状再电离，它首先发生在最亮的Lya发射体周围，允许这些源的数量密度不受中性氢分数从z~5到z~7的增加的影响。

超新星对宇宙再电离的贡献

The Contribution of Supernovae to Cosmic Reionization

虽然恒星被广泛讨论为使宇宙再电离的高能光子的来源，但在这种情况下，另一个电离光子的来源也必须有助于再电离，这是标志着大质量恒星生命结束的超新星（SNe）。在这里，我们估计SNe和恒星的相对贡献，再电离。虽然电离光子在SN冲击中产生的速率远低于它们由恒星产生的速率，但从SNe发射的辐射的较硬光谱导致SN产生的光子相对于恒星光子的逃逸分数增强。特别是，沿着星系外给定的视线，我们发现当中性氢柱密度N_H >~10^18 cm^-2时，SNe对再电离的贡献大于恒星。利用文献中的模拟结果，我们发现，整体（视线平均）SNe冲击产生的电离光子逃逸分数大于恒星光子逃逸分数的一个因素的\simeq 4到\simeq 7，取决于金属丰度的恒星星族。总的来说，我们的研究结果表明，SNe的效果是提高了约10%的恒星源再电离的氢的分数。我们简要地讨论了我们的研究结果的人口负责星系再电离的影响。

再电离阵列碟II的氢时代：电磁模拟表征光谱结构及其科学意义

The Hydrogen Epoch of Reionization Array Dish II: Characterization of Spectral Structure with Electromagnetic Simulations and its science Implications

我们使用时域电磁模拟来确定氢时代再电离阵列（HERA）天线的频谱特性。这些模拟是一个多方面的运动的一部分，以确定盘的设计的有效性，以获得从再电离时代的红移21厘米发射的检测。我们的模拟表明，HERA的悬浮饲料和抛物面反射器之间的反射的存在，在150 ns时下降到-40 dB以下，对于合理的阻抗匹配，HERA的能力，限制EoR参数的影响可以忽略不计。因此，尽管它们引入了反射，但盘对于以相对较低的成本增加EoR实验的灵敏度是有效的。我们发现，在HERA饲料的圆柱形裙，这是为了减少交叉耦合和光束椭圆度的电磁谐振，在大延迟（$-40$ dB在200 ns），这可能会导致一些损失的可测量的傅立叶模式和灵敏度适度降低引入显着的功率。即使在这种结构的存在下，我们发现，天线的频谱响应是足够平滑的延迟滤波，以包含前景发射在视线波数低于$k_\parallel \lesssim 0.2$ $h$ Mpc $^{-1}$，在该地区，目前的纸实验操作。将这些结果转化为Fisher矩阵分析，我们发现在我们的模拟中观察到的光谱结构对HERA可以实现的与再电离天体物理学相关的参数的严格约束只有很小的影响。

再电离时代

The Epoch of Reionization

宇宙的黑暗时代随着第一代星系的形成而结束。这些物体开始发射紫外线辐射，在它们周围形成电离区域。在足够数量的电离源形成后，宇宙中气体的电离部分迅速增加，直到氢完全电离。在这段时间里，宇宙气体从中性到电离，被称为宇宙的再电离时代。再电离时代与宇宙学中的许多基本问题有关，例如第一个星系的性质，（迷你）类星体的物理学，非常贫金属恒星的形成以及天体物理学中的一系列其他重要研究课题。因此，揭示它将对早期宇宙结构形成的研究产生深远的影响。这一章回顾了当前关于再电离期存在的观测证据，它的关键理论方面和主要特征，最后是各种有望揭示它的观测探测器，特别强调了红移21厘米探测器，目前正在建造或设计的各种实验，以及我们可以从它们那里了解到关于再电离期的信息。

JWST发现的高红移大质量星系恒星质量密度对温暗物质的启示

Implications of the Stellar Mass Density of High-$z$ Massive Galaxies from JWST on Warm Dark Matter

本文研究温暗物质如何调和JWST发现的高红移大质量星系恒星质量密度超出与再电离历史之间的矛盾，并给出WDM粒子质量约0.51 keV、恒星形成效率参数大于0.39的约束。

A short mean free path at $z=6$ favors late and rapid reionization by faint galaxies

Recent measurements of the ionizing photon mean free path ($λ_{912}^{\rm mfp}$) at $5 < z < 6$ suggest that the IGM was rapidly evolving at those times. We use radiative transfer simulations to explore the implications for reionization, with a focus on the short value of $λ_{912}^{\rm mfp} = 3.57^{+3.09}_{-2.14}$ cMpc/$h$ at $z=6$. We introduce a model for sub-resolution ionizing photon sinks based on radiative hydrodynamics simulations of small-scale IGM clumping. We argue that the rapid evolution in $λ_{912}^{\rm mfp}$ at $z=5-6$, together with constraints on the metagalactic ionizing backgr…

基于H_2的恒星形成模型对z>=6光度函数和再电离光子收支的影响

Impact of H_2-based star formation model on the z>=6 luminosity function and the ionizing photon budget for reionization

本文用数值方法研究了H_2基恒星形成（SF）模型对z ≥ 6星系的静止坐标系UV光度函数和恒星形成速率函数（SFRF）的影响，以及对再电离的影响。利用H_2-SF模型的宇宙流体动力学模拟，在Muv<=-18时，我们发现与我们以前的结果（非H_2-SF模型）和观测值符合得很好。然而，在Muv>-18时，我们发现LF偏离了我们以前的工作和目前的观测外推，产生了显着更少的低光度星系，并在暗端表现出额外的周转。我们使用修改后的Schechter函数来约束这个周转点的红移演化，该函数包括额外的项来量化周转幅度（Muv^t）和随后的斜率（Beta）。我们发现Muv^t从Muv^t=-17.33（z=8）发展到-15.38（z=6），而Beta在同一时期变浅了ΔBeta=0.22。这发生在JWST可观察到的Muv范围内。通过对SFRF的积分，我们确定H_2-SF模型虽然在Muv>-18时显著地降低了低光度星系的数密度，但它对总SFR密度的抑制并不足以影响SF维持再电离的能力。

连接伽马射线暴率和宇宙恒星形成历史：再电离和星系演化的意义

Connecting the Gamma Ray Burst Rate and the Cosmic Star Formation History: Implications for Reionization and Galaxy Evolution

（节略）星系和高红移伽马射线暴（GRB）的当代发现，提供了宇宙只有几亿年时恒星形成的第一个直接信息。大质量恒星死亡中长持续时间伽玛暴的可能起源将把普遍的伽玛暴率与红移相关的恒星形成率密度联系起来，尽管目前还不知道确切的方式。由于最遥远的伽玛暴和恒星形成星系探测再电离时期，了解伽玛暴速率与恒星形成速率的红移相关比率Psi（z）的潜在回报是显着的，包括解决基本问题，如确定恒星形成速率在高红移和恒星初始质量函数的时间变化的静止框架紫外巡天的不完整性。利用从第二个雨燕暴警报望远镜星表中抽取的112个超过固定光度极限的伽玛暴的大量样本，我们比较了伽玛暴的累积红移分布N（< z）和从0 < z < 4的紫外选择星系中测量的恒星形成密度rho_sfr（z）。强进化（例如，Psi（z）\propto（1+z）^{1.5}）是不受欢迎的，而更温和的进化（例如，Psi（z）\propto（1+z）^{0.5}）与数据一致。如果这种趋势持续到z ~ 4之后，我们发现遥远伽玛暴的发现率意味着恒星形成率密度远高于紫外选择星系。我们表明，这样的恒星形成的历史将过度预测所观察到的恒星质量密度在z > 4从静止坐标系光学测量。这个重要分歧的解决方案目前还不清楚，早期的GRB产生率可能比恒星形成率和祖先金属丰度的简单函数更复杂。

Fundamental Limitations on the Calibration of Redundant 21 cm Cosmology Instruments and Implications for HERA and the SKA

Precise instrument calibration is critical to the success of 21 cm Cosmology experiments. Unmitigated errors in calibration contaminate the Epoch of Reionization (EoR) signal, precluding a detection. Barry et al. 2016 characterizes one class of inherent errors that emerge from calibrating to an incomplete sky model, however it has been unclear if errors in the sky model affect the calibration of redundant arrays. In this paper, we show that redundant calibration is vulnerable to errors from sky model incompleteness even in the limit of perfect antenna positioning and identical beams. These err…

来自宇宙学电离前沿的莱曼-α偏振：II. 对强度映射的意义

Lyman-$α$ polarization from cosmological ionization fronts: II. Implications for intensity mapping

本文通过几何模型和再电离模拟计算宇宙再电离前沿的莱曼-α强度及偏振功率谱，给出具体数值预测，并指出实现该信号映射需要极具雄心的实验和重大技术进展。

再电离时期的原始磁场和HI信号

Primordial magnetic fields and the HI signal from the epoch of reionization

原始磁场诱导的结构形成的HI信号的再电离时代的影响进行了研究。使用半解析模型，我们计算在这种情况下的密度和电离不均匀性。我们证明：（a）与标准的$Λ$ CDM模型不同，整体HI信号只能在发射中看到;（b）由原始场引起的密度扰动，在HI两点关联函数上留下了磁场Jeans长度的独特特征;（c）电离不均匀性的长度尺度为$\la 1 \rm Mpc$。我们发现，峰值预期信号（两点关联函数）是$\simeq 10^{-4} \rm K^2$的范围内的尺度$0.5\hbox{-}3 \rm Mpc$的磁场强度范围内的$5 \times 10^{-10} \hbox{-}3 \times 10^{-9} \rm G$。我们还讨论了HI信号的可检测性。正在进行的和计划中的无线电干涉仪的角分辨率允许人们只探测我们所考虑的最大磁场强度。它们具有检测磁场感应特征的灵敏度。我们表明，未来的SKA既有角分辨率和灵敏度，以检测磁场感应信号在整个范围内的磁场值，我们认为，在一个星期的积分时间。

Dark matter-baryon scattering effects on temperature perturbations and implications for cosmic dawn

The nature of dark matter remains unknown, but upcoming measurements probing the high-redshift Universe may provide invaluable insight. In the presence of dark matter-baryon scattering, the suppression in the matter power spectrum and the colder mean gas temperature are expected to modify the evolution of cosmic dawn and reionization. However, the contributions from such interactions to the baryon and dark matter temperature perturbations have been neglected thus far. In this work, we derive these contributions, evolve the cosmological perturbations until the end of the dark ages and show that…

一个z=8.68的明亮星系的莱曼α辐射：星系核作为宇宙再电离示踪物的意义

Lyman-alpha Emission from a Luminous z=8.68 Galaxy: Implications for Galaxies as Tracers of Cosmic Reionization

我们报告了在凯克天文台使用MOSFIRE摄谱仪在明亮的星系EGSY-2008532660（以下简称EGSY 8 p7）中发现的莱曼α发射（Ly $α$）。首先由Roberts-Borsani等人（2015）报道，它被选择用于光谱观测，因为它的光度红移（$z_{phot}=8.57^{+0.22}_{-0.43}$），表观亮度（H $_{160}=25.26\pm0.09$）和红色斯皮策/IRAC [3.6]-[4.5]颜色指示[4.5]带中的强氧发射污染。总积分的$\sim$ 4.3小时，我们的数据揭示了在$\simeq$ 11776的发射线，我们认为这可能是在红移$z_{spec}=8.683^{+0.001}_{-0.004}$的Ly $α$，在良好的协议与测光估计。在两个晚上使用不同的狭缝取向独立地检测到该线，其检测意义为$\sim7.5σ$。一个重叠的天际线有助于显着的不确定性的总线通量，虽然检测到的线的意义是强大的各种天际线掩蔽程序。通过直接相加和高斯拟合，我们估计95%置信范围为1.0--2.5 $\times10^{-17}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，对应于17--42 mm的静息帧等效宽度。EGSY 8 p7是迄今为止通过光谱确认的最遥远的星系，也是EGS领域中第三个发光源，超过了$z_{phot}\gtrsim7.5$，在星系际介质被认为…

镓的Local Group的再电离

Reionization of the Local Group of Galaxies

我们提出了第一个详细的结构形成和辐射转移模拟我们的宇宙邻居的再电离历史。为此，我们通过约束模拟来跟踪本星系群和附近星系团的形成，该模拟使用现有的观测约束来构建这些结构的表示，这些结构再现了它们目前的实际位置和性质。我们发现，再电离历史的本地集团是强烈依赖于假设的电离源的光子产生效率，这仍然是很差的约束。如果源是相对有效的，即过程是“光子丰富的”，本星系团主要是由附近的星系团外部电离。或者，如果源是低效的，即再电离是“光子贫乏的”，则本振群在很大程度上被孤立并自我再电离。再电离的模式，外部与内部，对我们的邻居的演变有重要的影响，例如它的卫星星系种群和原始恒星星族。因此，这为通过详细研究我们附近的结构来理解年轻的宇宙提供了一个重要的途径。

宇宙再电离和早期恒星形成星系团：来自普朗克和哈勃空间望远镜的新约束的联合分析

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。

原始超音速流对早期结构形成、再电离和最低质量矮星系的影响

The impact of primordial supersonic flows on early structure formation, reionization and the lowest-mass dwarf galaxies

Tseliakhovich和Hirata最近发现，对宇宙学线性微扰理论的高阶修正导致了复合后的超音速相干重子流（即z~1020），相对于底层暗物质分布的均方根速度为~30 km/s，共动尺度为~<3 Mpc/h。为了研究这些相干流的影响，我们在5.0和0.7 Mpc/h的箱中进行了高分辨率N体加SPH模拟，整体流速为0（作为参考），30和60 km/s。模拟通过考虑详细的、原始的、非平衡气体化学（即H、He、H2、HD、HeH等）来跟踪宇宙结构的演变，冷却、恒星形成和恒星演化的反馈效应。我们发现，这些整体流抑制了低质量晕中的恒星形成（即在z~13之前，Mvir<~ 10^8 Msun），使第一批天体的丰度降低了~1%-20%，因此，宇宙恒星形成历史推迟了~ 2 e7年。单个物体中的气体分数在很早的时候就可以改变到两倍。因此，相干体流对（i）在最低质量晕（例如dSphs）中的恒星形成，（ii）通过抑制宇宙中某些斑块的再电离开始，以及（iii）中性氢的加热（即自旋温度）具有影响。我们推测，补丁性质的再电离和加热的几个Mpc尺度可能会导致增强的HI自旋温度的差异，引起更强的变化在HI亮度温度在黑暗时代后期。

再电离时代的Local Group超微弱矮星系

Local Group Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era

受本星系群矮星系恒星化石记录的启发，我们发现最暗超暗矮星系（UFD; ${\rm M}_{\rm V}$ $\sim -2$或${\rm M}_{\star}$ $\sim 10^{2}$ at $z=0$）的恒星形成祖先在再电离（$z\sim6-10$）期间具有${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$到$-6$的紫外（UV）光度。这种微弱星系的存在对星系形成和再电离的早期阶段有着重要的意义。如果再电离过程中紫外光度函数（UVLF）的暗端斜率很陡，（$α\lesssim-2$）到${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$，那么：（i）UFD的祖先产生了来自星系的UV通量的$>50$ %，（ii）星系可以维持再电离，其逃逸分数比目前采用的值低2倍;（iii）直接的HST和JWST观测可能只探测到来自星系的紫外光的$\sim10-50$ %;（iv）宇宙恒星形成历史在$z\gtrsim6$处增加了$\gtrsim4-6$。如果高红移UVLF翻转，来自UFD的显著通量以及由此产生的与LG矮星系计数的紧张关系将减少。与UVLF形状无关，大量UFD的存在需要在再电离期间对${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$的非零光度函数。

三种z = 6.844 - 7.213的Z-脱落半导体的光谱确认：z ~ 7半导体中Lyman-Alpha发射的统计特征

Spectroscopic Confirmation of Three z-Dropout Galaxies at z = 6.844 - 7.213: Demographics of Lyman-Alpha Emission in z ~ 7 Galaxies

我们提出了我们的超深凯克/DEIMOS光谱的z-辍学星系在SDF和GOODS-N的结果。对于11个物体中的3个，我们检测到约1 μ m的发射线，信噪比约为10。这些谱线显示出具有高加权偏度值的不对称轮廓，与Lya一致，产生z=7.213、6.965和6.844的红移。具体来说，我们确认z=7.213对象在两个独立的DEIMOS运行不同的光谱配置。z=6.965的物体是一个已知的Lya发射体，IOK-1，我们在更高分辨率下改进的光谱产生了鲁棒的偏斜度测量。这三个z-下降点的Lya通量为3 x 10^-17 erg s^-1 cm^-2，静止坐标系等效宽度EW_0 ^Lya = 33- 43 A。基于我们和以前的数据的组合的43个z-dropout的最大光谱样本，我们发现发射Lya的星系（EW_（0^Lya）> 25 A）的比例很低，在z ~ 7处，亮星系（Muv ~= -21）和暗星系（Muv ~= -19.5）分别为17 ± 10%和24 ± 12%。Lya发射星系的分数从z ~ 6下降到7，并且暗星系的下降幅度大于亮星系。这两个证据表明IGM的中性氢分数从z ~ 6增加到7，并且再电离从高密度环境到低密度环境进行，如由内向外再电离模型所建议的。

恒星形成和再电离的宇宙历史：用幂律近似的分析

Cosmic histories of star formation and reionization: An analysis with a power-law approximation

利用高红移（$\gtrsim3.5$）恒星形成历史的简单幂律近似，即，$\dotρ_*(z)\propto [(1+z)/4.5]^{-α}$，我们研究了星系际介质（IGM）的再电离以及由此产生的宇宙微波背景（CMB）光子的汤姆逊散射光学厚度。由{ \it Wilkinson Microwave Anisotropy Probe}（WMAP）实验测得的CMB光学厚度导出了演化指数$α$的一个约束条件，即$α\approx2.18\lg{\mathscr{N}_γ}-3.89$，其中自由参数$\mathscr{N}_γ$是每个重子逃逸的电离紫外光子数.此外，完全再电离的红移$z_f$也可以表示为$α$和$\mathscr{N}_γ$的函数。通过进一步考虑Gunn-Peterson槽观测对类星体完全再电离红移的影响，即，$6\lesssim z_f \lesssim7$，得到$0.3\lesssimα\lesssim1.3$和$80\lesssim\mathscr{N}_γ\lesssim230$。对于正常恒星的每个重子释放的电离光子的典型数量$\sim4000$，这些光子从恒星逃逸的分数$f_{\rm esc}$可以被限制在$(2.0-5.8)%$的范围内。

为何以及何时可预期再电离纪元21-cm功率谱测量中存在高斯误差分布

Why and When to Expect Gaussian Error Distributions in Epoch of Reionization 21-cm Power Spectrum Measurements

本文通过解析推导与数值模拟，给出两类再电离纪元21-cm功率谱估计器的误差分布闭式解，并阐明球箱功率谱误差呈高斯分布的条件及其对上限和宇宙学推断的影响。

冷还是热？原始星系约束暗物质与Planck后的宇宙再电离

Cold or Warm? Constraining Dark Matter with Primeval Galaxies and Cosmic Reionization after Planck

暗物质构成了宇宙中绝大多数的物质，但它的微观本质仍然是一个有趣的谜，对粒子物理学，天体物理学和宇宙学有着深远的影响。在这里，我们揭示了长期存在的问题，无论是暗物质是温暖或寒冷的结合测量星系光度函数的高红移z~10从哈勃太空望远镜与最近的宇宙学数据的再电离历史的宇宙从普朗克任务。我们推导出强大的和严格的边界上的温暖的暗物质粒子的质量，发现目前的数据需要它在2和3千电子伏之间的狭窄范围。此外，我们表明，不超过3千电子伏的质量也同时表明与银河系大小的星系中的卫星的本地数量的天体物理约束，虽然它是在边缘的莱曼α森林的分析紧张。对于质量超过3 keV的暖暗物质和冷暗物质，为了满足普朗克对光学深度的约束，并且不遇到卫星问题，需要调用天体物理过程，抑制质量M_H<几个10^8 M_sun的晕中的星系形成，对应于极限UV星等M_UV~-11。无论如何，我们预测了星系光度函数在M_UV~-12的z~8附近的下降，并强调其详细的形状对粒子物理和小晕中星系形成的天体物理都是非常有用的。这些期望将通过哈勃前沿场和詹姆斯韦伯太空望远镜的出现进行测试，这将使探测星系光度函数的非常微弱的一端达到z~8-10。

97个Y带脱落点在z~8处的光度函数：再电离的推论

The Luminosity Function at z~8 from 97 Y-band dropouts: Inferences About Reionization

[简要]我们提出了迄今为止最大的搜索$z\sim8$莱曼破裂星系（LBG）的基础上350弧分$^2$的HST观测的V，Y，J和H波段的电离银河系（BoRG）调查。BoRG数据集包括$\sim$ 50 arcmin $^2$的新数据和对两个先前BoRG点的更深入观察，从中我们提出了9个新的$z\sim8$ LBG候选者，使BoRG LBG的总数达到38个与$25.5\leqslant m_{J} \leqslant 27.6$（AB系统）。我们介绍了一种新的贝叶斯形式主义估计星系光度函数（LF），它不需要装箱（因此涂抹）的数据，并包括一个可能性的基础上正式正确的二项分布，而不是经常使用的近似泊松分布。我们展示了新方法在$97$ LBG样本上的实用性，该样本将明亮的BoRG星系与Bouwens等人（2012）发表的来自HUDF和ERS计划的较暗源相结合。我们发现，$z\sim8$ LF是很好地描述了一个Schechter函数的特征幅度$M^\star = -20.15^{+0.29}_{-0.38}$，$α= -1.87^{+0.26}_{-0.26}$的弱端斜率，和数密度的$\log_{10} ϕ^\star [\textrm{Mpc}^{-3}] = -3.24^{+0.25}_{-0.24}$。这个LF向下积分到$M=-17.7$，产生一个光度密度，$\log_{10} ε[\t…

ACS LCID项目。III。鲸鱼座dSph星系的恒星形成历史：一个再电离后的化石

The ACS LCID project. III. The star formation history of the Cetus dSph galaxy: a post-reionization fossil

我们使用深HST/ACS观测计算鲸鱼座矮球状（dSph）星系的恒星形成历史（SFH）。我们的测光达到低于最古老的主序关闭，这使我们能够估计的年龄和持续时间的主要情节恒星形成的鲸鱼座。这可以很好地近似为一个单一的事件，在大约12+/-0.5 Gyr之前达到峰值，持续时间不超过1.9+/-0.5 Gyr（FWHM）。我们的解决方案还表明，在过去的8个Gyr期间，鲸鱼座基本上没有恒星形成。这使得鲸鱼座的SFH可以与最古老的银河系dSphs相媲美。考虑到鲸鱼座目前被隔离在本星系群的外围边缘，这意味着鲸鱼座在大多数银河系矮卫星的形态-银河系中心距离关系中是一个明显的异常值。我们的研究结果还表明，在宇宙被再电离很久之后，鲸鱼座在z ~ 1继续形成恒星，并且在鲸鱼座的SFH中没有再电离时代的明确标志。我们简要地讨论了这些结果的矮星系演化模型的影响。最后，我们提出了一个全面的帐户的数据减少和分析策略所采用的所有星系的LCID（本地宇宙学从孤立的矮）项目。我们采用两种不同的测光代码（DAOPHOT/ALLFRAME和DOLPHOT），三种不同的SFH重建代码（IAC-流行/MinnIAC，匹配，COLE），和两个恒星演化库（BaSTI和Padova/Girardi），允许详细评估的建模和观测的不确定性。

The Impact of Scatter in the Galaxy UV Luminosity to Halo Mass Relation on Ly$α$ Visibility During the Epoch of Reionization

The reionization of hydrogen is closely linked to the first structures in the universe, so understanding the timeline of reionization promises to shed light on the nature of these early objects. In particular, transmission of Lyman alpha (Ly$α$) from galaxies through the intergalactic medium (IGM) is sensitive to neutral hydrogen in the IGM, so can be used to probe the reionization timeline. In this work, we implement an improved model of the galaxy UV luminosity to dark matter halo mass relation to infer the volume-averaged fraction of neutral hydrogen in the IGM from Ly$α$ observations. Many…

暗星系团在宇宙再电离中作用的近场极限

Near-Field Limits on the Role of Faint Galaxies in Cosmic Reionization

用星系重新电离宇宙似乎需要在早期的低质量晕中形成大量的恒星，而当地的矮星系计数告诉我们，今天在我们周围的小晕中，恒星的形成是最小的。使用简单的模型和ELVIS模拟套件，我们表明，再电离的情况下，需要可观的恒星形成的晕与$M_{\rm vir} \approx 10^{8}\,M_{\odot}$在$z=8$是在严重的紧张局势与星系计数的本地集团。这种紧张关系源于一个似乎不可避免的结论，即在PDMATHAMN有30 - 60个带有$M_{\rm vir} > 10^{8}\,M_{\odot}$的晕将在$z = 0$中幸存下来，成为银河系的独特卫星。再电离模型需要在这样的晕中形成恒星，在今天的银河系维里体积中将产生几十个束缚星系（在本星系群中有100 - 200个），每个都有$\gtrsim 10^{5}\,M_{\odot}$的老恒星（$\gtrsim 13$ Gyr）。这超过了今天经典银河系卫星的恒星质量函数，即使不考虑在这些星系中观察到的（重要的）再电离后恒星形成。这些发现的一个可能的含义是，在比$\sim 10^9 \,M_{\odot}$更小的晕中，恒星形成在早期变得非常低效，这意味着高$z$光度函数必须在比通常假设的更亮的星等（在${\rm M_{UV}} \approx -14$）处破裂。我们的研究结果表明，JWST（甚至可能是HST与前沿领域）可能实际检测驱动再电离的…

利用 CMB 中再电离信号实现宇宙双折射层析与校准无关性

Cosmic birefringence tomography and calibration-independence with reionization signals in the CMB

本文提出利用 CMB 再电离与复合时期双折射角之差消除偏振角校准偏差，并结合多类探测实现双折射层析，预测 LiteBIRD 可测至约 0.05 度。

观测黑洞生长对预再电离IGM的影响

Observing the influence of growing black holes on the pre-reionization IGM

我们考虑宇宙中第一个恒星大小的黑洞（BH）形成的宇宙学意义。这种黑洞通过质量为$\simeq 10^5-10^7~M_\odot$的微晕吸积形成和生长，并发射非热辐射，影响IGM的电离和热状态。我们计算这个过程的含义。结果表明，对于不生长的黑洞，氢的影响区域增加到10 kpc（物理长度），对于吸积的黑洞，氢的影响区域增加到0.3- 1 Mpc，而对于单电离的氦，氢的影响区域小十倍。我们考虑了在$8.5<z<25$过程中吸积黑洞周围影响区的三种可能的观测量：HI 21 cm线，$^3$ HeII的超精细线和HI复合线。我们发现，21厘米的发射区域周围的一个不断增长的BH可以产生亮度温度$\simeq 15$ mK跨越一个不断发展的结构的大小为1 Mpc的热，电离气体更接近BH和更冷的外部区域。我们表明，正在进行和即将到来的无线电干涉仪，如LOFAR和SKA 1-LOW可能能够检测到这些地区。$^3$ HeII发射从周围地区的生长BH是弱的：相应的亮度温度达到几十纳米开尔文，这是低于即将到来的SKA 1-MED的范围。我们表明，对于生长BH H $α$线可以检测到由JWST与$S/N=10$在$10^4$ ~秒的整合。根据最近的EDGES结果，我们表明，由于与暗物质碰撞，重子的额外冷却，HI信号可以增强一个数量级以上。

The importance of galaxy formation histories in models of reionization

Upcoming galaxy surveys and 21-cm experiments targeting high redshifts $z\gtrsim 6$ are highly complementary probes of galaxy formation and reionization. However, in order to expedite the large volume simulations relevant for 21-cm observations, many models of galaxies within reionization codes are entirely subgrid and/or rely on halo abundances only. In this work, we explore the extent to which resolving and modeling individual galaxy formation histories affects predictions both for the galaxy populations detectable by upcoming surveys and the signatures of reionization accessible to upcoming…

宇宙黎明和EoR 21厘米功率谱中的视线各向异性

Line of sight anisotropies in the Cosmic Dawn and EoR 21-cm power spectrum

来自宇宙黎明和再电离时期的红移21厘米信号的视线方向在许多方面与任何其他宇宙学信号相比都是非常独特的。不同的独特效应，如信号的演化历史，物质的非线性特殊速度等，将沿着观测信号的视线轴留下它们的签名。未来SKA-LOW射电干涉仪的主要目标之一是通过这个21厘米的信号观测宇宙黎明和再电离时期。因此，重要的是要了解这些不同的影响如何影响信号的实际检测和正确的解释。在过去的15年里，印度的各个团体一直在积极地试图通过分析模型和模拟来理解和量化这种信号中存在的不同视线效应。在许多方面，这个子领域在21厘米宇宙学下的重要性已经被印度社区确定、强调和推动。在这篇文章中，我们简要地描述了他们的贡献和这些影响的背景下，未来的调查宇宙黎明和时代的再电离，将进行的SKA-LOW。

约束再电离纪元恒星初始质量函数：来自天体物理与宇宙学数据

Constraining the Initial Mass function in the Epoch of Reionization from Astrophysical and Cosmological data

利用JWST光度函数等多类数据构建半经验再电离模型，通过贝叶斯推断约束恒星初始质量函数，发现其斜率在-2.8至-2.3之间且小质量端受抑，并缓解了JWST大质量星系与标准宇宙学的矛盾。

21 cm数据集中电离区的识别

Identifying Ionized Regions in Noisy Redshifted 21 cm Data Sets

研究再电离的最有希望的方法之一是使用红移的21厘米线。然而，早期的红移21厘米巡天将不具备绘制再电离过程详细地图的灵敏度，而是将重点放在统计测量上。在这里，我们表明，它可能仍然是可能的{ \em直接识别电离区}在即将到来的数据集通过应用合适的过滤器的噪声数据。在过滤数据中的突出的极小值的位置对应的电离区域的位置。特别是，我们腐败的半数值模拟的红移21厘米的信号，在再电离与热噪声的水平预期为500天线瓦版本的默奇森宽场阵列（MWA），并模仿前景清洁的降解效果。使用匹配滤波器技术，我们发现，MWA应该能够直接识别电离区域，尽管大的热噪声。在一个合理的基准模型中，宇宙体积的20%在z ~ 7处是中性的，我们发现500瓦的MWA可以在其调查体积的6 MHz部分中直接识别多达150个电离区域，并大致确定每个区域的大小。这反过来可能允许有趣的多波长后续观测，比较电离区域内外的星系特性。我们讨论如何用匹配滤波器技术检测电离区域的无线电天线瓦片的最佳配置不同的最佳设计测量功率谱。这些考虑对未来红移21厘米巡天的设计具有潜在的重要意义。