Reionization and feedback in overdense regions at high redshift
在高红移下对星系光度函数的观测通常集中在有限大小的视场上，这些视场优先包含明亮的光源。这些区域可能过密，因此相对于全局平均区域有偏差。使用基于Choudhury & Ferrara（2006）的半解析模型，该模型经过校准以匹配大范围的观测，我们研究了过密区域宇宙的再电离和热历史。计算结果表明：（1）由于源数的增加和辐射反馈的增加，在有偏区的再电离和热历史与平均值有明显的不同。(ii)有偏差区域的星系光度函数与平均区域的光度函数有明显的不同。特别是，宇宙再电离产生的辐射反馈效应在更明亮的光度下是可见的。(iii)由于过密区域内的辐射反馈增强，在这些区域的光度函数比平均区域对再电离历史更敏感。反馈效应对于绝对AB星等$M_{AB} \gtrsim -17$在$z=8$是可见的，几乎在现今观测的范围之内，并且肯定会被JWST探测到。这可能作为辐射反馈的额外探测器，从而在高红移下再电离。
2010-11-26 astro-ph.CO
The accuracy of semi-numerical reionization models in comparison with radiative transfer simulations
我们已经开发了一个模块化的半数值代码，计算时间和空间依赖的电离中性氢（HI），中性（HeI）和单电离氦（HeII）在星系际介质（IGM）。该模型占重组，并提供了不同的描述用于计算电离区域中的残留HI分数的光电离率。我们比较了不同的半数值再电离方案的辐射转移（RT）模拟。我们使用RT模拟作为基准，并发现半数值方法产生类似的HII和HeII形态和功率谱的HI 21厘米信号在整个再电离。由于我们没有追踪氦II的部分电离，双电离氦（氦III）区域的范围始终较小。与以前的比较项目相比，在我们的半数值方案中的电离发射率没有调整，以再现RT模拟的红移演化，但直接来自RT模拟光谱。在识别电离区域的电离和吸收事件的数量在不同的空间平滑尺度的比率的计划，我们发现那些标记为电离的整个球体时，电离标准得到满足，导致显着加速再电离相比，RT模拟。相反，那些只标记中央细胞为电离的产生非常相似，但稍微延迟的再电离红移演化，高达20%的电离光子丢失。尽管与RT模拟的整体协议，我们的研究结果表明，半数值星系形成-再电离模型的约束电离发射率敏感参数受到光子非守恒。
2018-02-28 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
Astraeus I: The interplay between galaxy formation and reionization
本文介绍了一个新的星系演化和再电离自洽模型ASTRAEUS（semi-numerical辐射转移coupling of星系形成and Reionization in N-body暗物质simulation S），它将最先进的N-body模拟与半解析的星系演化DELPHI和半数值的再电离方案CIFOG相耦合。ASTRAEUS包含了星系形成和演化的所有关键过程（包括吸积、合并、超新星和辐射反馈），并跟踪了星系际介质（IGM）电离区的时间和空间演化。重要的是，它探讨了不同的辐射反馈模型，涵盖了物理上合理的参数空间，范围从一个弱的和延迟到一个强大的和立即减少气体质量可用于恒星形成。从我们的模拟套件，涵盖了不同的辐射反馈处方和电离拓扑结构，我们发现，辐射反馈不断减少恒星形成的星系与$M_h<10^{9.5}M_{\odot}$后，本地再电离;较大的质量晕不受影响，即使是最强的和即时的辐射反馈的情况下，在再电离。由于这个原因，不同辐射反馈情景的电离拓扑结构仅在小于$1-2$ Mpc的尺度上有所不同，并且只有当物理参数（例如电离光子的逃逸分数）根据星系性质改变时才会发现显著的偏差。最后，我们发现观测值（紫外线光度函数，恒星质量函数，再电离的历史和电离拓扑结构）几乎没有受到影响的选择所使用的恒星星族的合成模型，无论是模型单星或双星。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
FlexRT -- A fast and flexible cosmological radiative transfer code for reionization studies I: Code validation
本文提出并验证了新型宇宙学辐射传输代码FlexRT，它结合自适应光线追踪与灵活的星际电离不透明度处理，有效应对再电离建模的多尺度与高计算成本挑战，并在标准测试与宇宙学模拟中验证了其可靠性。
2024-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Astraeus III: The environment and physical properties of reionization sources
在本文中，我们使用了N体dArk martEr模拟中星系形成和再电离的数值辐射传递耦合框架，它耦合了前十亿年的星系形成和再电离。探索了一些模型的再电离反馈和逃逸分数的电离辐射从银河系环境（$f_\mathrm{esc}$），我们量化的贡献的恒星形成星系{（与晕质量$M_h>10^{8.2}$ M $_\odot$）}再电离依赖于辐射反馈模型，$f_\mathrm{esc}$，和环境的过密度。我们的主要发现是：（i）对于常数$f_\mathrm{esc}$模型，中等质量星系（晕质量为$M_h\simeq10^{9-11}$ M $_\odot$，绝对紫外强度为$M_{UV} \sim -15$至$-20$）在中密度区域驱动再电离;（ii）$f_\mathrm{esc}$随着晕质量的降低而增加的情况下，星系人口将驱动再电离至低质量星系（$M_h\lesssim10^{9.5}$ M $_\odot$）与较低的光度（$M_{UV} \gtrsim-16$）和过密度;（iii）再电离印记其拓扑结构的电离发射率的低质量星系（$M_h\lesssim10^{9}$ M $_\odot$）通过辐射反馈。低质量星系经历辐射反馈对恒星形成的更强抑制，在过密区域表现出较低的电离发射率;（iv）$f_\mathrm{esc}$随星系性质的变化对再电离源及其可探测性的影响最大，辐射反馈强度和环境过密起着次…
2021-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optimized Multi-Frequency Spectra for Applications in Radiative Feedback and Cosmological Reionization
近年来，辐射转移算法在许多流体力学程序中的应用，使得对各种天体物理环境中反馈的研究有了显著的改进。然而，由于方法的限制和计算费用，辐射源的光谱通常仅以几个均匀间隔的离散发射频率进行采样。使用一维辐射转移计算，我们调查的差异，周围的气体性质的模型恒星和吸积黑洞所产生的完全是由于光谱离散。我们发现，即使在理想化的情况下，一个静态的和均匀的密度场，常用的离散化方案引起的中性分数和温度的误差的因素平均为2至3，并超过一个数量级在某些列密度制度。在大尺度、密集气体团和由多种化学物质组成的介质上运行的辐射反馈的后果是最严重的。我们已经开发了一种方法，用于优化构建离散光谱，并表明，对于两个测试用例的兴趣，精心选择的四箱光谱可以消除与频率分辨率的高精度的错误。将这些发现应用于早期宇宙的全三维辐射流体动力学模拟，我们发现原始恒星周围的HII区域在大小和形态上都发生了重大变化，证实了一维预测，即离散光谱能量分布可能导致介质物理性质的相当大的不准确性，因此，随后的演变和嵌入其中的物体的可观察特征。
2012-07-23 astro-ph.CO
On the accuracy of common moment-based radiative transfer methods for simulating reionization
在再电离的宇宙学模拟中，通常通过求解强度场的双极和偶极，并通过计算四极矩来封闭方程组来处理辐射转移。我们调查的准确性最常见的封闭方法，即爱丁顿张量的选择。我们认为，这些算法是最有可能出错后，再电离和准分析的测试问题，模仿这些情况：大规模后再电离背景波动和辐射转移在一个主要的电离介质与离散吸收剂。我们表明，OTVET和M1过自屏蔽吸收固定的背景光电离率时，导致30-40%的高发射率，以平衡增加的复合。这种过电离导致在模拟运行与这些算法有一个因子的平均元银河光电离率相对于真相给定的电离发射率低~2。此外，这些算法不太可能在低于光子平均路径的尺度上再现电离背景波动：当模拟盒小于平均自由路径的两倍时，OTVET倾向于高估那里的波动，否则低估，而M1则大大低估了这些波动。因此，这些数值方法很可能不够准确，以解释再电离后观察到的Ly $α$森林不透明度波动。我们发现，需要遵循大量的角方向，以捕捉后再电离电离背景波动准确地与射线跟踪代码。最后，我们认为，在许多模拟信号，电离光子的平均自由程是几倍大，在这样的模拟比观测测量值的减少的光速的值上的后再电离背景的强烈依赖性。
2020-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative Feedback from high mass X-ray binaries on the formation of the first galaxies and early reionization
最近的研究表明，第一代恒星，即所谓的第三星族（PopIII），可能主要是在双星系统中形成的，或者是作为小型多重系统的成员。在这里，我们调查的影响，X射线反馈的高质量X射线双星（HMXB）留在恒星双星系统后，主要形成一个黑洞（BH），吸积气体在一个高的速度从同伴，一个过程，被认为是有利的低金属特征的高红移气体。由于它们的大平均自由程，X射线能够在宇宙的再电离完成之前很久就预电离和预热星系际介质（IGM）和晕中的气体，因此可能强烈地影响了随后几代恒星的形成以及再电离。我们已经进行了放大的流体动力学宇宙学模拟的minihaloes，占形成的Pop III星和他们的崩溃成BH和HMXB，以及相关的辐射流体动力学反馈的UV和X射线光子。我们没有发现强有力的净反馈HMXBs的模拟恒星形成的历史。另一方面，预热的IGM的HMXB导致一个强大的抑制小规模的结构，并显着降低在IGM的重组率，从而产生一个净的正反馈再电离。我们进一步表明，HMXB的X射线反馈可以增强来自Pop III祖星的电离反馈，以抑制第一批BH上的气体吸积，限制它们成长为超大质量BH。最后，我们表明，X射线电离的HMXB留下不同的签名的性质的高红移氢，可能会在即将到来的观测的红移21厘米自旋翻转线探测。
2014-03-12 astro-ph.CO
pyC$^2$Ray: A flexible and GPU-accelerated Radiative Transfer Framework for Simulating the Cosmic Epoch of Reionization
本文提出GPU加速的辐射传输框架pyC$^2$Ray及ASORA算法，在保持精度（差异约$10^{-5}$）的同时，将宇宙再电离模拟中的光线追踪计算速度提升了两个数量级。
2024-07-29 astro-ph.CO
The Role of Quasar Radiative Feedback on Galaxy Formation during Cosmic Reionization
最近的观测发现，许多$z\sim 6$类星体场缺乏星系。这种意外的星系缺乏可能是由类星体辐射反馈解释的。本文介绍了一套类星体场的三维辐射转移宇宙学模拟。我发现类星体辐射抑制低质量星系的恒星形成，主要是通过光解离它们的氢分子。光加热也起作用，但仅在$\sim$ 1亿年之后。然而，当类星体开启时，已经具有$10^5 M_\odot$以上恒星质量的星系将不会受到明显的抑制。类星体辐射反馈抑制星系光度函数（LF）的暗端在$1$ pMpc范围内，但远小于LF的场间变化。我的研究还表明，通过使用类星体周围明亮星系（$M_{1500}<-16$）的数量，我们可以潜在地恢复潜在的质量过密度，这使我们能够对类星体环境进行可靠的限制。
2020-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Late Reionization of Filaments
我们使用精确的三维辐射转移计算后处理宇宙流体动力学模拟输出的再电离拓扑结构。在我们的模拟中，再电离开始于过密区域，然后直接“泄漏”到空隙中，灯丝最后再电离，这是由于它们的高复合率和低发射率的组合。这一结果取决于我们对恒星形成和反馈的处方所预测的有偏差的发射率场，这些处方先前已被证明可以解释再电离后宇宙的广泛测量。它对我们选择的模拟体积，电离逃逸分数和空间分辨率具有定性的鲁棒性（事实上，它在更高的空间分辨率下变得更强），即使精确的重叠红移对这些都很敏感。然而，它稍微减弱逃逸分数的增加，由于在较高的红移密度对比度降低。我们还探讨了我们的结果是否对常用的近似敏感，例如使用光学薄爱丁顿张量或大幅改变光速。这样的近似并不定性地改变再电离的拓扑结构。然而，他们可以系统地移动重叠红移高达$Δz\sim 0.5$，表明精确的辐射转移是计算再电离必不可少的。我们的模型不能同时再现所观察到的光学厚度汤姆逊散射和电离率每个氢原子在$z=6$，这可能是由于数值效应和/或失踪的早期电离源。
2009-08-11 astro-ph.CO
Hydrogen Reionization in the Illustris universe
星系形成的流体动力学模拟，如Illustris模拟，已经发展到一个状态，他们近似地再现所观察到的恒星质量函数从高到低的红移。这在原则上允许自洽模型的再电离，利用扩散气体分布的准确表示连同这些模拟提供的星系的现实增长，在一个有代表性的宇宙体积。在这项工作中，我们应用和比较两个辐射转移算法实现GPU加速代码的$106.5\,{\rm Mpc}$宽体积的Illustris在后处理，以调查再电离过渡预测该模型。我们发现，第一代星系形成的插图是几乎能够reflecting宇宙的红移$z\sim 7$，提供相当乐观的假设逃逸分数和分辨率的限制。我们最乐观的模型发现光学深度为$τ\simeq 0.065$，这与最近的普朗克2015年的测定非常一致。此外，我们表明，基于矩的方法与M1封闭辐射转移给出了广泛一致的结果与我们的角度分辨辐射转移计划。在我们喜欢的基准模型中，20%的氢被红移的$z=9.20$重电离，而这迅速攀升到80%的红移的$z=6.92$。然后，直到$z=6.24$，99%的氢被电离。平均而言，再电离在我们的模型中进行“由内而外”，再电离气泡的尺寸分布逐渐具有越来越大的尺寸区域，而小气泡的丰度保持相当恒定。
2015-08-31 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
Towards an accurate treatment of the reduced speed of light approximation in parameterized radiative transfer simulations of reionization
本文提出一种通过重新缩放全局电离发射率来校正减小的光速近似（RSLA）误差的方法，使模拟在显著加速的同时保持关键观测量的准确性，为约束高红移星系电离特性提供支持。
2024-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulated histories of reionization with merger tree of HII regions
我们描述了一种在数值模拟中分析再电离过程的新方法：通过关注各个HII区域的合并历史来研究再电离过程的演变。从电离斑的合并树，人们可以跟踪区域的个体演化，例如它们的大小，或者通过观察形成速率、合并的频率和合并中涉及的个体HII区域的数量来研究渗滤过程的性质。通过将这种技术应用于宇宙学模拟与辐射转移，我们展示了这种方法是一个很好的候选人，以量化的历史上的再电离的恒星形成的影响。作为一个应用程序，我们展示了如何不同的模型的源导致不同的演变和几何形状的再电离，即使它们产生例如类似的电离分数或光学深度。
2012-10-09 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
On the use of semi-numerical simulations in predicting the 21-cm signal from the epoch of reionization
我们提出了一个详细的比较三种不同的模拟时代的再电离（EoR）。其中辐射转移模拟（${\rm C}^2$ -RAY）是我们的基准。辐射转移代码可以产生现实的结果，但计算昂贵。我们比较它与两个半数值技术：一个使用相同的光环作为${\rm C}^2$ -RAY作为其源（半），和一个使用条件的Press-Schechter计划（CPS+GS）。这些方法在计算效率上比${\rm C}^2$ -RAY方法高得多，但使用了更简单的物理假设。我们评估这些模拟的能力，再现再电离的历史和形态。我们发现，Sem-RADGE和CPS+GS都可以产生非常接近${\rm C}^2$ -RAY的电离历史和形态，Sem-RADGE的表现略好于CPS+GS。我们还研究了来自EoR的21-cm信号的不同红移空间观测量：方差、功率谱及其各种角多极矩。我们发现，这两个半数值模型在预测这些观测值的长度尺度相关的目前和未来的实验相当不错。然而，Sem-Bronze在产生再电离历史方面的表现略好于CPS+GS，这对于解释未来的观测是必要的。
2014-07-09 astro-ph.CO
An emulator for the ionizing photon mean free path in ultra-high resolution simulations: the implications of mean free path measurements for the reionization history
University of Washington（华盛顿大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of California Riverside（加州大学河滨分校）
本文提出一个深度学习模拟器，用于预测电离光子平均自由程，通过高分辨率宇宙辐射传输模拟，结合再电离历史约束，发现再电离延迟且中性分数持续存在。
2026-07-01 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
Helium Reionization Simulations. I. Modeling Quasars as Radiation Sources
我们介绍了一个新的项目，以了解氦再电离完全耦合$N$体，流体力学和辐射转移模拟。本项目的目标是准确地捕捉星系际介质（IGM）由于再电离而产生的热历史，并对Lyman- $α$森林和重子温度-密度关系进行预测。这种转变的主要辐射源是类星体，因此准确地模拟源群对于做出可靠的预测非常重要。在这第一篇论文中，我们提出了一种新的方法，人口暗物质晕类星体。我们的类星体模型包括两种不同的光变曲线，灯泡（简单的开/关）和对称指数模型，和亮度依赖的类星体寿命。我们的方法自洽地再现输入类星体光度函数（QLF）给定的光环目录从$N$体模拟，并通过合并历史的晕主机传播类星体。在利用BOSS的测量数据对类星体聚类进行校准后，我们发现灯泡模型类星体的特征质量为$M_h \sim 2.5 \times 10^{12} M_\odot$ $h^{-1}$，指数模型类星体的特征质量为$M_h \sim 2.3 \times 10^{12} M_\odot$ $h^{-1}$.在指数模型中，给定晕质量的峰值类星体光度比灯泡模型中的大，通常是1.5-2倍。灯泡模型中类星体的有效寿命是5900万年，而在指数模型中，有效时间常数大约是1500万年。我们包括氦再电离的半解析计算，并讨论如何将这些类星体作为电离辐射源的全流体力学与辐射转移模拟，以研究氦再电离。
2016-09-08 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers I. Design and Calibration of Simulations
计算机宇宙再电离（Cosmic Reionization On Computers，CROC）是一个长期的宇宙再电离数值模拟项目。它的目标是完全自洽地（虽然不一定是从第一原理）模拟所有相关的物理，从辐射转移到气体动力学和恒星形成，在模拟体积高达100百万秒差距，空间分辨率接近100秒差距的物理单位。在此方法文件中，我们描述了我们的数值方法，模拟的设计，和数值参数的校准。在z=6时，使用20 Mpc/h和40 Mpc/h的空间分辨率达到125 pc的模拟，我们能够匹配观测到的星系紫外光度函数在所有红移6和10之间，以及获得与观测测量的Gunn-Peterson光学深度在z<6时的合理一致。
2014-07-28 astro-ph.CO
Efficient exploration of reionization parameters for the upcoming 21 cm observations using a photon conserving semi-numerical model SCRIPT
中性氢21厘米发射涨落的功率谱是研究宇宙再电离历史的最有希望的探测器之一。相应的分析需要计算效率的再电离建模，通常通过半数值模拟实现。我们调查的能力，这样的半数值代码，CNOT，约束的再电离参数。我们的研究涉及创建一个模拟数据集对应于即将到来的SKA-Low，其次是一个贝叶斯推断方法来约束模型参数。特别是，我们详细探讨了推断的参数是否是无偏的，相对于用于模拟的输入，如果推论是不敏感的模拟的分辨率。我们发现，该模式在两个方面都是成功的。我们还开发了一个简单的再电离模板模型，它可以模拟复杂的物理过程，如非均匀重组和辐射反馈，并表明它可以恢复全球再电离历史可靠的适度的计算成本。然而，这种简单的模型是不适合约束的电离源的属性。我们的研究结果是相关的约束再电离使用高质量的数据，预计在未来的望远镜。
2023-03-14 astro-ph.CO
The Rise of the First Stars: Supersonic Streaming, Radiative Feedback, and 21-cm Cosmology
了解第一批恒星和星系的形成和演化是天文学中最令人兴奋的前沿之一。由于宇宙在早期充满了氢原子，因此最有希望探测第一批恒星时代的是氢的突出的21厘米谱线。目前的观测工作主要集中在宇宙再电离时代，但对再电离前宇宙黎明的观测也很有希望。虽然在观测上尚未探索，但理论研究预测了宇宙黎明的各种各样的观测信号。当第一批恒星形成时，它们的辐射（加上来自恒星残骸的辐射）产生了重要的宇宙事件，包括z~25的莱曼-α耦合和早期的X射线加热。许多焦点已经去研究21厘米波动的角平均功率谱。其他探测包括全球（天空平均）21厘米光谱，和视线的21厘米功率谱的各向异性。一个特别引人注目的特征可能来自最近认识到的暗物质和气体之间超音速相对速度的影响。在这一领域的工作，重点是理解整个时代的再电离和宇宙黎明的分析模型和数值模拟，可能会增加强度和重要性，因为理论预测最终预计将面对21厘米观测在未来几年。[删节]
2016-06-02 astro-ph.CO
Semi-Numerical Simulation of Reionization with Semi-Analytical Modeling of Galaxy Formation
在再电离的半数值模型中，用电离光子与重子比判据近似地模拟了电离分数的演化。在本文中，我们将一个半解析模型的星系形成的基础上千禧II N体模拟再电离的半数值模拟。首先用半解析模型预测电离光子的产生，然后用半数值方法模拟再电离过程。这种方法允许更详细的再电离模型，也连接在低和高红移的星系再电离的历史观测。我们使用的星系形成模型是为了匹配低$z$观测而设计的，它也很好地拟合了高红移光度函数，但它对恒星形成的预测低于观测值，我们发现它也低估了恒星电离光子产生率，因此，在不考虑电离光子的某些其它潜在源的情况下，在$z \sim 6$不能完成再电离。我们还考虑了简单的修改模型与更多的头重脚轻的初始质量函数（IMF），再电离可以发生在较早的时代。半解析模型的纳入也可能影响的拓扑结构的HI地区在EoR，和中性区域产生的模拟与半解析模型出现比简单的晕为基础的模型多孔。
2012-12-25 astro-ph.CO
A comparison of numerical methods for computing the reionization of intergalacitc hydrogen and helium by a central radiating source
我们比较数值方法求解的辐射转移方程的背景下，星系际气态氢和氦的光电离的中心辐射源。直接集成的辐射转移方程和使用光子包的解决方案进行检查，无论是解决方案的时间相关的辐射转移方程和无限光速近似。光子包计划被发现是更普遍的计算效率比直接集成方案。虽然所有的代码准确地描述了氢和氦的电离区的增长率，它示出了一个完全依赖于时间的方法，需要捕获的气体温度和电离结构在附近的区域的源时，电离前沿以接近光速的速度扩展。应用于再电离时期（EoR）的类恒星物体，与无限光速近似的解相比，高达$5\times10^4$ K的温差导致含时辐射转移方程的解出现近区。较小的温度差异被发现后，几乎完全光电离的气体中的氢已经电离和氦是单电离的氦。在远离源的温度和电离结构中发现的变化，其中气体主要是中性的，可能会影响21厘米EoR实验的一些预测。
2023-01-01 astro-ph.CO astro-ph.IM
IslandFAST: A Semi-numerical Tool for Simulating the Late Epoch of Reionization
我们介绍了我们的半数值模拟，islandFAST，这是从21厘米FAST和再电离后期设计的算法和主要结果。islandFAST预测了大尺度欠致密中性区（中性岛）的演化和尺寸分布，我们发现再电离后期（EoR）进行得非常快，在每个红移处显示出中性岛的特征尺度。使用islandFAST，我们比较了两种类型的吸收系统的影响，即大规模的低密度中性岛与小规模的过密度吸收体，在调节再电离过程。中性岛控制电离场的形态，而小尺度吸收体控制电离光子的平均自由程，也延迟和延长再电离过程。我们的半数值模拟，电离背景的演变可以自洽地推导出一个模型的小吸收体。在致密吸收体的存在下，电离背景的氢电离率降低了一个数量级。
2016-12-17 astro-ph.CO
On improving analytical models of cosmic reionization for matching numerical simulation
研究宇宙再电离时期的方法从完全的辐射转移模拟到纯粹的分析模型。虽然数值方法在计算上是昂贵的，不适合产生许多模拟目录，分析方法是基于假设和近似。我们探讨这两种方法之间的相互联系。首先，我们问的分析框架的偏移集形式主义可以用于统计分析的数值模拟和可视化表示的电离锋的形态。其次，我们探索在给定的数值模拟上训练分析模型的方法。我们提出了一个新的代码，从这项研究中出现。它的主要应用是匹配的分析模型与数值模拟。然后，它允许一个生成模拟再电离目录的体积超过原来的模拟快速和计算成本低廉，同时再现大尺度的统计特性。这些模拟目录是特别有用的CMB偏振和21厘米的实验，需要大量的模拟所观察到的信号。
2016-09-08 astro-ph.CO
Radiative transfer of ionizing radiation through gas and dust: stellar source case
我们提出了一个新的尘埃扩展的蒙特卡罗辐射转移代码崩溃，这使它能够模拟电离辐射的传播通过气体和尘埃的混合物。新的代码适用于研究理想的银河H II区域和小尺度再电离尘埃吸收的影响。我们发现，H II区域的大小减少了尘埃的存在，而它们的内部温度和电离结构基本上不受影响。在小尺度再电离模拟中，尘埃使电离锋变硬，延迟了电离泡的重叠。研究发现，这种效应仅微弱地取决于密度较低地区假设的尘埃丰度。
2018-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative Transfer Simulations of Ly$α$ Intensity Mapping During Cosmic Reionization Including Sources from Galaxies and the Intergalactic Medium
本文通过包含星系际介质辐射转移的Ly$α$强度映射模拟，研究不同来源和天体物理参数对功率谱的影响，发现功率谱斜率对中性分数敏感，可用于约束宇宙再电离。
2025-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-Dimensional Modelling of Ionized Gas. I. Did very massive stars of different metallicities drive the second cosmic reionization?
直接由原始气体形成的第一代恒星在宇宙再电离的早期阶段发挥了关键作用。由于这些恒星的寿命很短，核心产生的金属很快就返回到环境中，形成了具有不同初始质量函数和不同SED的早期PopII恒星，这比宇宙在z~6的红移下完全再电离的时间要早得多。使用一个国家的最先进的模型大气代码，我们计算现实的SED的超大质量恒星（VMS）的不同金属丰度作为输入的3维多频辐射转移代码，我们已经开发了模拟的时间演变的不均匀的星际和星系间介质的电离，使用多个星团作为电离辐射源。我们的工具处理分布的众多辐射源的特点是高分辨率的合成SED，并产生占用数所需的能级的最重要的元素，在NLTE处理一致的三维辐射转移。我们进一步证明，从PopIII星到PopII星的过渡中的辐射源的金属丰度的增加对发射光谱的硬度有很强的影响，因此对氦的再电离历史。在具有高核质量密度的化学演化星团中形成的VMSs所表征的头重脚轻的恒星质量分布不仅可能提供中等质量和超大质量黑洞（SMBHs）的祖先，而且对HeII的再电离也起着重要的作用。如果假设银河系SMBH是由较小的黑洞合并而成的，那么用z~2.5的红移来重新解释HeII所需的VMS的数量与解释银河系SMBH所需的VMS的数量非常接近。
2013-04-17 astro-ph.CO astro-ph.SR
Understanding the Impact of Semi-numeric Reionization Models when using CNNs
解释当前和即将到来的HERA和SKA等实验的21厘米测量值将为天体物理学和宇宙学提供新的科学见解和令人兴奋的影响。最近的几项工作提出了使用机器学习方法，如卷积神经网络（CNN），来分析这些实验产生的再电离图像，因为它们可以充分利用图像中包含的信息。通常，这些研究仅使用单一半数值方法来生成输入的21 cm数据。在这项工作中，我们研究了用于再电离应用的训练CNN在多大程度上取决于底层半数值模型。在从21 cm图像预测CMB光学深度的背景下，我们比较了在21 cm fast和zreion（两种广泛使用的半数值再电离方法）的类似数据集上训练的网络。我们发现，仅在一个模型的输入数据上训练的神经网络对另一个模型的数据的预测效果很差。只有当两个模型都包含在训练数据中时，才能获得令人满意的结果。这一发现对未来的观测数据分析具有重要意义，并鼓励使用多种模型来生成捕捉EoR全部复杂性的图像。
2022-05-01 astro-ph.CO
Semi-numeric simulations of helium reionization and the fluctuating radiation background
最近He II Lyman-alpha森林观测从2.0 < z < 3.2 show large fluctuations in the optical depth at z >2.7。这些结果指出，波动的氦电离背景，这可能是由于结束氦再电离的这个时代。我们提出了一个快速的，半数值的过程来近似详细的宇宙学模拟。我们计算的暗物质晕的分布，氦的电离态，和密度场在z = 3与最近的模拟广泛的协议。鉴于我们的速度和灵活性，我们调查了一系列电离源和活跃的类星体处方。跨越一个大面积的参数空间，我们发现订单的数量级波动的He II电离率在后再电离制度。在再电离过程中，波动甚至更强，并开发一个双峰分布，与半解析模型和氢当量。这些分布表明，即使在显着的He II分数的低水平电离背景。
2013-06-05 astro-ph.CO
The Large-Scale Observational Signatures of Low-Mass Galaxies During Reionization
对再电离时期的观测为我们提供了关于电离光子源或早期恒星和星系的性质和演化的线索。我们提出了一套新的结构形成和辐射转移模拟从PRACE4LOFAR项目，旨在调查辐射反馈的机制，或抑制恒星形成电离区的紫外辐射，可以推断出这些意见。我们的源晕质量向下延伸到$10^8 M_\odot$，在$10^8$到$10^9 M_\odot$质量范围内的源预计特别容易受到电离辐射的反馈，我们改变了这种抑制的侵略性和性质。我们不仅有四个不同的源模型，我们还包括两个盒子大小（67 Mpc和349 Mpc），每个盒子都有两个网格分辨率。这套模拟使我们能够研究我们的结果的鲁棒性。我们所有的模拟结果与观测到的宇宙微波背景辐射的电子散射光学深度和氢在$z\sim6$的中性分数和光电离率基本一致。特别是，我们调查的红移21厘米发射在即将到来的无线电干涉仪观测的预期。我们发现，21厘米的信号和各种统计的整体形状是强大的源抑制的确切性质，盒子的大小，和分辨率。在21厘米信号的非高斯和小尺度功率谱中，有一些很有前途的模型鉴别器。
2015-12-11 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
Heating of the Intergalactic Medium by Hydrogen Reionization
在再电离过程中，星系际介质被超音速电离锋（I-锋）脉冲加热。I-锋后的峰值气体温度$T_\mathrm{reion}$是再电离后热历史模型中的一个关键不确定性。在这里，我们使用高分辨率的辐射转移模拟研究的参数空间的$T_\mathrm{reion}$。我们发现，$T_\mathrm{reion}$是只有温和的敏感性的入射辐射的光谱在大多数的参数空间，温度主要由I-前速度。我们还探讨了目前的再电离模型预测$T_\mathrm{reion}$通过测量I-前速度在宇宙学辐射转移模拟。我们发现，后I-前的温度演变向更热的值作为再电离的进展。$T_\mathrm{reion} = 17,000-22,000$ K的温度在再电离的前半部分是典型的，但如果I-锋速度达到$\sim10^4$ km/s，如我们的模拟所发现的，则可能在该过程接近结束时达到$T_\mathrm{reion} = 25,000 - 30,000$ K。较短的再电离时期导致较热的$T_\mathrm{reion}$。我们讨论了$z>5$ Ly $α$森林观测的影响，其中可能包括视线通过热，最近再电离补丁的宇宙。从我们的参数空间研究的插值表是公开的，随着一个简单的适合的依赖$T_\mathrm{reion}$的I-前速度。
2019-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative Transfer Modeling of Lyman Alpha Emitters. II. New Effects in Galaxy Clustering
利用全Lya辐射转移计算，在宇宙学再电离模拟中研究了z~5.7的Lyman α发射体（LAEs）的成团特性. Lya辐射转移实质上修改了固有的Lya发射特性，与观察到的相比，取决于Lya发射星系周围的密度和速度结构环境。这种环境依赖的Lya选择在LAE聚类中引入了新的功能，抑制（增强）视线（横向）密度波动，并引起尺度依赖的星系偏差。在实空间中，三维两点关联函数的LAEs的轮廓出现显着拉长沿视线上的大尺度，效果是相反的，比线性红移空间失真效果强得多。投影的两点关联函数的幅度大大增强了几倍，相比的情况下，没有环境依赖的选择效果。LAE聚类中的新特征可以用一个简单的物理模型来理解，其中Lya选择取决于物质密度，速度及其梯度。我们讨论的影响和后果的星系聚类Lya选择在解释聚类测量和约束宇宙学和再电离LAEs。
2010-12-15 astro-ph.CO
Understanding Interstellar Metals during Reionization with Radiative SPH Simulation: Metallicity and Emission Lines from the ISM at $10 \geq z \geq 5$
本文通过Technicolor Dawn辐射SPH模拟与再电离时期观测对比，检验星系电离与金属增丰，发现模拟氧丰度偏高0.5 dex，O32诊断偏差1 dex，且模拟星系电离参数普遍偏高。
2025-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Emulation of reionization simulations for Bayesian inference of astrophysics parameters using neural networks
下一代无线电实验，如LOFAR，HERA和SKA，预计将探测再电离时代，并在未来十年内首次直接探测到宇宙21厘米信号。数据量将是巨大的，因此可能会彻底改变我们对早期宇宙和星系形成的理解。然而，再电离时期的数值建模对于贝叶斯参数推断来说可能过于昂贵，并且如何从传入数据中最佳地提取信息目前尚不清楚。用于快速模型评估的仿真技术最近被提出作为绕过昂贵的仿真的一种方式。我们认为使用人工神经网络作为一种盲目的仿真技术。我们研究了训练持续时间和训练集大小对网络预测质量的影响以及参数搜索的最佳拟合值。我们的仿真技术和使用21 CMMC的等效分析之间的直接比较。我们发现我们的网络使用训练集低至100个模型评估，这是在完全数值辐射转移代码的能力良好的预测能力。
2018-01-02 astro-ph.CO
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
Helium Reionization Simulations. II. Signatures of Quasar Activity on the IGM
我们已经运行了一套新的模拟，解决流体力学和辐射转移同时研究氦II再电离。我们的一套模拟采用了各种模型的人口类星体内的暗物质晕，这影响了他II再电离的历史。特别是，我们能够探索的影响，在时间和持续时间的差异，再电离观测。我们研究了再电离在IGM上留下的热特征，并测量了温度-密度关系。正如以前的研究表明，我们确认，从氦II再电离的光热反馈提高了几千开尔文的IGM的温度。为了与观测结果进行比较，我们在飞行中生成合成的Ly $α$森林视线，并将观测到的氢的有效光学深度$τ_{\mathrm{eff}}(z)$与最近的观测结果相匹配。我们表明，当模拟已被归一化为具有相同的值的$τ_\mathrm{eff}$，氦II再电离的氢LY $α$森林观测的影响是最小的。具体而言，通量PDF和一维功率谱是敏感的IGM的热状态，但没有直接证据的电离状态的氦。我们表明，IGM的峰值温度通常对应于90%-95%的氦电离体积的时间，是一个相对稳健的指标的时间再电离。因此，未来对氢Ly $α$森林中氦再电离的观测应侧重于测量IGM的温度，特别是在平均密度下。检测IGM温度的峰值将提供有关氦II再电离结束的时间的有价值的信息。
2017-10-09 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
Documentation for the intergalactic radiative transfer code IGMtransfer
本文件描述了可通过计算机获得的数字代码“IGMtransfer”，该代码能够在莱曼α（Lya）线附近进行光的星系间辐射转移（RT）。在宇宙学模拟产生的网格中计算RT，代码返回1）“传输函数”，显示星系际介质（IGM）如何影响给定红移的Lya线，以及2）IGM的“平均传输”，使其有助于研究宇宙再电离模拟的结果。
2011-02-16 astro-ph.CO
SCORCH. III. Analytical Models of Reionization with Varying Clumping Factors
在宇宙氢再电离的模拟和构造（SCORCH）项目中，我们比较了氢电离分数的解析模型与辐射流体动力学模拟。我们推导出的质量加权氢电离分数的分析模型，从当地的电离平衡方程作为一个更准确的替代广泛采用的模型的基础上的体积填充因子。特别是，我们的模型有一个复合项平方的电离分数，这是一致的两体相互作用性质的重组。然后，我们使用辐射流体动力学模拟来研究所需的丛生因子来求解解析方程，并提供准确的拟合函数。我们发现，从我们的辐射转移模拟电离氢聚集因子是显着不同的那些从其他模拟使用一个统一的光电离背景。除了红移的依赖性，我们还看到电离氢聚集因子对电离分数的依赖性，我们将其纳入我们的拟合。我们使用我们的分析模型和聚集因子计算了再电离历史，并与广泛采用的模型进行了比较，我们所有的模型都达到了$<7\%$与模拟结果的差异，而其他模型都有$>20\%$偏差。由我们的解析模型计算的再电离汤姆逊光学深度与模拟结果存在$<5\%$偏差，而以前的解析模型在IGM再电离方面存在$>20\%$偏差，可能导致IGM再电离的结论有偏差。
2021-01-26 astro-ph.CO
Probing the thermal history during reionization using a semi-numerical photon-conserving code SCRIPT
星系际介质（IGM）在再电离时期的电离和热状态一直是最近的兴趣，因为它们与第一批恒星的密切联系。我们在本文中提出了一个半数值代码，计算大规模的温度和电离氢场在宇宙学上的代表性体积占补丁在这些数量所产生的再电离。该代码是对先前开发的用于研究电离区域生长的版本的扩展，即光子守恒的再电离半数值代码（Semi Numerical Code for Reionization with Photon Conservation，缩写为WNTT）。在本版本中的主要补充是非均匀重组，这是必不可少的温度计算。这种扩展版本的RECT还实现了再电离期间光加热的物理后果，例如，辐射反馈这些增强功能使我们能够预测早期版本不可行的观测值。其中包括星系的紫外光度函数的暗端（这可能受到辐射反馈的影响）和低密度IGM在$z\sim 6$的温度-密度关系。我们研究了不同的自由参数和处方我们的模型上的各种可观的效果。我们的分析的结论是，它应该是可能的，把约束的IGM的热和电离状态的演化使用现有的观测占所有可能的变化的自由参数。参数空间的详细探索将在未来进行。
2022-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improved treatments of the ionizing photon mean free path in semi-numerical simulations of reionization
有效和准确的再电离时期的模拟是至关重要的探索巨大的未知的参数空间，将很快受到21厘米功率谱的测量。这些参数之一，$R_{\rm max}$，旨在表征电离区域内部的剩余中性气体对光子的吸收，但历史上以非常简单的方式实现，仅用作最大滤波尺度。我们利用偏移集方法和电离源的积分通量之间的对应关系来定义两个物理激励的电离光子的平均自由程的处方，顺利衰减来自遥远的源的贡献。这些方法在半数值再电离代码的实施只需要适度的额外的计算工作，由于空间滤波仍然是在尺度大于特征吸收距离进行。我们发现，我们的平滑定义的平均自由程处方更有效地抑制大尺度结构的电离场在半数值再电离模拟相比，标准的$R_{\rm max}$方法，和平均自由程的幅度调制功率谱更平滑的方式。我们表明，这种抑制大规模的功率是足够重要的相关即将到来的21厘米功率谱观测。最后，我们表明，在我们的模型中的平均自由程起着更大的作用，在调节再电离的历史比在模型中使用$R_{\rm max}$。
2022-04-07 astro-ph.CO
AMBER: A Semi-numerical Abundance Matching Box for the Epoch of Reionization
再电离时期的绝对匹配盒（AMBER）是一个模拟宇宙黎明的半数字代码。新算法不是基于再电离的偏移集理论，而是采用新的方法计算再电离-红移场$z_\mathrm{re}(\boldsymbol{x})$，假设遇到较高辐射强度的氢气更早被光电离。根据给定的质量加权电离分数$\bar{x}_\mathrm{i}(z)$，在匹配电离质量丰度的同时分配红移值。该代码具有独特的优势，允许用户直接指定通过红移中点$z_\mathrm{mid}$，持续时间$Δ_\mathrm{z}$，和不对称$A_\mathrm{z}$输入参数的再电离历史。再电离过程由星系形成的最小晕质量$M_\mathrm{min}$和辐射转移的辐射平均自由程$l_\mathrm{mfp}$进一步控制。我们实现了改进的方法来构建密度，速度，晕，辐射场，这是必不可少的组成部分建模再电离观测。我们比较琥珀与其他两个半数值方法，发现我们的代码更准确地再现辐射流体动力学模拟的结果。并行代码比辐射转移模拟快四个数量级，将有效地实现大体积模型，全天空模拟观测和参数空间研究。AMBER将公开提供，以促进和改变EoR的研究。
2022-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Large Lyman-alpha opacity fluctuations and low CMB tau in models of late reionization with large islands of neutral hydrogen extending to z<5.5
高红移类星体光谱显示星系际介质的Ly-alpha不透明度在z>~5.5的大尺度上有很大的空间起伏。我们提出了一个由星系驱动的宇宙再电离的辐射转移模拟，再现了这种大的散射和快速演变的Ly-alpha不透明度分布在5<z <6. The simulation also reproduces the low Thomson scattering optical depth reported by the latest CMB measurement and is consistent with the observed short near-zones and strong red damping wings in the highest-redshift QSOs. It also matches the rapid disappearance of observed Ly-alpha emission by galaxies at z>~6。在我们的模型中，再电离在z=5.3时完成，宇宙体积的50%在z=7时电离。在这样一个晚期再电离模型中，与Ly-alpha森林数据的一致性需要星系电离发射率的快速演变，其峰值在z~6.8。再电离的后期导致光电离率和中性氢分数在红移低至z<~5.5处的大散射，并具有大的残余中性“岛”，其可以产生非常长的冈恩-彼得森槽，类似于数据中所看到的…
2019-02-18 astro-ph.CO
A deep learning model to emulate simulations of cosmic reionization
我们提出了一个经过训练的深度学习模型，以模拟宇宙再电离时期的辐射转移。CRADLE（Cosmological Reionization And Deep Learning）是一个自动编码器卷积神经网络，它使用z=6时的恒星数密度和气体密度场的二维映射作为输入，并预测再电离时间的三维映射$\mathrm{t_{reion}}$作为输出。在给定的模拟中，这些预测的单场足以描述星系际介质的全球再电离历史。我们在给定的模拟上训练模型，并在具有相同参数但具有不同初始条件的另一个模拟上测试预测。该模型是成功的预测$\mathrm{t_{reion}}$地图是在良好的协议与测试模拟。我们使用功率谱的$\mathrm{t_{reion}}$字段作为一个指标来验证我们的模型。我们表明，该网络几乎完美地预测大尺度，但在较小尺度上的准确性有所下降。虽然目前的模型已经非常适合获得关于再电离历史的平均估计，但我们预计它可以通过更大的样本进行训练，更好的数据预处理和更精细的超参数调整来进一步改进。这种仿真器可以系统地用于快速获得与纯液压仿真相关的不断变化的HII区域，并且可以被视为未来几代仿真的完全仿真物理求解器的先驱。
2019-10-18 astro-ph.CO
Cosmic Dawn (CoDa): the First Radiation-Hydrodynamics Simulation of Reionization and Galaxy Formation in the Local Universe
来自早期星系的星光导致的宇宙再电离影响了它们的演化，从而影响了再电离本身。例如，恒星形成的抑制可以解释相对于N体预测的冷暗物质，观测到的本星系群矮星丰度不足。再电离建模需要模拟足够大的体积[~（100 Mpc）^3]来对再电离“斑块”进行采样，同时要分辨出数百万个~10^8 Msun以上的星系源，将引力和气体动力学与辐射转移结合起来。对本星系群进行建模需要预先选择初始宇宙学密度波动，以形成今天众所周知的本星系群结构。宇宙黎明（“CoDa”）是第一个这样的完全耦合，辐射流体动力学模拟再电离的本地宇宙。我们新的混合CPU-GPU代码RAMSES-CUDATON在GPU上执行数百个辐射转移和电离率求解器时间步长，用于CPU上的每个流体重力时间步长。CoDa在ORNL超级计算机Titan上用4096^3个粒子和细胞模拟了（91 Mpc）^3，结果红移为4.23，使用了8192个核心和8192个GPU。全球再电离的结束比观测到的稍晚。然而，一个简单的时间重新标度，使电离分数的演变与观测一致，也调和电离通量密度，宇宙恒星形成的历史，CMB电子散射光学厚度和星系紫外光度函数与它们的观测值。光致电离加热抑制了质量低于2 x 10^9 Msun的恒星晕的形成，减少了MAB_1600 = [-10，-12]周围微弱星系的丰度。在大部分再电离过程中，恒星形成都是由10^10 ~ 10^11兆太阳质量的晕…
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers. Properties of the Post-reionization IGM
我们提出了几个观测测试的后再电离IGM和下完成的计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的再电离的数值模拟之间的比较。CROC模拟相当好地匹配了能隙分布，并且也提供了对峰高分布的良好匹配，但是在模拟光谱中明显缺乏宽峰，并且通量PDF在窄红移区间5.5<z<5.7中匹配得很差，而在其他红移处的匹配明显更好，尽管不精确。这两个差异是相关的：模拟显示比数据更不透明。
2017-04-10 astro-ph.CO
Simulating cosmic reionization: How large a volume is large enough?
我们提出了最大的体积（425 Mpc/h=607 Mpc的一侧）的宇宙再电离的全辐射转移模拟。我们表明，在非常大的尺度上，密度波动有显着的额外的权力。我们系统地研究了这种额外的功率对再电离过程、持续时间和特征的影响，以及对选定的再电离观测量的影响。我们发现，每侧~100 Mpc/h的共动模拟体积足以推导出收敛的平均再电离历史，但再电离斑块被显着低估。我们使用折刀分裂的平均密度和变密度子区域的模拟体积的再电离性能的收敛性进行量化。我们发现，子体积约100 Mpc/h每边或更大的产量收敛的再电离历史，除了最早的时间，但较小的体积约50 Mpc/h或更少的是没有很好地收敛在任何红移。再电离历史里程碑显示子体积之间的显著分散，约50 Mpc/h体积的Delta z=0.6-1，约100 Mpc/h体积的Delta z=0.3-0.5，约200 Mpc/h体积的$Δz$约0.1。如果我们仅考虑平均密度子区域，则散射减小，但对于不同尺寸的子体积保持在Δ z~0.1-0.2。因此，许多潜在的再电离观测值，如21厘米均方根，21厘米PDF偏度和峰度都表现出良好的收敛体积约200 Mpc/h，但保留相当大的分散较小的体积。相比之下，在大尺度（k<0.25 h/Mpc）的三维21-cm功率谱不完全收敛的任何子体积的大小。这些额外的大尺度波动大大增强了21厘米的波动，这将大大改善探测的前景，因为前景较低…
2013-10-28 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
Fast Large Volume Simulations of the 21 cm Signal from the Reionization and pre-Reionization Epochs
虽然限于低空间分辨率，但在再电离时代和之前以21厘米观测为目标的下一代低频无线电干涉仪将具有天空上数十平方度的瞬时视场。预测有关的各种统计测量的21厘米的亮度温度，然后必须追求与数值模拟的再电离与相应的大体积箱的大小，订单1000 Mpc的一侧。我们追求一个半数值方案来模拟21厘米信号期间和之前的再电离通过扩展一个混合的方法，其中模拟是通过首先放下线性暗物质密度场，占非线性演化的密度场的基础上二阶线性微扰理论所指定的泽尔多维奇近似，然后使用暗物质集合形式主义来确定坍缩的暗物质晕的位置和质量。利用离散集算法确定了电离源的位置和电离场的时间演化分布。我们通过自旋和气体温度之间的耦合，由于碰撞，辐射耦合在莱曼α光子和星系际介质的加热，如由于背景的X射线光子，我们占的亮度温度演化。我们提出的混合模拟方法是能够产生所需的大体积模拟与足够的分辨率在合理的时间内，所以大量的实现可以得到与天体物理学和背景宇宙学的假设，管理21厘米的信号的变化。
2010-06-13 astro-ph.CO
