Can the 21 cm signal probe Population III and II star formation?
利用不同的星族（Pop）III和II星在z>6时的恒星形成率（SFR）模型，我们得到了来自星系间介质（IGM）的全球21 cm信号的预期红移历史。为了恢复观测到的宇宙微波背景（CMB）的汤姆逊散射光学厚度，需要Pop III星在z ~ 15处的SFR为~ 10^-3 Msun/yr/Mpc ^3，Pop II星在z ~ 7处的SFR为~ 10^-1 Msun/yr/Mpc ^3。在SFR由Pop III星主导的情况下，IGM由于超新星的加热而在z > 12的CMB上方迅速加热。此外，来自Pop III恒星晕的莱曼α光子将自旋温度与气体的自旋温度耦合，导致深度吸收信号。如果SFR是由Pop II星主导的，IGM会慢慢加热，并在z ~ 10处超过CMB温度。然而，更大的和变化的部分流行III星是能够打破这种简并。我们发现，当初始质量函数（IMF）斜率为-1.2时，Pop III型星的IMF对21 cm信号的影响会使21 cm信号提前变为正信号。用下一代射电望远镜如平方公里阵列测量z > 10的21厘米信号将能够研究Pop III和Pop II恒星对全球恒星形成率的贡献。
2015-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Universe is Reionizing at z~7: Bayesian Inference of the IGM Neutral Fraction Using Ly$α$ Emission from Galaxies
本文提出了一个新的灵活的贝叶斯框架，用于从探测到和未探测到Lyman break星系（LBG）的Lyman α（Ly $α$）辐射直接推断再电离时期（EoR，z~6 - 10）星系际介质（IGM）中中性氢的含量。我们的框架结合了复杂的再电离模拟与经验模型的星际介质（ISM）的辐射传输对LY $α$的影响。我们断言，从ISM出现的LY $α$线轮廓产生的光子通过IGM的传输有重要的影响，这些线轮廓取决于星系的属性。我们通过考虑Ly $α$线的峰值速度偏移来模拟这种效应，这些线与宿主星系的系统红移（或固定红移下的晕质量）相关。我们将我们的框架用于Pentericci等人（2014）提出的LBG样本，并推断出$\overline{x}_\mathrm{HI} = 0.59_{-0.15}^{+0.11}$在z~7处的全球中性分数，与EoR的其他可靠探针一致，并确认再电离在大爆炸后约7亿年仍在进行。我们表明，使用全分布的Ly $α$等效宽度检测和上限LBG的地方更严格的限制，不断发展的IGM比标准的Ly $α$发射极分数，以及较大的样本范围内的引力透镜场和JWST近红外光谱的深度光谱调查。
2018-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Submillimetre galaxies in a hierarchical universe: number counts, redshift distribution, and implications for the IMF
高红移亚毫米星系（SMG）是宇宙中恒星形成最快的星系之一。从历史上看，星系形成模型很难解释观测到的SMG数量。我们结合半经验模型与三维流体动力学模拟和三维尘埃辐射转移来预测非透镜SMG的数量。由于恒星的质量函数，气体和尘埃的质量，以及我们的星系的大小受到限制，以配合观测，我们可以隔离有关的星系合并和尘埃辐射转移的动力学演化的不确定性。由我们的模型预测的数计数和红移分布与观测符合得很好。孤立的盘状星系在微弱的（S_1.1 < ~1 mJy，或S_850 < ~2 mJy）星群中占主导地位。较亮的源是合并引起的恒星爆发和星系对SMG的混合体;后一个亚群占所有S_1.1 > ~0.5 mJy（S_850 > ~1 mJy）的SMG的~30 - 50%。平均红移约为3.0 - 3.5，取决于通量切割，最亮的光源往往是在更高的红移。由于星系对SMG将被ALMA分解为多个较暗的源，因此明亮的ALMA计数应该比使用单碟望远镜观测到的少2倍。我们的模型，它使用了Kroupa IMF，和观察之间的协议表明，在高红移恒星爆发的IMF不需要头重脚轻;如果IMF头重脚轻，我们的模型将过度预测的数量计数。我们的结论是，一些模型再现观测到的SMG计数的困难可能表明更普遍的问题-例如对大质量星系丰度或恒星形成率的预测不足-恒星质量关系归一化低于观测到的-而不是SMG人口特有的问题。
2012-10-15 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
The fate of baryons in counterfactual universes
我们提出了九个模拟的结果，比较标准的$Λ$冷暗物质宇宙学（$Λ$ CDM）与反事实的宇宙，大约$100\,{\rm Gyr}$使用恩佐模拟代码。通过改变$Λ$的值和涨落幅度，探讨了它对晕质量函数（HMF）、星系际介质（IGM）和恒星形成历史（SFH）演化的影响。恒星形成率密度（SFRD）的明显峰值及其随后的下降都受到引力和$Λ$加速效应之间相互作用的影响。IGM在具有较大$Λ$和较低$σ_8$的模型中冷却得更快，反映了与这些变化相关的SFRD降低--尽管变化的$σ_8$不会随着变化的$Λ$而退化，无论是关于IGM还是SFH的热历史。然而，IGM或电离背景的这些诱导变化对计算的SFRD几乎没有影响。我们提供适合的SFRD在这些不同的宇宙，我们整合随着时间的推移，以获得渐近恒星形成效率的演变。加上温伯格关于$Λ$的一致先验，观测者经历$Λ$值不大于观测值的估计概率为13%，远大于一些替代估计。因此，在恩佐模型的框架内，多重宇宙中的观测者选择能够从统计学上解释宇宙学常数的小值，尽管我们宇宙中的$Λ$似乎确实处于预测范围的低端。
2022-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropic AGN Outflows and Enrichment of the Intergalactic Medium. II. Metallicity
我们调查的大规模的影响，从活动星系核的外流，在丰富的IGM与金属的宇宙学背景下。我们结合宇宙学模拟的大尺度结构形成的详细模型的金属富集，其中流出的各向异性扩展沿最小阻力的方向，分布到IGM的金属。外流所携带的金属是由两个独立的恒星星族产生的：位于活动星系核中心附近的恒星和位于大星系的恒星。利用该算法，我们对活动星系核驱动的外流在λ-CDM宇宙中大小为（128/h Mpc）^[3]的宇宙体积中的传播进行了一系列5次模拟，并分析了由此导致的IGM金属富集。我们发现，在IGM中诱导的金属丰度主要由辐射光度L > 10^9 L_sun的活动星系核所决定，而10^8 < L / L_sun < 10^9的活动星系核贡献可以忽略不计。我们的模拟产生了在z = 5.5时[O/H] = -5的平均IGM金属丰度，然后逐渐上升，并在z = 2和z = 0之间保持相对平坦的[O/H] = -2.8的值。由活动星系核驱动的外流从活动星系核中喷出的金属被发现使IGM富集到观测值的> 10 - 20%，其数量取决于红移。富集的IGM体积分数在z > 3时较小，然后在z = 0时迅速上升至以下值：6 - 10%体积富集至[0/H] >-2.5，14 - 24%体积富集至[0/H] >-3，34 - 45%体积富集至[0/H] >-4。在z > 2时，存在诱导富集的梯度，金属丰度随着IGM密度的增加而降低，使低…
2010-11-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Massive stars as gravitationally lensed transients -- Insights on the high-mass initial mass function
The University of Hong Kong（香港大学）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文及天体物理研究所）
通过研究强透镜暂现源，探讨高质量初始质量函数的特征，发现z≈1星系中无顶部偏重IMF证据。
2026-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Genesis and evolution of dust in galaxies in the early Universe I. Modeling dust evolution in starburst galaxies
我们建立了一个数值的星系化学演化模型。该模型的构造，使得可以调查的影响范围很广的参数。它考虑到结果从恒星演化模型，不同类型的核心崩溃SNe和AGB星的贡献在3-8 Msun的质量范围之间的分化。我们认为寿命依赖于产量注入ISM的所有来源，以及灰尘破坏由于SN冲击在ISM。我们确定的尘埃质量的时间进程，尘埃-气体和尘埃-金属的质量比，以及其他物理性质的星系，并研究它们的依赖于星系的质量，IMF，尘埃生产效率和尘埃破坏的ISM。尘埃的数量和星系的物理性质在很大程度上取决于初始气体质量。总的来说，虽然产生的尘埃总量随着星系质量的增加而增加，但详细的结果取决于SN尘埃生产效率，IMF和ISM中尘埃破坏的强度。尘埃质量更高的IMF偏向于更高的恒星质量，尽管事实上，这些IMF更强烈地受到尘埃破坏的ISM。对IMF的敏感性随着星系质量的减小而增加。SNe主要负责在早期时期（<2亿年）与尘埃的显着富集。在星爆后的4亿年内，尘埃质量超过10^8兆太阳，而AGB星的贡献占主导地位，这不足以解释尘埃的产生。我们发现，初始气体质量在1-5 × 10^11兆太阳的星系质量足够大，可以产生质量大于10^8兆太阳的尘埃。我们的首选方案是占主导地位的SN粉尘生产结合头重脚轻的IMF和中度粉尘破坏的ISM。
2011-03-06 astro-ph.CO
Reconstructing the Fraction of Baryons in the Intergalactic Medium with Fast Radio Bursts via Gaussian Processes
快速射电暴（FRB）是天文学和宇宙学研究的一个新的热点。由于FRB的河外起源和宇宙起源，它可以用来研究星系际介质（IGM）和宇宙膨胀。预计在不久的将来，通过识别它们的宿主星系或对应星系，将可以获得许多具有确定红移的FRB。$\rm DM_{IGM}$是IGM对FRB观测色散测度的贡献，它承载着IGM和宇宙膨胀历史的关键信息。因此，我们可以通过使用具有确定红移的FRB来研究宇宙的演化。在本工作中，我们对IGM中的重子质量分数$f_{\rm IGM}$感兴趣，它对研究宇宙膨胀和“重子丢失”问题是有用的。我们建议通过一个完全与模型无关的方法，即高斯过程，重建作为红移$z$与FRB的函数的$f_{\rm IGM}$的演化。由于没有大样本的FRB与确定的红移，我们使用模拟FRB代替。通过各种模拟，我们表明，这种方法效果良好。
2020-04-20 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Thermal SZ effect in a magnetized IGM dominated by interacting DM decay/annihilation during dark ages
在宇宙黎明时期，宇宙的热历史得到了很好的研究，对这个时期的研究可以给我们一些关于复合时期之前宇宙的最有用的见解。它的精确建模和未来的高精度测量将是确定宇宙热历史的宝贵工具。在目前的工作中，我们研究了IGM的热和电离的历史中存在的衰减磁场通过双极和湍流衰变，重子-暗物质（BDM）的相互作用，包括DM衰变/湮灭。所考虑的BDM相互作用截面的形式为$σ=σ_0 v^{n}$，其中$n=-2$和$n=-4$。在这项工作中，我们表明，在目前的情况下，DM粒子的衰变/湮灭有相当大的影响，在低红移的温度和电离历史。随着分数相互作用的概念的增加，它指出，如果一小部分DM粒子与重子相互作用，重子的温度和电离分数显示出强烈的依赖于与重子相互作用的DM粒子的百分比。我们还研究了有趣的后果，目前的情况下的热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）的效果。我们表明，在当前DM衰变/湮灭的情况下，平均$y-$参数的绝对值的最高值是从实验数据，如普朗克，FIRAS，和PIXIE的值内。随后我们计算了暗光子产生的普通磁场的束缚。
2022-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
And Then There WEre Baryons (ATWEB): The Baryon Budget of the Universe in Halos and the IGM over 13 Billion Years of Cosmic Time
Argelander-Institut für Astronomie（阿尔加兰德天文研究所）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Geneva（日内瓦大学）
本研究利用TNG、EAGLE和SIMBA模拟，分析宇宙晕内与星系间介质的重子预算，提出闭合半径、补偿半径等特征尺度，揭示重子分布偏离暗物质及反馈对大尺度结构的影响。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the Dark Age: Star and Galaxy formation in the Early Universe
本研究探讨了宇宙黑暗时代的星系际介质热力学、分子氢冷却与引力坍缩，分析了Ly$α$和[C II]发射线作为早期星系演化诊断手段的作用，为解释高红移观测提供了理论框架。
2024-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nonparametric 3D map of the IGM using the Lyman-alpha forest
由于缺乏可用的数据，很难可视化高红移宇宙;然而，莱曼-阿尔法森林提供了一种方法来绘制星系际介质的红移，这是大型星系调查无法获得的。大尺度结构巡天，如重子振荡光谱巡天（BOSS），收集了类星体（QSO）光谱，使重建HI密度波动成为可能。数据落在由类星体的视线（LOS）定义的一系列线上，产生3D重建的一个主要问题是确定如何对LOS之间的区域进行建模。我们提出了一种方法，通过采用局部多项式平滑，一种非参数方法来产生宇宙中这个相对未知部分的3D地图。模拟数据，模拟在实际数据中预期的不同数量的LOS的方法的性能进行了分析，然后被施加到一个样本区域从BOSS选择。通过考虑预测的3D图的各种特征来评估重建的评价，包括切片的视觉比较、PDF、局部最小值和最大值的计数以及标准化的关联函数。这种三维重建允许使用持久同源性对宇宙这一部分的拓扑结构进行初步调查。
2014-01-09 astro-ph.CO astro-ph.IM stat.AP
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
The complexity that the first stars brought to the Universe: Fragility of metal enriched gas in a radiation field
The initial mass function (IMF) of the first (Population III) stars and Population II (Pop II) stars is poorly known due to a lack of observations of the period between recombination and reionization. In simulations of the formation of the first stars, it has been shown that, due to the limited ability of metal-free primordial gas to cool, the IMF of the first stars is a few orders of magnitude more massive than the current IMF. The transition from a high-mass IMF of the first stars to a lower-mass current IMF is thus important to understand. To study the underlying physics of this transition,…
2011-08-07 astro-ph.CO
Stellar black holes at the dawn of the universe
已经确定的是，在大爆炸后的38万到10亿年间，银河系间介质（IGM）经历了一次“相变”，从寒冷和完全中性到温暖（~10^4 K）和电离。这种相变是否完全由年轻热恒星的光电离驱动和完成，是宇宙学中一个热门的问题。目标。在这里，我们建议，除了来自大质量恒星的紫外线辐射，反馈吸积黑洞的高质量X射线双星（BH-HMXB）是一个额外的，重要的加热和再电离的IGM在区域的低气体密度在大距离恒星形成星系。方法.我们使用目前的理论模型的形成和演化的原始大质量恒星的低金属丰度，并在近距离和远距离的宇宙中的紧凑的恒星残骸的观测，推断的第一代大质量恒星的一个显着的部分最终作为BH-HMXB。在HMXB中，来自吸积恒星黑洞的高能电离光子总数与其祖先恒星的电离光子总数相当。然而，由吸积黑洞发射的X射线光子能够产生几个二次电离，并且所产生的黑洞的电离功率可能大于其祖先。大量BH-HMXB的反馈将IGM加热到约10^4 K的温度，并使其在大距离尺度上保持电离状态。BH-HMXB决定了宇宙的早期热历史，并使其在低密度区域的大体积空间中电离。这直接影响到高红移最暗星系的性质、局部宇宙中最小的矮星系，以及早期宇宙中氢原子射电波长的现有和未来调查。
2011-02-09 astro-ph.CO
Implications of a density dependent IMF for the statistics of progenitors of gravitational wave sources
对多致密天体系统合并的观测有助于了解球状星团中大质量恒星的形成过程。对星团的模拟可以用来理解和解释观测结果。模拟通常采用初始质量函数（IMF），在高质量端具有Salpeter斜率，用于恒星质量的初始分布。然而，对最近的高质量恒星形成区的观测表明，在恒星密度高的区域，高质量端的IMF比Salpeter更平坦。我们探讨这对潜在GW源的形成率的影响，估计从标准的考虑。球状星团是宇宙电离历史的重要贡献者，其结果也具有同样的意义。它也影响了我们探索假定的质量差距的能力，即中子星质量的上限和黑洞质量的下限之间的质量差距。
2018-12-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Reionization in a Bursty Universe
我们提出了半解析模型的时代的再电离集中在连续和突发恒星形成（SF）之间的差异。我们的模型利用物理动机的分析适合在一个有代表性的宇宙体积的暗物质晕周围的HII区域的一维辐射传输模拟。约束我们的模拟与观测到的和外推的UV光度函数的高红移星系，我们发现，对于一个固定的晕质量，恒星星族形成的爆发模型产生较大的HII区域，留下了长寿命的遗迹HII区域，能够保持部分电离的星系际介质（IGM）中的方式类似于早期的X射线背景。整体效果是IGM的光学深度显著增加，$τ_e$，再电离的红移增加较温和。为了产生普朗克观测到的$τ_e =0.066$和红移$z_{\rm re}\sim 6$的完全再电离，具有爆发SF的模型需要一个逃逸分数$f_{\rm esc}\sim 2\%-10\%$，该分数比假设连续SF的$f_{\rm esc}\sim 17\%$低2-10倍，并且与$z=0$和$z\sim 1.3-6$观测到的$f_{\rm esc}$的上限一致。再现观测到的$τ_e$和$z_{\rm re}$所需的电离光子预算取决于SF爆发的周期和占空比以及中性IGM的温度。这些结果表明，如果再电离是由SF短爆发驱动的，那么观测到的和预测的再电离光子收支之间的紧张关系可以得到缓解，这可能与星族III星和致密星团（如原球状星团）的形成有关。
2016-02-19 astro-ph.CO
Metal Enrichment and Reionization Constraints on Early Star Formation
再电离时代和第一颗恒星的形成是相互关联的主题，是相当感兴趣的。我们使用一个简化的方法来研究恒星在坍缩晕中的形成，以及由此产生的星系间介质（IGM）电离。我们考虑了一组LCDM模型允许的CMB温度和偏振各向异性的观察这项研究。我们约束与恒星形成的观测的帮助下的参数。我们约束这些参数的子集独立地使用所观察到的金属丰度的星系间介质在z ~ 5和要求的汤姆逊散射光学深度，由于电离IGM作为确定的模型从CMB观测被复制。我们考虑了恒星形成气体的初始金属丰度范围，以及恒星初始质量函数的一些变化。我们发现，一个“正常”的初始质量函数（IMF）可以满足这两个约束，提高效率的恒星形成相比，在本地宇宙。观测需要很大一部分金属从晕逃逸到IGM。我们还可以对金属和电离光子的逃逸分数之比加以限制，我们发现对于大多数模型，这个比值是单位阶的。这突出了利用银河系间介质富集所产生的限制的重要性。（节录）
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Finding the First Cosmic Explosions II: Core-Collapse Supernovae
了解Pop III星的性质是阐明原始星系的性质、早期IGM的化学富集和再电离以及超大质量黑洞起源的前提。虽然原始的IMF仍然未知，但最近的数值模拟和恒星考古学的证据表明，一些Pop III恒星的质量可能比以前认为的要低，除了50 - 500 \Ms之外，还有15 - 50 \Ms。JWST、WFIRST或TMT对Pop III超新星的探测可以首次直接探测原始IMF。我们目前的数值模拟15 - 40 \Ms流行III核心崩溃SNe完成的洛斯阿拉莫斯辐射流体动力学代码。我们发现，在z ~ 10 - 15的最早期星系中，它们将是可见的，追踪它们的恒星形成率，并在某些情况下揭示它们在天空中的位置。由于Pop III和太阳-金属丰度核心坍缩SNe的中心引擎非常相似，未来通过下一代近红外仪器对任何II型超新星的探测通常将限于这一时期。
2013-03-08 astro-ph.CO
Balancing the Baryon Budget: The fraction of the IGM due to Galaxy Mergers
观测表明，大约60%的重子可能存在于低红移的温热星系际介质（WHIM）中。在先前的研究结果表明，气体是通过星系合并释放，我们使用半分析技术来估计气体质量损失的比例从晕完全是由于合并。我们发现，在星系组装的过程中，晕中高达25%的气体可以解开。这个过程并不优先作用于质量较小的晕;在宇宙的给定体积中，较大的晕\emph{always}释放出更多的气体。然而，如果我们包括多相气体吸积到晕，我们发现只有百分之几是未绑定的。我们的结论是，无论是非引力过程可能是在发挥加热气体在星系之前，通过合并或大多数的重子在WHIM从未落入维里化的暗物质晕。我们提出了一个预算，用于储存从最近的工作编制的WHIM。
2010-03-17 astro-ph.CO
Cosmic recombination history in light of EDGES measurements of the cosmic dawn 21-cm signal
最近对来自宇宙黎明的全球21厘米信号的EDGES测量表明，星系间介质（IGM）的动力学温度可能比其预期值低得多。较冷的IGM直接影响宇宙黎明和黑暗时期的氢复合，提高了复合率。在这里，我们研究和量化，更冷的IGM方案的背景下，宇宙的重组历史的DM重子相互作用模型，这是广泛用于解释的深度的EDGES 21厘米信号的影响。我们发现，在一般情况下，氢电离分数得到抑制在黑暗时代和宇宙黎明和抑制逐渐增加，在较低的红移，直到X射线加热turnon.However，电离分数的准确估计需要知识的IGM的整个热历史，从时代的热退耦的氢气和宇宙黎明的CMBR。这是可能的，两个单独的方案，预测非常相似的HI差异温度在宇宙黎明期间，并与EDGES 21厘米信号一致，可能有非常不同的IGM温度在黑暗时代。在这两种情况下的电离分数的演变是完全不同的。这使得我们无法单独使用EDGES 21 cm信号准确计算宇宙黎明期间的电离分数。我们发现，在红移$z \sim 17 $的标准方案中，电离分数的变化可能是$\sim 0 \%$到$\sim 36 \%$之间的任何变化。这种不确定性可能会减少，如果测量HI 21厘米差分温度在多个红移同时使用。
2020-09-03 astro-ph.CO
Interpreting the Global 21-cm Signal from High Redshifts. I. Model Independent Constraints
天空平均（全球）21厘米的信号是一个强大的探测器的星系际介质（IGM）完成再电离之前。然而，到目前为止还不清楚，即使在最好的情况下，信号是准确地从前景中提取的，它将提供更多的粗略估计，当宇宙的第一个恒星和黑洞形成。与以前的工作，重点是预测的21厘米签名的第一发光物体，我们调查的信号的任意实现，并试图将其功能的IGM的物理特性。在一个简化的全球框架内，21厘米的信号产生的莱曼α背景强度，净热沉积，电离分数，和它们的时间导数的定量约束，而不调用模型的天体物理源本身。21厘米的吸收信号最容易解释，仅通过测量其红移就对宇宙的加热速率密度设定了严格的限制，而与电离历史或莱曼α背景演化的细节无关。在一个配套文件中，我们扩展这些结果，专注于信心，人们可以推断源发射率IGM属性。
2013-09-09 astro-ph.CO
Simulated Rotation Measure Sky from Primordial Magnetic Fields
Universitá di Bologna（博洛尼亚大学）；Ilia State University（伊利亚州立大学）；INAF Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）
本文通过宇宙学模拟和光锥分析，首次研究了原初磁场对星际介质中平均旋转措施的印记，发现不同尺度的原初磁场结构在旋转措施相关性上表现出显著特征。
2026-03-24 astro-ph.CO
The Epoch of IGM heating by early sources of X-rays
对中性氢21厘米谱线的观测表明，加热期（EoH）可能早于再电离期（EoR）。本文研究了高红移宇宙中电离源的不同假设对EoH期间星系际介质电离态和热历史的影响：（i）恒星，（ii）X射线双星，（iii）热星际介质的热韧致辐射，（iv）吸积核黑洞。为此，我们后处理输出（$100 h^{-1}$ cMpc）$^3$流体动力学模拟MassiveBlack-II与宇宙学的三维辐射转移代码CRASH，它遵循紫外线和X射线光子的传播，计算通过EoH的热和电离状态的氢和氦。我们发现，恒星决定了IGM的完全电离形态，而光谱硬XRB铺平了道路，有效的后续加热和电离的光谱软ISM。使用MassiveBlack-II中的播种处方，BH对电离或加热都没有显着贡献。只有恒星的情况下，IGM的大部分仍然处于冷态（$T=11$ K的中位数为$z=10$），然而，更高能量的源的存在使最亮和更密集的源周围区域的温度高于CMB，从而有可能观察到21 cm的发射信号。
2018-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of variations in the input physics on the cosmic distribution of metals predicted by simulations
[摘要]我们研究了一系列物理过程如何影响宇宙金属分布使用一套宇宙学，流体动力学模拟。专注于z = 0和2，我们研究的金属丰度和金属质量分数的恒星以及ISM，和几个更弥漫的气相。我们改变冷却速率，恒星形成规律，结构的ISM，星系风，反馈AGN，再电离历史，恒星IMF和宇宙学。在所有的模型中，恒星和温热的IGM（WHIM）构成了主要的金属储存库，而对于z > 2，ISM也很重要。在星系风模型中，对各个阶段金属丰度的预测在两个级别的因子上变化，并且与观测结果大致一致。例外的是冷暖IGM，其金属丰度变化的数量级，如果银河风的处方是不同的，即使是一个固定的风能每单位恒星质量形成，并远远低于观测值，如果风不包括在内。在另一个极端，团内介质（ICM）的金属丰度在很大程度上对银河风的存在不敏感，这表明它的富集是由其他过程调节的。恒星（~ Z_sun）、ICM（~ 0.1 Z_sun）和WHIM（~ 0.1 Z_sun）的平均金属丰度演化缓慢，而冷晕气体和IGM的平均金属丰度从z = 5到0增加了一个数量级以上。更高速度的流出物在将金属输送到低密度时更有效，但实际上预测冷-暖IGM的金属丰度较低，因为风将气体冲击加热到高温，从而增加了WHIM中金属的比例，但不是金属丰度。除了由恒星形成反馈驱动的星系风外，金属分布对包含金属线冷却和活动星系核反馈最为敏感。
2011-03-14 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
The impact of an evolving stellar initial mass function on early galaxies and reionisation
本研究将随红移和金属丰度演化的偏重端恒星初始质量函数（IMF）纳入Astraeus框架，发现演化IMF虽改变星系性质与电离光子逃逸特征，但因更强恒星反馈抵消了质量-光度比优势，无法单独解释JWST观测到的z>10亮星系高丰度。
2024-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improving photometric redshifts with Ly$α$ tomography
形成宇宙的三维视图是天文观测的长期目标，并且在高红移时变得越来越困难。本文讨论了如何利用$z\simeq 2.5$的星系际介质层析成像，根据背景星系的光谱，估算宇宙大体积中大质量星系的红移。我们的方法是基于这样一个事实，即层次结构的形成导致了强烈的依赖性的晕密度大规模的环境。因此，后者的地图可以用来完善我们对晕和它们所在的星系和活动星系核的红移的认识。我们表明，断层图像的IGM在$2.5\,h^{-1}$ Mpc的分辨率可以确定超过90%的大质量星系的红移与红移的不确定性$Δz/(1+z)=0.01$。更高分辨率的地图允许这样的红移估计较低质量的星系和晕。
2016-08-05 astro-ph.CO
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
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
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
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。
2024-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A-SLOTH reveals the nature of the first stars
本研究校准半解析模型A-SLOTH，基于九个观测量约束早期宇宙恒星形成，发现PopIII恒星初始质量函数斜率较陡，并提供了关键参数与数据产品。
2024-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The High-Mass Stellar Initial Mass Function in M31 Clusters
我们对迄今为止大质量恒星初始质量函数（IMF）进行了最大规模的系统研究，使用了85个解析的年轻（400万年< t <2500万年）中等质量星团（10^3-10^4 Msun）的光学色星等图（CMD），这些星团是全色哈勃仙女座宝库（PHAT）计划的一部分。我们拟合每个星团的CMD来测量大于2 Msun的恒星的质量函数（MF）斜率。对于星团系综，恒星MF斜率的分布最好用$Γ=+1.45^{+0.03}_{-0.06}$来描述，其内禀散射非常小。这些数据也意味着没有显着的依赖关系的MF斜率集群的年龄，质量和大小，提供直接的观测证据表明，测量的MF代表IMF。这个分析意味着M31星系团的高质量IMF斜率是普遍的，斜率（$Γ=+1.45^{+0.03}_{-0.06}$）比典型的Kroupa（+1.30）和Salpeter（+1.35）值更陡。使用我们的推理模型选择银河系（MW）和LMC高质量IMF的研究文献中，我们发现$Γ_{\rm MW} \sim+1.15\pm0.1$和$Γ_{\rm LMC} \sim+1.3\pm0.1$，都具有约0.3-0.4 dex的内在散射。因此，虽然高质量的IMF在本地集团可能是普遍的，在文学IMF研究的系统排除任何明确的结论;同质调查的高质量的IMF在本地宇宙需要克服这一限制。因此，本研究是迄今为止对大质量IMF斜率的最可靠的测量。我们将M31的高质量I…
2015-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Substantial Population of Low Mass Stars in Luminous Elliptical Galaxies
恒星初始质量函数（IMF）描述了恒星形成时的质量分布，对天体物理学的许多领域都具有重要意义。IMF在银河系的圆盘中受到相当好的约束，但我们对其他星系和早期宇宙时代IMF的形式几乎没有直接的信息。在这里，我们研究恒星的质量函数在椭圆星系的测量强度的Na I的双重和Wing-Ford分子FeH带的光谱。这些线在质量小于0.3 Msun的恒星中很强，而在所有其他类型的恒星中很弱或不存在。我们明确地检测到这两个签名，与以前的研究是基于较低的信噪比的数据相一致。对低质量恒星光的直接探测表明，它们在椭圆星系中非常丰富，占恒星总数的80%以上，占恒星总质量的60%以上。我们推断，早期宇宙中大质量恒星形成星系中的IMF比银河系盘中的IMF产生了更多的低质量恒星，并且在0.1 - 1兆太阳质量范围内可能比Salpeter形式稍微陡一些。
2010-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a non-universal stellar initial mass function in low-redshift high-density early-type galaxies
本文利用SDSS DR 7的观测数据，对本宇宙中红移z \simeq 0. 08的早期星系中的密度为\simeq 3%的星系进行了恒星质光比的绝对定标。这个由\sim 4000个星系组成的样本，假设具有夏布里耶IMF，有效恒星表面密度σ_e > 2500 M_sun/pc ^2，恒星星族合成（SPS）恒星质量log_10（M_sps/M_sun）<10.8，孔径速度色散σ_ap=168^{+37}_{-34} km/s（68%范围）。与典型的早型星系相比，我们发现这些致密的早型星系遵循维里基本平面，这表明质量遵循光。再加上任何暗物质都不随光运动的假设，稠密星系的动力学质量就可以直接测量恒星的质量。我们的动力学质量（M_dyn），从球形Jeans方程得到，对各向异性（β）的选择只有微弱的敏感性，这是由于这些星系的SDSS纤维的相对大的孔径：R_ap \simeq 1.5 R_e。假设各向同性轨道（β=0），我们发现中值log_{10}（M_dyn/M_sps）= 0.233 \pm 0.003，与Salpeter IMF一致，而更多的底部重IMF和标准的Milky-Way IMF强烈不受欢迎。我们的研究结果是一致的，但不需要，依赖于国际货币基金组织的动态质量或速度色散。我们发现的证据表明，颜色依赖于IMF，红星系有较重的IMF与M_dyn/M_sps \propto（g-r）^{1.…
2012-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Cosmic Baryon Partition between the IGM and CGM in the SIMBA Simulations
本文利用Simba模拟考察z≤1时IGM与CGM间的宇宙重子分配，发现AGN喷流是主导反馈机制，并可用经质量相关CGM比例标度的修正NFW模型描述，未来可由FRBs观测约束。
2024-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 21-cm signal during the end stages of reionization
本研究通过符合高红移观测的数值模拟，揭示再电离末期宇宙中性占比低于0.01%时再电离模式反转、21厘米信号探测主体转变，且存在可留下观测特征的大型中性岛。
2024-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a Non-Uniform Initial Mass Function in the Local Universe
现代天体物理学中的许多结果都建立在初始质量函数（IMF）是普适的这一概念上。我们在H-α和远紫外（FUV）光下对HI选定星系的观测挑战了这一概念。这两个恒星形成示踪剂的流量比H-α/FUV显示出与H-α和R波段的表面亮度的强相关性：低表面亮度（LSB）星系与高表面亮度星系相比具有较低的比值，并且与使用普遍青睐的IMF参数的平衡恒星形成模型的预期相比。较弱，但显着的相关性的H-α/FUV与光度，自转速度和动力学质量的发现，以及系统的趋势与形态。因此，H-alpha/FUV与其他全局参数的相关变化是更大的星系标度关系家族的一部分。H-alpha/FUV关联不能归因于尘埃校正误差，而恒星形成历史的系统变化不能解释H-alpha和R表面亮度的趋势。LSB星系不太可能有更高的电离光子逃逸分数，考虑到它们的高气体分数和色星等图。最合理的解释的相关性是系统的变化的上限质量和/或斜率的IMF在上端。我们概述了一个场景的压力驱动的相关性，通过设置的效率形成的密集的星团，最大质量的恒星形成。我们的研究结果意味着在星系中测量的恒星形成率对测量中使用的示踪剂非常敏感。一个非普遍的货币基金组织也提出了质疑的解释金属丰度模式的矮星系和恒星形成的历史，来自颜色星等图。节录。
2009-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-Archaeological Downsizing in a Hierarchical Universe: Impact of a Top Heavy IGIMF
我们利用一个半解析的星系形成模型来研究椭圆星系中[a/Fe]丰度比与恒星质量之间的相关性。我们实现了一个新的星系范围内的恒星初始质量函数（顶重综合星系初始质量函数，TH-IGIMF）的半解析模型SAG和评估其对星系的化学演化的影响。TH-IGIMF的斜率的SFR依赖性被发现是复制正确的[a/Fe]-恒星质量关系的关键。大质量星系达到更高的[a/Fe]丰度比，因为它们的特点是更多的头重脚轻的IMF作为其较高的SFR的结果。作为我们的分析的结果，嵌入星团质量函数的最小嵌入星团质量和嵌入星团质量函数的斜率的值，这是在TH-IGIMF理论中涉及的自由参数，被发现是低至5个太阳质量和2，分别。一个温和的缩小的趋势是目前假设一个普遍的IMF或变量TH-IGIMF产生的星系。我们发现，无论星系质量如何，较老的星系（形成红移> 2）在较短的时间尺度（< 2 Gyr）形成，从而获得较大的[a/Fe]值。因此，星系形成的时间尺度本身不能解释的[a/Fe]-星系质量关系的斜率，但负责的[a/Fe]丰度比在固定的恒星mass.We大分散进一步测试的hypothesis的TH-IGIMF在椭圆星系通过寻找到质光比，光度函数。具有TH-IGIMF的模型也受到这些约束的青睐。特别是，质光比同意与观测值的大质量星系，而被高估的质量较轻的，这种高估是目前无论国际货币基金组织考虑。
2014-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
