A novel probe of bubble size statistics and time scales of the epoch of reionization using the contour Minkowski Tensor
我们采用秩为2的{ \em轮廓} Minkowski张量在二维探测长度和时间尺度的电离气泡在再电离的时代。我们证明，这个张量的本征值提供了很好的探针的电离气泡的大小的分布，并从它的特征气泡的大小，在不同的红移。我们表明，电离气泡不是圆形的，因此不是球形的三维，因为通常假设为简化的分析参数。我们量化它们的形状各向异性使用的两个特征值的比率。形状参数提供了气泡合并开始和结束的特征时间段。我们的方法将是非常有用的再电离历史的亮度温度场的数据重建。
2020-11-19 astro-ph.CO
The scale-dependent signature of primordial non-Gaussianity in the large-scale structure of cosmic reionization
宇宙结构的形成取决于暴胀产生的初始密度涨落的统计分布。虽然最简单的模型预测了一个几乎完美的高斯分布，但更一般的模型预测了一个原始非高斯（PNG）的水平，观测可能还不够敏感，可以检测到。最近普朗克合作测量的CMB温度各向异性双谱显着收紧观测的限制，但他们仍然远离最简单的膨胀模型预测的PNG水平。低于CMB灵敏度的探测水平将需要其他方法，例如寻找PNG对星系晕集群的统计印记。在再电离时期（EoR），第一批恒星和星系向星系际介质（IGM）释放辐射，产生电离斑块，其大尺度几何形状和演化反映了恒星形成星系的潜在丰度和大尺度集群。IGM中的电离斑与星系晕之间的这种统计联系表明，观测再电离可能是限制PNG的另一种方法。我们采用线性微扰理论的再电离和半解析模型的基础上的扩展集形式主义的PNG对EoR的影响建模。我们量化PNG的大尺度结构的再电离的电离密度偏差，即电离原子的傅立叶空间中的总物质的超密度的比率，在小波数的影响。正如以前的研究发现，PNG创建一个规模依赖的签名晕偏差，所以，同样，我们发现一个规模依赖的签名电离密度偏差。我们的结果，这与以前的尝试在文献中描述这种PNG签名显着不同，将被应用到其他地方来预测其可观察到的后果，例如，在宇宙21厘米的背景。
2013-05-30 astro-ph.CO
Enhancing the detectability of ionized Regions during the Epoch of Reionization
Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度科学教育与研究学院加尔各答分校）；Jadavpur University（贾达普大学）
本文提出改进的匹配滤波方法，用于检测再电离时期的大离子化区域，并通过SKA-low观测实现高灵敏度检测。
2026-01-22 astro-ph.CO
Bubble mapping with the Square Kilometer Array -- I. Detecting galaxies with Euclid, JWST, WFIRST and ELT within ionized bubbles in the intergalactic medium at z>6
平方公里阵列预计将提供红移z>6的中性星系际介质的第一次层析观测，并在宇宙再电离的早期阶段确定单个电离泡的位置。在恒星形成星系提供宇宙再电离所需的大部分电离光子的情况下，人们预计第一个电离泡将集中在这些星系的超密度上。在这里，我们模拟了SKA-1应该能够在z=7-10处解析的孤立电离气泡内星系群的特性，并利用各种即将到来的近红外望远镜探索了这种结构内星系计数的前景。我们发现，对于SKA-1断层扫描范围内的气泡，气泡体积与从星系内逃逸的电离光子的数量密切相关。在星系主导的再电离的情况下，星系预计会出现在JWST和ELT的光谱检测阈值以上，即使是最小的可分辨气泡在红移z=10或以下。本文还讨论了用Euclid、WFIRST、JWST或ELT进行纯测光巡天探测这些结构中星系的前景。虽然光谱学在再电离结束时是最好的，以提供一个强大的气泡成员样本，但多波段成像可能是z~10处气泡的一个有竞争力的选择，因为在类似的红移下，预期视线闯入者的数量非常少。
2020-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The THESAN project: connecting ionized bubble sizes to their local environments during the Epoch of Reionization
本研究利用THESAN辐射流体动力学模拟，追踪再电离时期电离气泡的演化，发现气泡尺寸与局部环境、光源亮度及过密度密切相关，并验证了电离红移作为局部探针的有效性。
2024-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Primordial Non-Gaussianity and Reionization
原始扰动的统计性质包含了关于这些波动起源的线索。虽然普朗克合作最近从宇宙微波背景测量中获得了对原始非高斯性的严格限制，但仍然值得挖掘即将到来的数据集，以努力设置独立或竞争性限制。在再电离时期，在红移z~6-20处形成的电离泡是由原初超密度产生的，因此，高红移处电离场的统计与原初场的统计有关。在这里，我们模拟再电离场的原始非高斯效应。的时代和持续时间的再电离的影响是电离气泡的大小，但这些变化是退化的电离源和周围星系际介质的属性的变化。一个更有希望的签名是电离场的空间波动的功率谱，这可能是即将到来的21厘米调查探测。这与大尺度下的1/k^2相关性是一致的，这是物质场的有偏示踪剂的特征。我们预测如何以及即将到来的21厘米观测将能够解开这个信号从前景污染。虽然前景清洗不可避免地消除了大规模的模式，最受影响的原始非高斯，我们发现，原始非高斯可以从前景污染的长度尺度范围很窄。在原则上，未来的红移21厘米的调查可能会允许与普朗克竞争的限制。
2013-04-30 astro-ph.CO
Probing Cosmological Reionization through Radio-interferometric Observations of Neutral Hydrogen
再电离时代是宇宙演化史上最鲜为人知的篇章之一。本论文研究了利用HI 21-cm图揭示宇宙再电离历史的两种主要方法，其中讨论最多的方法是研究HI 21-cm再电离的全局统计性质。我们开发了计算多频角功率谱（MAPS）的形式，并将HI信号的统计量量化为角多极l和频率间隔Δ v的联合函数。我们采用了一个简单的模型HI分布，其中包括斑片状再电离，并使用它来研究电离气泡的MAPS签名。我们还研究了前景减法的含义。论文的一个主要部分探讨了在21厘米的地图中检测单个源周围电离气泡的可能性。我们提出了一种基于可见性的匹配滤波器技术，以最佳地结合来自电离气泡的信号，并最大限度地减少噪声和前景的贡献。形式主义作出明确的预测的能力，检测电离泡或最终排除其存在的无线电地图。给出了GMRT和MWA的结果。利用模拟的HI图，我们分析了泡外HI起伏对其探测能力的影响。各种其他问题，如（i）气泡大小的确定（ii）盲目搜索气泡，（iii）最佳红移气泡检测也进行了讨论。
2009-06-03 astro-ph.CO
The THESAN project: tracking the expansion and merger histories of ionized bubbles during the Epoch of Reionization
本研究利用THESAN辐射-流体动力学模拟，通过空间分辨的再电离红移追踪电离气泡的膨胀与并合历史，发现其生长分为三个阶段，并揭示了气泡大小分布的特征尺度，为理解再电离的物理机制提供了框架。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bayesian approach to constraining the properties of ionized bubbles during reionization
研究宇宙氢再电离的一种可能方法是观察明亮的单个源周围的大电离区域（气泡），例如，类星体，使用红移21厘米信号。已经表明，基于匹配滤波器的方法不仅能够从这些气泡中检测到微弱的21 cm信号，而且还有助于限制它们的属性。在这项工作中，我们扩展了以前的研究，开发了一个严格的贝叶斯框架，探索约束的参数，表征泡沫的可能性。为了检查我们可以恢复气泡参数的准确性，我们将我们的方法应用于适合即将到来的SKA 1-low的模拟观测。对于一个区域的大小$\gtrsim 50$ cMpc周围的一个典型的类星体在红移7，我们发现，$\approx 20$ h的集成与SKA 1-低将能够约束的大小和位置的气泡，以及在中性氢部分的差异内和外的气泡，与$\lesssim 10\%$精度。当气泡尺寸较大且形状接近球形时，参数的恢复更精确，检测信号的信噪比更高。我们的方法可以是有用的，在所观察到的领域，其中包含大的电离区域，因此是有趣的后续更深的集成时间识别区域。
2020-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growth and anisotropy of ionization fronts near high redshift quasars in the MassiveBlack simulation
我们使用辐射转移来研究周围最亮的，z=8类星体在一个大型宇宙流体动力学模拟，包括黑洞的增长和反馈（MassiveBlack模拟）的电离区域的增长。我们发现，在类星体的存在下，同向运动的HII泡半径达到10 Mpc/h后，20米，而与恒星成分单独的HII泡至少小了一个数量级。我们的计算表明，几个功能没有捕捉到的分析增长模型的Stromgren球。来自硬类星体光谱的X射线光子驱动电离前沿从完全中性到部分中性的平滑过渡。然而，从部分中性到完全电离的转变要复杂得多。我们测量的气泡的边缘的距离作为角度的函数，并使用这些距离的标准偏差作为诊断的电离区域的各向同性。我们发现，从集群晕附近的电离区的重叠不仅增加了各向异性，但也是主要的机制，使外半径的增长。因此，我们预测，类星体电离气泡在这个早期阶段的再电离过程中，应显着更大，更不规则的形状比周围的气泡恒星形成星系。在恒星形成率增加和宇宙完全再电离之前，类星体气泡将形成21厘米地图中最引人注目和可识别的特征。
2012-11-05 astro-ph.CO
Bubble size statistics during reionization from 21-cm tomography
即将到来的SKA 1-Low射电干涉仪将足够灵敏，能够产生来自再电离时代的红移21厘米信号的层析成像数据。由于信号的非高斯分布，单独的功率谱分析将不能提供其属性的完整描述。在这里，我们考虑一个额外的度量，它可以来自断层成像数据，即电离区域的气泡尺寸分布。我们研究了三种方法，以前被用来表征气泡尺寸分布的模拟数据的氢电离分数-球平均，平均自由程和朋友的朋友的方法-并将其应用到模拟的21厘米的数据立方体。我们的模拟数据立方体的SKA 1-低再电离实验预期（灵敏度决定）的分辨率，我们研究的光锥和红移空间畸变效应的影响。为了确定电离区域中的21厘米的数据，我们引入了一种新的，自我调整阈值的方法的基础上的K-Means算法。我们发现以这种方式识别的电离细胞分数始终低于平均体积平均电离分数。从比较的三个气泡尺寸的方法，我们得出结论，所有三种方法都是有用的，但平均自由程方法在跟踪再电离的进展和分离不同的再电离方案方面表现最好。发现光锥效应影响频率跨越超过约10 MHz的数据（$Δz\sim0.5$）。我们发现，红移空间扭曲只轻微影响气泡尺寸分布。
2017-11-08 astro-ph.CO
Strong Ly$α$ Emission in an Overdense Region at $z=6.8$: A Very Large ($R\sim3$ physical Mpc) Ionized Bubble in COSMOS?
在过去的十年中，我们对再电离的理解有了很大的进步，现在有几个结果表明，IGM从$z=7$的基本中性转变为$z=6$的大部分再电离。然而，关于PDMATHAMO电离气泡的大小以及驱动其增长的星系超密度仍然知之甚少。幸运的是，由于莱曼α光子的共振性质，静止紫外光谱观测提供了一条表征这些电离气泡的途径。在以前的工作中，我们提出了从三个紧密分离的莱曼break星系在$z\simeq6.8$的Ly $α$检测，这表明存在一个大的（$R>1$物理Mpc）电离泡在1.5度$^2$宇宙领域。在这里，我们提出了新的深Ly $α$光谱的10个紫外亮（$\mathrm{M}_{\mathrm{UV}}^{} \leq -20.4$）$z\simeq6.6-6.9$星系在周围地区，使我们能够更好地描述这种潜在的电离泡。我们有信心地检测到（S/N $>$ 7）LY $α$发射在$z=6.701-6.882$在九个观测到的星系，揭示了这些源（特征半径$R = 3.2$物理Mpc）跨越大尺度体积的痕迹强烈的星系过密度（$N/\langle N\rangle \gtrsim 3$）。我们的数据还证实，在这个体积中的UV明亮的星系的Ly $α$发射显着增强，40%（4/10）显示出较强的Ly $α$发射（相当于宽度$>$ 25 $\mathrm{\mathring{A}}$）相比，8 $-$ 9%，平均在$z\si…
2022-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stages of Reionization as revealed by the Minkowski Functionals
利用半数值模拟方法研究了再电离时期氢电离场的演化。通过计算21 cm亮温场的Minkowski泛函，定量描述了中性区和电离区的拓扑结构，发现再电离过程可分为五个阶段，每个阶段具有不同的拓扑结构，对应于孤立的电离区（“气泡”）;连接的电离区域（“电离纤维”），渗透通过宇宙体积;一个海绵状的配置与交织的中性和电离区后，重叠的气泡;连接的中性区（“中性纤维”），当电离区开始包围剩余的中性区;和孤立的中性区（“岛”），在整个空间电离之前，除了星系和微晕中罕见的致密团块，再电离过程完成。我们使用的MF和离子化或中性区域的尺寸统计来区分这些不同的阶段，并找到中性分数在不同阶段的过渡发生。在再电离后期，中性区比电离区更加孤立，这是再电离岛模型描述的动机。我们比较了岛模型和气泡模型中的后期拓扑演化，表明在岛模型中，由于电离背景，中性纤维更容易破碎成多个碎片。
2019-08-29 astro-ph.CO
Constraining Quasar and IGM Properties Through Bubble Detection in Redshifted 21-cm Maps
z>7类星体的红外探测为直接探测再电离时期的IGM开辟了新的窗口。在本文中，我们从理论上考虑的可能性检测z=8类星体周围的电离泡使用有针对性的红移21厘米的观测与GMRT。电离泡的表观形状和大小，如远处观察者所见，取决于参数\dot{N}_{phs} /C，x_HI/C和τ_Q，其中\dot{N}_{phs}，τ_Q，x_HI和C分别是光子发射率，类星体的年龄，在这里，我们假设IGM是均匀的，并忽略其他因素，解析地估计了类星体电离泡的形状和大小。电离源的类星体，并以此为模板匹配过滤器气泡搜索与GMRT可见性数据。我们假定\dot{N}_{phs}是由红外光谱已知的，C是由理论上考虑的，这就给出了气泡的两个自由参数x_H_I和τ_Q。考虑到1,000小时的观察，我们发现有一个合理的大区域的参数空间，其中3σ检测是可能的。我们还发现，用这个观测值可以对x_H_I和τ_Q设置下限。更深入的跟踪观察可以对τ_Q和x_HI设置上限。C的值影响x_HI的估计，而τ_Q的估计不受影响.我们用半数值方法模拟了类星体电离泡的表观形状和大小，考虑了其他电离源的存在和IGM中的不均匀性.其他源的存在增加了类星体泡的大小，导致x_HI的低估。在类星体周围聚集的其他电离源会使气泡的形状产生严重的扭曲。然而，这不会严重影响大气泡中的参数估计。
2012-08-16 astro-ph.CO
The THESAN project: Lyman-alpha emitters as probes of ionized bubble sizes
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；Universidad ECCI（ECCI大学）；York University（约克大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
THESAN模拟研究了Lyman-α发射体在再电离时期如何追踪电离气泡大小，通过生成真实的LAE目录，揭示了LAE分数与气泡大小的关联性，特别是在高红移区域。
2026-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Incidence of Large Ionized Bubbles at Redshift 13
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
利用JWST紫外光度函数建模z≈13处星系驱动电离气泡的出现率，以Witstok等人报告的Lyα源为基准，计算共动半径≥2.5 cMpc区域的天空面密度，发现该尺度气泡在标准模型中合理，但特定源可能需要异常电离效率或非恒星贡献。
2026-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distinguishing models of reionization using future radio observations of 21-cm 1-point statistics
我们探讨再电离拓扑结构对21厘米统计的影响。提出了四种再电离模型，分别模拟了过密区域周围的大电离泡（21 CMFAST/ global-inside- out）、过密区域内的小电离泡（local-inside-out）、欠密区域周围的大电离泡（global-outside-in）和欠密区域周围的小电离泡（local-outside-in）。我们发现，第一代仪器可能很难单独使用功率谱的形状来区分全球模型。考虑的所有工具都能够打破这种退化与方差，这是更高的由外向内的模型。全球模型也可以区分在小尺度上从一个提升功率谱从外到内模型中的密度和中性分数场之间的正相关。负偏度被发现是独特的由内而外的模型，我们发现，前SKA仪器可以检测到这个功能的地图平滑，以减少噪声误差。的早期，中期和后期阶段的再电离印记签名的亮度-温度的时刻，我们研究他们的模型依赖性，并找到前SKA仪器能够利用这些时间限制在平滑的地图。的尺寸偏斜度的介绍，并示出具有较强的签名的早期和中期阶段的时间，如果由内而外的情况是正确的。
2014-08-14 astro-ph.CO
O-V-S-Z and friends: Non-Gaussianity from inhomogeneous reionization
计算了非均匀再电离引起的宇宙微波背景（CMB）双谱。我们计算了共形牛顿规范在所有尺度上对双谱有贡献的一阶项的乘积。我们还正确地占的物质密度和初始条件之间的去相关使用微扰理论到三阶。我们发现，双谱是本地类型的预期。对于一个合理的再电离模型，宇宙完全电离，红移为z_{ri} ~ 8，到末次散射面的光学厚度为τ_0=0.087，探测CMB温度双谱的信噪比为S/N ~ 0.1，原始非高斯性估计的混乱为f_{NL} ~-0.1。对于z_{ri} ~ 12.5，τ_0=0.14的极端模型，我们得到S/N ~ 0.5和f_{NL} ~-0.2。
2010-02-24 astro-ph.CO
The Lumina Project: Morphology of Ionized Bubbles and Neutral Islands
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；Philipps Universität Marburg（马尔堡菲利普斯大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；York University（约克大学）
该研究通过分析Lumina模拟中的电离气泡和中性岛屿，揭示了再电离过程中气泡尺寸演化、形状分布及内部性质，并发现晚期残余中性结构呈长球状。
2026-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping reionization bubbles in the JWST era I: empirical edge detection with Lyman alpha emission from galaxies
针对单星系Lyα测量受内禀发射变化限制的问题，本文提出基于星系集合Lyα光谱的天空平面边缘检测与视线距离算法，可在JWST可行观测条件下稳健恢复半径≳10 cMpc的再电离气泡。
2024-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying topological structure in the epoch of reionization with 3D-Minkowski functionals of 21cm line fluctuations
红移21厘米谱线的亮温提供了宇宙黎明和再电离期（EoR）银河系间介质（IGM）的丰富信息。虽然功率谱是统计研究21 cm信号的有用工具，但21 cm亮度温度场是高度非高斯的，并且功率谱不足以表征非高斯性。Minkowski泛函（MFs）是一种很有前途的工具，可以提取21 cm信号的非高斯特征，并给出电离气泡形态等拓扑信息。在这项工作中，我们详细研究了21厘米线信号与MF。为了加深对21 cm信号基本特征的理解，我们不仅计算了氢中性组分的MFs，还计算了对亮温涨落有贡献的物质密度和自旋温度的MFs。我们发现亮温的结构主要取决于电离分数和自旋温度在EoR的后期和早期阶段，分别。进一步，我们研究了在$7 < z < 20$的MFs的红移演化。然后，我们发现，在再电离开始后，MF主要反映电离气泡的性质。此外，MF是敏感的模型参数，这是有关的电离气泡的拓扑结构，我们认为，约束的参数由未来的21厘米信号观测的可能性。
2016-10-18 astro-ph.CO
Galaxy Protoclusters as Drivers of Cosmic Reionization: I. Bubble Overlap at Redshift z ~ 7 in LAGER-z7OD1
研究通过JWST观测红移z ~ 7原团LAGER-z7OD1中的LAEs，揭示电离气泡重叠现象，表明再电离过程加速。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Galaxy Overdensities and Ionized Bubbles on Ly$α$ Emission at $z\sim7.0-8.5$
本文利用 JWST 对 z~7.0-8.5 的 292 个星系进行研究，发现强 Lyα 发射体几乎都位于星系过密度中，其空间尺度与理论预言的电离泡大小一致，并指出 EGS 天区存在与标准再电离模型不符的大尺度电离区域。
2025-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A fast estimator for the bispectrum and beyond - A practical method for measuring non-Gaussianity in 21-cm maps
在本文中，我们建立了准确性和鲁棒性的快速估计的双谱-“FFT双谱估计”。这里提出的估计器的实现提供了速度和简单的好处，直接采样方法。我们还概括的推导，所以它可以很容易地被应用到任何顺序polyspectrum，如三谱，只有少数的FFT的成本。所有低阶统计量也可以同时计算，只需很少的额外成本。为了测试的估计，我们利用一个非线性密度场，并为一个更强的非高斯测试情况下，我们使用一个玩具模型的再电离在一个给定的红移的电离气泡都是相同的大小和随机分布。我们的测试发现，FFT估计器在很宽的k范围内保持准确，因此对于分析21 cm观测值非常有用。FFT双谱估计器的速度使其适合于采样应用，例如贝叶斯推断。我们描述的算法应该证明有价值的模拟和观测的分析，而我们将其应用于宇宙学领域内，这个估计是有用的，在任何领域，处理非高斯数据。
2017-11-01 astro-ph.CO
Anatomy of an ionized bubble: NIRCam grism spectroscopy of the $z=6.6$ double-peaked Lyman-$α$ emitter COLA1 and its environment
本文利用 JWST/NIRCam 无缝光谱观测 z=6.6 双峰莱曼-α 发射体 COLA1 及其环境，发现其具有高电离光子逃逸分数和强电离能力，表明该电离气泡主要由 COLA1 自身驱动，而非周围星系密度过剩所致。
2024-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of trapped vacuum bubbles during inflation, and consequences for PBH scenarios
Nagoya University（名古屋大学）；Estudio Ocho Casas（Ocho Casas 研究所）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）
该研究探讨了暴胀期间真空气泡的形成及其对原初黑洞产生机制的影响，发现II型过密度在某些条件下可主导。
2026-01-28 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
21-cm power spectrum and ionization bias as a probe of long-mode modulated non Gaussian sky
在宇宙微波背景辐射中观测到的半球功率不对称性可以用长波模（长模）调制来解释。在这项工作中，我们研究了21厘米亮度温度的角功率谱中检测这种效应的前景。为此，我们研究了中性氢分布对角功率谱的影响。这是通过公式化电离分数的偏置参数，以底层的物质分布。我们还讨论了长模调制伴随着局域型原初非高斯性的可能性。在这种情况下，我们得到的角功率谱的两个影响的原始非高斯性和长模式调制。最后，我们表明，原始的非高斯性提高了21厘米信号的长模调制功率通过非高斯尺度依赖的偏置高达四个数量级。因此，在即将到来的勘测（诸如平方公里阵列（SKA））中对21-cm信号的观测可能能够在长模式调制的背景下检测半球功率不对称性。
2019-08-15 astro-ph.CO
Ly$α$ visibility from z = 4.5 to 11 in the UDS field: Evidence for a high neutral hydrogen fraction and small ionized bubbles at z $\sim$ 7
INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Dipartimento di Fisica, Università di Roma Sapienza（罗马大学物理系）；NSF’s National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）；Astrophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心天体物理学部）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文学研究所）
研究通过分析UDS场中z=4.5至11的Lyα发射体，发现中性氢分数较高且电离气泡较小，揭示宇宙再电离过程的不均匀性。
2026-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photon Number Conserving Models of H II Bubbles during Reionization
传统的基于漂移集的H II气泡增长模型在再电离的时代是已知的违反光子数守恒，在这个意义上，在这些模型中的电离气泡的质量分数不等于电离源产生的电离光子数和星系际介质中的氢原子数的比率。例如，在一个示例中，对于具有电子散射光学深度$τ\simeq0.066$的普朗克13宇宙学，差异对于$x_{\rm HII}=0.1$为$\sim15$ %，对于$x_{\rm HII}=0.5$为$\sim5$ %。我们证明，这个问题产生于一个基本的概念上的缺陷的偏移集的方法（已经在文献中认识到这种形式主义），它只跟踪平均质量分数，而不是准确的，随机源计数。基于这一认识，我们建立了一个基于暗物质晕分区的近似光子数守恒的气泡生长蒙特卡罗模型。我们的模型，这是正式有效的白噪声初始条件（IC），光子数守恒的显着改善，以及气泡尺寸分布的显着差异，与传统的模型相比。我们探讨了将我们的算法应用到更现实的IC上所获得的趋势，发现这些改进对IC的变化是鲁棒的。由于目前流行的半数值计划的气泡增长也违反光子数守恒，我们认为，这将是值得追求新的，明确的光子数守恒的方法。一路上，我们澄清了一些误解，这个问题已经出现在文献中。
2016-05-26 astro-ph.CO
The Distribution of Bubble Sizes During Reionization
再电离过程中的一个关键物理量是HII区的大小。以前的研究发现了一个特征气泡的大小，在再电离过程中迅速增加，模拟和分析偏移集理论之间的明显协议。使用四种不同的方法，我们批判性地审查这一主张。特别是，我们介绍了分水岭算法的使用-广泛用于空星系调查中的发现-我们证明这是一个无偏的方法，最低的色散和最佳性能的蒙特卡罗实现一个已知的气泡大小的PDF。我们发现，一个朋友的朋友算法宣布大部分的电离体积被占用的体积填充区域连接狭窄的隧道网络。对于调整到检测体积填充区域的方法，以前的模拟和理论之间的明显一致性是虚假的，并且由于未能正确考虑测量方案的窗口函数。这种差异从目视检查中已经很明显。相反，模拟中的HII区域比分析预测大得多（体积为10-1000倍）。PDF的大小比预测的更窄，并且随着时间的推移而演变得更慢。随着再电离的进行，它的峰值变得更加尖锐。这些影响可能是由泡沫合并引起的，分析理论对泡沫合并的模拟不足。我们的研究结果具有重要的后果高红移21厘米的观测，电离光子的平均自由程，和Ly-alpha发射器的可见性，并指出一个根本性的失败，在我们的理解的特征尺度的再电离过程。
2016-10-06 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
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
JADES: Discovery of extremely high equivalent width Lyman-alpha emission from a faint galaxy within an ionized bubble at z=7.3
本研究借助JWST观测发现红移z=7.3的暗弱莱曼α发射星系JADES-GS-z7-LA，其具有极高莱曼α等值宽度，推测它处于大尺度电离泡重叠的高密度区，为宇宙再电离时期的电离泡演化提供了直接观测证据。
2023-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A spectroscopic search for AGN activity in the reionization era
莱曼α（Ly $α$）发射在四个明亮的[O III]强恒星形成星系的样本中无处不在，红移超过7，这使得人们认为，与它们更暗、数量更多的同类相比，这种发光源代表了一种独特的种群。在再电离时期出现的Ly $α$发射可能表明，这些来源产生了早期的电离泡，这是由于它们异常强烈的辐射，可能是由于活动星系核的存在。为了检验这一假设，我们已经获得了长积分光谱与XSHOOTER的VLT的三个$z\simeq$ 7源选择具有相似的亮度和突出的过剩通量在IRAC 3.6或4.5 $μ$ m波段，通常归因于强[O III]发射。我们在凯克望远镜上使用MOSFIRE获得了其中一个$z$ =7.15星系的额外光谱。对于这一点，在我们的样本中最充分研究的来源与最强的IRAC过剩，我们检测到突出的星云发射从He II和NV指示的非热源。对于在$z$ =6.81和$z$ =6.85的其它两个源，对于其没有先前的光学/近红外光谱最初可用，在一个中看到Ly $α$，在另一个中看到CIII]发射。虽然一个温和的样本，我们的研究结果进一步支持的假设，强烈的[O III]排放的现象优先与源躺在早期电离气泡。然而，即使我们的一个源在$z$ =7.15处清楚地表明存在非热辐射，这种电离气泡可能不是以这种方式唯一出现的。我们讨论了JWST扩展这种具有挑战性的诊断研究的独特优势。
2017-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
UNCOVER: A NIRSpec Census of Lensed Galaxies at z=8.50-13.08 Probing a High AGN Fraction and Ionized Bubbles in the Shadow
本研究基于 JWST NIRSpec 光谱确认了 z=8.50-13.08 的高红移透镜星系，发现极高比例的活动星系核（AGN）并证实其可能存在于共享的电离气泡中，揭示了 AGN 对宇宙再电离的重要贡献。
2024-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-Alpha Emitting Galaxies as a Probe of Reionization: Large-Scale Bubble Morphology and Small-Scale Absorbers
LyA发射星系在再电离时期的可见度是由大尺度气泡形态和小尺度吸收体中的弥漫HI补丁控制的。为了研究对LyA光子的影响，我们采用了一种新的分析和数值计算的组合，以三种情况：（一）“气泡”模型，其中只有扩散HI电离气泡外存在;（二）“网络”模型，其中HI只存在于过密的自保护气体;和（iii）更现实的“网络气泡”模型，其中包含两者。我们的分析证实，有一个星系际介质（IGM）的电离结构和HI馏分推断LyA调查之间的简并，因为三个模型抑制LyA通量同样非常不同的HI馏分。我们认为，LyA光度函数和休息帧等效宽度分布/LyA分数的联合分析可以打破这种简并性，并提供再电离历史及其拓扑结构的约束。我们进一步表明，限制可以改善，如果我们考虑的完整形状的M_UV依赖的红移演化的Lyman break星系的LyA部分。与传统的智慧相反，我们发现（i）下降的LyA分数大于紫外线暗的比紫外线亮的星系可以复制与网络和网络气泡模型，因此不提供斑片状再电离的唯一证据，和（ii）IGM传输PDF是单峰的气泡模型和双峰网络模型。我们进一步强调了星系吸收体互相关的重要性。将我们的模型与观察结果进行比较，当用气泡或网状气泡模型解释时，z~7处的中性分数可能为百分之几十。或者，我们得到一个保守的下限~1%的网络模型，如果我们允许的光电离率下降了约100倍，从后再电离宇宙。[删节]
2015-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
