Measuring the History of Cosmic Reionization using the 21-cm PDF from Simulations
21 cm PDF（即，像素亮度温度的分布）预期在再电离期间是高度非高斯的，并且提供关于密度和电离的分布的重要信息。我们测量的21厘米PDF作为红移的函数在一个大的宇宙再电离模拟，并提出了一个简单的经验拟合。由模拟PDF的指导下，我们进行了极大似然分析的能力，即将进行的实验，以测量的形状的21厘米PDF，并从它的宇宙再电离的历史。在最强的假设下，我们发现即将进行的实验可以测量再电离的中期到后期阶段的再电离历史，精度为1-10%。在一个更灵活的方法，允许在每个红移四个自由参数，类似的精度需要较低的噪音水平的第二代21厘米的实验。
2009-07-20 astro-ph.CO
Inhomogeneous recombinations during cosmic reionization
通过耗尽可用于扩展宇宙HII区域的电离光子预算，重组系统（或莱曼极限系统）可以在宇宙再电离期间（和之后）产生巨大影响。不幸的是，在大规模再电离模拟中直接解决这样的结构在计算上是不切实际的。相反，在这里，我们实现了一个子网格处方跟踪星系际介质中的非均匀重组。建立在以前的工作参数化恒星形成的光加热反馈，我们提出了大规模的，半数值再电离模拟，自洽跟踪本地（子网格）的源和汇的电离光子的演变。我们简单的单参数模型自然会产生扩展的再电离和适度、缓慢变化的发射率，与观察结果一致。双折射有助于减缓大HII区域的增长，并抑制再电离后期（和之后）电离背景的快速上升。结果，在整个再电离过程中，典型的HII区域小了$\sim 2-3$倍。在再电离的后半部分，大尺度（$k\lesssim 0.2\text{ Mpc$ ^{-1} $}$）电离功率谱受到$\gtrsim 2-3$因子的抑制。因此，正确的重组建模是重要的，几乎所有的再电离观测，包括即将到来的干涉与红移21厘米线解释。与以前的工作一致，我们发现在再电离结束时电离气体的聚团因子为$C_{\rm HII}\sim 4$。
2014-02-10 astro-ph.CO
Searching for patchy reionization from cosmic microwave background with hybrid quadratic estimators
我们提出了一个混合二次估计来测量引力透镜的宇宙微波背景（CMB）和微分屏蔽效应所产生的电子柱密度的波动，如可能产生的补丁再电离之间的交叉相关性。的混合二次估计验证模拟数据集与普朗克和CMB-第4阶段（CMB-S4）仪器属性，并发现能够恢复互功率谱几乎没有偏见。我们将这种技术应用于普朗克2015年的温度数据，并获得了引力透镜和差分屏蔽效应之间的互功率谱。仅凭普朗克数据无法检测到斑块再电离诱导的交叉功率谱，但未来的实验，如CMB-S4，将能够稳健地测量预期的信号，并提供关于再电离的新见解。
2018-08-05 astro-ph.CO
Measuring the History of Cosmic Reionization using the 21-cm Difference PDF
在宇宙再电离过程中，21厘米的亮度波动是高度非高斯的，互补的统计数据可以从像素亮度温度的分布中提取出来，而这些温度是不能从21厘米的功率谱中得到的。一个这样的统计量是21厘米差异PDF，两点之间的21厘米亮度温度差异的概率分布函数，作为点之间距离的函数。从模拟中提取的21厘米差分PDF的指导下，我们进行了极大似然分析模拟观测数据，并分析了目前和未来的低频无线电阵列实验的能力，以估计的形状的21厘米差分PDF，并测量宇宙再电离的历史。我们发现，一年的数据与实验，如默奇森宽场阵列应该足以探测大尺度在中期到后期阶段的再电离，而第二代实验应该产生详细的测量范围广泛的尺度在大部分的再电离时代。
2012-09-25 astro-ph.CO
Inevitable imprints of patchy reionization on the cosmic microwave background anisotropy
宇宙中第一批恒星对宇宙中性氢的再电离是一个非均匀的过程，它产生了自由电子密度的空间涨落。这些波动导致了宇宙学探测中可观测到的特征，如宇宙微波背景（CMB）。利用光子守恒的再电离半数值模拟方法\texttt{SCRIPT}研究了电子密度涨落对CMB的影响。我们发现，运动的Sunyaev-Zeldovich（kSZ）和$B$模式的偏振信号的幅度取决于补丁的电子的空间分布随着依赖于中点和程度的再电离历史。出于这一发现，我们提供了新的缩放关系的振幅kSZ和$B$模式的偏振信号，它可以捕获所产生的影响，从平均光学深度，宽度的再电离，和空间波动的电子密度所产生的斑片状再电离。我们发现，kSZ和$B$模式的偏振信号的振幅表现出不同的依赖于再电离的宽度和补丁的再电离，因此，这些CMB探针的联合研究将能够打破简并。通过结合21~cm观测数据，可以直接探测电离区的大小，进一步提高简并度。
2020-10-13 astro-ph.CO
Cosmic reionization after Planck
宇宙再电离是理解宇宙结构形成的关键，可以告诉我们第一个源的性质，如它们的恒星形成效率和电离光子的逃逸分数。通过结合最近发布的普朗克电子散射光学深度数据与高红移类星体吸收光谱的观测，我们得到了强有力的约束可行的再电离历史。我们表明，普朗克数据的列入有利于再电离的情况下，一个单一的恒星人口。平均$x_{\rm HI}$从$z=10.6$处的$\sim0.8$下降到$z=5.8$处的$\sim10^{-4}$，再电离在$5.8\lesssim z\lesssim8.5$（2- $σ$）附近完成，因此表明高红移源对再电离的贡献显著减少。通过将高红移星系光度函数数据纳入分析，我们可以对电离光子的逃逸分数$f_{\rm esc}$施加独立的约束。在红移范围$z=6-9$内发现了$\sim10\%$的非演化$f_{\rm esc}$。
2015-09-16 astro-ph.CO
Effect of halo bias and Lyman Limit Systems on the history of cosmic reionization
我们扩展了Furlanetto等人（2004）现有的再电离分析模型，以包括再电离源的偏置和莱曼极限系统的额外吸收。通过构造，我们的模型与观测到的z<8时星系光度函数的演化和观测到的z<6时Ly-α森林的演化是一致的。我们还发现，对于我们认为合理的相对逃逸分数的大范围的值，这是一致的，从较低的红移的相对逃逸分数的观测约束，我们的再电离模型是一致的WMAP约束的汤普森光学深度和SPT和EDGES约束的持续时间的再电离。因此，我们得出结论，有可能开发出与所有现有观测约束一致的物理上现实的再电离模型。
2012-12-06 astro-ph.CO
Do Mini-halos Affect Cosmic Reionization?
本文结合小体积高分辨率模拟与CROC大体积模拟，研究迷你暗晕对宇宙再电离期间电离光子消耗的影响，发现未解析迷你暗晕中的复合相对大尺度结构和已解析大质量暗晕中的复合可忽略不计，并指出结论仍需更具代表性的模拟验证。
2023-12-01 astro-ph.CO
The effect of photon re-scattering due to cosmic reionization on 21-cm images and power spectra
School of Physics and Astronomy, Tel-Aviv University（特拉维夫大学物理与天文学院）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体研究所）；Kavli Institute for Cosmology（卡弗里宇宙学研究所）
研究了再电离期间和之后21厘米光子重新散射对21厘米图像和功率谱的影响，发现其导致图像波动和功率谱的显著衰减，对理论预测与观测比较具有重要影响。
2026-03-01 astro-ph.CO
Recombination clumping factor during cosmic reionization
我们讨论了在IGM中的重组的作用，以及相关的概念的聚集因子，在宇宙再电离。一般来说，聚团因子是一个局部量，它依赖于局部超密度和尺度，在该尺度下重子密度场可以假设是光滑的。这个尺度称为过滤尺度，它本身取决于过密度和局部热历史。我们提出了一种建立自洽分析模型的非均匀再电离假设的线性增长率的密度波动，同时占这些影响的方法。我们表明，考虑到当地的聚集因子引入显着的修正总重组率，与全球统一的聚集因子的模型相比。
2014-04-14 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers III. The Clumping Factor
我们使用完全自洽的宇宙再电离的数值模拟，在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目下完成，探索如何以及电离IGM的重组可以量化的有效的“聚集因子”。“模拟中的密度分布（以及，据推测，在真实宇宙中）是高度不均匀的，并且在空间中或多或少平滑地变化。然而，即使在高度复杂和动态的环境中，IGM的概念仍然相当明确;最大的模糊性来自星系周围的非维里化区域，这些区域由于辐射场的局部增强而过度电离（“邻近区”）。这种模糊性排除了计算IGM聚集因子以优于约20%。我们还讨论了一个“局部聚集因子”，定义在一个特定的空间尺度，并量化其分散在一个给定的规模和它的变化作为规模的函数。
2015-07-13 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
Reionization on Large Scales II: Detecting Patchy Reionization through Cross Correlation of the Cosmic Microwave Background
我们研究了斑片状再电离对宇宙微波背景温度的影响。各向异性光学深度τ（θ）在小尺度l > 2000上改变TT功率谱。我们利用物质密度和再电离红移场之间的相关性来构造τ（θ）的全天空图。斑片状再电离将CMB能量从大尺度转移到小尺度，导致大小角尺度之间的非零交叉相关。我们表明，补丁τ相关器是敏感的小均方根值τ_rms ~ 0.003在我们的地图。我们包括其他次级各向异性，如CMB透镜，动力学和热Sunyaev-Zel'dovich条款，以及红外和点源背景，并表明，斑片状再电离可以检测到在低频通道~ 90 GHz，特别是延长再电离的历史。如果频率相关的继发性可以通过多频率分析最小化，我们表明，即使是小程度的补丁可以检测到高的意义。在这种情况下，我们表明，具有不同的tau_rms值的模型是可区分的，即使是相同的平均值<tau>。因此，补丁τ相关器提供的信息是互补的，可以从偏振和动力学Sunyaev-Zel'dovich功率谱获得的信息。
2013-10-02 astro-ph.CO
Relative Role of Stars and Quasars in Cosmic Reionization
我们重温了经典的观点，即类星体对氢的再电离的贡献是不重要的。当考虑到二次电离时，在许多可能的超大质量黑洞的形成和生长的场景中，类星体在z> 8时贡献很大，甚至占主导地位，尽管它们的贡献通常低于恒星形成星系的贡献。因此，指导第一代红移21 cm实验设计的理论模型必须充分考虑类星体的贡献，以便在定性上更加准确。
2009-08-21 astro-ph.CO
Reionization in the dark and the light from Cosmic Microwave Background
我们探讨了普朗克2015年宇宙微波背景（CMB）数据的再电离历史的约束条件，并推导出未来CMB观测的预测。我们考虑一类单调的历史参数化的再电离的两个额外的参数，相对于在瞬时再电离建模中使用的平均光学深度。我们研究了再电离的历史和标准宇宙学模型的选定扩展之间的简并性。特别是，我们认为与中微子部门的总质量的简并，我们讨论了可能的相关性之间的暗物质湮灭和持续时间的再电离的CMB。我们使用Hazra和Smoot，JCAP 1711，028（2017）中提出的多离子模型的扩展。我们将普朗克2015年数据的约束与未来可能的CMB任务LiteBIRD的预测约束进行了比较，我们还使用了拟议的类似CORE的规格作为更高分辨率的例子。我们发现，平均光学深度和再电离持续时间之间的简并性将基本上被这两个概念所消除。再电离历史与总中微子质量和暗物质湮灭性质之间的简并性也将通过未来的调查得到改善。我们发现，在再电离的时间长的情况下，在更高的分辨率的再电离历史的约束只有边际改善。
2018-07-14 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers. Mean and Fluctuating Redshifted 21 cm Signal
我们探讨的平均值和波动的红移21厘米的信号在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的宇宙再电离的数值模拟。我们发现平均信号在大约$\pm20\rm{mK}$之间变化。最重要的是，我们发现$z\sim10-15$处的负预再电离下降仅延伸到$\langleΔT_B\rangle\sim-20\rm{mK}$，与之前的模拟结果一致，并与Pritchard & Loeb分析模型形成鲜明对比，需要在该红移范围内操作的全局信号实验（EDGES-II、LEDA、SCI-HI和DARE）具有更高的灵敏度。我们还探讨了致密的子结构（细丝和嵌入的星系）在形成21厘米功率谱的作用。我们发现，忽略电离泡内部的半中性亚结构，在$k\sim 0.1-1h\rm{Mpc}^{-1}$尺度下的功率谱会有25- 50%的误差.这一尺度范围特别令人感兴趣，因为即将进行的21 cm实验（MWA、PAPER、HERA）预计在这一范围内最为敏感。
2016-04-18 astro-ph.CO
Ly$α$ forest power spectrum as an emerging window into the epoch of reionization and cosmic dawn
传统观点认为，再电离（EOR）时代的热遗迹将迅速消失。然而，最近的研究表明，由于平均密度的气体被不均匀的再电离和冲击加热到$T \sim 3 \times 10^4$ K，这些遗迹可以存活到比以前认为的更低的红移（$z \sim 2$）。鉴于即将到来的Ly $α$森林调查的高灵敏度，这种效应将是宇宙学应用的一种新的宽带系统。然而，从天体物理学的角度来看，非均匀再电离的印记可以揭示EOR和宇宙黎明。我们利用一种混合方法-其中包括两个不同的模拟代码能够处理的巨大的动态范围-显示补丁再电离对Ly $α$森林的影响，其依赖于不同的天体物理场景。我们发现，$k = 0.14$ cMpc $^{-1}$的1D Ly $α$功率谱存在统计学显著偏差，范围从$z = 2$的$\sim 1\%$到$z = 4$的几乎$\sim 20\%$。在相同波数下，三维Ly $α$功率谱的偏差很大，范围从$z = 2$的百分之几到$z = 4$的$\sim 50\%$，尽管这些偏差忽略了He II再电离和$z<4$活动星系核反馈的影响。通过利用不同的$k$功率谱依赖不同的天体物理方案，斑块再电离对Ly $α$森林功率谱的影响，可以打开一个新的窗口，宇宙再电离和可能的宇宙黎明。
2020-09-25 astro-ph.CO
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。
2014-04-28 astro-ph.CO
Studying cosmic reionization with observations of the global 21-cm signal
我们探讨了21厘米信号的全球亮度温度的观测约束再电离历史和电离源的属性的能力。为了描述再电离信号，我们采用一个常用的玩具模型或结构形成模型，参数化的电离源的属性。如果结构形成模型捕获了再电离信号的实际演变，那么检测信号比玩具模型更容易;在这种情况下使用玩具模型也会导致重建再电离历史的系统误差，尽管足够灵敏的实验应该能够区分这两种模型。我们表明，在关于系统噪声和前景去除的乐观假设下，全球21厘米光谱的一年观测应该能够检测到广泛的现实模型，并测量再电离历史的主要特征，同时限制电离源的关键属性。
2012-05-07 astro-ph.CO
The observable signature of late heating of the Universe during cosmic reionization
再电离时代的模型和模拟预测，氢原子21厘米跃迁的光谱将显示出一个明确的波动峰，分别在红移和标度，标志着再电离的中心阶段和电离气泡的特征尺寸。这是基于这样的假设：宇宙气体被恒星残骸（特别是X射线双星）加热到远高于当时宇宙微波背景的温度（~ 30 K）。在这里，我们表明，而不是硬光谱（即光谱与更多的高能光子比低能光子）的X射线双星使这种加热无效，导致延迟和空间均匀加热，修改21厘米的签名再电离。我们不应该寻找大尺度波动的简单上升和下降（峰值在几毫开尔文），我们必须期待一个更复杂的信号，也具有明显的最小值（小于1毫开尔文），标志着宇宙平均气体温度在微波背景之上的上升。可能使用今天运行的射电望远镜观察该信号，将证明在早期存在硬X射线宇宙背景。
2014-02-05 astro-ph.CO
Observing the Epoch of Reionization with the Cosmic Microwave Background
我们回顾了可观测到的后果的时代的再电离（EoR）的宇宙微波背景（CMB），和由此产生的约束EoR。我们讨论如何汤姆逊散射EoR过程中产生的自由电子等同于CMB光子的光学深度。WMAP和普朗克卫星利用大尺度CMB偏振功率谱进行的光学深度测量是目前对宇宙再电离时间的少数限制之一。我们还提出了预测的精度，光学深度将测量未来的卫星任务。其次，我们考虑运动学的Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应，以及kSZ功率谱如何依赖于再电离的持续时间。我们回顾目前的测量kSZ功率和预测未来的实验。最后，我们提到的建议，寻找在CMB的光谱失真，在EoR的电子温度相关，和想法映射的变化，在整个天空的光学深度。
2015-11-03 astro-ph.CO
Patchy Screening of the Cosmic Microwave Background by Inhomogeneous Reionization
利用WMAP-7温度/极化数据中的非对角TB和TT相关性，我们推导出了一个约束条件，即对来自非均匀再电离的宇宙微波背景的斑片状屏蔽。我们将其解释为对作为相干多极Lc的函数的均方根光学深度波动Δτ的约束。我们将这些参数的共动相干尺度，气泡大小Rc，在一个唯象模型，其中再电离是瞬时的，但发生在一个皱巴巴的表面上，也到气泡大小的“瑞士奶酪”再电离模型中的固定大小的气泡分布在一定范围内的红移。目前的WMAP数据仍然太弱，几个数量级，以约束合理的模型，但即将普朗克和未来的EPIC数据应该开始接近有趣的参数空间制度。我们还提出了约束的参数空间施加的最近的结果从EDGES实验。
2012-10-19 astro-ph.CO
Opening Reionization: Quantitative Morphology of the Epoch of Reionization and Its Connection to the Cosmic Density Field
我们介绍了一个通用的和空间分辨的二进制字段的形态特征，植根于数学形态学的开放变换。随后，我们将其应用到阈值电离场的模拟宇宙再电离和研究电离区的形态。我们发现，一个电离体积元素通常驻留在一个电离区域半径$\sim8\,h^{-1}\mathrm{cMpc}$在中点的再电离（$z\approx7.5$），并遵循气泡的尺寸分布，甚至超出重叠阶段。我们发现，渗透的完全电离的组件集时，25%的宇宙是电离的，由此产生的无限集群包含所有电离区域以上$\sim8\,h^{-1}\mathrm{cMpc}$。我们还量化了不同半径的电离区域相对于物质的聚类，并在小尺度上检测重叠阶段中超级气泡的形成。在大尺度上，我们量化了不同大小的电离和中性区域中心的偏置值，不仅表明在再电离的高点最大的可以达到$b\approx 30$，而且早期的小电离区域与物质正相关，大的中性区域和晚期的小电离区域与物质严重反偏置，下降到$b\lesssim-20$。
2020-09-07 astro-ph.CO
Cosmic Reionization and the First Nonlinear Structures in the Universe
在这一章中，我们将概述宇宙中的氢原子和氦原子何时以及如何从中性转变为电离态的预期，重点关注最早、最不为人所知的阶段，并强调最重要的开放性问题。我们包括一个历史的总结，并强调了再电离的作用，作为宇宙大爆炸以来的几个里程碑之一，其地位作为一个独特的探测结构形成的开始阶段。
2015-11-03 astro-ph.CO
Intensity mapping of molecular gas during cosmic reionization
我提出了一个简单的计算预期的平均CO亮度温度从大尺度分布的星系在宇宙再电离。该计算是基于宇宙恒星形成率密度所需的reflection，并保持电离，星系际介质，并使用标准的恒星形成率，红外光度，和CO光度之间的关系得出的恒星形成星系在很宽的范围内的红移。我发现，在$z = 8$能使宇宙回复的星系所产生的平均CO亮温是$T_B \sim 1.1 (C/5) (f_{esc}/0.1)^{-1} μ$ K，其中$f_{esc}$是第一个星系电离光子的逃逸分数，$C$是IGM聚集因子。在宇宙再电离过程中，在$10^2$到10 $^3$ deg $^2$的尺度上，对恒星形成星系的大尺度结构的CO发射的强度绘图，结合中性IGM的HI 21 cm成像，将提供对星系形成的最早时期的全面研究。
2011-02-18 astro-ph.CO
Tomography of the Cosmic Dawn and Reionization Eras with Multiple Tracers
宇宙黎明和再电离时代仍然是天体物理学和宇宙学的一个基本但具有挑战性的前沿。我们提倡一种大规模的多示踪剂方法，以全面了解导致第一批恒星和星系形成和演化的物理学。我们强调线强度映射技术来跟踪大尺度上的多相再电离拓扑结构，并详细测量再电离历史。除了21厘米，我们主张在Wouthuysen-Field耦合时期进行Lya层析成像映射，作为宇宙黎明时代的额外探测。
2019-03-28 astro-ph.CO
The Kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect as a probe of the physics of cosmic reionization: the effect of self-regulated reionization
本文计算了再电离时期由动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应引起的宇宙微波背景（CMB）温度涨落的角功率谱。我们使用详细的N体+辐射转移模拟遵循星系际介质（IGM）的非均匀再电离。我们首次考虑了再电离的“自我调节”：如果低质量矮星系（10^8 M_ \sun \lesssim M \lesssim 10^9 M_ \sun）或小晕（10^5 M_ \sun \lesssim M \lesssim 10^8 M_ \sun）在已经电离或莱曼-维尔纳离解的区域中形成，那么这些晕就会受到抑制。以前的一些工作表明，从EOR的kSZ功率谱的幅度可以描述由一个两个参数的家庭：半电离的时代和再电离的持续时间。然而，我们认为，这张照片只适用于简单形式的再电离的历史，大致对称的半电离时代。在自我调节的再电离中，宇宙很早就开始电离，在较长的时间内保持低电离水平，然后一旦高质量的原子冷却晕占主导地位就完成再电离。虽然包含自调节仅适度地影响kSZ功率谱的幅度（\sim 10%），但它可以将再电离的持续时间改变两倍以上。我们的结论是，简单的双参数家庭不捕获的物理效果，但复杂的，再电离的历史所造成的自我调节。当添加到后再电离kSZ的贡献，我们的预测总kSZ功率谱低于目前的上限从南极望远镜。因此，从EOR的kSZ效应的当前上限是一致的，与我们的理解的物理再电离。
2013-01-16 astro-ph.CO
Precise Measurement of the Reionization Optical Depth from The Global 21-cm Signal Accounting for Cosmic Heating
由于我们有限的再电离数据，电子散射的总光学深度，$τ$，限制了精确测量宇宙学参数的宇宙微波背景（CMB）。最近的研究表明，假设中性气体在整个再电离时期比CMB热得多，预测的中性氢21厘米信号包含足够的信息来重建$τ$，其精度低于%。在这里，我们放松这一假设，并使用全球21厘米的信号单独提取$τ$的现实X射线加热的情况。我们测试我们的模型独立的方法，使用模拟数据的电离和加热的历史范围很广，并表明，在一个子百分比水平的再电离光学深度的准确测量是可能的，在大多数考虑的情况下，即使当加热不饱和在再电离的时代，假设前景得到缓解。然而，我们发现，在热源具有硬X射线光谱并且其亮度接近或低于基于低红移观测的预测的情况下，单独的全球21厘米信号并不是再电离历史的良好示踪剂。
2016-02-29 astro-ph.CO
Preheating of the Universe by cosmic rays from primordial supernovae at the beginning of cosmic reionization
来自宇宙再电离期的21厘米信号可以揭示z~30-10原始星系际介质（IGM）的加热历史。有人认为，来自第一个吸积黑洞的X射线可以在这些早期时期显著加热宇宙。在这里，我们提出了另一个IGM加热机制与第一批恒星。从先前的工作中得知，终结大质量第三星族恒星生命的强大超新星（SNe）的残余物可以很容易地从它们的宿主暗物质微晕中扩展到周围的IGM中，这得益于来自祖星的紫外线辐射对晕气体的光蒸发。我们认为，在这样的残余物的演化过程中，SN动能的一个显着的部分可以投入到低能量（E<30 MeV）的宇宙射线，最终将逃逸到IGM。这些次相对论性的宇宙射线可以在宇宙中传播，并在与第一批星系和类星体相关的更强大的再电离/加热机制发挥作用之前，将IGM加热约10-100 K。因此，未来的21厘米观测可以限制第一颗超新星的能量，并提供有关原始IGM中磁场的信息。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modeling Cosmic Reionization
冷的中性星系间氢转变为高度电离的温暖等离子体标志着宇宙黑暗时代的结束和星系时代的开始。这一过程的细节反映了早期辐射源和热源的性质、宇宙大尺度结构的统计特征、宇宙重子的热力学和化学、恒星形成和黑洞吸积的历史。在未来十年中，来自新的地面和空间仪器和设施的大量数据集将彻底改变我们对原始星系，再电离光子预算，星系际介质（IGM）的物理学以及“宇宙网”中氢气的细粒度特性的理解。在这篇评论中，我们调查的物理和再电离时代的建模的关键方面，并描述了目前在这一领域的各种计算技术和工具。
2022-10-05 astro-ph.CO
Impact of reionization history on constraining primordial gravitational waves in future all-sky cosmic microwave background experiments
本文研究了再电离历史不确定性对全天CMB偏振实验限制原初引力波的影响，发现利用大尺度E模功率谱可排除导致偏差的再电离场景，从而确保PGW限制的稳健性。
2024-12-25 astro-ph.CO
HI tomographic imaging of the Cosmic Dawn and Epoch of Reionization with SKA
我们提供了一个概述的21厘米断层扫描的宇宙黎明和时代的再电离尽可能与SKA-Low。我们展示了为什么断层扫描是必不可少的研究CD/EoR和目前的规模，可以在不同的频率为SKA-低的不同阶段成像。接下来，我们将讨论分析层析成像数据的不同方法。最后，我们概述了只能通过断层扫描来回答的科学问题，从单个物体的特征到理解CD/EoR期间塑造宇宙的全球过程
2015-01-17 astro-ph.CO
Modelling the 21 cm Signal From the Epoch of Reionization and Cosmic Dawn
通过红移21厘米谱线研究宇宙黎明和再电离时期是SKA1的主要科学目标之一。它们的重要性在于它们与宇宙中最早的恒星密切相关。解释即将出现的数据需要对相关的物理过程进行详细的建模。在这篇文章中，我们专注于再电离的理论模型，这些模型是由在印度工作的各个小组根据即将到来的SKA制定的。这些模型包括纯分析和半数值计算以及完全数值辐射转移模拟。从这些模型的21厘米信号的预测将是有用的，在约束使用SKA数据的早期星系的属性。
2016-10-26 astro-ph.CO
Cosmic Reionization Study : Principle Component Analysis After Planck
再电离历史的研究对于理解宇宙的演化有着重要的作用。一般认为，我们宇宙中的星系际介质（IGM）今天是完全电离的，但再电离过程仍然是神秘的。现代宇宙学通常采用简单的瞬时再电离过程，没有直接的观测证据。然而，电离分数的历史，$x_e(z)$将影响宇宙微波背景（CMB）观测和光学厚度$τ$的约束。利用基于特征再电离模型的模拟未来数据集，我们发现瞬时模型引入的对$τ$的偏差是不可忽略的。本文用主成分分析（PCA）方法研究了宇宙再电离的历史，并结合银河巡天和Ia型超新星（SN）Union 2.1样品的重子声学振荡（BAO），利用Planck、WMAP 9年温度谱和偏振功率谱数据，重建了不同红移$z$下的$x_e (z)$。结果表明，重建的$x_e(z)$与瞬时行为一致，但在某些时刻与瞬时行为略有偏差。通过PCA方法，在抛弃噪声模式后，我们得到了更强的约束，并且特征$x_e(z)$演化的提示可以变得更明显。
2015-12-23 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers: Reionization Histories of Present-day Galaxies
我们研究的再电离历史的现代星系明确跟踪的建筑模块的晕在计算机上的宇宙再电离项目。我们跟踪暗物质粒子属于$z=0$晕跟踪中性馏分在相应的位置在快速全球再电离。由此产生的粒子再电离的历史，使我们能够探索不同的定义晕的再电离红移和占中性内容的星际介质。与以前的工作一致，我们发现了一个系统的趋势，再电离红移与质量-目前的晕具有较高的质量有较早的再电离时间。最后，我们量化了每个晕内的再电离时间的传播，这也具有质量依赖性。
2019-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the Rise and Fall of the First Stars by Their Impact on Cosmic Reionization
星系际介质在红移z~6之前被再电离，很可能是早期星系逃逸的星光所致。最早的恒星是在氢分子（H2）冷却最小星系内部的气体时形成的，这些星系的质量在10^5到10^8太阳质量之间。虽然最早的恒星在红移z~40之前就开始在这些小晕内形成，但迄今为止，它们的贡献在这种宇宙再电离的大规模模拟中被忽略了。在这里，我们报告的结果，从第一次再电离模拟，包括这些第一批恒星和辐射反馈，限制了他们的形成，在一个体积足够大，以遵循关键的空间变化，影响的过程及其可观测性。我们发现，虽然minihalo星停止远未完全电离宇宙，再电离开始早得多的minihalo源比没有，并大大延长，这提高了星系际电子散射光学厚度和大角度偏振波动的宇宙微波背景显着。虽然在目前WMAP的不确定性范围内，这种助推应该很容易被普朗克探测到。如果再电离在z_ov<~7时结束，正如其他观测所表明的那样，普朗克将因此看到第一批恒星的高红移信号，目前其他探测器无法检测到。
2012-08-02 astro-ph.CO
21-cm signatures of residual HI inside cosmic HII regions during reionization
我们调查汇的电离辐射再电离时代的21厘米信号的影响，专注于1点统计。我们认为汇在星系际介质和星系内。在固定的填充因子的HII区域，汇将有两个主要的影响21厘米的形态：（一）作为电离光子的非均匀吸收体，它们导致在更小和更广泛的宇宙HII补丁;和（二）作为中性气体的水库，它们有助于在其他电离区域的非零21厘米信号。这两种效应都抑制了再电离过程中中性和电离贴片之间的对比度，使得用21厘米干涉测量法检测再电离时代更具挑战性。在这里，我们使用最新的半数值模拟系统地研究这些影响。我们发现，汇显着抑制峰值的红移演变的方差，对应的中点再电离。如前所述，偏度在中点改变符号，但残差HI的波动抑制了后期的上升。此外，大水平的残留HI显着改变的方差，偏度和功率谱的演变，从较低的水平。一般来说，大尺度模式的演变提供了一个更好的，更干净的，更高的信噪比探头的再电离。
2015-05-27 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
Warm Dark Matter and Cosmic Reionization
在暗物质由keV质量的粒子（如无菌中微子）组成的模型中，小尺度的密度扰动被抑制，延迟了最低质量星系形成的时期，因此将再电离过程转移到更晚的时期。在这项研究中，集中在温暖的暗物质（WDM）的质量接近其目前的下限，即周围的$3$ keV区域，我们从星系光度函数，电离历史和冈恩-彼得森效应的约束。我们表明，即使调整模拟中的恒星形成效率以匹配CDM和WDM模型中观测到的UV星系光度函数，Gunn-Peterson光学深度的完整分布仍保留了WDM模型中延迟再电离的强烈特征。然而，直到现代星系形成模拟中使用的恒星形成和恒星反馈模型得到更好的约束，任何关于暗物质性质的结论都来自于再电离观测值仍然依赖于模型。
2017-08-28 astro-ph.CO
A suppressed contribution of low mass galaxies to reionization due to supernova feedback
基于最近对z~7范围内恒星形成率密度函数的观测，我们基于扩展的Press-Schechter形式描述了一个简单的高红移恒星形成率密度函数模型.这个模型假设在每次主要合并之后都有一个星暴，持续时间为t_SF，最多将f_star的星系气体转化为恒星。我们包括一个简单的物理处方超新星反馈，抑制低质量星系中的恒星形成。在高红移条件下，用t_SF和f_star来描述观测到的恒星形成率密度，我们发现单个恒星爆发在t_SF~10^7年后终止。这与超新星祖先的主序星寿命相当，表明一旦超新星反馈有时间发展，高红移恒星暴就会被淬灭。对于恒星形成率超过每年1个太阳质量的星系，高红移星系将其质量的10%转化为恒星，但对于低光度星系，转化率较小。我们的最佳拟合模型成功地预测了在z>~4时恒星形成速率与恒星质量之间的观测关系，而我们推导的恒星质量与晕质量之间的关系也与银河系矮卫星的数据相一致。我们发现，超新星反馈降低了最低质量星系中恒星形成的效率，并使它们对再电离的贡献很小。因此，光电离反馈对低质量星系形成不会显着影响再电离的历史。使用半解析模型的再电离的历史，我们推断，大约一半的电离光子需要完成再电离已经观察到恒星形成的星系。
2012-09-11 astro-ph.CO
Statistics of 21-cm Fluctuations in Cosmic Reionization Simulations: PDFs and Difference PDFs
在未来的十年中，低频射电阵列将开始通过红移的21厘米氢线探测再电离的时代。成功地解释这些观察结果需要有效的统计技术来分析数据。由于这些测量的困难，重要的是要开发超出标准功率谱分析的技术，以提供再电离历史的独立确认，探测再电离拓扑结构的不同方面，并具有不同的系统误差。为了评估概率分布函数（PDF）作为21厘米宇宙学统计分析工具的承诺，我们首先测量21厘米亮度温度（一点）PDF在六个不同的再电离模拟。然后，我们通过将它们拟合到一个简单的模型来参数化它们最明显的特征。使用相同的模拟，我们也提出了第一次测量的差异PDF模拟再电离。我们发现，虽然这些统计探测电离源的属性，他们是相对独立的小尺度，亚网格天体物理。我们讨论了额外的信息，差异PDF可以提供的功率谱和一点PDF的顶部。
2010-05-20 astro-ph.CO
Cosmic reionization of hydrogen and helium: contribution from both mini-quasars and stars
在$z>6$对高红移星系的观测表明，它们的电离辐射率不能完全反射$z\sim 6$的宇宙。无论是从这些星系的电离光子逃逸分数高或大量的微弱的星系低于检测限的人口是必需的。然而，这些要求与目前的意见有些矛盾。在这项工作中，我们探索了小型类星体和恒星对宇宙氢和氦再电离的共同贡献。我们的模型与以下结果基本一致：（1）观测星系电离光子的低逃逸率，（2）WMAP-7测量的宇宙微波背景光（CMB）光学厚度，（3）分别在$z\approx 6$和$z\approx 3$的氢和氦再电离末端的红移。在这种情况下，既不需要极高的逃逸分数，也不需要大量的暗星系。在我们最乐观的模型中，超过$\sim20\%$的宇宙氦被$z\sim6$再电离，并且宇宙氦的电离分数迅速攀升到超过$z\sim5$的$50\%$。这些结果可能意味着，更好地测量氦的再电离，特别是在高红移下，可能有助于限制早期宇宙中中等质量黑洞（IMBHs）的生长，这将为超大质量黑洞（SMBHs）的形成提供一些线索。
2015-05-15 astro-ph.CO
Cosmic Reionization on Computers: Physical Origin of Long Dark Gaps in Quasar Absorption Spectra
我探索“暗隙”的性质-在类星体吸收光谱没有显着的传输区域-从计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的几个模拟。在最大可用框（120 cMpc）中的CROC模拟接近匹配平均不透明度的分布和暗间隙的频率，但遗憾的是不是在同一个模型中：匹配平均不透明度的运行未能包含足够的暗间隙，反之亦然。（尽管如此，与暗隙分布相匹配的运行可以作为文献中声称暗隙统计需要再电离的后期结束的反例-在该运行中，再电离在z=6.7时结束（可能太早）。虽然有多个因素影响了模拟中大暗隙的频率，但控制暗隙分布整体形状的主要因素是空隙中的电离水平-最低密度区域产生终止长隙的最高透射尖峰。其结果是，暗间隙分布与间隙检测阈值以上的光谱部分强烈相关，所观察到的分布与该部分为2%的模拟相匹配。因此，间隙分布本身并不限制再电离的时间。
2022-04-11 astro-ph.CO
Exploring the cosmic dawn and epoch of reionization with 21cm line
宇宙的黑暗时代，当没有发光物体存在时，随着第一批恒星、星系和黑洞的诞生而结束。这个时代被称为宇宙黎明。宇宙再电离是宇宙中星系际介质在发光天体发射的电离光子驱动下发生的主要跃迁。虽然从黑暗时代到再电离的时期是宇宙中的一个里程碑，但我们对这一时期的认识还不够。由中性氢发射的宇宙21厘米信号有望为这一时期打开一扇新的窗口。在这篇综述文章中，我们首先介绍了21厘米线的基本物理和第一颗恒星如何影响21厘米线信号。接下来，我们简要总结了如何通过统计和机器学习方法从21 cm线信号中提取天体物理信息。我们还讨论了21厘米线信号和其他发射线之间的协同作用。最后，我们总结了21厘米实验的现状。
2023-03-20 astro-ph.CO
2D Genus Topology of 21-cm Differential Brightness Temperature During Cosmic Reionization
提出了一种描述宇宙再电离时期早期宇宙星系际介质拓扑结构的新方法。通过二维亏格的计算，分析了高红移产生的21 cm辐射背景。通过一系列数值模拟计算了不同输入参数下氢电离光子的辐射转移和电离速率方程。2D属是从高红移宇宙的模拟21厘米图像计算出来的。我们通过改变阈值差分亮度温度来构造2D亏格曲线，并将其与底层密度场的2D亏格曲线进行比较。我们发现：（1）2D亏格曲线反映了宇宙再电离的演化轨迹;（2）2D亏格曲线可以区分某些再电离情景，从而间接探测辐射源的性质。选择正确的无线电天线波束形状对于这种分析至关重要。为此，平方公里阵列（SKA）被认为是一个合适的装置，用于这种分析的灵敏度，即使一些恶化的数据，为此目的是不可避免的天线芯的计划大小下。
2014-06-13 astro-ph.CO
The Effects of Dark Matter Annihilation on Cosmic Reionization
我们通过研究宇宙再电离的时代，重新审视约束暗物质（DM）性质的可能性。先前的研究表明，DM湮灭不太可能提供大部分电离宇宙的光子，而是相对于恒星和类星体发挥了次要作用。然而，DM在$z\sim100-200$开始有效地湮灭，形成原始微晕，比第一颗恒星的形成要早得多。因此，如果DM湮灭在间隔$z \sim 20-100$上以甚至百分比水平电离宇宙，它可以在全球光学深度$τ$上留下显著的印记。此外，我们表明，宇宙微波背景（CMB）的偏振数据和未来的21厘米测量将使我们能够更直接地探测DM的光学深度的贡献。为了计算整个再电离时期的湮灭率，我们采用了结构形成研究的最新结果，并探讨了各种自由参数对我们结果的影响。我们表明，未来的测量可能会限制暗物质的湮灭截面的水平，从矮星系的观测，宇宙射线测量和重组的研究。
2015-12-02 astro-ph.CO
The Effect of Absorption Systems on Cosmic Reionization
我们使用大规模的模拟，调查在最后，重叠阶段的再电离形态。我们的方法使用了一个有效的三维平滑技术，考虑到有限平均自由程由于吸收系统，λ，通过只平滑尺度R_s<λ。我们的计算的大的动态范围是必要的，以解决在一个有代表性的体积内的再电离结束时留下的中性补丁，我们发现，模拟体积超过几百Mpc的一面是必要的，以正确的模型再电离时，中性分数为~0.01-0.3。我们的研究结果表明，一个强大的依赖于渗流形态的模型参数空间的一个大的和不确定的区域。最重要的一个参数是吸收系统的平均自由程，吸收系统是电离辐射的不透明屏障。如果这些吸收系统像一些现实的估计所表明的那样丰富，那么重叠相的空间结构比以前预测的要复杂得多。由于在最高红移处的平均自由程缺乏限制，目前不包括莱曼极限系统吸收的理论，特别是三维模拟，可能会低估再电离结束时中性云的丰度。这影响了与再电离相关的21厘米信号的预测，在z ~5-6的类星体光谱中吸收特征的解释，再电离和局部宇宙之间的联系，以及在动力学Sunyaev-Zel 'dovich效应产生的宇宙微波背景中测量的温度波动对再电离的斑块性和持续时间的限制。
2012-01-19 astro-ph.CO
Unveiling the cosmic dawn and epoch of reionization using cosmic 21-cm signal
本研究利用宇宙21厘米信号对宇宙黎明和再电离时代进行半解析建模，探讨了原初磁场、宇宙射线质子加热对EDGES信号的影响，并结合MCMC方法约束了再电离模型，指出未来探测将更好地限制早期恒星形成率。
2023-11-21 astro-ph.CO
Modeling the Radio Foreground for detection of CMB spectral distortions from Cosmic Dawn and Epoch of Reionization
在宇宙黎明和再电离过程中，宇宙重子的演化导致了宇宙微波背景（CMB）的21厘米光谱红移畸变。这些编码信息的性质和时间的第一个来源超过红移30 - 6，并出现在米波长作为一个微小的CMB失真随着银河系和河外无线电天空，这是数量级更明亮。因此，检测需要精确的方法来建模前景。我们提出了一种使用最大平滑（MS）函数的前景拟合方法。我们证明了MS函数的有用性，传统上使用的多项式来分离前景的再电离时代（EoR）信号。我们还研究了使用GMOSS，无线电天空的物理动机模型的合理前景的频谱复杂性的水平，并发现它们确实是平滑的，可以通过MS功能建模到足以辨别EoR信号的香草模型的水平。我们表明，MS功能的损失抵抗和鲁棒性保留EoR信号强度和转折点的残差。最后，我们证明，在使用一个良好的校准光谱辐射计和建模前景与MS功能，全球EoR信号可以检测与贝叶斯方法与90%的置信度在10分钟的积分。
2017-05-03 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
21cm signal predictions at Cosmic Dawn and Reionization with coupled radiative-hydrodynamics
宇宙在高红移下的加热和再电离过程联系着小尺度结构/星系形成和大尺度星系间介质的性质。即使第一个很难观测，随着当前和未来射电望远镜的发展，第二个观测窗口正在打开。他们将允许观察21厘米的亮度温度全球信号和波动。因此，大规模模拟的需要是强烈的，以了解将被观察到的IGM的属性。但与此同时，迫切需要解决负责这些进程的结构问题也很重要。在这项研究中，我们介绍了一个耦合的水-辐射转移模拟宇宙黎明和再电离与一个简单的亚网格恒星形成过程的开发和校准的最先进的模拟CoDaII。该方案允许遵循一致的暗物质，流体动力学和辐射转移演化的大尺度上，而亚网格模型的桥梁星系形成规模。我们对模拟进行处理，以产生尽可能接近观测的21 cm信号。
2021-03-04 astro-ph.CO
Cosmic reionization after Planck II: contribution from quasars
根据最近普朗克对电子散射光学深度的向下修正，以及在$z > 4$发现的微弱活动星系核，我们重新评估了类星体对宇宙再电离的实际贡献。为此，我们扩展了以前基于MCMC的数据约束半解析再电离模型，研究了类星体在全球再电离历史中的作用。我们发现，类星体只有在高红移下具有非常高的活动星系核发射率的模型才能单独反射宇宙。这些模型仍然允许最近的CMB数据和大多数有关HI再电离的观察。然而，他们预测了一个扩展的和早期的HeII再电离结束在$z\gtrsim4$和一个更慢的演变，在平均HeII Ly- $α$森林不透明度比实际观测表明。因此，当我们进一步限制我们的模型对地狱Ly-$α$森林数据，这种活动星系核主导的情况下，被发现在2- $σ$限制明确排除。这些数据似乎有利于一个标准的两个组成部分的图片，类星体的贡献变得可以忽略不计，在$z\gtrsim6$和非零逃逸分数的$\sim10\%$需要从早期星系。对于这些模型，平均中性氢分数从$z=10.0$时的$\sim0.8$降低到$z=6.2$时的$\sim10^{-4}$，氦在更晚的时间$z\sim3$变为双电离。我们发现，这些模型是以及在很好的协议与所观察到的IGM的热演化，而不是具有非常高的活动星系核发射率的模型。
2017-09-23 astro-ph.CO
LIMFAST. III. Timing Cosmic Reionization with the 21 cm and Near-Infrared Backgrounds
本研究针对21厘米与近红外背景直接互相关因前景污染失效的问题，提出对前景滤波后的21厘米信号取平方再与近红外背景互相关的方法，可有效探测宇宙再电离时间线，且能被未来巡天高显著性检测。
2025-01-17 astro-ph.CO
Cosmic Reionization History and Dark Matter Scenarios
我们进行了分析的宇宙再电离的标准冷暗物质（CDM）的范例和替代暗物质的情况下。在Corasaniti等人（2017）的工作基础上，我们预测了CDM的再电离历史，对于温暖的暗物质（WDM），晚期形成的暗物质（LFDM）和超轻轴子暗物质（ADM）模型，这些模型重现了在非常高的红移$6\le z\le 10$下星系光度函数的最新测量。为此，我们采用了一个再电离模型参数化的限制紫外星系的大小有助于再电离$M_{\rm lim}$和平均有效逃逸分数的紫外光子到达星系际介质$\tilde{f}$。对于每个DM模型，我们计算的红移演化的汤姆逊散射光学厚度$τ_e(z)$和共动电离分数$Q_{\rm HII}(z)$。我们发现不同的DM模型有相似的再电离历史。相对于CDM的情况下的差异增加在较弱的限制UV-幅度和退化的影响，改变再电离模型参数。使用普朗克的集成光学深度的测定结合测量的中性氢分数在不同的红移，我们推断的约束$\tilde{f}$和$M_{\rm lim}$。结果在很大程度上是独立的假设DM的情况下，特别是对于$M_{\rm lim}\gtrsim -13$，我们得到的有效逃逸分数位于范围$0.07\lesssim \tilde{f}\lesssim 0.15$在$2σ$。
2019-01-21 astro-ph.CO
