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
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
How does radiative feedback from a UV background impact reionization?
电离紫外线背景（UVB）抑制气体吸积，并使气体从小型矮星系的浅势阱中光蒸发。在宇宙学再电离过程中，这种效应会导致负反馈：抑制HII区域内的恒星形成，从而阻碍它们的继续生长。由于涉及的尺度范围很大，很难对这一过程进行建模。我们解决这个问题，使用分层的方法：结合参数化的结果，从单晕崩溃模拟与大规模的再电离模型。在所得到的再电离模型中，星系的电离发射率依赖于再电离红移和UVB强度的局部值。我们提出了一个基于物理动机的恒星形成星系的平均最小质量的解析表达式，它可以很容易地用于模拟星系形成。我们发现UVB反馈：（i）延迟再电离的结束阶段，红移小于0.5;（ii）导致HII区域的更均匀分布，在较小的尺度上达到峰值（大尺度电离功率被抑制了几十个百分点）;（iii）在再电离结束时，每个重子的整体光电离率被抑制了< 2倍。然而，这种影响是适度的，因为气体对UVB的流体动力学响应发生在与再电离相当的时间尺度上。特别是，流行的方法建模UVB反馈与恒星形成星系的最小质量的瞬时过渡，大大高估了它的重要性。UVB反馈不会显著影响再电离，除非：（i）分子冷却的星系对再电离有显著贡献;或（ii）早期宇宙中的内部反馈过程与UVB反馈强烈耦合。由于两者都被认为是不太可能的，我们得出结论，有没有显着的再电离UVB反馈的自我调节。
2013-01-28 astro-ph.CO
The depletion of gas in high-redshift dwarf galaxies from an inhomogeneous reionization
星系际介质（IGM）的再电离可能是不均匀的和扩展的。通过加热IGM和来自星系外围的光蒸发气体，这个过程可以对结构的生长产生巨大的影响。利用一套大参数空间的球对称坍缩模拟，研究了电离紫外背景（UVB）对重子在暗物质晕上凝聚的影响。我们提出了一个表达式的晕重子分数，这是一个明确的函数：（i）晕质量;（ii）UVB强度;（iii）红移;（iv）红移的晕暴露于UVB。我们还提出了一个相应的表达式的特征或临界质量，定义为晕质量保留一半的重子相比，全球的价值。由于我们的结果是普遍的和物理动机，它们可以广泛地应用于非均匀再电离模型。
2013-01-28 astro-ph.CO
The Effects of Patchy Reionization on Satellite Galaxies of the Milky Way
我们结合高分辨率的宝瓶座模拟与三维模型的再电离的基础上的初始密度场的宝瓶座父模拟，千禧年-II，研究补丁再电离的影响上的微弱的卫星人口的银河系晕。由于宝瓶座套件包括放大模拟的晕在千禧年-II卷，我们遵循的子结构的形成和再电离气泡的增长，由于同时更大的环境，从而确定卫星候选人的再电离红移。我们这样做四个不同的再电离模型，并比较结果瞬时再电离。使用一个简单的程序来选择卫星和分配模拟中的光度，我们比较由此产生的卫星种群。我们发现卫星总数敏感地依赖于再电离模型，对于一个给定的宿主晕，四种模型之间有3-4个因子的变化，尽管差异完全在微弱卫星的数量上（M_V > -10）。此外，我们发现，对于一个给定的再电离模型的卫星总数相差10%-20%之间的补丁和均匀的情况下，适当的红移选择的瞬时情况。然而，来自六个宝瓶座光环的光环-光环散射很大，高达2-3倍，因此可以与再电离情景之间的差异相媲美。为了利用银河系周围微弱矮星系的人口作为局部再电离历史的探针，那么，有必要首先更好地了解银河系周围的子结构的一般分布-质量晕。
2012-02-07 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
The escape fraction of ionizing photons from high redshift galaxies from data-constrained reionization models
高红移星系电离光子的逃逸分数f_{esc}是理解宇宙再电离和恒星形成历史的关键参数。然而，尽管作出了许多努力，但在很大程度上仍然不确定。我们提出了一种新的，半经验的方法的基础上，同时匹配的最近确定的亮度函数（LF）的星系在红移范围6 \leq z \leq 10与再电离模型的各种实验数据的约束。从这个过程中，我们得到了f_{esc}的最佳拟合值及其2 σ极限的演变。我们发现，在星系总体上取平均值，（i）逃逸分数从z=6时的f_{esc} = 0.068_{-0.047}^{+0.054}增加到z=8时的f_{esc} = 0.179_{-0.132}^{+0.331};（ii）在z=10时，我们只能设定f_{esc} > 0.146的下限。因此，尽管误差很大，但有迹象表明，从z=6到z=8，平均逃逸分数增加了2.6倍，这可能部分地缓解了“饥饿再电离”问题。
2012-09-26 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
CANDELS: The Contribution of the Observed Galaxy Population to Cosmic Reionization
我们目前的特定紫外光光度密度的测量，从483个星系的样本在6<z<8。这些星系是从CANDELS，HUDF 09和ERS计划的新的深近红外HST图像中选出的。与大多数以前的分析，假设星系紫外线（UV）光度的分布遵循Schechter分布，并继续分布到远低于我们的可观测极限的光度相反，我们调查的贡献，我们可以观察到的星系，从这些假设。我们发现，在z=6时，如果平均电离光子逃逸分数（fesc）为~ 30%，则可观测的星系群可以维持一个完全再电离的IGM。许多先前的研究已经测量了这些红移变化5倍的紫外光光度密度，许多人得出结论，星系无法在z=6时完成再电离，除非调用大量比检测极限更暗的星系，或者存在极高的f_esc值。从我们观测到的星系样品在z=7-8的UV光度密度是不足以维持一个完全再电离的IGM，除非f_esc> 50%。结合我们的观测结果和来自Ly-alpha森林观测的电离光子发射率的约束条件，如果观测到的星系是再电离的唯一贡献者，我们可以将f_esc约束为<34%（2-sigma），或者如果光度函数扩展到M_UV =-13，则f_esc约束为<13%（2-sigma）。这些逃逸分数足以在z=6时完成再电离。这些限制意味着IGM的体积电离分数在z>7时变得小于1，这与许多互补的再电离探针一致。如果微弱的星系主导再电离，未来的JWST观测将探测到足够深的地方来看到它们，从而对电离光子…
2012-06-06 astro-ph.CO
The correlation of high-redshift galaxies with the thermal Sunyaev-Zel'dovich effect traces reionization
我们探索了一个潜在的新的探测再电离：与热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应的地图高红移星系的互相关。我们考虑了两类高红移星系：莱曼破裂星系（LBG）和莱曼- $α$发射星系（LAEs）.通过正在进行的和未来的调查，将在高红移（$z \approx$ 4到7）大量检测到LBG和LAE。我们考虑一个LBG样本，就像鲁宾天文台遗产空间和时间调查（LSST）所期望的那样，以及一系列在斯巴鲁SILVERRUSH计划之后建模的LAE，但覆盖了更大的天空部分。tSZ效应对电离气体压力的视线积分敏感，并且可以使用多频率CMB调查在天空的大片区域进行测量。我们认为预测tSZ地图从CMB阶段4和更多的未来观测。利用一套流体动力学模拟，我们发现高红移星系与再电离的tSZ信号相关，交叉功率振幅为$\ell \sim 1000$的$10^{-15}$级。LBG/LAEs与tSZ地图之间的交叉光谱包含有关宇宙再电离历史的信息，例如气泡尺寸的分布，原则上可以用于直接测量再电离的时间。信号的幅度很小，但是，它的可探测性受到阻碍的低红移的贡献tSZ地图和仪器噪声。如果低红移对观测到的tSZ信号的贡献被大质量晕的掩蔽所抑制，那么重叠的未来CMB和星系巡天的组合可能会探测到这个信号。
2021-01-02 astro-ph.CO
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。
2014-10-28 astro-ph.CO
On the relative Contribution of high-redshift Galaxies and Active Galactic Nuclei to Reionization
本文讨论了不同天体物理源对不同红移中性氢电离的贡献。我们批判性地修正了赞成/反对活动星系核（AGN）和/或莱曼破裂星系（LBG）在z>5时对宇宙再电离的实质性贡献的论点。我们考虑外推的高z类星体和LBG光度函数和它们的红移演化，以及间接约束的空间密度的低光度活动星系核的星系恒星质量函数的基础上。由于LBG单独的再电离的假设需要一个显着的贡献，微弱的矮星系和LyC光子逃逸分数（f_esc）的顺序~ 20%，在紧张与目前的观测限制，我们检查在哪个假设活动星系核和LBG可能提供一个组合的相关贡献的再电离。我们发现，一个相对陡峭的活动星系核光度函数的暗端，与目前的限制一致，提供了相关的（虽然次主导）的贡献，从而使我们能够恢复所需的电离光子率与f_esc~5%至z~7。在较高的红移，我们测试的情况下，亮度依赖的f_esc的情况下，我们得出结论，如果观察到的LBG确实是由非常低的f_esc的特点，值的顺序f_esc~70%的需要低于我们的检测阈值的对象，这个星系人口提供了大量的贡献再电离。显然，对暗源（活动星系核和长周期星系团）性质的研究是至关重要的。
2012-06-25 astro-ph.CO
Stacking Redshifted 21cm Images of HII Regions Around High Redshift Galaxies as a Probe of Early Reionization
目前和未来的一些实验旨在通过红移21厘米线探测宇宙中第一批恒星和星系的中性氢再电离。使用\textsc{BlueTides}模拟，我们调查的测量一个\textit{average}电离区对再电离开始通过堆叠的红移21厘米图像周围的光学识别明亮的星系使用模拟观测。我们发现，与SKA 1000小时的观察，假设完美的前景减法，$5σ$检测堆叠的HII区域可以与周围的一些最亮的星系在\textsc{bluetides}（比$M_{UV} < -22.75$亮）在$z=9$（对应于中性分数为90.1 \%，在我们的模型）的30个图像。我们提出了模拟的星系的紫外线幅度之间的关系，它们所居住的电离区域的大小，和堆叠配置文件的形状。这些模拟观测还可以区分IGM是净发射还是吸收21 cm光子的情况。一旦21厘米的前景污染包括在内，我们发现，即使有多达200个图像周围的这些罕见的，明亮的星系，只有一个试探性的$> 1σ$检测将是可能的。然而，部分前景减法实质上改善了信噪比。例如，我们预测，将前景占主导地位的傅立叶空间的面积减少50%（80%）将允许$> 3σ$（$> 5σ$）检测$z=9$处的电离区域。
2020-11-19 astro-ph.CO
Variation in the escape fraction of ionising photons from galaxies and the redshifted 21-cm power spectrum during reionization
观测到的红移21厘米波动的功率谱已知对驱动再电离的星系的天体物理性质敏感。因此，对21厘米功率谱及其演化的详细测量可能会导致对早期星系性质的测量，否则无法获得。本文利用红移21厘米功率谱研究了依赖于质量和红移的电离辐射逃逸分数对未来实验约束星系形成能力的影响。我们使用的再电离模型相结合的层次星系形成模型GALFORM内实现的千禧-II暗物质模拟，半数值方案来描述所产生的电离结构。使用这个模型，我们表明，在固定的中性分数的电离区域的结构和分布，因此，21厘米功率谱的斜率和振幅，是依赖于电离光子逃逸分数与星系质量和红移的变化。然而，我们发现在高红移星系中，未知逃逸分数及其演化的影响小于SNe反馈强度所提供的主导天体物理效应。因此，未知的星系电离辐射逃逸分数不太可能阻止使用21厘米功率谱观测测量高红移恒星形成的性质。
2013-03-12 astro-ph.CO
Evidence for inhomogeneous reionization in the local Universe from metal-poor globular cluster systems
利用ΛCDM范式中星系集合体的一个基本特征，利用所观测到的贫金属球状星团的空间偏置和运动学来约束单个星系周围的局部再电离时期。选择了三个位于不同环境中的星系，进行了约束再电离在局域宇宙中的环境传播的第一次尝试。三个星系的联合约束（z_reion = 10.5^{+1.0}_{-0.9}）与最新的WMAP对简单瞬时再电离模型的z_reion约束非常一致。更重要的是，这里发现的z_reion值的范围与其他观测的z_reion估计的全球范围一致。我们还发现了一个1.7σ的指示，表明在高密度环境中的星系际介质被再电离之前，在低密度环境中完成了再电离。这与某些理论模型相一致，这些模型预测再电离的持续时间在全球范围内延长，中性氢袋在高密度环境中幸存下来，即使在周围区域被再电离之后。更一般地说，这项工作提供了一个有用的限制星系恒星晕的形成历史。
2012-04-11 astro-ph.CO
The Shocking Truth: The small contribution to hydrogen reionization from gravitational infall
人们普遍认为，恒星是宇宙再电离的原因。然而，在再电离时期对恒星形成星系的深入搜索还没有找到足够的星系来提供必要的电离通量。在星系形成过程中与重子引力下落相关的快速吸积激波最近被提出作为产生所需电离光子的替代方法。在这封信中，我们评估了与重力下降相关的冲击气体对氢再电离的贡献。我们发现，冲击波能在z~6时吸收宇宙氢的百分之几。然而，由快速吸积冲击产生的小部分电离辐射将比与恒星相关的电离辐射明显更有偏差，导致亮度加权源聚类的修改约为10%。这种偏差的修正可以通过未来的精密实验来测量，这些实验利用红移的21厘米线来研究再电离时代氢的分布。
2011-08-30 astro-ph.CO
The Near-IR Background Intensity and Anisotropies During The Epoch of Reionization
河外近红外（近红外）背景光的一小部分涉及来自星系在再电离过程中在红移超过6的紫外（UV）发射的红移光子。近红外背景的绝对强度和各向异性为观测第一光星系及其空间分布提供了一个新的途径。我们估计的河外背景光强度在再电离过程中占恒星和星云的发射从第一光星系。我们需要从这些星系的紫外光子密度产生一个再电离的历史，是一致的光学深度电子散射从宇宙微波背景测量。我们还需要在我们的模型中的星系的亮端光度函数再现测量的莱曼辍学光度函数在红移6至8。在$\sim$ 1.1 $μ$ m处的光谱峰处，绝对强度约为0.1至0.3 nW m $^{-2}$ sr $^{-1}$。我们还讨论了各向异性功率谱的近红外背景使用晕模型来描述星系分布。我们将我们对各向异性功率谱的预测与来自{ \it Spitzer}/IRAC、{ \it Hubble}/NICMOS和{ \it AKARI}的深近红外成像数据的现有测量进行比较。预测的均方根波动在几十个角分的角度尺度是大约一个数量级小于现有的测量。虽然强有力的论点已经作出了测量的波动没有涉及微弱的低红移星系的起源，我们发现，现有的测量也是不兼容的起源在再电离的时代。测得的近红外背景各向异性仍然无法解释，可能与一个身份不明的非天体物理起源。
2012-07-16 astro-ph.CO
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。
2017-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2015-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
LOFAR insights into the epoch of reionization from the cross power spectrum of 21cm emission and galaxies
利用N体模拟、半解析模型和辐射转移计算相结合的方法，我们估算了星系间的互功率谱和中性氢再电离时期的21 cm辐射。与以往的研究结果相一致，我们发现21 cm辐射在大尺度（> 30 Mpc）上与晕有初始相关，在中等尺度（~ 5 Mpc）上与晕反相关，在小尺度（< 3 Mpc）上与晕不相关。随着再电离的进行，这幅图像很快发生变化，两个场在大尺度上变得反相关。互功率谱的归一化可以用来对星系际介质中的平均中性分数设置约束，其形状可以作为研究再电离拓扑的工具。当我们应用一个辍学的技术来选择星系，并添加到21厘米的信号的噪声预期从LOFAR望远镜，我们发现，虽然归一化的交叉功率谱仍然是一个有用的工具，探测再电离，它的形状变得太嘈杂的信息。另一方面，对于Lyalpha Ehrman（LAE）调查，归一化和互功率谱的形状都是再电离的合适探针。仔细观察一个具体的计划LAE观测计划使用斯巴鲁超超级凸轮揭示了对强度的21厘米信号在计划的红移的关注。如果z ~ 7处的电离分数低于这里估计的分数，那么使用互功率谱可能是一个有用的练习，因为在较高的红移和中性分数下，它能够区分两个具有不同拓扑结构的玩具模型。
2013-04-24 astro-ph.CO
Lower Redshift Analogues of the Sources of Reionization
已知的类星体数量似乎不足以产生使宇宙再电离所需的电离通量。另一种选择，星系作为电离光子的来源，遇到的问题是，已知类型的星系几乎完全不透明的电离光子。要使再电离发生，要么需要大量的（大部分未被发现的）源，要么已知的星系群在过去需要有更大的电离辐射逃逸分数。本文讨论了最近发现的具有非对称、扩展的莱曼α发射区的微弱z~3莱曼α发射体，它们显然与相互作用星系有关。这些物体形状异常的线条轮廓和基本的恒星星族表明，存在着损坏的气体晕、气体的注入、潮汐或剥离的恒星特征以及年轻的热恒星群，这些都有助于释放电离辐射。随着星系间的相互作用和合并随着红移的增加而增加，这些效应只会在早期变得更加重要，因此这些相互作用的z~3天体可能是较晚的，红移较低的再电离源的类似物。
2012-06-29 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
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
Galaxies at High Redshift and Reionization
在过去的十年里，探索最遥远星系的努力发展迅速。我们现在正在探索红移为6或更大的宇宙，当时宇宙的年龄不到10亿年，这是一个以前中性的星系际介质被重新电离的时代。在地面和太空中的大型望远镜的可用性、探测器技术的改进和新的搜索策略的推动下，不断发现红移越来越高的星系。在过去的4年里，Lyman break技术被大型地面望远镜（Keck，Gemini和ESO VLT）证实能有效地分离出z~6恒星形成的i '-drop星系。窄波段成像，特别是斯巴鲁望远镜的宽视场，也产生了这些红移的莱曼α发射体的样本。这个i '-drop星系群的发现已经被用来推断这个时期（z~6）的全球恒星形成率密度，我们现在开始限制这些星系的紫外光通量对再电离的贡献。Spitzer空间望远镜的红外数据被用来确定从静止坐标系UV到光学的光谱能量分布（SED），并约束以前的恒星形成历史，质量和年龄。这些迹象表明，这些星系的大部分恒星质量可能是在z>6的剧烈爆发中形成的。下一个重大进展将是通过静止坐标系光学光谱（而不是原始的宽带SED）来检验这些z~6星系的人口合成模型，并进一步推动星系的观测视界，以直接探索再电离时期的恒星形成。JWST可能会对实现这些目标产生深远的影响。
2009-09-09 astro-ph.CO
SPICA as a probe of cosmic reionization
目前的数据表明宇宙的再电离是在红移z~6-7时完成的，虽然这个过程的来源还没有被确定，但恒星形成星系通常被认为是最有可能的候选者。然而，z>6星系对宇宙再电离的贡献主要取决于从这些物体逃逸到星系际介质中的电离（莱曼连续统，LyC）光子的比例。在z<4时，逃逸的LyC通量可以直接测量，但中性星系际介质的不透明度排除了在更高红移时的测量。在最近的一篇论文中，我们认为，由于LyC逃逸分数调节星云发射的贡献，星系的静止帧光学/紫外光谱，詹姆斯韦伯太空望远镜应该能够间接评估星系在z~6-9的LyC逃逸分数。另一方面，JWST不能限制直接被尘埃吸收的LyC光子的比例，这就是SPICA的作用。在z=6的引力透镜LyC泄漏的尘埃连续辐射原则上可以用SPICA检测到，从而限制了这些物体中LyC消光的水平。
2013-10-08 astro-ph.CO
The Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies II. Searching For Signatures of Reionization
我们在38个本群矮星系（10个$^4$ $<$ M $_{\star}$ $<$ 10个$^9$ M $_{\odot}$）的恒星形成历史（SFH）中寻找再电离的特征. SFH是使用哈勃太空望远镜/宽视场行星照相机2成像档案从颜色星等图中得出的。只有五个淬灭星系（And V，And VI，And XIII，Leo IV，Hercules）在再电离之前形成了它们的大部分恒星，当完全考虑不确定性时。对13个被Bovill和Ricotti确认的“真化石”的观测表明，只有两个（武仙座和狮子座IV）表明恒星的形成是由于再电离而淬灭的。然而，两者都在银河系的维里半径内，潮汐扰动的证据使这种解释变得复杂。我们认为，后期的气体捕获的情况下，由Ricotti假设的低质量，富含气体，恒星形成的化石候选人狮子座T是从简单的气体保留观察上无法区分。考虑到环境效应和再电离之间的模糊性，最好的再电离化石候选者是淬灭的低质量场星系（例如，KKR 25）。
2014-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Structure of Reionization in Hierarchical Galaxy Formation Models
了解再电离的时代和第一个星系的性质是现代宇宙学的一个重要目标。再电离的结构，以及由此观测到的红移21厘米波动的功率谱，已知对驱动再电离的星系的天体物理性质敏感。因此，对21厘米功率谱及其演化的详细测量可能会导致对早期星系性质的测量，否则无法获得。本文在详细的星系形成模型的基础上，对再电离过程中的电离结构和21厘米功率谱进行了预测。我们结合了半解析GALFORM模型内实现的千禧-II暗物质模拟，半数值方案来描述由此产生的电离结构。使用这些模型，我们表明，SNe和辐射反馈的细节影响电离区域的结构和分布，因此21厘米功率谱的斜率和振幅。这些结果表明，即将到来的21厘米功率谱测量可以用来揭示早期星系形成的细节。我们发现，SNe反馈的强度是支配结构的再电离过程中的演变的主导作用。特别是，我们表明SNe反馈是更重要的辐射反馈，我们发现它的存在并不影响无论是总恒星质量或整体电离光子预算。因此，如果SNe反馈是有效的抑制恒星形成在高红移星系，我们发现，光电离反馈不会导致自我调节的再电离过程中一直认为。
2012-10-15 astro-ph.CO
Reionization with star-forming galaxies: insights from the Low-z Lyman Continuum Survey
从星系逃逸的电离光子的分数，$f_{esc}$，是在同一时间的再电离建模和一个非常鲜为人知的量，特别是在高红移的一个关键参数。最近的观测开始限制低z恒星形成星系中的$f_{esc}$值，但这种比较的有效性仍有待验证。在高z应用$f_{esc}$和低z莱曼连续统巡天的紫外斜率趋势之间的经验关系，我们使用DELPHI半解析星系形成模型来估计高z星系的全球电离发射率，我们使用它来计算由此产生的再电离历史。我们发现，全球电离发射率和再电离历史符合观测约束。假设低z相关性在再电离时期保持不变，我们发现具有$-16 \lesssim M_{UV} \lesssim -13.5$的星系是再电离的主要驱动者。我们在z= 4.5，6，8处导出总体平均的$\langle f_{esc} \rangle \simeq 8\%, 10\%, 20\%$。
2022-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extreme Galaxies During Reionization: Testing ISM and Disk Models
我们测试的能力，平衡银盘和一个区域的星际介质模型来描述的物理和发射性质的类星体主机，亚毫米星系，莱曼α发射器在z>~6。我们的模型很好地描述了这些性质的大小、线宽、恒星形成率、黑洞吸积率、气体质量和温度以及这些性质之间的关系，并提供了近似拟合公式，以便与未来的观测结果进行比较。然而，将我们的碳线预测与观测结果进行比较，揭示了ISM在低红移和高红移处的差异。我们低估的[CII]线发射表明，要么在高红移分子云中有更高的恒星形成效率，要么在固定的金属丰度下，金属进入尘埃的消耗较少。此外，我们对CO（6-5）/CO（1-0）比值的过度预测表明，在真正的高红移星系中的分子云具有比预期更低的湍流马赫数和更多的亚热CO（6-5）发射，这要么是由于其尺寸小于当地的金斯质量，要么是由于湍流以外的压力支持机制。
2013-12-10 astro-ph.CO
How to Quench a Dwarf Galaxy: The Impact of Inhomogeneous Reionization on Dwarf Galaxies and Cosmic Filaments
我们使用SPHINX套件的高分辨率宇宙辐射流体动力学模拟研究如何在空间和时间上不均匀的再电离影响的重子内容的矮星系和宇宙细丝。SPHINX模拟同时模拟了非均匀再电离，遵循从数千个星系中逃逸的电离辐射，并解决了远低于原子冷却阈值的晕。这使它们成为研究再电离如何影响恒星形成和矮星系气体含量的理想工具。我们比较模拟和没有恒星辐射隔离的辐射反馈的影响，超新星，宇宙膨胀，和数值分辨率。我们发现，宇宙细丝的气体含量可以减少80%以上的再电离。气体流入率与$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕强烈的影响，并减少了一个数量级以上的模拟相比，没有再电离。晕质量$M_{vir}<7\times10^7M_{\odot}$的气体流出率显着增加。我们的模拟结果表明，流入抑制，而不是光蒸发，是占主导地位的机制，高红移矮星系的重子含量的调节。在固定的红移和晕质量，有一个大的散射在晕重子分数，这是完全由在周围的一个晕，可以改变$Δz>3$在固定的质量的局部区域的再电离的时间决定。最后，虽然高红移矮星系的气体含量受到再电离的显著影响，但我们发现大多数具有$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕在再电离后很长时间内仍能保持自屏蔽并形成恒星，直到它们的本地气体库耗尽，这表明本星系群矮星系不一定表现出在$z=6$之前达到峰值的恒星形成历史。
2020-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-ages Reionization and Galaxy Formation Simulation XX. The Ly$α$ IGM transmission properties and environment of bright galaxies during the Epoch of Reionization
高度中性的星系间介质（IGM）在再电离时期（EoR），预计将抑制Ly $α$发射与阻尼翼吸收，导致几乎没有Ly $α$检测到恒星形成星系在$z{\sim}8$。然而，在这些红移下，对4个最亮星系（${\rm H}_{160}{\sim}25$等）的光谱观测确实显示出突出的Ly $α$线，表明局部电离的IGM。本文利用Meraxes半解析模型研究了EoR期间亮星系的Ly $α$ IGM透射和环境。我们发现较亮的星系受阻尼翼吸收的影响较小，因为它们能有效地电离周围的中性氢。具体而言，最亮的源（${\rm H}_{160}{\lesssim}25.5$ mag）位于我们的模拟中最大的电离区域，并且具有来自IGM（光学深度${<}1$）的低Ly $α$衰减。较暗的星系（25.5等${<}{\rm H}_{160}{<}27.5$等）的透射率取决于紫外线光度，导致在较暗的星等下Ly $α$检测的发生率较低。这种光度相关的衰减解释了为什么Ly $α$只在$z{\sim}8$最亮的星系中被观测到。后续观察显示，在这些确认的$z{\sim}8$ Ly $α$发射体附近存在对应物。我们模拟的类似物的环境与这些观测结果在附近星系的数量上一致，这是一个很好的指标，表明Ly $α$是否可以在较暗的星系中被检测到。在目前的观测极限下，在$2'{\times}2'$内有${\ge}2$-5个邻居的星系显示出L…
2021-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
DUSTiER (DUST in the Epoch of Reionization): dusty galaxies in cosmological radiation-hydrodynamical simulations of the Epoch of Reionization with RAMSES-CUDATON
近年来，星际尘埃已成为高红移宇宙和甚高红移宇宙研究中的一个重要课题。证据表明，在再电离时期，大质量恒星形成星系中已经存在高尘埃质量，可能影响电离光子逃逸到星系际介质中。此外，正确估计紫外波长处的尘埃消光对于精确的紫外光度函数（UVLF）预测和解释至关重要。本文研究了尘埃对高红移星系观测性质的影响，以及宇宙再电离。为此，我们耦合的物理模型尘埃生产的完全耦合的辐射流体动力学宇宙学模拟代码RAMSES-CUDATON，并执行$16^3$，$2048^3$，模拟，我们称之为DUSTiER的尘埃在再电离时代。它产生的星系与尘埃质量和紫外线斜率兼容的限制在z $\geq 5$。我们发现，消光对UVLF的亮端有着巨大的影响，甚至早在$\rm z=8$，我们的尘埃UVLF比无尘UVLF更符合观测。在$\rm z=5$中，被遮蔽的恒星形成的比例上升到45%，与ALMA的一些最新结果一致。最后，我们发现尘埃减少了质量比$10^{10} M_\odot$（比$\approx -18$ MAB 1600亮）大的星系的电离光子逃逸> 10%，对于我们最大的星系可能高达80-90%。然而，我们发现电离逃逸分数首先是由星系中的中性氢决定的，因为后者产生的传输比单独通过尘埃小100倍。
2023-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Reionization with Lyman Alpha Emitting Galaxies
中性弥漫星系际气体存在于再电离时期（EoR）抑制了背景星系发射的莱曼α（Lya）通量。在这一章中，我总结了越来越多的观测支持的说法，星系在z>6时发射的Lya光子被干预的HI气体抑制。我描述的关键物理过程中影响Lya转移EOR。我认为，尽管与这个复杂的多尺度问题的不确定性，在Lya发射星系在z=0-6的数据强烈表明，观察到的减少Lya流量从星系在z>6是由于额外的干预HI气体。主要的问题是，在扩散中性IGM中，这种额外的HI气体占多大比例。我总结了如何在现有的和即将到来的仪器未来的调查，预计将大大减少现有的观测不确定性。有了这些改进的数据，我们将有可能确定Lya发射星系的再电离。
2015-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on Features in the Cosmological Power Spectrum from Observations of the Epoch of Reionization
该研究通过分析再电离时期观测数据，探讨了宇宙功率谱中矮星系尺度增强幅度对再电离时期的影响，并指出在考虑不确定性后，中等幅度的凸起模型未被排除。
2025-11-26 astro-ph.CO
What do observations of the Lyman-alpha fraction tell us about reionization?
研究宇宙再电离历史的一个有吸引力的方法是测量莱曼α分数的红移演化，莱曼破裂选择星系的百分比在Ly-alpha线中明显发射。当星系际介质变得明显中性，星系的Ly-alpha发射逐渐减弱时，这一部分预计会向高红移方向下降。有趣的是，使用这种技术进行的早期测量表明，在z ~ 7附近，Ly-alpha分数会大幅下降。以前的工作得出结论，这需要一个令人惊讶的中性星系际介质-中性氢填充超过50%的宇宙体积-在这个红移。我们模型的演变Ly-alpha分数使用宇宙学模拟的再电离过程。在再电离完成之前，由于再电离的不均匀性，模拟的Ly-alpha分数具有较大的空间波动。由于现有的Ly-alpha分数测量在天空中的范围相对较小，并且只对这些区域进行稀疏采样，因此它们可能会偶然探测到大多数Ly-alpha衰减高于平均值的星系。我们发现，这个样本方差不是非常大的现有调查，但它确实有点减轻所需的中性分数在z ~ 7。定量地，在校准以匹配再电离后的测量的基准模型中，我们发现当前z = 7的观测需要在95%置信水平下x_HI > 0.05的体积平均中性分数。因此，我们发现z ~ 7 Ly-alpha分数测量确实可能在再电离完成之前探测宇宙，但它们不需要非常大的中性分数。
2013-12-04 astro-ph.CO
Extrapolating the Evolution of Galaxy Sizes to the Epoch of Reionization
我们利用星系的大小分布和光度函数的高红移演化数据来约束它们的恒星形成效率和星暴寿命之间的关系。基于导出的标度关系，我们预测了JWST将发现的暗星系的角大小和平均表面亮度。我们发现，JWST将能够解决星系的星等限制m<31的红移z~14。下一代大型地面望远镜将解析JWST发现的所有星系，前提是它们足够密集，能够在明亮的热天空上方进行探测。我们结合我们的约束与简单的模型自我调节的恒星形成，并表明，反馈的超新星在红移z>3可能是通过动量转移介导的，与恒星暴的时间尺度设置的大质量恒星的寿命，而不是在主机星系盘的动态时间。
2010-11-14 astro-ph.CO
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
Infra-red emission line tomography of the intergalactic medium during the Epoch of Reionization
第一个主要的恒星形成星系和活动星系核将产生巴耳末和高阶扩展晕在再电离时代通过散射莱曼共振线光子周围的中性星系际气体。散射率的光学深度依赖性将产生对气体密度和速度波动都敏感的信号，从而提供探测年轻恒星形成星系周围的电离区和流场的可能性。讨论了使用天基望远镜探测红外线晕的要求，并评估了使用詹姆斯·韦伯太空望远镜上的可调滤波成像仪探测晕的可能性。
2012-01-26 astro-ph.CO
Reionization Models Classifier using 21cm Map Deep Learning
下一代21厘米观测将使再电离成像在非常大的规模。这些图像将包含更多的天体物理和宇宙学信息比功率谱，从而提供了一种替代的方式来限制不同的再电离源人口的贡献宇宙再电离。使用卷积神经网络，我们提出了一个简单的网络架构，足以区分星系主导与活动星系核主导的模型，即使在存在模拟噪声从不同的实验，如HERA和SKA。
2018-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Contribution to the 2022 Cosmology session of the 56th Rencontres de Moriond: Reionization constraints from HERA 21cm power spectrum limits
我介绍了我们对HERA射电干涉仪21 cm功率谱上限的分析，发表在HERA Collaboration et al. 2022。我们使用最近的限制，以约束再电离和IGM和星系在早期宇宙的属性。我特别关注除了CMB（例如由早期星系产生的）之外的无线电背景的可能性，它可以导致更强的21厘米信号，因此更容易约束。我展示了HERA观测对这些模型和IGM的限制，以及如何与无线电和X射线背景的现有限制进行比较。
2022-03-23 astro-ph.CO
Fully Coupled Simulation of Cosmic Reionization. III. Stochastic Early Reionization by the Smallest Galaxies
以前我们发现了一类新的早期星系，我们估计贡献了30%的电离光子负责再电离。这些是$M_h =10^{6.5}-10^{8} M_{\odot}$范围内的低质量晕，是由之前Pop III恒星形成的超新星喷出物化学富集的。尽管它们的恒星形成率很低，但这些金属冷却晕（MC）是电离辐射的重要来源，特别是在再电离开始时，由于它们的高数密度和电离逃逸分数。在这里，我们提出了一个完全耦合的辐射流体动力学模拟的再电离，包括这些MC以及更大质量的氢原子线冷却晕。我们的方法很新颖：我们在辐射流体动力学模拟的基础上进行了晕的寻找，并使用从银河系分辨文艺复兴模拟中测量的概率分布函数（PDF）将逃逸的电离通量分配给晕。PDF捕获了电离逃逸分数的质量依赖性以及晕正在积极形成恒星的概率。对于MC，再电离开始的时间要早于只包含$10^8 M_{\odot}$及以上的晕的情况，然而再电离完成时的红移只受到轻微的影响，因为这是由更大质量的星系驱动的。由于恒星的形成是间歇性的MC，再电离的最早阶段表现出随机性，与小H II区域形成和重组。只有到后来，一旦质量为$\sim 10^9 M_{\odot}$或更大的晕开始主导电离发射率，再电离才能以从以前的研究中推导出的通常方式顺利进行。在我们的模拟中，这发生在$z\approx 10$。
2018-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The THESAN project: ionizing escape fractions of reionization-era galaxies
再电离宇宙的一个基本要求是，星系发射的电离光子中有足够的一部分成功地逃逸到星系际介质中。然而，由于高红移观测数据的缺乏，驱动再电离的来源仍然不确定。在这项工作中，我们计算电离逃逸分数（$f_{\rm esc}$）的再电离时代的星系从国家的最先进的THESAN模拟，它结合了一个准确的辐射流体动力学求解器AREPO-RT与久经考验的IllustrisTNG星系形成模型，以自洽地模拟小尺度的星系物理和大尺度的再电离在整个宇宙的大片（$L_{\rm box} = 95.5\,\rm cMpc$）。这使得许多大质量晕（$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{10}\,{\rm M_{\odot}}$）的形成，这在以前的研究中往往是统计上代表性不足，但被认为是重要的，以实现快速再电离。我们发现，低质量星系（$M_{\rm stars} \lesssim 10^7\,{\rm M_{\odot}}$）是$z \gtrsim 7$以上的再电离的主要驱动力，而高质量星系（$M_{\rm stars} \gtrsim 10^8\,{\rm M_{\odot}}$）在较低的红移占主导地位的逃逸电离光子预算。晕逃逸分数的变化降低了更高质量的晕，这可以从更稳定的银河系结构，SFR稳定性，以及每个晕内的视线分数显着贡献逃逸通量来理解。我们表明，尘埃是能够减少逃逸分数的大质量星系，但对全球$f_{\…
2023-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman Alpha Emitting Galaxies as a Probe of Reionization
再电离时代（EoR）是我们宇宙演化的一个里程碑。在EoR期间存在的恒星形成星系可能会以Lyman Alpha（Lya）线发射其辐射光度的显着部分（约5-40%）。然而，在EoR期间存在的中性星系际气体对在这个时期从星系逃逸的Lya发射是不透明的，这使得它很难被观察到。中性星系际介质（IGM）因此可能会通过抑制来自背景星系的Lya通量来揭示自己。有趣的是，现在在z >6的星系中观察到观测到的Lya通量“突然”减少。这篇评论包含了Lya辐射过程的详细总结：我描述了（i）主要的Lya发射过程，包括碰撞激发和复合（并推导出著名的因子“0.68”），和（ii）基本的辐射转移概念，包括例如部分相干散射、频率扩散、共振与机翼散射，光学厚相对于“极”光学厚（静态/流出/塌陷）介质和多相介质。在此审查之后，我推导出的Gunn-Peterson光学深度的IGM在（非均匀）再电离和后再电离的表达式。然后，我描述了为什么目前的观察似乎需要一个非常快速的演变的体积平均中性部分的氢在现实的非均匀再电离模型的背景下，并讨论在这种解释的不确定性。最后，我描述了现有的和未来的调查和仪器可以帮助减少这些不确定性，并允许我们充分利用Lya发射星系作为EoR的探测器。
2014-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization and high-redshift galaxies: the view from quasar absorption lines
确定第一个星系何时以及如何再电离星系际介质（IGM）有望揭示第一个物体的性质和重子的宇宙历史。为了实现这一目标，类星体吸收线通过探测星系和星系际尺度上扩散气体的性质发挥了独特的作用。在这篇综述中，我们研究了多种方式，其中吸收线跟踪星系和IGM附近的再电离时代之间的连接。我们首先描述了如何使用Ly $α$森林来确定电离紫外线背景的强度和全球电离发射率预算。至关重要的是，这些测量反映了所有星系逃逸的电离辐射，包括那些太微弱而无法直接检测的星系。然后，我们讨论从金属吸收线到再电离时代星系及其周围环境的见解。目前的观测表明，在环星系环境中的金属积累超过$z \sim 6$至5，虽然电离的变化也会影响金属线属性的演变。在这些红移的金属吸收体中，有相当一部分可能追踪到相对低质量的星系。最后，我们审查约束从Ly $α$森林和类星体附近区域的时间再电离。与其他高红移宇宙的探测器一样，吸收线数据与相对较晚的再电离结束（$5.5 \lesssim z \lesssim 7$）相一致;然而约束仍然相当弱。通过改进分析技术，增加光学和红外巡天中已知的高红移类星体的数量，下一代观测设施的灵敏度大幅提高，以及与再电离时代其他探测器的协同作用，预计将取得重大进展。
2015-10-13 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
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。
2010-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of binary stars on galaxies and metal-enriched gas during reionization
双星在附近的星系中很丰富，但在高红移宇宙的模拟中通常无法解释。恒星星族合成模型，包括二进制演化的影响，导致更大的相对丰度的电离光子，可以显着影响周围的电离背景在氢再电离的时代，另外导致星系气体含量和恒星形成的差异。我们使用流体动力学宇宙学模拟，包括在原位多频辐射转移的再电离时代的星系中的一个高的二元分数的早期星系际介质的性状和H I和He II电离光子的丰度的影响进行评估。我们进一步扩展到分析富集气体的特性。在比较指标使用基准模拟假设单星与一个纳入一个高的二进制分数，我们发现，双星导致H I再电离完成更早，并在加速的步伐，同时也增加了模拟吸收光谱中的高电离金属（C IV和Si IV）的丰度，同时减少了低电离态（O I，Si II和C II）的丰度。然而，通过增加星系和环星系气体的光加热，它们同时降低了低质量星系中恒星形成的速率，减缓了正在进行的浓缩过程并抑制了它们自己的电离背景。这可能导致$z\geq5$的He II再电离过程变慢，并进一步表明当忽略双星恒星演化时，可能低估了星系的自我调节。
2021-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2012-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rapid Reionization by the Oligarchs: The Case for Massive, UV-Bright, Star-Forming Galaxies with High Escape Fractions
宇宙再电离的主角仍然难以捉摸。微弱的恒星形成星系是主要的候选者，因为它们数量众多，可能具有显著的电离光子逃逸分数（$f_{esc}$）。在这里，我们通过一个经验模型来更新这幅图，该模型成功地预测了最新的观测结果（例如，z>8时恒星形成密度的下降）。我们在我们的模型中为每个星系生成电离光谱，并使用再电离时间轴的最新测量值来约束$f_{esc}$（例如，在z>7时类星体和星系的Ly $α$阻尼）。假设$f_{esc}$为常数，我们发现$M_{UV}$ <-13.5的星系需要$f_{esc}=0.21^{+0.06}_{-0.04}$才能完成再电离。在z=[8.2，6.8，6.2] $\pm$ 0.2时，推断的IGM中性分数为[0.9，0.5，0.1]，即，大部分再电离在3亿年内发生。灵感的莱曼连续统（LyC）泄漏，压倒性地显示高于平均水平的恒星形成表面密度（$Σ$）的新兴样本，我们提出了一个模型，$f_{esc}$ $Σ$和发现$f_{esc}\proptoΣ^{0.4\pm0.1}$。由于$Σ$在z=8和z=0之间下降了~2.5 dex，我们的模型解释了在较低红移时$f_{esc}$的不起眼的上限以及在z>6时它需要演化到~0.2。在这个模型中，引人注目的是，小于5%的星系的$M_{UV}$ <-18（“寡头”）占再电离预算的80%以上。事实上，微弱的源（$M_{UV}$ >-16）…
2020-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Obelisk simulation: galaxies contribute more than AGN to HI reionization of protoclusters
我们提出了方尖碑项目，宇宙学辐射流体动力学模拟的组装和再电离的原星团的祖先在第一个两个十亿年的大爆炸，下降到$z = 3.5$。模拟将晕解析到原子冷却极限，并跟踪不同电离源的贡献：恒星，活动星系核和碰撞。方尖碑项目是专门设计来研究高红移星系和类星体在有利于黑洞生长的环境中的共同演化。在本文中，我们建立了这两个辐射源的相对贡献，再电离和它们各自的作用，建立和维持高红移电离背景。我们的体积是典型的宇宙过密区域，并显示出类似于高红移原星团的恒星形成率和黑洞吸积率密度。我们发现氢的再电离是由内而外发生的，在我们的超密度中是由$z \sim 6$完成的，并且主要是由星系驱动的，而吸积黑洞只在$z \sim 4$中起作用。
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
In Situ Probes of the First Galaxies and Reionization: Gamma-ray Bursts
宇宙中的第一个结构是在z>7时形成的，其红移比目前已知的所有星系都要高。由于伽玛暴在高红移时比其他宇宙学源更亮，并且表现出简单的幂律余辉光谱，这是吸收研究的理想选择，因此它们是研究早期宇宙的有力工具。未来十年计划的新设施将能够获得大量高红移伽玛暴样本。这样的样本将限制第一批恒星、星系的性质，以及宇宙的再电离历史。
2009-02-19 astro-ph.CO astro-ph.SR
Bridging the Gap between Cosmic Dawn and Reionization favors Faint Galaxies-dominated Models
本文通过耦合物理驱动源模型与MCMC采样，证明低质量暗星系的高贡献和高光子逃逸率可同时满足宇宙黎明与再电离观测约束，并验证了其半解析方案与THESAN模拟结果一致。
2023-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suppression of Star Formation in Low-Mass Galaxies Caused by the Reionization of their Local Neighborhood
与再电离有关的光加热抑制了低质量星系中的恒星形成。然而，再电离是不均匀的，在不同的时间影响不同的区域。为了建立再电离和抑制之间的因果关系，我们必须考虑这种局部变化。我们分析的结果CoDa（“宇宙黎明”）我，第一个完全耦合的辐射流体动力学模拟的再电离和星系形成在本地宇宙，在体积大到足以模拟再电离全球，但有足够的分辨率，以遵循所有原子冷却星系晕在该卷。对于给定时间识别的每个晕，我们都会找到周围IGM重新电离的红移，以及其瞬时恒星形成率（'SFR'）和重子气体与暗物质之比（$M_\text{gas}/M_\text{DM}$）。在尚未再电离的区域，使用$M < 10^9 \text{ M}_\odot$的每个晕的平均SFR是稳定的，但在局部再电离后急剧下降。对于$M > 10^{10} \text{ M}_\odot$，这种SFR通过局部再电离继续，反而随时间增加。对于$10^9 < M < 10^{10} \text{ M}_\odot$，SFR通常通过再电离适度增加，然后适度下降。在一般情况下，晕SFR较高的地区，再电离较早。发现$M_\text{gas}/M_\text{DM}$的模式相似，在$M < 10^9 \text{ M}_\odot$局部再电离后急剧下降。局部再电离时间与局部物质过密度相关，决定了局部结构形成和电离光子消耗的速率。最早形成结构和再电离的碎片最终产生了比完成…
2018-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
