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
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
Does Planck 2015 polarization favor high redshift reionization?
我们研究了大角度CMB偏振功率谱中的高红移电离特征与普朗克2015数据中特征之间的关系。使用一个主成分（PC）电离的基础，是完整的宇宙方差限制出$z_{\rm max}=30,40,50$，我们发现一个强大的$>95\%$ CL偏好电离在$z>15$没有偏好$z>40$。这种稳健性源于数据的$\ell \sim 10$区域，该区域显示出相对于$\ell \le 8$的高功效，并导致与再电离的阶梯状模型的拟合较差。相反，通过允许高红移再电离，PC通过$2Δ\mathrm{ln}\mathcal{L} = 5-6$提供了更好的拟合。由于电离红移响应的简并性，这种改进的拟合是由于模型的一个方面：如我们用两步再电离模型说明的那样，将$z>10$组分适应电离的能力。对于这个模型和其他包含这样一个成分的模型，它的存在是允许的，甚至是有利的;对于不包含这样一个成分的模型，它们的不佳拟合反映了统计或系统性波动。这些可能性在$\ell \sim 15-20$产生了非常不同的和可检验的预测，以及在$\ell>30$产生了小但可检测的差异，这可以进一步限制再电离的高红移极限。
2018-06-11 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
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
On Modeling and Measuring the Temperature of the z~5 IGM
在高红移的低密度星系际介质（IGM）的温度是敏感的氢和HeII再电离的时间和性质，并可以从莱曼α森林吸收光谱测量。由于星系际气体在再电离过程中对加热的记忆会逐渐消失，因此需要尽可能接近再电离的测量。此外，在足够高的红移下测量IGM温度应该有助于隔离氢再电离的影响，因为HeII再电离开始较晚，在较低的红移下。受此启发，我们使用斑片状再电离的半数值模型来模拟z>5时的IGM温度。我们构建模拟莱曼α森林光谱从这些模型，并考虑其可观察到的影响。我们发现，在莱曼α森林的小尺度结构是敏感的IGM的温度，即使在红移的森林中的平均吸收高达90%。我们预测的精度在z~5 IGM温度可以测量使用现有的高分辨率类星体光谱的样本，并发现有趣的限制是可能的。例如，一个早期的再电离模型，其中再电离在z~10结束，应该是可区分的-在高统计显著性-从一个较低的红移模型，其中再电离在z~6完成。我们讨论改进我们的建模，可能需要强大的解释未来的测量。
2014-03-25 astro-ph.CO
Detecting patchy reionization in the CMB
即将进行的宇宙微波背景（CMB）实验将以前所未有的精度测量小角度尺度上的温度波动。小尺度的CMB涨落是后期效应的混合体：引力透镜、移动电子对CMB光子的多普勒频移（kSZ效应）和残余前景。我们提出了一个新的统计，它分离的kSZ信号从其他的，也允许kSZ信号被分解在红移箱。分解扩展到高红移，并且不需要外部数据集，如星系调查。特别是，来自斑片状再电离的高红移信号可以被干净地隔离，使未来的CMB实验能够对再电离时代进行高意义和定性的新测量。
2016-07-06 astro-ph.CO
Distinguishing standard reionization from dark matter models
威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）实验已经探测到$5.5 σ$水平的再电离，并报告了平均光学深度为$0.088 \pm 0.015$。大角度$EE$偏振功率谱是再电离的一个强有力的探测器，它现在（从WMAP的第一个五年数据开始）是$2\le l \le6$的宇宙方差限制。在这里，我们考虑部分再电离引起的WIMP暗物质湮灭，并计算预期的偏振功率谱。我们比较了暗物质模型与标准的2步再电离理论，并研究是否可以区分使用当前和未来的CMB观测模型。我们认为暗物质湮灭在中间红移（$z<60$）由于晕，以及湮灭在较高的红移由于自由粒子。为了研究高红移暗物质湮灭对CMB功率谱的影响，必须考虑复合后剩余电子对电离历史的贡献。红移$z<60$处的暗物质晕影响$EE$功率谱中的低多极$l<20$，而高红移$z>100$处的自由粒子暗物质的湮灭主要影响多极$l>10$。
2010-06-11 astro-ph.CO
Detecting Helium Reionization with Fast Radio Bursts
快速射电暴（FRB）探测宇宙中沿传播路径的电子密度，使得高红移FRB对氦再电离时期敏感。我们分析的信号噪声与检测的幅度的再电离，它的红移，为未来FRB调查样本的各种情况下，评估调查的特点，包括总数，红移分布，峰值红移，红移深度，和数量以上的再电离红移，以及依赖于再电离红移。我们考虑到分散的色散措施，由于一个不均匀的星系际介质（IGM）和不确定性的FRB主机和环境的色散措施，以及宇宙学。对于未来的调查与500 FRB延伸到$z=5$，突然再电离，氦再电离的检测可以接近$5σ$水平和再电离红移被确定为$σ(z_r)\approx0.24$在一个乐观的情况下，或$2σ$和$σ(z_r)\approx0.34$考虑进一步的不确定性IGM分数演变和红移的不确定性。
2020-05-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
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
Self-shielding of hydrogen in the IGM during the epoch of reionization
我们研究星系际氢对电离辐射的自屏蔽辐射转移模拟宇宙再电离仔细校准莱曼α森林数据。虽然自屏蔽区域在后再电离宇宙中表现为莱曼极限系统，但在这里，我们专注于它们在再电离过程中的演化（红移z=6-10）。在这些红移下，氢电离辐射的空间分布是高度不均匀的，宇宙的某些区域仍然是中性的。在模拟中屏蔽了中性区和电离源后，我们发现氢的光电离率与局部氢密度的关系与再电离后宇宙中的情况非常相似。在这些红移中，自屏蔽变得重要的物理氢密度约为平均氢密度的$\mathrm{n_H \sim 3 \times 10^{-3} cm^{-3}}$或$\sim$的20倍，反映了这样一个事实，即在再电离过程中，光电离率通常足够低，以至于宇宙网中的细丝经常是自屏蔽的。典型的自屏蔽密度的值在红移z=3和10之间减小了3倍，并且以简单的方式遵循电离区域中的平均光电离率的演变。我们提供了一个简单的参数化的光电离率作为密度的函数在自屏蔽区域的再电离时代。
2018-05-09 astro-ph.CO
Impact of inhomogeneous reionization on post-reionization 21 cm intensity mapping measurement of cosmological parameters
本文结合流体动力学与21cmFAST模拟，量化非均匀再电离对再电离后21 cm功率谱及宇宙学参数估计的影响，并评估SKA1-LOW与PUMA的探测前景及偏差缓解策略。
2023-10-02 astro-ph.CO
A first look at the topology of reionization redshifts in models of the Epoch of the Reionization
在EoR期间，第一批恒星和星系出现，同时产生电离气泡，最终将在z=6附近渗透。这些电离气泡和渗滤过程现在受到了大量的审查，因为HI气体的观测将在未来十年内进行，例如SKA射电望远镜。EoR的研究是在半解析和完全数值的宇宙学模拟上进行的，以研究例如过程的拓扑结构。我们通过电离源的辐射影响下的区域分析EoR模型的拓扑结构。它们与再电离红移（zreion）场的峰值补丁相关联，我们测量它们的一般属性（例如数量，大小，形状，取向）。我们的目标是获得对再电离过程的几何形状以及它与物质分布的关系的见解。我们还评估了如何可以使用这样的测量来量化的物理参数的再电离模型或完全数值模拟和半解析模型之间的差异的影响。我们使用的DisPerSE框架（适用于莫尔斯理论和持久的同源性）对不同的EoR方案，通过气体密度和zreion地图。我们发现，我们可以区分EoR模型与不同的来源，使用简单的分析的数量，形状和大小分布的峰值补丁。对于每一个模型，我们统计表明，他们是相当长的，并与气体细丝对齐。我们简要地强调，可以遵循渗流过程研究zreion字段具有不同的持久性阈值。我们表明，完全数值的EMMA模拟可以在这个拓扑框架一致的21厘米FAST模型，只要源分布是足够的扩散。
2021-11-23 astro-ph.CO
Probing reionization with LOFAR using 21-cm redshift space distortions
研究再电离时代（EoR）最有希望的方法之一是通过对中性氢红移21厘米线发射的射电观测。这些观测结果由于红移到视线位置的映射被气体的特殊速度扭曲而变得复杂。如果不能正确理解，这种扭曲可能是错误的来源，但它们也编码了宇宙学和天体物理学的信息。利用大尺度$N$ -体和辐射转移模拟研究了红移空间畸变对EoR 21 cm辐射功率谱的影响。我们量化的各向异性引入的21厘米功率谱的红移空间扭曲，并显示它是如何演变的再电离的进展，以及它是如何与底层的物理。我们继续研究红移空间失真对LOFAR观测的影响，同时考虑仪器噪声和前景减法。我们发现，LOFAR应该能够直接观察到的功率谱各向异性，由于红移的空间失真在空间尺度约$k \sim 0.1$兆位数$^{-1}$后，$\gtrsim$ 1000小时的积分时间。在较大尺度下，样本误差成为限制因素，而在较小尺度下，检测器噪声和前景使信号的提取成为问题。最后，我们展示了如何包含在21厘米功率谱的各向异性的演变中的天体物理信息可以从LOFAR观测中提取，以及它如何可以用来区分不同的再电离方案。
2013-07-19 astro-ph.CO
Measuring the Redshift of Reionization with a Modest Array of Low-Frequency Dipoles
第一代宇宙学21厘米天文台的设计分为两种：一种是单偶极实验，在大片天空中进行整合，以找到再电离的全球（光谱）特征;另一种是具有弧分尺度角分辨率的干涉仪，其目标是测量再电离期间电离区域的3D功率谱。我们研究是否中间规模的仪器与完整的傅立叶（UV）覆盖能够把新的约束再电离。我们发现，即使不使用全功率谱分析，再电离，z_reion的全球红移，原则上可以从多个光束之间的21厘米的信号作为频率的函数在大约1度的角标度的方差测量。在该尺度下，当平均中性分数为约50%时，差分亮度温度中的束间方差达到峰值，从而提供z_reion的方便标志。我们选择了一个低角分辨率的顺序1度，利用电离区域的物理尺寸，并最大限度地提高信噪比。热噪声、前景和仪器效应在这个角度范围内也应该是可控的，只要紫外线覆盖范围在低分辨率成像所需的紧凑核心内。例如，我们发现z_reion可以在现有MWA原型（仅具有32 × 16偶极子）上约500小时的积分中潜在地被检测到小于约1的红移不确定性，其操作在约1度的角分辨率和2.4 MHz的光谱分辨率下。
2011-05-19 astro-ph.CO
The Challenge of Observing Patchy Reionization with CMB Optical-Depth Fluctuations
The University of Chicago（芝加哥大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；Kavli Institute for Cosmological Physics（卡弗里宇宙物理学研究所）
本研究利用CROC模拟计算CMB光深角功率谱，分解电子密度场量化两类涨落的贡献，结合低红移解析估计，发现密度涨落对光深功率贡献显著，提示未来解读需考虑该因素。
2026-08-21 astro-ph.CO
The High-Redshift Neutral Hydrogen Signature of an Anisotropic Matter Power Spectrum
在高红移氢的21厘米辐射中，各向异性的功率谱将有一个清晰的特征。我们计算出预期的功率谱的强度波动中性氢从再电离的时代之前，并预测未来的实验可以约束功率谱中的四极各向异性的准确性。我们发现，平方公里阵列将有边缘检测能力，这个信号在z~17，如果再电离的过程还没有开始，再电离可以大大提高可检测性。推动更高的红移和更高的灵敏度将允许高精度（百分比水平）的各向异性测量。
2011-08-02 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
Reconstruction of Reionization History through Dispersion Measure of Fast Radio Bursts
本文利用快速射电暴（FRB）的色散测量（DM）研究了再电离时期电离分数$x_e(z)$的演化。与以往研究不同的是，本文考虑FRB星表中观测到的DMs的大规模聚集信息，只需要粗略的红移分布，而不需要每个FRB的精确红移信息。首先，我们考虑了$x_e(z)$的瞬时"\texttt{tanh}"模型，发现与仅从CMB数据比较时，包括关于具有100个$\rm pc/cm^3$的内在DM散射的$10^4$ FRB的mock目录的自相关信息，跨越所有天空的20\%，可以显著改善对模型的宽度$Δ_z$的约束。电离分数的演化形状将被紧紧地缩窄，即再电离时期的持续时间缩短，即$z_{\rm dur}<2.24$（95\%C. L.）此外，我们还利用另一个红移-非对称再电离模型，得到FRB模拟星表可以精确测量$z=6$的电离分数，其$1σ$误差为$Δx_e(z=6)=0.012$，这意味着FRB星表观测到的DM的大尺度聚类信息对再电离历元末的电离分数非常敏感。我们的结论是，高红移FRB的观测可以成为未来研究再电离历史的补充探针。
2021-04-19 astro-ph.CO
Reionization and galaxy inference from the high-redshift Lyα forest
Lyman-α（Lyα）在遥远类星体光谱中的透射率取决于星系际介质（IGM）的密度、温度和电离状态。因此，高红移（z > 5）的Lyα森林对于研究再电离时代（EoR）的后期阶段以及驱动它的源的性质可能是非常宝贵的。事实上，高质量的类星体光谱现在已经确定了z > 5时大尺度不透明度波动的存在，其物理起源仍然存在争议。在这里，我们介绍了一个贝叶斯框架，能够约束EoR和星系的属性，通过前向建模的高z Lyα森林。利用星系和CMB观测的先验信息，我们证明了EoR的最终重叠阶段（当>95%的体积被电离时）应该发生在z < 5.6时，以再现森林光谱中看到的大尺度不透明度波动。然而，它是斑片状再电离和不均匀的紫外背景的组合，产生最长的冈恩-彼得森槽。Lyα森林观测收紧了对星系特征电离逃逸分数的现有限制，综合观测结果表明f_{\rm esc} \approx为7^4_3%，不利于星系晕（或恒星）质量的强烈演化。
2021-01-22 astro-ph.CO
Fast Radio Burst Dispersion Measure Distribution as a Probe of Helium Reionization
快速射电暴（FRB）的发现正在迅速发生，预计即将进行的调查将发现数千个。FRB观测到的色散测度（DM）包含了从发射红移到今天宇宙距离和宇宙电离状态的重要信息。而不是考虑DM-红移关系，我们调查的色散措施的分布的统计系综。我们探索使用这种丰富的信息，有和没有红移的信息，探测氦再电离。通过对FRB巡天样本的蒙特卡罗模拟，我们研究了不同的源红移分布、宿主星系模型、突然再电离与逐渐再电离以及与宇宙学参数的协方差对氦再电离性质的影响。我们发现，一个注量有限的调查与10 $^4$ FRB可以区分不同的氦再电离历史在$\sim6σ$使用DM分布的爆发，没有红移信息（和$\sim10σ$与红移）。
2020-10-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Redshift-space 21-cm bispectrum multipoles as an SKA-era gravity test in the post-reionization Universe
Indian Statistical Institute（印度统计研究所）；McGill University（麦吉尔大学）；Ciela—Montreal Institute for Astrophysical Data Analysis and Machine Learning（Ciela-蒙特利尔天体物理数据分析与机器学习研究所）
利用SKA-MID观测红移空间21厘米双谱多项式，探测再电离后宇宙中偏离广义相对论的引力效应。
2026-01-26 astro-ph.CO
Redshifted 21-cm Bispectrum I: Impact of the Redshift Space Distortions on the Signal from the Epoch of Reionization
双谱可以量化的非高斯性存在于红移的21厘米信号产生的中性氢（HI）在再电离（EoR）的时代。出于这一动机，我们进行了全面的研究EoR 21厘米双谱模拟信号。给出了一个再电离模型，证明了$k$空间中所有唯一三角形的双谱的行为。为了便于识别的独特的三角形，我们参数化的$k$ -三角形空间的两个参数，即三角形的两个臂（$n=k_2/k_1$）和它们之间的角度（$\cosθ$）的余弦的比率。此外，第一次，我们量化的影响的红移空间失真（RSD）的球平均EoR 21厘米双谱在整个独特的三角形空间。我们发现，实空间信号双谱的小和中间$k_1$ -三角形（$k_1 \leq 0.6 \,{\rm Mpc^{-1}}$）是负的，在大多数的唯一的三角形空间。对于压缩、拉伸和线性$k_1$ -三角形，特别是对于较大的$k_1$值（$k_1 \geq 0.6 \,{\rm Mpc^{-1}}$），它取正号。RSD显著影响双谱的符号和幅度。对于小的和中等的$k_1$ -三角形，在整个EoR期间，它通过$50-100\%$改变（增加/减少）双谱的幅度，而不改变其符号（大部分）。对于较大的$k_1$ -三角形，RSD对幅值的影响为$100-200\%$，并且还将符号从负翻转为正。我们的结论是，重要的是要考虑到RSD的影响，一个正确的解释EoR 21厘米双谱。
2020-10-10 astro-ph.CO
Stars and Reionization: The Cross-Correlation of the 21cm Line and the Near Infrared Background
随着望远镜的改进，现在可能以多种方式观察再电离时代。我们研究了其中的两个观测值-在近红外背景中的多余的光，这可能是由于高红移恒星和电离的HII气泡，和中性氢的21厘米发射。由于这两种形式的排放应产生于不同的、相互排斥的区域，因此它们之间应存在一种互补关系。我们讨论了使用这些观测之间的互相关的优势，以了解更多关于高红移恒星的形成和再电离的历史。特别是，我们创建模拟地图的发射从近红外背景和21厘米的发射。我们发现，这些观测结果都是相互关联的，最强的相互关联来自于宇宙半电离的时候。这个结果是稳健的，不依赖于恒星本身的性质。相反，它取决于电离历史。互相关可以提供红移信息，这是近红外背景无法单独提供的。此外，互相关可以帮助将前景发射与真正的高红移分量分开，使我们能够更确定地说我们确实正在见证再电离时代。
2014-03-17 astro-ph.CO
The Reionization Parameter Space Consistent with the Thomson Optical Depth from Planck
我们研究的再电离参数空间符合当前测量的汤姆逊光学深度使用一个新的参数化的再电离的历史。质量加权电离分数指定的红移中点，持续时间和不对称形状参数。我们使用保守的平坦先验和物理约束进行MCMC分析。我们的分析产生了红移的中点$z_{50}=7.66\substack{+0.57-0.61}\text{(68%)}\substack{+1.26-1.02}\text{(95%)}$，和上限的持续时间$Δ_\text{z} < 7.5$和不对称$A_\text{z}<5.3$为$τ= 0.054 \pm 0.007$。重建的质量加权电离分数$x_\text{i}(z)$是不对称的，但早期的再电离的贡献很小。
2018-08-09 astro-ph.CO
Prospects for kSZ$^2$-Galaxy Cross-Correlations during Reionization
我们探索了一种新的方法提取再电离时代的贡献动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应。我们的方法利用的交叉功率谱之间的过滤和平方的宇宙微波背景（CMB）和光度星系调查的再电离时代（EoR）的地图。这kSZ $^2$ -星系交叉功率谱统计已被成功地检测到在较低的红移（$z \lesssim 1.5$）。在这里，我们将这种方法扩展到$z \gtrsim 6$作为一种潜在的手段来提取补丁再电离的签名。我们使用再电离过程的半数值模拟跨多个光度红移箱的预期信号建模。在原则上，互相关统计鲁棒地提取再电离时代的kSZ信号的贡献，而其红移的演变产生有价值的信息，再电离的时间。具体地说，在EoR的早期阶段，当大约20%的宇宙体积被电离时，$\ell \sim 1,000$附近的模型互相关信号达到峰值。可检测的$\ell$模式主要反映了相关双谱的压缩三角形配置，量化了大尺度上星系过密度场与小尺度kSZ功率之间的相关性。我们预测了使用罗马空间望远镜和下一代CMB调查（包括西蒙斯天文台，CMB-S4和CMB-HD）的莱曼破裂星系未来宽视场样本检测此信号的前景。我们发现，一个大约13 $σ$检测是可能的CMB-HD和罗马后，所有$\ell$模式求和。我们讨论了改进这种方法和相关统计的可能性，其目的是超越简单的检测来测量互相关信号的尺度和红移依赖性。
2022-04-26 astro-ph.CO
The He II Post-Reionization Epoch: HST/COS Observations of the Quasar HS1700+6416
单电离氦（He II）的再电离期被认为开始于红移z~3.5- 4，并在z~2.7时几乎完成。利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪（COS）拍摄的明亮高红移类星体HS 1700 +6416的远紫外光谱，研究了其再电离后的时间演化。我们讨论这些数据，因为他们探测后再电离历史的He II和当地的电离环境周围的类星体和横向的视线。我们比较以前的光谱远紫外光谱探测器的当前COS数据，其中有一个显着更高的信噪比。Gunn-Peterson槽在较低的红移处恢复，有效光学厚度从z~2.7处的τ_eff~1.8下降到z~2.3处的τ_eff~0.7。我们在He II Lyα破裂附近看到了一个有趣的过量通量，这可能是类星体的线发射，尽管可能不是He II Lyα。我们提出了四个可能的横向邻近类星体的光谱，虽然紫外硬度数据是不够的质量说，如果他们的影响被视为沿HS 1700视线。
2012-12-06 astro-ph.CO
Gaussian Process Reconstruction of Reionization History
我们使用高斯过程回归重建再电离的历史。利用哈勃前沿场的紫外光度数据，我们重建了紫外光度密度的红移演化，从而重建了电离方程中源项的演化。这种独立于模型的重建排除了光度密度的单一幂律演化，但支持对数双幂律参数化。通过对电离方程和重构源项积分，得到了再电离历史。利用普朗克宇宙微波背景观测的光学深度约束，截断星等为-17和-15的紫外光度函数测量积分，以及高红移类星体、星系和伽马射线暴观测的电离分数，我们约束了再电离的历史。在保守的情况下，我们发现在68%和95%的置信区间下，光学深度的约束为$τ=0.052\pm0.001\pm0.002$。我们发现在10%和90%电离之间的红移持续时间是$2.05_{-0.21-0.30}^{+0.11+0.37}$。如果在联合分析中使用截断星等为-15的紫外光度密度数据，则支持更长的再电离持续时间。我们的研究结果指出，即使在保守的重建，宇宙学和天体物理学的观测相结合，可以提供严格的限制再电离的时代。
2021-10-31 astro-ph.CO
Quasars as probes of cosmological reionization
类星体是宇宙再电离时代最明亮的非瞬态源（即，它在大爆炸后十亿年结束，对应于z ~ 5的红移），是当时星系间介质的强大探测器。这篇评论涵盖了目前识别高红移类星体的努力，以及它们如何被用来限制再电离历史。这包括中性氢原子吸收/散射紫外光子的各种过程的完整描述，并导致Gunn-Peterson效应，暗隙和暗像素分析，类星体近区和阻尼翼吸收。最后展望了类星体作为再电离探测器的前景。
2015-11-03 astro-ph.CO
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
Limits on Intergalactic Dust During Reionization
在这封信中，我们限制在星系际介质（IGM）在高红移的尘埃气体比。我们采用模型的尘埃在当地的宇宙contrain的尘埃与气体的比例在红移z ~ 6-10的再电离时期。观测到的高红移星系的红化水平意味着IGM被富集到星系际尘埃与气体的比率小于银河系值的3%，红移为z=10。
2015-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forecast for the detectability of patchy hydrogen reionization in WEAVE-QSO measurements of the Lyman-$α$ forest power spectrum at redshift $z \geq 4$
The University of Nottingham（诺丁汉大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Indian Institute of Technology Indore（印度理工学院印多尔分校）；Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；Camosun College（卡莫森学院）；IUCAA（印度天体物理与宇宙学研究与教学中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布拉耶天文台）
本研究预测WEAVE-QSO巡天的一维莱曼α森林功率谱测量，可在z≥4时以约4.5σ显著性直接探测并表征斑块状氢再电离的大尺度残余印记。
2026-11-03 astro-ph.CO
Probing the intergalactic medium during the Epoch of Reionization using 21-cm signal power spectra
该研究利用数值模拟和八参数模型，从21厘米信号功率谱中提取星系际介质电离状态信息，不依赖源模型，可有效约束再电离场景。
2024-04-17 astro-ph.CO
Reionization on Large Scales I: A Parametric Model Constructed from Radiation-Hydrodynamic Simulations
本文提出了一种新的大尺度非均匀宇宙再电离模型。利用高分辨率的辐射流体动力学模拟，在L = 100 Mpc/h的盒子中使用2048^3个暗物质粒子，2048^3个气胞和170亿条自适应射线，我们表明密度和再电离红移场在大尺度上（>~ 1 Mpc/h）是高度相关的。这种相关性在统计学上可以用尺度依赖性线性偏差表示。我们构造了一个参数函数的偏见，然后使用过滤任何大规模的密度场，得到相应的空间变化的再电离红移场。参数模型有三个自由参数，当我们将两个偏置参数拟合到仿真结果时，可以将其简化为一个自由参数。我们可以区分简并组合的偏置参数结合全局电离历史和电离区域之间的相关长度的结果。与以前的半解析模型不同，在我们的模型中的再电离红移场的演变是直接比较细胞对模拟和预制以及在所有的测试。我们的模型将高分辨率，中等体积的辐射流体动力学模拟映射到低分辨率，大体积的N体模拟（>~ 2 Gpc/h），以便进行模拟观测和理论预测。
2012-11-12 astro-ph.CO
Detecting the redshifted 21cm forest during reionization
21厘米森林--高红移射电源光谱中的HI吸收特征--可能在再电离时期提供一个独特的探测大部分中性星系际介质（IGM）的方法。我们目前的模拟21厘米的森林由于大尺度结构的再电离时代的IGM，包括处方的X射线加热和渗透的光电离气泡。我们表明，如果检测到未来的仪器，如平方公里阵列（SKA），21厘米的森林可以提供一个显着的限制IGM的热历史。通过考虑在21 cm吸收开始时信号方差的突然增加，将有助于检测。如果无线电前景和本征源谱被很好地理解，在宽带宽上的通量衰减也可以改善检测前景。我们的分析占窄吸收线的可能性，从干预密集的区域，但是，与以前的研究不同，我们的结果不依赖于它们的属性。假设X射线加热对应于当地的恒星星族，我们估计，在不到一年的观测时间内，SKA可以对$z \sim 9$的天鹅座A型源进行21厘米吸收的统计学显著检测，而不是近十年的详细森林特征的显著检测。我们讨论了由于背景源丰度和21厘米吸收信号强度的不确定性而带来的观测挑战。
2011-10-25 astro-ph.CO
Intensity Mapping of the [CII] Fine Structure Line during the Epoch of Reionization
原子CII精细结构线是典型恒星形成星系光谱中最亮的线之一，其光度约为辐射光度的0.1%至1%。它可能是一个可靠的示踪剂的稠密气体分布在高红移，并可能提供一个额外的探针的时代再电离。通过考虑CII线的自发辐射、受激辐射和碰撞辐射，计算了自旋温度和平均强度随红移的变化。当平均在宇宙学上的大体积，我们发现，在个别星系的电离碳的CII发射大于碳在星系际介质（IGM）中产生的信号。假设CII的光度与暗物质晕中的碳质量成正比，我们还计算了不同红移下CII谱线强度的功率谱。为了避免在高红移CII观测时受到低红移CO转动谱线的干扰，我们提出了CII与高红移21 cm谱线辐射的互相关。为了探索再电离CII信号的可探测性，我们还评估了CII功率谱和CII-21厘米交叉功率谱的预期误差的基础上，未来毫米波测量的设计。我们注意到，CII-21厘米交叉功率谱包含有趣的功能，捕获物理过程中的再电离，包括电离气泡的大小和平均电离分数，这是具有挑战性的测量从21厘米的数据。我们提出了一个仪器概念的再电离CII实验的目标频率范围为$\sim$ 200至300 GHz的1，3和10米的孔径和辐射热光谱仪阵列与64个独立的光谱像素约20,000辐射热计。
2011-10-20 astro-ph.CO
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
Constraining the Epoch of Reionization With Highly Dispersed Fast Radio Bursts
星系际介质（IGM）中的氢被电离的时期，被称为再电离时期（EoR）仍然知之甚少。EoR的时间和持续时间预计将由基本的天体物理学决定。此外，大多数再电离模型预测的密度和电离场之间的相关性。在这里，我们考虑使用高红移快速射电暴（FRB）的平均色散测度（DM）作为一个潜在的天体物理和EoR形态的探针。要做到这一点，我们预测观测的情况下，通过建立模拟数据集的红移之间的非重复FRB $8\leq z \leq 10$。假设所有的FRB都有伴随的光谱红移测量。我们发现，在上述窄红移范围内，100个高红移FRB的样品可以在$68\%$可信度下排除不相关再电离，而较大的样品，$\geq 10^4$ FRB，可以在$95\%$可信度下排除不相关再电离。我们还发现100个高红移FRB可以排除宇宙在$z = 10$完全中性的情况，具有$68\%$可信度。此外，对于$\geq 10^5$ FRB，我们可以将再电离的持续时间$Δz$（平均电离分数0.25至0.75之间的持续时间）限制为$Δz = 2.0^{+0.5}_{-0.4}$，并将再电离的中点限制为$95\%$可信度下的$z = 7.8^{+0.4}_{-0.2}$。
2021-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Streaming Velocity Effects on the Post-reionization 21 cm Baryon Acoustic Oscillation Signal
早期宇宙中重子与暗物质之间的相对速度可以抑制小尺度重子结构的形成，并在再电离后的低红移处留下重子声学振荡（BAO）的印记。这种“流动速度”通过直接减少可能被再电离破坏的预先存在的小晕（$\lesssim 10^7 M_{\bigodot}$）的丰度和通过这些小晕内的光电离间接调制再电离历史来影响再电离后气体分布。在这项工作中，我们调查的BAO功能在HI 21厘米强度映射再电离后的流动速度的影响，重点是红移$3.5\lesssim z\lesssim5.5$。我们建立了一个空间调制晕模型，该模型考虑了星系际气体的局部再电离红移和热历史对过滤质量的影响。在我们的基准模型中，我们发现各向同性流动速度偏差系数$b_v$的范围从$z=3.5$处的$-0.0043$到$z=5.5$处的$-0.0273$，这表明BAO尺度被拉伸（即，峰移动到较低的PDMATHAMT）。特别地，流动速度使横向BAO标度在0.121%（$z=3.5$）和0.35%（$z=5.5$）之间移动，并且使径向BAO标度在0.167%（$z=3.5$）和0.505%（$z=5.5$）之间移动。这些变化超过了HI中更雄心勃勃的半球尺度调查的预测误差条（$1σ$每$Δz = 0.5$箱0.13%）。
2022-03-07 astro-ph.CO
A physical understanding of how reionization suppresses accretion onto dwarf halos
我们开发和测试与宇宙学模拟的物理动机的理论，重力，压力，冷却和自屏蔽之间的相互作用如何设置红移-依赖的质量尺度，在该光环可以吸积星系际气体。这个理论提供了一个物理解释的晕质量尺度，可以吸积未受冲击的星系际气体，这已经解释了特设的标准调整，以重现一些模拟的结果。此外，它提供了一个直观的解释，这个质量尺度如何依赖于再电离红移，电离背景的振幅，和红移。我们表明，吸积被抑制到更大规模的晕比已经被认为是因为以前的研究集中在气体部分的晕，而不是瞬时质量，可以吸积气体。质量为10^11兆太阳的晕不能吸积z=0的星系际气体，尽管它的祖先通常能够吸积更高红移的气体。我们描述了一个简单的算法，可以实现半解析模型，我们比较该算法的预测数值模拟。
2014-07-09 astro-ph.CO
High-Redshift Metals. II. Probing Reionization Galaxies with Low-Ionization Absorption Lines at Redshift Six
本文对17个类星体在红移z_em=5.8-6.4范围内的低电离金属吸收线系统进行了观测。我们的九个对象被观察到在高分辨率与凯克/HIRES或麦哲伦/MIKE，和其余的中等分辨率与凯克/ESI。测量跨度为5.3 < z_abs < 6.4，路径长度间隔ΔX=39.5，或Δz=8.0。我们总共发现了10个系统，其中5个是新发现的。视线数密度与z~3处DLAs和亚DLAs的组合数密度一致，DLAs和亚DLAs构成了低红移低电离系统的主要群体。这种明显缺乏演化的现象可能是因为低电离系统是由红移较高的低质量晕所承载的，或者是因为低电离气体在给定晕质量下的平均截面随着红移的增加而增加，这是由于较高的密度和较低的电离背景。这一大致恒定的数密度与C IV所追踪的高度电离系统在z > 5.3时数密度的急剧下降形成鲜明对比。z~6处的低电离系统的速度宽度范围与低红移亚DLAs相似，但在给定的宽度下具有明显较弱的线。这意味着宿主星系的质量-金属丰度关系在较高的红移下向较低的金属丰度方向演化。这些系统缺乏强Si IV和C IV，这在低红移的DLAs和亚DLAs中很常见。然而，这与低电离和高电离相的金属性类似的减少是一致的，并不一定表明附近缺乏高电离气体。z~6处低电离系统的高数密度表明，我们可能正在检测低于当前i-dropout和Ly-alpha发射星系调查限制的星系。因此，这些系统可能是负责氢再电离的“…
2011-01-23 astro-ph.CO
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
Cosmic Reionization on Computers: Statistical Properties of the Distributions of Mean Opacities
本文利用 CROC 模拟分析再电离时期星系际介质平均不透明度的统计分布，发现其在低红移与观测一致，但高红移分布过窄，印证模拟中再电离过早。
2025-03-13 astro-ph.CO
On using large scale correlation of the Ly-$α$ forest and redshifted 21-cm signal to probe HI distribution during the post reionization era
我们研究了探测Ly-$α$森林和HI 21 cm信号的三维互相关功率谱的可能性。互相关信号是直接依赖于暗物质的功率谱，是敏感的21厘米的亮度温度和Ly-$α$森林的偏见。这些偏置参数决定了红移空间中各向异性的强度。我们发现，可以检测到互相关功率谱使用$400 ~ \, \rm hrs$观测SKA-mid（第1阶段）和未来的BOSS样实验与类星体（QSO）密度$30 ~ \rm deg^{-2}$在峰值信噪比$15$的单场实验在红移$z = 2.5$。我们还研究了使用互功率谱约束各种偏置参数的可能性。我们发现，对于SKA-mid（相位1）的$10$独立点，在相同的实验条件下，对应于Ly-$α$森林的21 cm线性红移空间畸变参数$β_T$和$β_{F}$的$1 σ$条件误差分别为$\sim 2.7\%$和$\sim 1.4 \%$.这一预测表明，在现有的测量显着改善。我们声称，检测的3D互相关功率谱不仅可以确定宇宙学起源的信号中存在的天体物理前景，但也将提供严格的限制大规模HI偏见。这为理解宇宙结构的形成提供了一个独立的探索。
2015-07-11 astro-ph.CO
Implications of the $z>5$ Lyman-$α$ forest for the 21-cm power spectrum from the epoch of reionization
在过去的几年里，由于发现了具有$z>6$的类星体，我们对红移为$z=5$ - $6$的星系际介质的理解有了相当大的提高，这使得在这些红移处进行莱曼- $α$森林研究成为可能。由此得到的一个认识是，氢的再电离可能比以前认为的要晚得多，因此在IGM中可能存在大量的冷中性氢“岛”，其红移为$z=5$ - $6$。通过使用IGM的辐射转移模拟，我们考虑了这些中性氢岛的存在对21厘米功率谱信号的影响，以及HERA、SKA、LOFAR和MWA等实验对其的潜在探测。与以前的21厘米信号模型相比，我们发现，由于再电离的后期结束，在我们的模拟中，21厘米功率在$z=5$ - $6$的$k\sim 0.1~h/$ cMpc处继续高达$Δ^2_{21}=10~\mathrm{mK}^2$。这个功率谱的值比文献中考虑的这些红移的传统模型高几个数量级。假设前景减影是乐观的，那么HERA和SKA 1-LOW在$\sim 1000$小时内应该可以检测到21厘米功率谱的如此高的值。由于相对较低的天空温度和可能更丰富的多波长数据，这个红移范围也很有吸引力。
2021-08-18 astro-ph.CO
Two Epochs of Globular Cluster Formation from Deep Fields Luminosity Functions: Implications for Reionization and the Milky Way Satellites
我们银河系中球状星团的年龄已知的精确度约为\pm 1 Gyr，因此它们在红移z>~3时的形成，以及它们在等级宇宙学和星系际介质再电离中的作用仍然相对不确定。本文分析了球状星团的形成对哈勃超深场观测到的高红移星系的静止坐标系紫外光度函数和紫外连续谱斜率的影响。我们发现，大多数现今的球状星团形成于两个不同的时期：在红移z ~ 2-3和在红移z>~6。原始GC系统的诞生产生了星系LF的陡峭，昏暗的斜坡，并且因为原始GC的亮度在形成后5百万年消退，它们的蓝色与观测非常一致。我们的研究结果表明：i）大部分年龄>~12 Gyr的老球状星团（约占总星团的50%）形成于相对质量较大的矮星系中，红移z>~6; ii）原GC形成是这些矮星系中恒星形成的一种重要模式，并可能主导了再电离过程。这种情况的另一个后果是，一些质量最大的银河系卫星可能是暗淡的，但尚未被发现，因为潮汐剥离占主导地位的GC人口之前，显着剥离这些卫星的暗物质晕。这一设想可能会缓解CDM模拟和观测之间的一些剩余紧张关系。
2012-11-26 astro-ph.CO
PINION: Physics-informed neural network for accelerating radiative transfer simulations for cosmic reionization
随着平方公里阵列天文台（SKAO）的出现，科学家将能够通过绘制不同红移的中性氢分布来直接观察再电离时代。虽然物理动机的结果可以用辐射转移代码来模拟，但是这些模拟在计算上是昂贵的，并且不能容易地同时产生所需的尺度和分辨率。在这里，我们介绍了物理信息神经网络再电离（PINION），它可以准确，快速地预测完整的4-D氢分数演变从平滑的气体和质量密度场从预先计算的N体模拟。我们在C $^2$ -Ray模拟输出上训练PINION，并对再电离化学方程施加物理约束。PINION只需要5个红移快照和一个传播掩模作为电离光子平均自由程的简单近似，就可以准确地预测$z=6$和$12$之间的整个再电离历史。我们通过分析无量纲功率谱和形态统计估计对C $^2$ -射线的结果来评估我们的预测的准确性。我们表明，虽然网络的预测是在良好的协议与模拟红移$z>7$，网络的准确性受到$z<7$主要是由于过度简化的传播掩码。我们激励如何PINION性能可以大大提高，并有可能推广到大规模的模拟。
2023-03-09 astro-ph.CO
New Methods for Identifying Lyman Continuum Leakers and Reionization-Epoch Analogues
识别发射莱曼连续辐射（LyC泄漏）的低红移星系是研究再电离时期星系形成的主要间接方法之一。然而，不仅证明了识别这样的系统是具有挑战性的，而且还不确定低红移LyC泄漏者是否是宇宙再电离源的真正“类似物”。在这里，我们使用高分辨率的宇宙学辐射流体动力学模拟，以检查是否模拟星系在再电离时代共享类似的发射线特性观测到的LyC泄漏在$z\sim3$和$z\sim0$。我们发现具有高LyC逃逸分数（$f_{\rm esc}$）的模拟星系通常表现出高O32，并且与$z\sim3$ LyC泄漏者填充在R23-O32平面的相同区域。然而，我们发现，视角，金属丰度和电离参数都可以影响星系在O32- $f_{\rm esc}$平面上的位置。基于发射线诊断以及它们与$f_{\rm esc}$的相关性，$z\sim3$的低金属量LyC泄漏者似乎是再电离时代星系的良好类似物。相比之下，本地[SII]-缺乏星系不重叠的模拟高红移LyC泄漏的SII-BPT图;然而，这种诊断可能仍然是有用的识别泄漏。我们使用我们的模拟星系来开发多种新的诊断方法，以使用IR和星云发射线来识别LyC泄漏。我们表明，我们的模型只使用[CII] $_{\rm 158μm}$和[OIII] $_{\rm 88μm}$可以识别潜在的泄漏从非泄漏从本地矮星系调查。最后，我们将此诊断应用于已知的高红移星系，并发现在$z=9.1$的MACS 114…
2020-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
New Constraints on Cosmic Reionization from the 2012 Hubble Ultra Deep Field Campaign
理解宇宙再电离需要识别和表征早期氢电离光子的来源。2012年哈勃超深场（UDF 12）活动利用哈勃太空望远镜上的宽视场相机3获得了最深的红外图像，并首次系统地探索了宇宙微波背景（CMB）数据显示正在进行再电离的时代的星系群。因此，UDF 12活动提供了迄今为止对早期恒星形成星系的丰度，光度分布和光谱特性的最佳限制。我们综合了新的UDF 12结果与CMB观测的最新约束，以推断红移相关的紫外（UV）光度密度，再电离历史和电子散射光学深度演化与现有数据一致。在对氢电离光子逃逸分数和星系际介质聚集因子的合理假设下，我们发现，要使宇宙完全红移z~6，红移z~7-9的恒星形成星系的星族可能必须在UDF 12极限之下扩展到M_UV \sim -13或更暗的绝对UV星等。此外，z \simeq 7-8星系的正常紫外线颜色和UDF 12到z \simeq 10星系观测到的随红移而平滑下降的低水平恒星形成延伸到红移z~15-25，这也可能需要重现从CMB观测推断的电子散射的光学深度。
2013-03-20 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
Prospects of FRBs and Large Scale 21 cm Power Spectra in Constraining the Epoch of Reionization
本研究探讨了高红移FRB色散量与大尺度21cm功率谱的联合应用，通过SCRIPT模型分析表明，两者结合能显著提升对再电离纪元参数和宇宙热历史的约束精度。
2024-08-11 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
