The Galaxy Luminosity Function during the Reionization Epoch
新的宽视场相机3/红外观测哈勃超深场开始研究星系在再电离时期的性质。为了解释这些观测结果，我们提出了一种新的方法的启发条件光度函数方法。我们校准我们的模型在z=6的观测，并假设一个非进化的星系光度与晕质量的关系。我们首先将模型预测与在z=5和z=4时测量的光度函数进行比较。然后，我们预测的光度函数在z>=7的唯一假设下，在底层的暗物质晕质量函数的演变。我们的模型与HUDF巡天中观测到的z>6.5的星系数计数一致，并表明光度函数的暗端斜率可能变陡：与z=6时的alpha=-1.74相比，alpha（z>8）< -1.9。虽然我们目前只能看到最亮的星系，但隐藏的低光度天体（L/ L_{*} > 10^{-4}）可能提供总再电离通量的75%以上。假设逃逸分数f_{esc} ~0.2，聚集因子C~5，顶重IMF和低金属丰度，低于检测限的星系在z>8时产生完全再电离。对于太阳金属丰度和正常恒星IMF，再电离在z>6时结束，但要获得与WMAP测量一致的光学厚度，需要较小的C/ f_{esc}。我们的模型强调了亚L * 星系中的恒星形成速率与暗物质晕质量之间存在准线性关系，这表明在z>6时，辐射和机械反馈的有效性不如现在。
2010-04-02 astro-ph.CO
Primordial magnetic field constraints from the end of reionization
早期宇宙中产生的原始磁场是大量研究的主题，并且需要对其强度的观测限制来约束理论。由于它们对再电离过程的影响，原始场的强度可以使用最新的再电离数据和观测到的高红移星系的紫外光度函数来限制。由于光度函数的暗端斜率很陡，暗星系贡献了大量的电离光子，而低光度截止对总预算有影响。来自原始磁场的磁压通过阻止质量低于10^{10} M_solar（B_0 / 3 nG）^[3]的晕的坍缩来影响这种截止，其中B_0是同向移动的磁场强度。在这封信中，这些效应的影响始终纳入一个简化的模型再电离，由于宇宙学参数，再电离参数和观测到的紫外光度函数的不确定性得到解决。我们发现在z \sim 7处观察到的电离度导致B_0 \lsim 2- 3 nG的最强上限。在z>7处的高电离度的测量可以遵循更强的限制。
2011-09-24 astro-ph.CO
Dark Twilight Joined with the Light of Dawn to Unveil the Reionization History
改进测量的宇宙微波背景极化普朗克允许一个详细的研究超出平均光学深度的再电离。较低的光学深度值不利于早期开始和早期完成的reionization有利于redsfhit范围内，不同的天体物理探测器提供合理的信息，再电离源和星系际介质的状态。在这项工作中，我们扩展了我们以前的研究，其中我们通过结合三种不同的探针- CMB，UV光度密度和中性氢分数数据-在治疗和数据中约束再电离：我们首先允许UV源项的变化，改变UV发光度转换成电离光子的效率与逃逸分数的乘积以及再电离和宇宙学参数，然后，我们调查的影响，一个不太保守的削减紫外光度函数。我们发现，估计的效率是一致的95%C. L。与我们在以前的结果中考虑的固定值，并且主要受QHII数据的约束。我们发现，允许效率的变化不会显着影响我们的平均光学深度的单调再电离历史的结果，恢复$τ=0.0519_{-0.0008}^{+0.0010}$在68% CL，与我们以前的研究一致。使用一个不太保守的削减紫外光度函数，我们发现$τ=0.0541_{-0.0016}^{+0.0013}$在68% CL，由于我们使用的数据中的光度函数的暗端，这也更倾向于从较高的红移较大的贡献。
2022-01-12 astro-ph.CO
Impact of H_2-based star formation model on the z>=6 luminosity function and the ionizing photon budget for reionization
本文用数值方法研究了H_2基恒星形成（SF）模型对z ≥ 6星系的静止坐标系UV光度函数和恒星形成速率函数（SFRF）的影响，以及对再电离的影响。利用H_2-SF模型的宇宙流体动力学模拟，在Muv<=-18时，我们发现与我们以前的结果（非H_2-SF模型）和观测值符合得很好。然而，在Muv>-18时，我们发现LF偏离了我们以前的工作和目前的观测外推，产生了显着更少的低光度星系，并在暗端表现出额外的周转。我们使用修改后的Schechter函数来约束这个周转点的红移演化，该函数包括额外的项来量化周转幅度（Muv^t）和随后的斜率（Beta）。我们发现Muv^t从Muv^t=-17.33（z=8）发展到-15.38（z=6），而Beta在同一时期变浅了ΔBeta=0.22。这发生在JWST可观察到的Muv范围内。通过对SFRF的积分，我们确定H_2-SF模型虽然在Muv>-18时显著地降低了低光度星系的数密度，但它对总SFR密度的抑制并不足以影响SF维持再电离的能力。
2013-02-25 astro-ph.CO
Breaking the UV Luminosity Function Degeneracy:Self-Interacting Dark Matter Constraints from Reionization Topology
University of Oxford（牛津大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
本文通过再电离拓扑证明自相互作用暗物质约束不再退化，利用JWST和SKA1-Low数据排除或检测特定暗物质参数。
2026-04-21 astro-ph.CO
Expanded Search for z~10 Galaxies from HUDF09, ERS, and CANDELS Data: Evidence for Accelerated Evolution at z>8?
我们使用公开的HUDF 09、ERS和CANDELS巡天，在钱德拉深空南部的~160弧分^2的WFC 3/IR数据中搜索z~10星系，在H_（160）AB mag. z>~9.5范围内5 σ深度范围内，通过J_（125）-H_（160）>1.2的颜色和J_（125）蓝向的任何带的未检测，确定了候选星系。125. Spitzer IRAC测光是将真正的高z候选星系与具有演化或严重尘埃遮蔽的恒星星族的中等红移（z~2-4）星系分离的关键。在去除了16个中等亮度（H_160~24-26等）的强IRAC探测源之后，我们在整个数据集中只发现了一个可能的z~10星系候选者，这是Bouwens等人（2011）之前报道的。新的数据覆盖了3倍大的区域，并对紫外光度函数（LF）的演变提供了更强的约束。如果将z~4-8的低频演化外推到z~10，则在我们的数据中预计有6个z~10星系。只有一个源的检测表明，UV LF在z~8之前以加速的速率演化。从z~10到z~8，仅在1.7亿年内，光度密度就增加了一个数量级以上。这一增加比从紫外线低频的较低红移外推所预期的要大>= 4倍。因此，我们很可能在宇宙再电离的中心见证了星系的第一次快速积聚。未来的深度HST WFC 3/IR数据，达到远超过29等，可以实现z~10附近的加速演化的更稳健的量化。
2011-08-25 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
Morphologies of z~0.7 AGN Host Galaxies in CANDELS: No trend of merger incidence with AGN luminosity
触发活动星系核（AGN）的过程仍然知之甚少。虽然较低光度的活动星系核可能由宿主星系的微小扰动触发，但可能需要更强的扰动才能触发明亮的活动星系核。大规模的星系湿合并是AGN触发的理想环境，因为它们提供了大量的气体供应和星系尺度的扭矩。然而，很少有观测证据表明活动星系核和大的合并之间有很强的联系。我们分析了活动星系核宿主星系的形态学特性作为活动星系核和宿主星系光度的函数，并将它们与控制星系的仔细匹配样本进行比较。活动星系核是在红移0.5 < z < 0.8范围内选择的X射线，其亮度为41 < log（LX [erg/s]）< 44.5。通过在控制星系中加入与匹配活动星系核大小相同的点源，模拟了“假活动星系核”。我们发现活动星系核的宿主星系和控制星系在950 nm处具有相似的不对称性、Sersic指数和椭圆率。活动星系核的宿主星系既没有表现出更高的平均不对称性，也没有表现出更高比例的非常扰动的物体。活动星系核光度并没有增加合并信号的普遍性。在95%的置信度下，我们发现主要的合并对我们样本中所有活动星系核的贡献小于6%，对活动星系核最高光度log（LX [erg/s]）~ 43.5）的贡献小于40%。因此，主要的合并，要么只发挥非常小的作用，在触发活动星系核的光度范围内研究或时间延迟太长，合并功能保持可见。
2014-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization and feedback in overdense regions at high redshift
在高红移下对星系光度函数的观测通常集中在有限大小的视场上，这些视场优先包含明亮的光源。这些区域可能过密，因此相对于全局平均区域有偏差。使用基于Choudhury & Ferrara（2006）的半解析模型，该模型经过校准以匹配大范围的观测，我们研究了过密区域宇宙的再电离和热历史。计算结果表明：（1）由于源数的增加和辐射反馈的增加，在有偏区的再电离和热历史与平均值有明显的不同。(ii)有偏差区域的星系光度函数与平均区域的光度函数有明显的不同。特别是，宇宙再电离产生的辐射反馈效应在更明亮的光度下是可见的。(iii)由于过密区域内的辐射反馈增强，在这些区域的光度函数比平均区域对再电离历史更敏感。反馈效应对于绝对AB星等$M_{AB} \gtrsim -17$在$z=8$是可见的，几乎在现今观测的范围之内，并且肯定会被JWST探测到。这可能作为辐射反馈的额外探测器，从而在高红移下再电离。
2010-11-26 astro-ph.CO
Ultraviolet Luminosity Density of the Universe During the Epoch of Reionization
银河系外背景光的空间波动跟踪宇宙中所有恒星和星系的总发射。多波长研究可用于测量宇宙大约5亿年时再电离期间第一个星系的综合发射。在这里，我们报告弧分尺度的空间波动，在最深的天空调查之一，哈勃太空望远镜在五个波段之间的0.6和1.6 $μ$ m。通过模型拟合观测到的强度涨落角功率谱，得到$z$ > 8时星系的紫外光度密度为$\log ρ_{\rm UV} = 27.4^{+0.2}_{-1.2}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$ Mpc $^{-3}$ $(1σ)$ .这种水平的综合光发射允许一个显着的表面密度较暗的原始星系，低于点源检测水平在目前的调查。
2015-09-09 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
UV-Continuum Slopes of >4000 z~4-8 Galaxies from the HUDF/XDF, HUDF09, ERS, CANDELS-South, and CANDELS-North Fields
我们利用HST HUDF/XDF、HUDF 09 -1、HUDF 09 -2、ERS、CANDELS-N和CANDELS-S数据集，在很宽的红移z~4-8和光度范围内，测量了4000多个高红移星系的紫外连续谱斜率β。我们的新β结果在z~4（-15.5等：0.006 L*（z=3））、z~5（-16.5等：0.014 L *（z=3））以及z~6和z~7（-17等：0.025 L*（z=3））处达到非常微弱的水平。先前研究之间的相互影响使我们对系统误差进行了全面审查，并开发了一种新的技术来测量β，该技术对噪声影响产生的偏差具有鲁棒性。我们通过逐对象比较证明，所有以前的研究，包括我们自己的研究和在最新的HUDF 12数据集上进行的研究，都存在β的小系统误差。我们发现，在校正了系统误差（通常d（beta）~0.1-0.2）之后，来自不同组的在z~7处的所有beta结果都非常一致。我们测量的微弱信号的平均β（-18 mag：0.1L*（z=3））z~4，z~5，z~6和z~7星系的平均值为-2.03+/-0.03+/-0.06（随机误差和系统误差）分别为-2.14+/-0.06+/-0.06、-2.24+/-0.11+/-0.08和-2.30+/-0.18+/-0.13。我们的新β值比我们过去报告的更红，但比其他最近的结果更蓝。我们先前报道的在低光度下更蓝的β的趋势得到了证实，在高红移下向…
2014-08-03 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
Reionization, UV Luminosity and 21$\,$cm Sensitivity to Primordial Magnetic Fields: Impact of Energy Losses
Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Institute for Nuclear Research of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院核物理研究所）；Vrije Universiteit Brussel（布鲁塞尔自由大学）
研究通过考虑能量损失对原始磁场的影响，重新评估其约束，并展示21厘米信号实验HERA对原始磁场的灵敏度提升。
2026-10-02 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers: The Faint End of the Galaxy Luminosity Function
利用“计算机上的宇宙再电离”（CROC）项目下完成的数值宇宙学模拟，我探索理论预测的星系紫外光度函数在$z\geq 6$暗端。一个常用的Schechter函数近似的幅度削减在$M_{\rm CUT}\sim-13$提供了一个合理的拟合模拟星系的实际光度函数。当Schechter函数的形式是强制的亮度函数的模拟，发现幅度削减$M_{\rm CUT}$之间变化的$-12$和$-14$与一个温和的红移的依赖。Robertson等人（2015）使用的Madau，Haardt & Rees（1997）的再电离分析模型提供了对模拟结果的良好描述，但只有在考虑有效逃逸分数的红移依赖性（由Madau，Haardt & Rees模型未捕获的物理过程引起）时。
2016-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Astroparticle Constraints from Cosmic Reionization and Primordial Galaxy Formation
我们推导出不同的暗物质替代冷暗物质（CDM）的方案中的天体粒子约束：热遗迹暖暗物质，WDM;模糊暗物质，$ψ$ DM;自相互作用暗物质，SIDM;无菌中微子暗物质，$ν$ DM。我们的框架是基于更新的确定的高红移紫外光光度函数的原始星系的红移$z\sim 10$，在上述DM方案的数值模拟红移依赖的晕质量函数，和强大的约束宇宙的再电离历史，从最近的天体物理和宇宙学数据集。首先，我们建立了一个宇宙再电离的经验模型，其特征在于由两个参数，即逃逸分数$f_{\rm esc}$的电离光子从原始星系，和极限UV幅度$M_{\rm UV}^{\rm lim}$下，外推的UV光度函数急剧增加。其次，我们执行UV光度函数和晕质量函数的标准丰度匹配，获得UV光度和晕质量之间的关系，其形状取决于每个DM场景特定的天体粒子数量$X$（例如，WDM粒子质量）;我们利用这样的关系，在分析中引入了一个限制，从原始星系形成，在阈值晕质量方面，超过原始星系可以有效地形成恒星。第三，我们实现了顺序更新的Bayesian MCMC技术，对三个参数$f_{\rm esc}$、$M_{\rm UV}^{\rm lim}$、$X$进行联合推断，并比较不同DM场景对再电离历史的结果。最后，我们强调了我们的天体粒子估计的相关性，在预测的行为的高红移紫外光度函数在微弱的，但未探索的幅度，可能会测试的詹姆斯韦伯太空望远镜的出现。
2022-09-12 astro-ph.CO
A CANDELS - 3D-HST Synergy: Resolved Star Formation Patterns at 0.7 < z < 1.5
利用CANDELS的多波长宽带成像和3D-HST的Halpha表面亮度剖面，分析了473个大质量恒星形成星系在0.7 < z < 1.5时的分辨恒星星族。总之，这个独特的数据集揭示了聚集的恒星质量如何在星系内分布，以及新恒星正在形成的地方。我们发现的Halpha形态更接近ACS I带中观察到的比在WFC 3 H带，特别是对于较大的系统。接下来，我们推导出一个新的处方Halalpha尘埃校正，占额外的灭绝对HII地区。处方导致一致的SFR估计和再现的Halpha/UV光度比和视觉消光之间的关系，无论是在一个像素的像素和星系集成的水平。我们发现恒星形成的表面密度与星系内空间分辨区域的组装恒星质量的表面密度相关，类似于在星系集成水平上建立的所谓的“恒星形成的主序列”。在星系的内部区域，发现了从这种关系到较低的等效宽度的偏差。另一方面，团块和螺旋特征与增强的Halpha等效宽度，更蓝的颜色和更高的特定恒星形成率相关联。它们的Halpha/UV光度比低于底层的盘，这表明ACS团块选择优先选择那些被尘埃遮蔽最少的恒星形成活动升高的区域。我们的分析强调，星系结构的单色研究可以严重限制由于尘埃和空间不均匀的恒星形成历史的质光比的变化。
2013-10-21 astro-ph.CO
Galaxy UV-luminosity function and reionization constraints on axion dark matter
如果暗物质（DM）是由轴子组成的，那么宇宙中的结构形成将被抑制在轴子金斯尺度之下。利用一个含有轴子和冷暗物质的混合DM模型的晕质量函数的解析模型，结合丰度匹配技术，构造了紫外光度函数。轴子抑制高$z$星系的形成和紫外光光度函数被截断在一个最微弱的极限星等。从紫外光光度函数出发，我们预测了宇宙的再电离历史，发现轴子DM在较低红移处引起再电离。我们使用哈勃超深场紫外光度函数在红移范围$z=6$ - $10$内寻找轴子存在的证据，以及从宇宙微波背景偏振测量的再电离光学深度$τ$。我们考虑的所有探针一致排除了$m_a\lesssim 10^{-23}\text{ eV}$对DM的贡献超过一半，我们最强的约束排除了该模型超过$8σ$显著性。在保守的再电离模型中，带有$m_a=10^{-22}\text{ eV}$的DM的一个主要成分与$τ$的测量值处于$3σ$张力中，对尖核问题的轴子解施加压力。对于只贡献DM的一半的轴子，张力降低到$2σ$。未来JWST在$z=10$ - $13$范围内对紫外光光度函数的测量将为支持或反对$m_a=10^{-22}\text{ eV}$提供进一步的证据。探测更高质量的$m_a=10^{-21}\text{ eV}$将有可能使用先进的ACTPol的动力学Sunyaev-Zel'dovich效应的未来测量来限制再电离的时间和持续时间。
2015-05-28 astro-ph.CO hep-ph
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
Luminous and High Stellar Mass Candidate Galaxies at z ~ 8 Discovered in CANDELS
哈勃太空望远镜宇宙组装近红外深河外遗产巡天的一个关键目标是追踪星系演化到z ~ 8。其“宽深”两级战略弥补了现有近红外调查的重大空白。在这里，我们报告的z ~ 8星系候选人被选为F105 W波段退出在其深场之一，其中包括50.1平方弧分至4ks深度的三个近红外波段在大天文台起源深巡天南部领域。我们的两个候选者的J<26.2等，并且比任何先前已知的F105 W-dropout都要亮1等。我们推导出星系在z ~ 8处的静止坐标系紫外光度函数亮端的约束条件，并表明这种非常明亮的天体的数量密度高于以前的Schechter光度函数估计在此红移处的预期。另外两个候选者在斯皮策红外阵列相机图像中被安全地检测到，这是在z ~ 8处的第一个这样的单独检测。它们导出的恒星质量为几× 10^9 M_sun的量级，由此我们获得了z ~ 8处星系恒星质量函数高质量端的首次测量结果。在z ~ 8处，非常明亮和非常巨大的星系的高数量密度，如果是真的，可能意味着恒星与晕的质量比很大，并且在如此早的时间内，重子向恒星的有效转换。
2012-11-28 astro-ph.CO
The Luminosity Function at z~8 from 97 Y-band dropouts: Inferences About Reionization
[简要]我们提出了迄今为止最大的搜索$z\sim8$莱曼破裂星系（LBG）的基础上350弧分$^2$的HST观测的V，Y，J和H波段的电离银河系（BoRG）调查。BoRG数据集包括$\sim$ 50 arcmin $^2$的新数据和对两个先前BoRG点的更深入观察，从中我们提出了9个新的$z\sim8$ LBG候选者，使BoRG LBG的总数达到38个与$25.5\leqslant m_{J} \leqslant 27.6$（AB系统）。我们介绍了一种新的贝叶斯形式主义估计星系光度函数（LF），它不需要装箱（因此涂抹）的数据，并包括一个可能性的基础上正式正确的二项分布，而不是经常使用的近似泊松分布。我们展示了新方法在$97$ LBG样本上的实用性，该样本将明亮的BoRG星系与Bouwens等人（2012）发表的来自HUDF和ERS计划的较暗源相结合。我们发现，$z\sim8$ LF是很好地描述了一个Schechter函数的特征幅度$M^\star = -20.15^{+0.29}_{-0.38}$，$α= -1.87^{+0.26}_{-0.26}$的弱端斜率，和数密度的$\log_{10} ϕ^\star [\textrm{Mpc}^{-3}] = -3.24^{+0.25}_{-0.24}$。这个LF向下积分到$M=-17.7$，产生一个光度密度，$\log_{10} ε[\t…
2014-03-25 astro-ph.CO
The Evolution of the Lyman-Alpha Luminosity Function During Reionization
氢再电离发生的时间范围是高度不确定的，但可以通过观测来自遥远来源的莱曼α（Ly $α$）发射来限制。星系际介质（IGM）中的中性氢使星系发射的Ly $α$ ~光子衰减。随着再电离的进展，IGM不透明度降低，增加了Ly $α$ ~的可见性。Ly星系的$α$ ~光度函数（LF）是一个有用的工具来限制再电离的时间轴。在这项工作中，我们模型的Ly $α$ ~LF作为红移，$z=5-10$，和平均IGM中性氢分数，$\overline{x}_\textsc{hi}$的函数。我们结合从非均匀再电离模拟得到的Ly $α$ ~光度概率分布与UV LF模型来模拟Ly $α$ ~LF。随着中性部分的增加，Ly $α$ ~发射星系的平均数密度减小，亮度降低，尽管对于$\overline{x}_\textsc{hi} \lesssim 0.4$，Ly $α$ ~LF只有很小的减少。我们使用我们的模型来推断IGM中性分数在$z=6.6, 7.0, 7.3$从观察到的赖氨酸$α$ ~ LF。我们的结论是，有一个显着的增加，在中性分数增加红移：$\overline{x}_\textsc{hi}(z=6.6)=0.08^{+ 0.08}_{- 0.05}, \, \overline{x}_\textsc{hi}(z=7.0)=0.28 \pm 0.05$和$\overline{x}_\textsc{hi}(z=7…
2021-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A joint measurement of galaxy luminosity functions and large-scale field densities during the Epoch of Reionization
当代望远镜最令人兴奋的进步之一是在再电离时期探测星系，使用深场将这些仪器推向极限。我们必须优化对这些领域的分析，以便从中提取尽可能多的信息。特别是，测量星系光度函数的标准方法丢弃了关于大尺度暗物质密度波动的信息，尽管这种大尺度结构在宇宙黎明期间驱动了星系形成和再电离。测量这些密度将提供一个可观测的基础，将星系调查与再电离过程和结构形成的理论模型联系起来。在这里，我们使用现有的哈勃深场数据，同时适合的通用光度函数和测量大尺度密度为每个哈勃深场在$z =$ 6- 8直接将先验的大尺度密度场和星系的偏见。我们的通用光度函数的拟合与以前的方法是一致的，但在细节上有所不同。这是第一次，我们测量的调查领域，包括最高/最低密度的哈勃领域的基本密度。我们表明，密度的分布是一致的，目前的宇宙方差的预测。对17个场的分析是詹姆斯韦伯太空望远镜可能实现的一个小样本，它将在可比（或更好）的深度和更高的红移下测量数百个场。
2022-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
UV-continuum slopes at z~4-7 from the HUDF09+ERS+CANDELS observations: Discovery of a well-defined UV-color magnitude relationship for z>=4 star-forming galaxies
利用超深ACS和WFC 3/IR HUDF+ HUDF 09数据，以及CDF-S GOODS场上的广域GOODS+ERS+CANDELS数据，测量了恒星形成星系在宽光度范围（0.1L*（z =3）~ 2L*（z =3））内高红移（z~7 ~ z~4）的紫外色，用紫外连续斜率β表示。使用未被Ly_alpha和光谱突变污染的所有ACS和WFC 3/IR通带测量β。广泛的测试表明，我们的beta测量只受到最小的偏差。使用不同的选择程序，Dunlop等人最近在他们的β测量中发现了很大的偏差。为了调和这些不同的结果，我们模拟了这两种方法，发现如果使用相同的通带来选择源和测量β，那么微弱源的β测量会受到很大的偏差。高红移星系显示出一个定义明确的静止坐标系紫外色-星等（CM）关系，在紫外光度较暗时，系统性地变蓝。在第一个1.5 Gyr中，在UV CM关系的斜率中没有看到演变，尽管从z~7到z~4，在零点到更红的颜色中有一个小的演变。这表明星系在L（UV）色（beta）平面上沿着一个定义明确的序列演化（“恒星形成序列”？）。尘埃似乎是驱动紫外线颜色（β）随光度变化的主要因素。这些新的更大的β样本改进了z~4-7处的尘埃消光估计，并证实在低光度和高红移下消光仍然基本为零。包含新的尘埃消光结果导致（i）z~4-8处的SFR密度与从恒星质量密度推断的密度之间的极好的一致性，以及（ii）在z>~4处的较高…
2012-07-09 astro-ph.CO
CANDELS: Constraining the AGN-Merger Connection with Host Morphologies at z~2
利用作为宇宙组装近红外深河外遗留巡天（CANDELS）的一部分的HST/WFC 3成像，我们研究了主要星系合并在触发z~2活动星系核（AGN）活动中所起的作用。我们的样本由72个中等光度（Lx ~ 1 E42 - 1 E44 erg/s）的活动星系核组成，它们是利用Chandra深场南的4毫秒Chandra观测结果选出的，这是迄今为止最深的X射线观测结果。采用视觉分类，我们分析了活动星系核宿主星系的静止坐标系光学形态，并将其与相同红移的216个非活动星系的质量匹配对照样本进行了比较。我们发现大部分活动星系核位于盘状星系中（51.4%），而较小的百分比被发现在球状体中（27.8%）。大约有16.7%的活动星系核主机有高度扰动的形态，似乎参与了一个重大的合并或相互作用，而大多数主机（55.6%）出现相对放松和不受干扰。这些分数是统计上一致的控制星系，显示出类似的形态干扰的分数。这些结果表明，相对于z~2处质量相近的非活动星系，中等光度活动星系核的宿主不太可能参与正在进行的合并或相互作用。在活动星系核宿主中观察到的高盘分数也似乎与合并驱动的吸积应该是z~2处活动星系核主要的燃料模式的预测不一致，即使在中等X射线光度下。虽然我们不能排除小的合并是触发这些系统的原因，但大量相对未受干扰的盘状宿主的存在表明，长期过程在z~2处的活动星系核活动中起着比以前认为的更大的作用。
2011-09-12 astro-ph.CO
The Impact of Scatter in the Galaxy UV Luminosity to Halo Mass Relation on Ly$α$ Visibility During the Epoch of Reionization
氢的再电离与宇宙中的第一个结构密切相关，因此了解再电离的时间轴有望揭示这些早期物体的性质。特别是Lyman α（Ly $α$）从星系穿过星系际介质（IGM）的传输对IGM中的中性氢敏感，因此可以用来探测再电离时间轴。在这项工作中，我们实现了一个改进的模型的星系紫外光度暗物质晕质量的关系，推断体积平均分数的中性氢在IGM从Ly $α$观测。许多模型假设，紫外线明亮的星系是由IGM过密区域的大质量暗物质晕所承载的，因此存在于相对较大的电离区域。然而，观测和N-体模拟表明，在紫外光光度晕质量关系的散射是预期的。在这里，我们对散射进行建模（尽管我们假设IGM拓扑不受影响），并评估再电离过程中对Ly $α$可见性的影响。我们发现，紫外线光度晕质量散射减少LY $α$的可见性相比，没有散射的模型，这是最重要的紫外线明亮的星系。然后，我们使用我们的模型与散射推断中性分数，$\overline{x}_{\mathrm{HI}}$，在$z \sim 7$使用的样本莱曼break星系的遗产领域。我们推断，与没有分散的$\overline{x}_{\mathrm{HI}} = 0.59_{-0.14}^{+0.12}$相比，有分散的$\overline{x}_{\mathrm{HI}} = 0.55_{-0.13}^{+0.11}$有非常轻微的下降，并且在不确定性范围内是一致的。最后，我们把我们的结果的…
2020-04-23 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
New observations of z~7 galaxies: evidence for a patchy reionization
我们提出了新的结果，从我们的搜索z~7星系的深光谱观测的候选z-辍学的坎德尔领域。尽管我们灵敏的观测达到了极低的通量极限，但只有2个星系具有鲁棒的红移识别，一个来自z=6.65的Lyalpha发射线，另一个来自Lyman-break，即Lyalpha波长处的连续间断与红移6.42一致，但没有发射线。此外，对于23个星系，我们提出了深限制Lyalpha EW来自超深观测的非检测。利用这些新的数据以及以前的样本，我们收集了总共68个候选的z~7星系的深光谱观测，其中12个有一个线检测。通过这个放大的样本，我们可以对z~7 Lyman break星系中Ly $α$发射的下降分数进行严格的限制，与z~6相比，无论是亮星系还是暗星系。应用一个简单的分析模型，我们表明，目前的数据有利于一个补丁的再电离过程，而不是一个光滑的。
2015-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 duration of reionization constrains the ionizing sources
我们调查的性质的星系，再电离宇宙影响的持续时间。我们对比两组模型：一个在其中星系的光度函数的暗淡的一面占主导地位的电离发射率，和第二个在其中星系的光度函数的明亮的一面占主导地位。光度函数的暗端演化缓慢，因此第一组模型中从大部分中性状态到大部分电离状态的转变比第二组模型需要更长的时间。现有的观测对这一转变持续时间的限制相对较弱，但从表面上看，更倾向于亮面星系起主要作用的模型。从再电离时代开始，对宇宙微波背景中的动力学Sunyaev Zeldovich效应的测量也指向同一方向。
2018-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of 207 Lya Emitters at a Redshift Near 7: Constraints on Reionization and Galaxy Formation Models
我们基于斯巴鲁/XMM-牛顿深空巡天（SXDS）1度^2天区z=6.6的207个Lya发射体（LAEs）的最大样本，给出了Lya光度函数（LF）、聚类测量和Lya谱线轮廓。我们的z=6.6 Lya LF包括宇宙方差估计，得到最佳拟合Schechter参数phi*=8.5 + 3.0/-2.2 x10^（-4）Mpc^（-3）和L*（Lya）=4.4 +/-0.6 x10^42 erg s^（-1），α固定为-1.5，并表明在>~90%的置信水平下从z=5.7下降。然而，这种下降并不大，在Lya光度中仅为~30%，这在以前的研究中太小而无法识别。首次检测到z=6.6 LAE的聚类信号。我们得到的相关长度为r_0=2-5 h^（-1）Mpc，偏差为b=3-6，并且发现在z=6.6时再电离对团簇振幅没有显著的提高。从聚类推断的平均托管暗晕质量为10^10-10^11 Mo，LAE人口的占空比约为1%，尽管有很大的不确定性。我们的高质量Keck/DEIMOS谱的平均值显示半高宽速度宽度为251 +/-16 km s^（-1）。我们发现Lya线轮廓从z=5.7到6.6没有大的演化，并且在z=6.6处Lya光度和线宽之间没有反相关。各种再电离模型和我们的LF，集群，和线轮廓的观测结果相结合表明，会存在一个小的减少IGM的Lya传输由于再电离，但氢IGM不是高度中性的z=6.6。我们的中性氢分数…
2010-09-03 astro-ph.CO
Model-independent Reconstruction of UV Luminosity Function and Reionization Epoch
本研究采用非参数高斯过程方法重建UV光度函数，发现其偏离传统Schechter模型，并结合JWST等数据联合分析，得出了不受该偏离影响的再电离历史及光深等精确参数。
2024-12-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The BlueTides Simulation: First Galaxies and Reionization
我们介绍了BlueTides模拟和报告的第一个星系和活动星系核的光度函数的初步结果，以及它们对再电离的贡献。BlueTides在NCSA的BlueWaters集群上从$z=99$到$z=8.0$运行，并且在每侧盒的$400$ Mpc/h中包括2个$\times$ 7040 $^3$粒子，使其成为有史以来在高红移下进行的最大流体动力学模拟。BlueTides包括平滑粒子流体动力学、气体冷却、恒星形成（包括分子氢）、黑洞生长以及恒星和活动星系核反馈过程模型的压力-熵公式。模拟中的恒星形成率密度与$z\sim 8-10$当前的观测数据很好地匹配。我们发现观测和预测的星系光度函数在目前可观察到的范围$-18\le M_{\mathrm UV} \le -22.5$与一些尘埃消光需要匹配的丰富的更明亮的对象之间有很好的协议。BlueTides实现了一个补丁再电离模型，产生波动的紫外线背景。BlueTides预测了比当前观测极限更暗的星系的数量，这与外推光度函数的暗端斜率与$z\sim 8$的幂律指数$α\sim -1.8$和$α\sim (1+z)^{-0.4}$的红移依赖性是一致的。活动星系核的光度函数符合幂律，其斜率$α\sim -2.4$与最深的坎德尔-货物场相当。我们研究了这些光度函数如何影响再电离的进程，并发现，如果星系在再电离过程中占主导地位的电离光子预算，则需要高的莱曼- $α…
2015-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low-mass suppression of the satellite luminosity function due to the supersonic baryon--cold-dark-matter relative velocity
我们研究了超音速重子-CDM流对银河系等星系周围发光的低质量卫星星系丰度的影响。CDM流最近被证明对10 <~ z <~ 1000暗时代的结构形成有很大的影响。由于超音速重子-CDM流显著地抑制了形成的晕的数量和在z >~ 10时质量为10^6 < M_{halo} / M_solar < 10^8的晕上吸积的重子数量，因此对再电离前的恒星光度函数产生了很大的影响。由于这些质量的晕被认为在再电离后由于紫外线背景的光加热效应而很少有恒星形成，这种效应一直持续到今天。我们计算出，今天拥有明亮卫星星系的低质量10^6 < M_{halo} / M_solar < 10^8晕的数量通常被抑制了50%，在初始超音速较高的区域，其值高达90%。我们发现，这种以前被忽略的宇宙学效应解决了银河系中观测到的和预测的低质量卫星数量之间的大部分紧张关系，从而避免了在再电离之前需要任何其他质量依赖的恒星形成抑制。
2012-05-09 astro-ph.CO
On the Use of Ly-alpha Emitters as Probes of Reionization
利用数值模拟方法研究了部分再电离星系际介质（IGM）的斑块效应对高红移（z ~ 6）Ly-alpha辐射源（LAEs）可观测性的影响。本文提出了一个新的模型，将Ly-alpha辐射转移分为环星系和河外星系（IGM）两部分，并研究了内禀线模型的选择对IGM传输结果的影响。我们使用我们的模型来研究中性氢对统计观测量的影响，如Ly-alpha restframe等效宽度（REW）分布，LAE光度函数和两点关联函数。我们发现，如果观测到的LAE光度函数和等效宽度分布在z ~ 6和z ~ 7之间的变化仅由IGM中性分数的增加来解释，我们需要一个非常晚和快速的再电离场景，其中宇宙在z = 7时电离了~ 40%，在z = 6.5时电离了~ 50%，在z = 6时电离了~ 100%。这与其他观察结果相冲突，表明在z > 6时的内在LAE演化不能完全忽略。我们展示了如何两点关联函数可以提供更强大的约束，一旦未来的观测获得更大的LAE样本，并提供预测的样本量需要告诉不同的再电离方案分开。
2012-10-18 astro-ph.CO
Probing the Dawn of Galaxies at z~9-12: New Constraints from HUDF12/XDF and CANDELS Data
我们提出了一个全面的分析z>8星系的超深WFC 3/IR数据的基础上。我们利用HUDF 09和新的HUDF 12计划的哈勃超深场的所有WFC 3/IR数据，以及HUDF 09平行场数据，以及GOODS-South更宽区域的WFC 3/IR成像，限制UV光度函数（LF）和光度密度从z~11到z~8的演化。根据Lyman Break技术，我们选取了3个样本，分别位于z~9、z~10和z~11附近，其中z~9有7个候选星系，z~10和z~11各有1个。我们确认了一个新的z~10候选者（z=9.8+-0.6），该候选者在我们的第一个z~10样品中没有令人信服地鉴定。HUDF上更深的数据证实了我们之前所有z>~7.5的候选者都是真正的高红移候选者，并将我们的样本扩展到更高的红移和更暗的极限（H_160~29.8等）。我们执行z~9 UV LF的第一次估计之一，并在z~10处改进我们以前的约束。外推红移较低的紫外低频演化应该揭示17个z~9和9个z~10源，即，比观察到的大约3倍和9倍。在0.7 Msun/yr以上的星系中，恒星形成率密度（SFRD）从z~8到z~9降低了0.6 ± 0.2 dex，与以前的估计值符合得很好。在z>8处发现的少量源与z~10到z~8之间星系的快速积累相一致。从所有电流测量的组合中，我们发现SFRD从z~8到z~10降低10倍的最佳估计，遵循（1+z）^（-11.…
2013-01-25 astro-ph.CO
Semi-analytic forecasts for JWST -- V. AGN luminosity functions and helium reionization at z = 2-7
早期宇宙中形成的活动星系核（AGN）被认为是导致星系际氦再电离的硬电离光子的主要来源。然而，高红移活动星系核的数密度和光谱性质在很大程度上仍然不受约束。在这项工作中，我们利用各种各样的可用的观测校准的物理信息模型，以提供在整个再电离时代的AGN的作用的估计。我们提出了活动星系核的光度函数在各种波段之间的z = 2至7预测的成熟的圣克鲁斯半解析模型，其中包括建模的黑洞吸积和活动星系核的反馈。然后，我们结合预测的活动星系核人口的电离光子产生率，这取决于吸积超大质量黑洞的质量和吸积率的自洽估计的物理谱模型。然后，我们耦合预测的共动电离发射率与分析模型计算星系际氦和氢随后的再电离历史。这项工作表明，耦合物理动机的分析或半分析技术，以捕捉多尺度的物理过程，在广阔的尺度范围内（在这里，从活动星系核吸积盘的宇宙尺度）的潜力。我们的物理模型预测的内在电离光子预算远高于许多文献中的估计，这意味着氦再电离可以轻松地完成，即使具有相对较低的逃逸分数。我们还预测活动星系核的人口，预计将在未来的\emph{James Webb Space Telescope}调查。
2021-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can galaxy evolution mimic cosmic reionization?
Lyman- $α$（Ly $α$）发射星系是探测宇宙再电离晚期的有力工具。在$z>6$处观测到的Ly $α$分数的突然下降通常被解释为再电离的迹象，因为星系际介质（IGM）对Ly $α$光子来说更加中性和不透明。至关重要的是，这种对观测结果的解释只有在星系本身在这些时期经历最小演化的假设下才有效。通过模拟LY $α$辐射转移效应的星系和周围，我们研究是否在银河系的属性的变化可以重现所观察到的下降的LY $α$分数。我们发现，在银河系中性氢含量的增加或减少流出速度向更高的红移都导致较低的Ly $α$逃逸分数，因此可以模仿增加中性分数的IGM。我们还发现，这种变化的星系属性导致系统不同的Ly $α$光谱，可用于区分两个竞争的效果。使用CANDELSz 7巡天测量表明在$z\sim 6$稍宽的线条，我们发现，银河柱密度朝着更高的$z$仅仅增加的情况是极不可能的。我们还表明，流出速度的降低不排除现有的数据，但导致更突出的蓝色峰值在$z>6$。我们的研究结果警告使用Ly $α$观测来估计IGM中性分数，而不考虑银河系性质的潜在变化，例如，通过绘制出Ly $α$光谱特性的演变。
2021-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the observed luminosity function and clustering evolution of Lyman-$α$ emitters: growing evidence for late reionization
利用经验静止坐标系等效宽度分布模型研究了高红移（z > 5）Lyman- $α$发射星系（LAE）的星系群.我们校准到观测到的光度函数和角关联函数在z = 5.7测量的SILVERRUSH调查。这使我们能够填充的高动态范围舍伍德模拟套件LAEs，并计算其LY $α$发射通过星系间介质（IGM）的传输。我们使用这个模拟的人口来探索IGM对LAEs的高红移观测的影响，并在z = 6.6，7.0和7.3的窄带滤波器红移的预测。比较我们的模型与现有的观测，我们发现一个后期再电离的建议，与最近的低光学厚度来自宇宙微波背景（CMB）的普朗克合作和不透明度波动的Ly $α$森林。我们还探讨了环银河系介质（CGM）的作用和较大的体积的气体，这是降落到主机晕与IGM在衰减的LY $α$信号，发现一个显着的部分衰减是由于CGM和降落的气体，这增加了对再电离结束，虽然有一个大的分散在整个模拟LAE人口。
2019-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The visibility of Lyman Alpha Emitters during reionization
我们提出了第一个莱曼阿尔法Ehrman（LAE）的研究，结合：（一）宇宙SPH模拟运行使用GADGET-2，（二）辐射转移模拟（CRASH），和（iii）以前开发的LAE模型。这个完整的LAE模型占的内在LAE莱曼阿尔法/连续光度，尘埃富集和莱曼阿尔法传输通过星系际介质（IGM），量化的影响，再电离，尘埃和速度场的莱曼阿尔法和紫外光度函数（LF）。我们发现，一个模型忽略灰尘严重未能再现所观察到的莱曼阿尔法和紫外线LF的斜率或幅度。为了同时拟合观测到的UV和Lyman α LF，需要用成团尘埃来拟合，使得Lyman α到连续光谱的固有亮度被增强了f_α/f_c ~ 1.5（3.7），不包括（包括）特殊速度。包括速度场的较高值出现，因为LAE驻留在大的势阱中，并且流入减少了它们的莱曼α透射。这是第一次发现IGM的电离态和高红移星系内尘埃的聚集之间存在简并。在z ~ 5.7处的Lyman Alpha LF可以很好地被IGM平均中性氢分数范围（3.4/10^3 ~ 0.16）所重现（误差在5 sigma以内），前提是通过更电离的IGM的Lyman Alpha透射率的增加被来自星系的Lyman Alpha逃逸分数的减少所补偿，因为尘埃吸收。LAEs的物理特性，以及所采用的假设的讨论。
2010-02-04 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers II. Reionization History and Its Back Reaction on Early Galaxies
我们比较了几组宇宙学模拟宇宙再电离的结果，宇宙再电离计算机（CROC）项目下产生的，与现有的观测数据的高红移Ly-alpha森林和丰富的Ly-alpha发射体。我们发现很好的一致性与观测测量和以前的模拟工作。由于每一组数值参数都有几个独立的实现，我们能够探索宇宙方差对可观测量的影响。我们被迫得出的一个意想不到的结论是，宇宙方差在z>6时异常大，我们的模拟和观测测量（很有可能）仍然没有完全收敛，即使是平均冈恩-彼得森光学深度或体积加权中性分数等基本量。我们还发现，再电离对早期星系或全球宇宙恒星形成历史的影响很小，因为其气体含量受光电离影响的星系首先不包含分子（即恒星形成）气体。特别是，由JWST的星系光度函数的暗端的测量是不太可能提供一个有用的约束再电离。
2014-08-04 astro-ph.CO
Evolution of the observed Ly-alpha luminosity function from z = 6.5 to z = 7.7: evidence for the epoch of reionization ?
目标。Ly-alpha发射体（LAEs）在再电离时期可以检测到非常高的红移。LAE光度函数随红移的演化是星系际介质（IGM）的Ly-alpha透射的直接探测，因此也是IGM中性氢部分的直接探测。因此，测量红移z = 7.7的LAEs的Ly-alpha光度函数（LF）允许我们将宇宙的电离状态限制在这个红移。方法.我们在VLT用HAWK-I仪器观测了三个7.5“x7.5”的场，该仪器具有中心在1.06 $μ$ m的窄带滤波器，并以红移z ~ 7.7的LAEs为目标。选择这些字段是为了获得多波长数据。一个领域是一个星系团，子弹星系团，它使我们能够使用引力放大来探测比该领域更暗的光度。另外两个油田是GOODS Chandra深层油田南部和CFHTLS-D4深层油田的分区。我们从各种颜色标准中选择了z=7.7的LAE候选者，特别是从光学波段中没有检测到的候选者。结果我们在z = 7.7的~2.4 x 10^4 Mpc^3范围内没有发现任何LAE候选者，直到AB星等的窄带~ 26，这使我们能够推断出在这个红移下Ly-alpha LAE光度函数的鲁棒约束。结论.根据Hu et al.（2010）、Ouchi et al.（2010）和Kashikawa et al.（2011）的不同LF，z = 6.5处的预测平均天体数分别为2.5、13.7和11.6。根据我们所指的这些LF中的哪一个，我们排除…
2011-10-19 astro-ph.CO
Reionization after Planck: The Derived Growth of the Cosmic Ionizing Emissivity now matches the Growth of the Galaxy UV Luminosity Density
普朗克的汤姆逊光学深度τ测量为宇宙的再电离提供了新的见解。为了追求对电离源性质的模型独立约束，我们确定了宇宙电离发射率的经验演化。我们利用一个简单的双参数模型，根据新的普朗克光学深度τ的测量结果、类星体吸收谱的约束条件和z~7-8星系中Ly-alpha发射的普遍性，绘制了z> 6时发射率的演化图。我们发现观测所要求的发射率点{N}_{ion}（z）的红移演化为d（log Nion）/dz=-0.15（-0.11）（+0.08），这在很大程度上与假定的聚团因子C_{HII}无关，并且完全与电离源的性质无关。点{N}_{ion}（z）的变化趋势与星系紫外光密度（dlog_{10} rho_UV/dz=-0.11+/-0.04）的变化趋势很好地匹配，达到了>~-13等的星等极限，这表明星系是驱动宇宙再电离的源。星系的作用被进一步加强的转换从UV光度密度rho_UV到dot（N）_{ion}（z）是可能的逃逸分数f_{esc}，莱曼连续体光子产生效率xi_{ion}和暗端截止$M_{lim}$的光度函数的物理上合理的值。类星体/活动星系核似乎既不符合红移演化，也不符合电离发射率的归一化。基于电离发射率的推断演化，我们估计z~10的紫外光度密度比$z~6低8（-4）（+15）倍，与观测结果一致。目前的方法对比推断的电离发射率的演变与星系紫外线光度密度增加了越来越多的观测证据，微弱的，恒星形成…
2015-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
No evidence for a significant AGN contribution to cosmic hydrogen reionization
我们重新调查了一个声称的22个X射线探测到的活动星系核（AGN）的样本，在红移z > 4，这重新引发了争论，是否年轻的星系或AGN再电离宇宙。这些来源位于GOODS-S/CANDELS领域内，我们检查了所声称的X射线探测（钱德拉4 Ms成像内）的鲁棒性，并对光学/红外对应物的光度红移进行了独立分析。我们证实了22个报告的X射线探测中只有15个的真实性，而且发现22个光学/红外对应星系中只有12个实际上在z > 4处稳健地存在。综合这些结果，我们发现在GOODS-S场中只有7个z > 4的X射线活动星系核存在，其中只有一个z > 5。我们重新计算了活动星系核在高红移时产生的远紫外（1500埃）光度密度，发现它从z = 4到z = 6迅速下降，这与最近对活动星系核光度函数的研究结果一致.由活动星系核贡献的氢电离辐射率的相关快速下降，低于维持z ~ 6氢电离所需的水平。我们的结论是，所有现有的证据继续支持这样一种情况，即年轻星系再电离宇宙，AGN的，最多，宇宙氢再电离的一个非常小的贡献。
2017-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Near-IR Background Intensity and Anisotropies During The Epoch of Reionization
河外近红外（近红外）背景光的一小部分涉及来自星系在再电离过程中在红移超过6的紫外（UV）发射的红移光子。近红外背景的绝对强度和各向异性为观测第一光星系及其空间分布提供了一个新的途径。我们估计的河外背景光强度在再电离过程中占恒星和星云的发射从第一光星系。我们需要从这些星系的紫外光子密度产生一个再电离的历史，是一致的光学深度电子散射从宇宙微波背景测量。我们还需要在我们的模型中的星系的亮端光度函数再现测量的莱曼辍学光度函数在红移6至8。在$\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
The Lyman-alpha luminosity function at z=5.7-6.6 and the steep drop of the faint end: implications for reionization
我们提出了新的结果，从最宽的窄带调查搜索莱曼α（Lya）发射器在z=5.7，再电离后。我们调查了分布在COSMOS、UDS和SA 22领域的总共7度$^2$。我们发现了超过11，000个线发射器，其中514个是z=5.7的鲁棒Lya候选物，体积为6.3 × 10 $^6$ Mpc $^3$。我们的Lya发射体在Lya光度上跨越了很宽的范围，从微弱到明亮（L $_{\rm Lyα}\sim10^{42.5-44}$ erg s $^{-1}$）和静止帧等效宽度（EW $_0$ ~25-1000 nm），在一个单一的均匀数据集中。通过结合我们所有的场，我们发现z=5.7 Lya光度函数的暗端斜率非常陡，具有$α=-2.3^{+0.4}_{-0.3}$。我们还提出了一个更新的z=6.6 Lya光度函数，基于可比的体积和相同的方法，我们直接比较在z=5.7。我们发现从z=5.7到z=6.6（通过$0.5\pm0.1$ dex），微弱的Lya发射体的数密度显著下降，但在亮端没有演化/L* 没有演化。z=6.6的微弱Lya发射体比z=5.7的发射体显示出更多的扩展晕，这表明中性氢起着重要作用，增加了散射并导致在再电离时期内观测丢失微弱Lya发射。总之，我们的结果表明，我们正在观察斑片状再电离，它首先发生在最亮的Lya发射体周围，允许这些源的数量密度不受中性氢分数从z~5到z~7的增加的影响。
2016-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Definitive upper bound on the negligible contribution of quasars to cosmic reionization
宇宙（氢）再电离标志着宇宙在红移z >= 6时的主要相变之一。在这一时期，星系际介质（IGM）中的氢原子被莱曼连续谱（LyC）光子电离。然而，它仍然具有挑战性，以确定负责再电离的LyC光子的主要来源。特别是，类星体（或活动星系核，AGN）和星系的单独贡献仍在争论中。在这里，我们构造了z >= 6的1型类星体的远紫外（far-UV）光度函数，跨度为10个星等（-19 < M_UV < -29），最终表明类星体对再电离的贡献可以忽略不计。我们主要寻找M_UV > -23等的低光度范围内的类星体，这对于确定类星体的总LyC光子产生至关重要，但以前几乎没有探索过。我们发现，类星体人口只能提供不到7%（95%的置信水平）的总光子需要保持宇宙电离在z = 6.0 - 6.6。我们的结果表明，星系，大概是低光度恒星形成系统，是氢再电离的主要来源。
2022-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the faint-end of the high-$z$ galaxy luminosity function
最近对再电离时期（EoR，$z\gsim6$）星系光度函数（LF）的测量表明，填充LF暗端的低质量星系的数密度急剧增加。然而，由于低质量晕中的恒星形成很容易受到电离辐射的抑制甚至淬灭，因此预计在一些微弱的紫外量级上会发生周转。使用一个物理动机的分析模型，我们量化的LF模糊端形状的再电离反馈效应。我们发现，如果再电离反馈被忽略，幂律Schechter参数化特征的LF暗端仍然有效的绝对UV幅度$\sim -9$。相反，如果辐射反馈足够强，在圆速度小于50 km/s $^{-1}$的晕中淬灭恒星形成，LF开始下降到绝对UV星等$\sim -15$，即略低于$z\sim5$的当前（无透镜）调查的检测极限。在绝对紫外星等较高时，由于再电离过程和星系形成的相互作用，大部分星系光来自EoR之前形成的遗迹星。我们认为，星系数计数数据，特别是在透镜领域，可以把强有力的约束再电离反馈。在具有较强再电离反馈的模型中，绝对紫外星等高于$\sim -13$和小于$\sim - 8$的星系中的恒星通常较老。因此，恒星年龄-紫外线星等关系可以作为一种可供选择的反馈探针.
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Constraining the evolution of CII intensity through the end stages of reionization
我们结合星系观测（Hemmati et al. 2017）中对局部CII 158 $μ$ m线光度函数的可用约束，以及恒星形成率密度的演变和Pullen et al.（2018，假设检测）中最近的CII强度映射测量，推导出$z \sim 0-6$上CII光度-晕质量关系的演变。我们开发了方便的拟合形式的CII光度晕质量关系的演变，并预测约束的CII强度映射功率谱及其相关的不确定性跨越红移。我们预测的灵敏度，以检测即将到来的PIXIE，STARFIRE，EXCLAIM，CONCERTO，TIME和CCAT-p-like调查的功率谱，以及未来可能的强度映射观测与ALMA设施。
2019-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
First Results from the Lyman Alpha Galaxies in the Epoch of Reionization (LAGER) Survey: Cosmological Reionization at z ~ 7
我们目前的第一个结果，从正在进行的LAGER项目（莱曼阿尔法星系在时代的再电离），这是最大的窄带调查$z \sim$ 7星系的日期。使用专门为NOAO/CTIO 4米布兰科望远镜上的超级大面积暗能量相机（DECam）建造的窄带滤波器NB 964，LAGER在3 deg PDMATHAMN COSMOS领域收集了34小时的NB 964窄带成像数据。我们已经确定了23个莱曼阿尔法Ehrman（LAE）候选人在$z$ = 6.9在中央2度$^2$区域，其中DECam和公共COSMOS多波段图像存在。由此产生的光度函数可以被描述为一个Schechter函数，在亮端有一个显著的过量（4个星系的$L_{Lyα} \sim $ 10 $^{43.4\pm0.2}$ erg s $^{-1}$）。在$L_{Lyα}\sim$ 10 $^{43.4\pm0.2}$和$^{-1}$处的数密度与z= 6.6相比几乎没有变化，而在较暗的$L_{Lyα}$处，数密度显著降低。总的来说，我们看到Ly $α$光度密度从$z$ = 5.7减少到6.9。结合一个更温和的演变的连续紫外线光度密度，这表明一个因素的$\sim 3$抑制的Ly $α$通过辐射传输通过$z \sim$ 7星系际介质（IGM）。它表明IGM中性分数$x_{HI}$ $\sim$为0.4- 0.6（假设Ly $α$速度偏移为100-200 km…
2017-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Completing the Census of Ly-alpha Emitters at the Reionization Epoch
我们进行了扩展光谱确认的Ly-alpha发射器（LAEs）在z=6.5和5.7在斯巴鲁深场。现在，在z=6.5和5.7处，光谱确认的LAE总数分别为45和54，并且在z=6.5（5.7）处，至少81%（70%）的光度候选者已被光谱确定为真正的LAE。我们对Ly-alpha光度进行了仔细的测量，包括光度测量和光谱测量，以准确地确定Ly-alpha和rest-UV光度函数（LF）。在z=6.5处的Ly-alpha LF的大幅改进的评估显示至少在亮端处从z=5.7明显不足，并且即使在暗端也可能下降，尽管仍然存在小的不确定性。在z=6.5和5.7处的剩余UV LF具有良好的一致性，至少在亮端处，与Ly-alpha LF中观察到的差异形成鲜明对比。这些结果意味着星系际介质的中性分数从z=5.7增加到6.5。z=6.5时的静止帧等效宽度（EW_0）分布似乎系统地小于z=5.7时的EW_0分布，并且EW_0分布向较大的EW_0方向延伸。根据观测到的Ly-alpha LF和合理的EW_0-UV光度关系，可以再现静止-UV LF的亮端。整合这一休息紫外LF提供了第一次测量的贡献LAEs的光子预算所需的再电离。导出的紫外LF表明，部分LAEs的莱曼break星系之间的光子预算的贡献显着增加对微弱的幅度。低光度LAEs可能主导电离光子预算，虽然这种推断强烈依赖于不确定的Ly-alpha LF的暗端斜率。
2011-05-09 astro-ph.CO
Powering reionization: assessing the galaxy ionizing photon budget at $z < 10$
我们提出了一个新的分析电离发射率（$\dot{N}_{\rm{ion}}$，s $^{-1}$ Mpc $^{-3}$）的星系在再电离的时代和他们的潜力完成和维持再电离。我们使用广泛的SED模型-结合两个合理的机制莱曼连续光子逃逸-探索电离效率的范围和演变与星系颜色的新结果（$β$）在这个时代。我们估计$\dot{N}_{\rm{ion}}$的光度和恒星形成率密度在$z<10$的最新观测，概述了与我们的新模型一致的发射率历史的范围。鉴于越来越多的观测证据的紫外线的颜色，在高红移星系的星等关系，我们发现，任何合理的星系性质的演变，红色（较亮）的星系产生电离光子的效率较低比他们的蓝色（较暗）的同行。在$β$中红移和光度演化的假设导致了两个重要的结论。首先，星系的电离效率自然地随红移而增加。其次，对于一个光度依赖的电离效率，我们发现，星系下降到一个单独的$M_{\rm{UV}} \approx -15$静止帧的幅度可以产生足够数量的电离光子，以维持再电离早$z\sim8$的聚集因子为$C_{\rm{H {\small II}}} \leq 3$。
2015-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy UV Luminosity Function Before the Epoch of Reionization
我们提出了一个模型的星系紫外线（UV）光度函数（LF）在整个宇宙时间的恒星形成与暗物质晕的组装下的质量依赖，但红移独立的假设，效率的演变。我们引入了一个新的自洽治疗晕星形成的历史，这使我们能够在$z>10$（回顾时间$\lesssim500$百万年），当增长迅速的预测。在一个单一的红移校准设置恒星晕质量比，没有进一步的自由度，我们的模型捕捉到的紫外线LF在所有可用的观测（$0\lesssim z\lesssim10$）的演变。在$z\sim8$以外的星系中，目前可探测到的光度密度的显著下降可以用恒星形成向质量较小、较暗的星系转移来解释。假设恒星的形成过程中下降到原子冷却晕，我们得到了再电离光学深度$τ= 0.056^{+0.007}_{-0.010}$，完全符合最新的普朗克测量，这意味着宇宙是完全再电离在$z=7.84^{+0.65}_{-0.98}$。此外，我们的模型自然产生顺利上升的恒星形成的历史与观测和流体动力学模拟的$L\lesssim L_*$的星系。在$z>10$的再电离时期之前，我们预测LF仍然由Schechter函数很好地描述，但是具有越来越陡的暗端斜率（$z\sim16$处的$α\sim-3.5$）。最后，我们用\JWST ~和\WFIRST建立了巡天预报，并预测将观测到$z\sim14$以外的星系。JWST和WFIRST只有在强透镜放大的帮助下才有可能访问$z>…
2015-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
