Discovering Supernovae at Epoch of Reionization with Nancy Grace Roman Space Telescope
大质量恒星对宇宙的再电离起着关键作用。在再电离时期（z > 6）的个别大质量恒星太微弱，无法观测和量化它们对再电离的贡献。然而，一些大质量恒星会爆炸成超亮超新星（SLSNe）或对不稳定超新星（PISNe），它们的亮度足以在z > 6时观测到，并允许在再电离时期直接表征大质量恒星的性质。此外，假设的长期追求的PISNe预计将优先出现在高红移，他们的发现将对我们理解大质量恒星演化和恒星质量黑洞的形成产生巨大影响。Nancy Grace Roman太空望远镜上的近红外宽视场仪器将擅长发现这种罕见的高红移超新星。在这项工作中，我们研究了在z > 6时发现和识别SLSNe和PISNe的最佳调查策略。我们发现，F158和F213滤波器的组合可以通过它们的颜色和星等将z > 6的SLSNe和PISNe与附近的超新星清楚地分开。在F158和F213滤波器中，极限星等分别需要27.0等和26.5等，以识别z > 6的超新星。如果我们用这些极限星等进行一次10 ° 2的瞬态观测，持续5年，以一年为周期，我们预计在z > 6时将发现22.5 +- 2.8 PISNe和3.1 +- 0.3 SLSNe，这取决于宇宙恒星形成的历史。估计相同的调查在5 < z < 6处发现76.1 ± 8.2 PISNe和9.1 ± 0.9 SLSNe。这样的超新星调查需要在5年内总共观测约525小时。调查获得的遗留数据也将…
2021-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Lyman-alpha opacities at z=4-6 require low mass, radiatively-suppressed galaxies to drive cosmic reionization
高红移的莱曼-α森林，特别是冈恩-彼得森槽，是再电离时代（EoR）发生的中性到电离的星系间介质（IGM）转变的最明确的标志。最近的研究，例如Kulkarni等人（2019 a）和Keating等人（2019），表明在重叠后再现观测到的莱曼α不透明度需要宇宙发射率的非单调演变：上升，在z=6时达到峰值，然后向前降低到z=4。考虑到星系的形成和宇宙恒星的形成率在这些时期仍然在不断上升，这样的演化是令人困惑的。在这里，我们使用新的RAMSES-CUDATON模拟表明，这样的峰值演化可能会自然发生在一个完全耦合的辐射流体动力学框架。在我们的基准运行中，z>6处的宇宙发射率主要由低质量（M $_{\rm DM}<2.10^9$ M $_{\odot}$）、高逃逸分数晕群控制，驱动再电离，直至重叠。接近z=6时，由于电离UV背景的上升，该群体被辐射抑制，并且其发射率下降。在此期间，高质量的晕人口建立和它的发射率上升，但不够快，以补偿低质量晕的调光，因为低逃逸分数。因此，这两个群体的电离发射率的组合自然导致宇宙发射率的上升和下降，从z=12到z=4，在z=6处达到峰值。另一种运行的特点是高质量晕的逃逸分数较高，随后在低质量下抑制，导致电离速率过冲，IGM过度电离，因此莱曼α不透明度过低。
2021-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Fast Luminous Blue Transients in the Reionization Era and Beyond
精确确定再电离时代和揭示非均匀再电离的性质是现代宇宙学的重要课题。现有的研究再电离的方法，使用宇宙微波背景，Ly $α$发射体，类星体，或伽马射线暴，在精度或事件率方面有困难。我们建议，最近发现的快速发光蓝瞬变（FLBTs）有可能作为一种新的探针的再电离。我们研究了FLBTs的可探测性在再电离的时代与即将到来的WFIRST宽视场仪器（WFI），使用来自星系观测的恒星形成率和FLBTs的事件率成比例的恒星形成率。我们发现，如果FLBTs的发生率为核心坍缩超新星发生率的1%，那么，在近红外波段以26.5等的极限星等和10天的周期进行巡天，每年每度$^2$ at $z>6$（$z>8$）可探测到2（0.3）个FLBTs。我们的结论是，WFIRST超新星深度巡天可以在不久的将来探测到再电离时期的$\sim20$ FLBT。
2020-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Population III star explosions and Planck 2018 data
利用最新的Planck数据研究了第III星族星超新星爆发对高红移再电离历史的影响。据预测，大质量Pop~III星~（$130M_\odot\leq M\leq 270M_\odot$）在其恒星生命的末期会以对不稳定性超新星（PISNe）的形式爆发。在爆炸过程中，超新星遗迹以热电离泡的形式生长，并在再电离历史的早期阶段增强了电离分数。这种增强影响了宇宙微波背景~（CMB）的光学深度，并产生了大尺度上CMB偏振的附加各向异性。因此，分析普朗克偏振数据使我们能够检查Pop III星SNe及其祖先，大质量Pop III星的丰度。为了模拟SN对再电离的贡献，我们引入了一个新的参数$ζ$，它与宇宙的坍缩分数的SNe丰度有关。利用最新的普朗克极化数据，利用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们得到了我们的模型参数，$ζ$的约束。我们的约束告诉我们，所观察到的CMB偏振与PISNe的丰度是一致的，从最近的宇宙学模拟中的Pop III恒星的恒星形成率和初始质量函数预测。我们还建议，结合进一步的观测，如高红移类星体的观测，可以提供更严格的约束和重要的信息的性质的Pop III星的再电离历史。
2021-06-14 astro-ph.CO
Metal-Free Gas Supply at the Edge of Reionization: Late-Epoch Population III Star Formation
While the average metallicity of the intergalactic medium rises above Z~10^{-3} Zsun by the end of the reionization, pockets of metal-free gas can still exist at later times. We quantify the presence of a long tail in the formation rate of metal-free halos during late stages of reionization (redshift z~6), which might offer the best window to detect Population III stars. Using cosmological simulations for the growth of dark matter halos, coupled with analytical recipes for the metal enrichment of their interstellar medium , we show that pockets of metal-free gas exist at z~6 even under the ass…
2009-06-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
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
First Light Sources at the End of the Dark Ages: Direct Observations of Population III Stars, Proto-Galaxies, and Supernovae During the Reionization Epoch
宇宙黑暗时代是一个神秘的时期，在此期间，原始气体开始凝结并最终形成第一批恒星。虽然这些开端长期以来一直是理论上感兴趣的话题，但直到最近，技术才开始允许对这个时代的观测洞察力。许多问题围绕着恒星在无金属气体中的形成和星系际介质中金属积累的历史：（1）在原始（无金属）气体中形成的第一个恒星和星系源的性质是什么？(2)第三星族（无金属）恒星形成的时代是什么时候发生的，持续了多长时间？(3)对于第一批恒星和星系，恒星的初始质量函数是否有很大的不同？这些问题都是理论研究的活跃领域。然而，通过直接探测第三星族恒星形成的新的观测限制对于回答围绕星系如何形成以及宇宙的宇宙学性质如何影响其所包含的物体的更广泛问题取得进展至关重要。
2009-02-26 astro-ph.CO astro-ph.IM
Population III Star Formation During and After the Reionization Epoch
在黑暗时代，星族III恒星的形成从通过分子氢冷却的小晕（~10^6 Msun）转变为通过Ly-alpha冷却的更大质量的晕（~10^8 Msun），因为莱曼-沃纳背景逐渐淬灭了分子氢冷却。最终，原始恒星形成的两种模式都被IGM的化学富集所抑制。我们提出了一个全面的模型，根据人口III恒星形成的模式，是基于分析计算和宇宙学模拟相结合。我们的特点的过渡从无金属恒星形成的第一个人口II集群的平均区域的宇宙和银河系的祖先的属性。最后，我们强调了在未来的深空巡天，如LSST中观测到红移z~6的Ly-alpha冷却晕内第III星族恒星爆炸的可能性。
2010-06-23 astro-ph.CO
Cosmic Reionization May Still Have Started Early and Ended Late: Confronting Early Onset with CMB Anisotropy and 21 cm Global Signals
再电离的全球历史是由三个晕质量群释放的星光的相对数量决定的：维里温度Tvir > 10^4 K的原子冷却晕（ACH），或者（1）质量足以在再电离后形成恒星（类地星云，>~ 10^9 Msun）或（2）质量较小的类地星云（类地星云），当被再电离超越时，会受到恒星形成的抑制，（3）Tvir < 10^4 K的H2冷却微晕（MH），其恒星形成主要受到H2解离的莱曼-沃纳（LW）背景的抑制。我们以前的工作表明，包括MHs引起两个阶段的再电离-早期上升到x ~ 0.1，由MHs驱动，然后快速上升，后期，到x ~ 1，由ACH驱动-与CMB偏振各向异性的签名预测是可检测的普朗克卫星。受此预测的启发，我们半解析地模拟了全球再电离，以与普朗克CMB数据和EDGES全球21 cm吸收特征进行比较，模型具有：（1）ACH，无反馈;（2）ACH，自我调节;（3）ACH和MH，自我调节。模型（3）与普朗克E模偏振数据吻合得很好，即使有大量的高红移电离尾部，超出了普朗克合作组织（2018）提出的限制。没有模型可再现EDGES特征。对于模型（3），|dTb| <~ 60 mK穿过边缘谷，一个数量级太浅，吸收开始于更高的z，但在光谱上没有特征。MHS中第三星族星的早期再电离与当前的限制是兼容的，但只有当EDGES解释被打折或其他过程，我们没有包括它。
2021-04-09 astro-ph.CO
Complete history of the observable 21-cm signal from the first stars during the pre-reionization era
我们提出了第一个完整的计算历史的不均匀的21厘米信号从中性氢在时代的第一颗恒星。我们使用混合计算的方法来捕获的第一批恒星，其辐射耦合到中性氢发射的大尺度分布，并评估从z ~ 15-35的21厘米的信号。在我们的现实图片中，21厘米信号的大尺度波动来源于不均匀的密度场和Ly-alpha和X射线辐射背景。恒星的形成受到两种空间变化效应的抑制：莱曼-沃纳辐射背景提供的负反馈，以及气体和暗物质之间的超音速相对速度。我们的结论是非常有希望的：我们发现，在z ~ 25处的21 cm信号中的不均匀Ly-alpha背景所留下的波动应该可以用平方公里阵列检测到。
2013-06-10 astro-ph.CO
The effect of feedback and reionization on star formation in low-mass dwarf galaxy haloes
我们模拟了10^9 Msun的暗物质晕在宇宙学背景下的演化，并使用自适应网格加密代码模拟了局部低光度矮不规则星系和矮球状星系。本研究的主要目的是探讨再电离和超新星反馈在确定低质量矮星系恒星形成历史中的作用。我们包括了广泛的物理效应，包括金属冷却，分子氢的形成和冷却，光电离和光解从元银河系背景，一个简单的处方自屏蔽，恒星形成，和一个简单的模型超新星驱动的能量反馈。我们依次进行模拟，排除每个主要影响。我们发现，再电离是主要负责驱逐我们的模拟中的大部分气体，但超新星反馈需要分散的密集，冷气体的核心晕。此外，我们表明，再电离的时间可以产生一个数量级的差异，最终恒星质量的系统。对于我们在z=9时再电离的完整物理运行，我们发现z=0时的恒星质量约为10^5 Msun，半光半径内的质光比约为130 Msun/Lsun，与观测到的低光度矮星一致。然而，由此产生的恒星金属丰度中位数为0.06 Zsun，比观测到的系统大得多。此外，我们发现恒星的形成是截断的红移4和7之间，在孤立的矮系统中观察到的晚时间恒星形成的不一致，但与银河系超微弱的矮球体。我们调查我们简单的热能驱动的反馈方案中的能量反馈的功效，并建议它仍然可能遭受过度的辐射损失，尽管达到恒星粒子质量约100 Msun，和11 pc的共动空间分辨率。
2013-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impacts of ultraviolet radiation feedback on galaxies during the epoch of reionization
我们探索的紫外线（UV）辐射反馈星系的宇宙学模拟中，流体力学和转移的H和He电离光子始终耦合的再电离时代的影响。此外，我们还考虑了H_2的非平衡化学反应，包括光解离。模拟的最显著的特点是高空间分辨率的辐射转移（RT）的计算，使我们能够开始考虑不仅外部的紫外线反馈过程，但也在每个星系内部的紫外线反馈过程。我们发现，由于内部的紫外和超新星（SN）反馈，恒星形成显着抑制。在M <10^9 Msun的低质量星系中，如先前的研究所示，大量的气体通过光蒸发被抽空，这导致了恒星形成的抑制。令人惊讶的是，尽管这些光环几乎没有通过光蒸发失去任何气体，但大质量光环中的恒星形成也受到强烈抑制。大质量晕中恒星形成的抑制主要是由两个因素引起的：（i）星系中的小尺度团簇结构被内反馈所平滑;（ii）尽管星系中的致密气体大部分是中性的，但H_2的形成和冷却过程受到温和的光加热的干扰。光离解辐射实际上抑制了恒星的形成，但在大质量星系中，这种影响的程度并没有那么大。即使我们的模拟体积太小，是一个代表性的补丁宇宙在再电离过程中，我们发现，我们模拟的恒星形成率密度和HI分数在z = 6 - 7是一致的，在观察中发现的。
2013-03-06 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
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
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
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
Constraints On Dark Matter From Reionization
本会议论文集简要总结了Menci等人在2016年和2017年提出的对热WDM候选物质质量的限制，以及Romanello等人在2021年提出的关于再电离情景如何受到早期星系形成影响的结果。在WDM宇宙学中。在再电离时代（$z>$ 6）的星系丰度取决于基本的宇宙学参数，最重要的是对暗物质的属性，这样它可以被用作一个强大的宇宙学探测器。在这里，我们将展示如何原始星系的数量密度允许限制热WDM候选人的质量，我们讨论的约束，将有可能通过未来的JWST观测。然后，我们研究了在不同的宇宙学场景中，再电离过程是如何受到早期星系形成的影响。本文利用半解析模型和抑制的初始功率谱，得到了热暖暗物质和无菌中微子宇宙学中的紫外光度函数。对于每一种宇宙学，我们找到一个固定的$f_{esc}$的上限，这保证了过程在$z<6.7$完成。
2023-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A hybrid multi resolution scheme to efficiently model the structure of reionization on the largest scales
红移21厘米测量电离区域的结构，在再电离过程中增长的承诺，提供一个新的探测早期星系和结构的形成。模拟再电离的挑战之一是既要考虑到星系形成的亚晕尺度物理学，又要考虑到大许多数量级的尺度上的电离区域。为了弥补这一差距，我们首先计算电离光度和百万pc尺度的超密度之间的统计关系，使用相对较小的体积（$\sim$ 100百万pc/ $h$）$^{3}$，高分辨率暗物质模拟计算的星系形成的详细模型。然后，我们使用蒙特卡罗技术应用这种关系的星系际介质内的大体积暗物质模拟再电离-（$>$ 1Gpc/ $h$）$^{3}$。由此产生的模拟可以用来解决非常大规模的星系团的再电离结构的贡献，并显示体积大于500 Mpc/ $h$需要探测最大的再电离功能中途通过再电离。作为我们的技术的一个例子应用，我们表明，预测的21厘米功率谱振幅和梯度可以用来确定早期星系形成的超新星反馈的重要性。
2015-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-ages reionization & galaxy formation simulation V: morphology and statistical signatures of reionization
本文利用数值模拟中的暗期、再电离和星系形成观测量（DRAGONS）框架，研究了星系形成物理对再电离期（EoR）电离氢（HII）区形态和统计的影响。DRAGONS自洽耦合半解析的星系形成模型与非均匀电离紫外背景，因此可以用来研究的电离源星系人口的反馈现象的形态和统计的依赖性的再电离。星系形成物理学的变化改变了HII区域的大小以及21厘米功率谱的振幅和形状。在星系物理学的研究中，我们发现超新星反馈在再电离中起着最重要的作用，在没有这种反馈的情况下，HII区域高达$\approx 20$ %的较小和功率谱振幅的分数差异高达$\approx 17$ %。我们比较我们的星系形成为基础的再电离模型与过去的计算，假设恒定的恒星晕质量比，并发现，正确选择的最小晕质量，这样的模型可以模仿预测的再电离形态。因此，在固定的中性分数的再电离形态是唯一的决定由星系形成的细节，但对托管的电离源的大部分晕的质量是敏感的。因此，简单的EoR参数化是再电离统计的准确预测。然而，使用未来的21厘米观测来完全理解再电离将需要结合其他观测，用现实的星系形成模型来解释。
2016-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
POLAR -- I: linking the 21-cm signal from the epoch of reionization to galaxy formation
本研究开发了结合辐射转移与星系形成模拟的POLAR算法，验证了其与观测的一致性，并揭示了星系形成参数对紫外光度函数和21厘米功率谱的不同影响机制。
2023-04-19 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
High resolution simulations of the reionization of an isolated Milky Way - M31 galaxy pair
我们提出了一套数值模拟的结果，旨在研究在银河系尺度的再电离。我们使用高分辨率的银河系-M31系统的形成模拟本地集团的再电离。再电离计算是用后处理辐射转移程序ATON进行的，而基本的宇宙学模拟是作为CLUES计划的一部分进行的。我们改变源模型，以括号中的文献中使用的源属性的范围。我们调查的结构和传播的星系电离锋的视觉检查我们的再电离地图。我们发现，在祖细胞内，再电离是不规则的，局部地由内而外进行。随着源光子输出的减少，该过程变得不规则。它通常由一个主要的HII区域和1-4个额外的孤立的较小气泡主导，这些气泡最终重叠。更高的发射率导致更快和更早的局部再电离。在所有的模型中，银河系和M31的再电离持续时间都是相似的，根据源模型的不同，在2.03亿年和2200万年之间，它们的zreion在8.4和13.7之间。在所有的模型中，除了最极端的模型，MW和M31的祖先在内部重新电离，忽略了彼此，尽管即使在再电离的时期彼此相对接近。只有在强超新星反馈抑制质量小于10^9太阳质量的晕中的恒星形成的情况下，并且使用我们的最高发射率，我们才发现MW被M31再电离。
2013-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evaluating the Accuracy of Reionization Prescriptions in Semi-analytic Models of the First Stars and Galaxies
本文评估三种半解析再电离方案，发现旧模型高估电离区暗晕比例达一个数量级，新模型通过考虑宇宙网密度结构，与Renaissance模拟吻合良好。
2025-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Quasar Radiative Feedback on Galaxy Formation during Cosmic Reionization
最近的观测发现，许多$z\sim 6$类星体场缺乏星系。这种意外的星系缺乏可能是由类星体辐射反馈解释的。本文介绍了一套类星体场的三维辐射转移宇宙学模拟。我发现类星体辐射抑制低质量星系的恒星形成，主要是通过光解离它们的氢分子。光加热也起作用，但仅在$\sim$ 1亿年之后。然而，当类星体开启时，已经具有$10^5 M_\odot$以上恒星质量的星系将不会受到明显的抑制。类星体辐射反馈抑制星系光度函数（LF）的暗端在$1$ pMpc范围内，但远小于LF的场间变化。我的研究还表明，通过使用类星体周围明亮星系（$M_{1500}<-16$）的数量，我们可以潜在地恢复潜在的质量过密度，这使我们能够对类星体环境进行可靠的限制。
2020-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Star Formation and Gamma-Ray Burst Rates at High Redshift on Cosmic Chemical Evolution and Reionization
最近对总光度密度的观测，在建立高红移恒星形成率（SFR）方面取得了重大进展。同时观测到的伽马射线暴率也被用来提取高红移的SFR。SFR反过来可以用来预测宇宙的电离历史，化学丰度和超新星速率。我们比较了预测使用的层次模型的宇宙化学演化的基础上最近提出的三个SFR：两个基于提取的SFR从观测到的伽马射线暴率在高红移，和一个基于观测到的星系光度函数在高红移。利用WMAP/Planck的光学深度和再电离时期的数据，我们发现只有从高红移的伽马射线暴数据推断的SFR才足以允许从z = 0延伸到红移> 10的单一恒星形成模式（在初始质量函数中）。对于基于观测到的星系光度函数的更保守的SFR的情况，宇宙的再电离历史需要一个双峰IMF，其中至少包括一个在高红移（z> 10）的同时代高（或中等）质量恒星形成模式。因此，我们在这里也考虑一个更一般的双峰情况下，其中包括一个早期形成的高质量模式作为第四个模型来测试宇宙的化学历史。我们计算的几种微量元素的丰度，以及预期的超新星率，恒星质量密度和特定的SFR，sSFR，作为一个函数的红移考虑的四个模型。我们的结论是，在高红移的全球金属丰度和光学深度的观测约束，有利于看不见的微弱，但活跃的恒星形成星系在最近的许多研究中指出。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Astraeus I: The interplay between galaxy formation and reionization
本文介绍了一个新的星系演化和再电离自洽模型ASTRAEUS（semi-numerical辐射转移coupling of星系形成and Reionization in N-body暗物质simulation S），它将最先进的N-body模拟与半解析的星系演化DELPHI和半数值的再电离方案CIFOG相耦合。ASTRAEUS包含了星系形成和演化的所有关键过程（包括吸积、合并、超新星和辐射反馈），并跟踪了星系际介质（IGM）电离区的时间和空间演化。重要的是，它探讨了不同的辐射反馈模型，涵盖了物理上合理的参数空间，范围从一个弱的和延迟到一个强大的和立即减少气体质量可用于恒星形成。从我们的模拟套件，涵盖了不同的辐射反馈处方和电离拓扑结构，我们发现，辐射反馈不断减少恒星形成的星系与$M_h<10^{9.5}M_{\odot}$后，本地再电离;较大的质量晕不受影响，即使是最强的和即时的辐射反馈的情况下，在再电离。由于这个原因，不同辐射反馈情景的电离拓扑结构仅在小于$1-2$ Mpc的尺度上有所不同，并且只有当物理参数（例如电离光子的逃逸分数）根据星系性质改变时才会发现显著的偏差。最后，我们发现观测值（紫外线光度函数，恒星质量函数，再电离的历史和电离拓扑结构）几乎没有受到影响的选择所使用的恒星星族的合成模型，无论是模型单星或双星。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Dawn (CoDa): the First Radiation-Hydrodynamics Simulation of Reionization and Galaxy Formation in the Local Universe
来自早期星系的星光导致的宇宙再电离影响了它们的演化，从而影响了再电离本身。例如，恒星形成的抑制可以解释相对于N体预测的冷暗物质，观测到的本星系群矮星丰度不足。再电离建模需要模拟足够大的体积[~（100 Mpc）^3]来对再电离“斑块”进行采样，同时要分辨出数百万个~10^8 Msun以上的星系源，将引力和气体动力学与辐射转移结合起来。对本星系群进行建模需要预先选择初始宇宙学密度波动，以形成今天众所周知的本星系群结构。宇宙黎明（“CoDa”）是第一个这样的完全耦合，辐射流体动力学模拟再电离的本地宇宙。我们新的混合CPU-GPU代码RAMSES-CUDATON在GPU上执行数百个辐射转移和电离率求解器时间步长，用于CPU上的每个流体重力时间步长。CoDa在ORNL超级计算机Titan上用4096^3个粒子和细胞模拟了（91 Mpc）^3，结果红移为4.23，使用了8192个核心和8192个GPU。全球再电离的结束比观测到的稍晚。然而，一个简单的时间重新标度，使电离分数的演变与观测一致，也调和电离通量密度，宇宙恒星形成的历史，CMB电子散射光学厚度和星系紫外光度函数与它们的观测值。光致电离加热抑制了质量低于2 x 10^9 Msun的恒星晕的形成，减少了MAB_1600 = [-10，-12]周围微弱星系的丰度。在大部分再电离过程中，恒星形成都是由10^10 ~ 10^11兆太阳质量的晕…
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Finding the First Cosmic Explosions II: Core-Collapse Supernovae
了解Pop III星的性质是阐明原始星系的性质、早期IGM的化学富集和再电离以及超大质量黑洞起源的前提。虽然原始的IMF仍然未知，但最近的数值模拟和恒星考古学的证据表明，一些Pop III恒星的质量可能比以前认为的要低，除了50 - 500 \Ms之外，还有15 - 50 \Ms。JWST、WFIRST或TMT对Pop III超新星的探测可以首次直接探测原始IMF。我们目前的数值模拟15 - 40 \Ms流行III核心崩溃SNe完成的洛斯阿拉莫斯辐射流体动力学代码。我们发现，在z ~ 10 - 15的最早期星系中，它们将是可见的，追踪它们的恒星形成率，并在某些情况下揭示它们在天空中的位置。由于Pop III和太阳-金属丰度核心坍缩SNe的中心引擎非常相似，未来通过下一代近红外仪器对任何II型超新星的探测通常将限于这一时期。
2013-03-08 astro-ph.CO
Constraining warm dark matter mass with cosmic reionization and gravitational wave
我们用宇宙再电离和CMB光学厚度的观测来约束暖暗物质（WDM）粒子的质量。我们认为，来自恒星质量黑洞（BH）的GW可以为未来的观测提供WDM粒子质量的进一步约束。还导出了星族I/II（PopI/II）和星族III（PopIII）星的恒星形成率（SFR）。如果宇宙的金属丰度超过了$Z_{\rm crit}=10^{-3.5}Z_{\odot}$的临界值，恒星的形成将从Pop III型转变为Pop I/II型。我们的结果表明，SFR是相当依赖于WDM粒子的质量，特别是在高红移。结合最近的\emph{Planck}任务的再电离历史和CMB光学厚度，我们发现，目前的数据需要WDM粒子质量在一个狭窄的范围内的$1 < m_x < 3$ keV。此外，我们认为恒星黑洞产生的随机引力波背景（SGWB）可能会对WDM粒子质量产生进一步的约束，以供未来的观测。对于具有Salpeter（Chabrier）初始质量函数（IMF）的$m_{x}=3$ keV，来自Pop I/II BH的SGWB在$f= 316 {\rm Hz}$处具有$Ω_{\rm GW}\approx2.8\times 10^{-9}~(5.0\times 10^{-9})$的峰值幅度，而在$f<10$ Hz处的GW辐射被严重抑制。对于$m_{\rm x}=1$ keV，SGWB峰值幅度与$m_{\rm x}=1$ keV相同，但在低…
2016-07-13 astro-ph.CO
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
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
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
Tracing the Sources of Reionization in Cosmological Radiation Hydrodynamics Simulations
我们使用Katz等人提出的光子通量和吸收示踪算法。2018年，研究不同质量的晕和不同年龄和金属量的恒星对宇宙再电离的贡献。我们采用了一套宇宙学的多频辐射流体动力学AMR模拟，仔细校准再现一个现实的再电离历史和星系的属性在$z \geq 6$。在我们的模拟中，质量为$10^9{\rm M_{\odot}}h^{-1}<M<10^{10}{\rm M_{\odot}}h^{-1}$的晕、金属丰度为$10^{-3}Z_{\odot}<Z<10^{-1.5}Z_{\odot}$的恒星和年龄为$3\,{\rm Myr} < t < 10 \, {\rm Myr}$的恒星在质量和体积上都主导了再电离。我们表明，来源，reflecting宇宙的体积大部分的$z=6$不一定是相同的来源，占主导地位的元银河系紫外线背景在相同的红移。我们进一步表明，在我们的模拟中，每种类型的源再电离的贡献是不均匀的不同的气相。IGM，CGM，灯丝，ISM和稀薄超新星加热气体都被不同类别的源光电离。碰撞电离在最低和最高密度下都有贡献。在早期阶段的个别HII气泡的形成，再电离进行与形成的同心壳的气体电离的不同类别的来源，导致大的温度变化作为一个函数的galacto-centric半径。因此，单个HII气泡的温度结构可能会让我们深入了解作为第一个电离源的星系的恒星形成历史。我们的探索性模拟突出了如何通过使用我们的光子示踪算…
2018-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Finding the First Cosmic Explosions I: Pair-Instability Supernovae
第一批恒星是原始星系形成、早期宇宙学再电离和化学富集以及超大质量黑洞起源的关键。不幸的是，尽管它们的亮度非常高，但在未来几十年内，个别的第三星族恒星可能仍然无法直接观测到。然而，它们的性质可以通过超新星爆炸来揭示，这可能很快就会被新一代的近红外天文台如JWST和WFIRST探测到。我们目前的光变曲线和光谱的Pop III对不稳定超新星计算与洛斯阿拉莫斯辐射流体动力学代码。我们的数值模拟占爆炸与现实的拱星信封的相互作用，信封的不透明度，和莱曼吸收中性IGM在高红移，所有这些都是至关重要的计算第一次宇宙爆炸的近红外签名。我们发现JWST将在z > 30的范围内探测到对不稳定超新星，WFIRST将在z ~ 15 - 20的全天巡天中探测到它们，LSST和Pan-STARRS将在z ~ 7 - 8发现它们。这些古老爆炸的发现将探测第一批恒星星族，并揭示原始星系的存在，否则可能不会被发现。
2013-09-05 astro-ph.CO
Self-consistent Semi-analytic Modeling of Feedback During Primordial Star Formation and Reionization
我们提出了一个新的半解析模型的第一批恒星的形成。我们的方法需要暗物质晕合并树（包括3维空间信息）从宇宙学N体模拟作为输入，并应用解析处方计算人口III（流行III）和金属富集的恒星形成历史。我们已经开发了一种新的方法来准确地计算影响Pop III恒星形成的主要反馈过程：H $_2$从莱曼-沃纳（LW）辐射的光解离，抑制恒星形成由于不均匀的再电离，和通过超新星风的金属富集。我们的方法利用基于网格的方法，依靠快速傅立叶变换（FFT），以快速跟踪整个模拟框中的三维LW强度，电离分数和金属丰度。我们提出了广泛的天体物理模型参数的模拟从$z\approx 30-6$。最初的远程LW反馈和本地金属富集和再电离反馈占主导地位。然而，对于$z \lesssim 15$，我们发现Pop III型恒星的恒星形成率密度（SFRD）受到外部金属富集（来自一个晕的金属污染其他原始晕）和不均匀再电离的影响。我们发现这些过程的相互作用对于$z \lesssim 10$的Pop III SFRD尤其重要。再电离反馈延迟恒星形成足够长的时间，使金属气泡到达光晕，否则就会形成Pop III恒星。与单独的LW反馈相比，包括这些效应可以导致在$z=6$下Pop III SFRD的数量级以上的降低。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Feedback Effects of First Supernovae on the Neighboring Dark Matter Halos
$Λ$ CDM宇宙中的第一代恒星被认为是在黑暗的晕中形成的，总质量在$z \sim 20-50$的$\sim 10^{5}-10^{7}M_sun$范围内。这些恒星被认为是非常巨大的，在某些情况下，它们会以第一颗超新星（SNe）的形式结束生命。我们探讨了低质量暗晕（< 10^{7} M_sun）中恒星形成是否被邻近恒星形成晕的SN反馈触发或抑制的问题。我们主要考虑了SN激波的两个作用：一是从晕中抽空气体组分，二是由于激波加热增强电离度而促进H_2的生成。综合上述效应，我们发现当邻近的暗物质晕（M < 10^{7} Msun）靠近SN中心时，由于气体排空效应，其恒星形成活动基本上受到抑制。气体被吹走的临界距离落在$\sim 0.3-1.5$ kpc的范围内，这取决于SN能量和晕质量。此外，我们发现在参数空间中，暗晕中的恒星形成活动被邻近的SN诱导或促进的窗口非常小。
2009-04-15 astro-ph.CO
Reionization and Galaxy Formation in Warm Dark Matter Cosmologies
我们比较模型的结果从一个半解析（合并树为基础）框架的高红移（z ~ 5-20）星系形成对再电离指标，包括普朗克电子散射光学厚度和电离光子发射率，揭示了再电离的历史和来源冷（CDM）和暖暗物质（WDM;粒子质量的$m_x = 1.5,3$和5 keV）宇宙学。该模型包含了恒星形成、超新星反馈、气体和恒星质量的合并/吸积/喷射驱动演化以及紫外背景（UVB）对低质量星系气体成分光蒸发的影响等关键过程。我们发现，在光（1.5 keV）WDM模型中的再电离开始的延迟可以通过电离光子逃逸分数的更陡的红移演化和更快的质量组装来补偿，导致在所有考虑的DM模型中，再电离结束在可比的红移（z~5.5）。我们发现大部分的再电离光子来自星系的晕质量$M_h < 10^9 M_\odot$和紫外的大小$ -15 < M_{UV} < -10$在CDM。随着$m_x$的降低，低质量晕的逐步抑制导致再电离人口向$M_h > 10^9 M_\odot$和$ -17 < M_{UV} < -13$的较大晕质量的转移，对于1.5 keV WDM。我们发现，目前的电子散射光学深度和紫外线光度函数的观察是同样兼容的所有（冷和暖）DM模型在这项工作中考虑。我们建议，全球指标，包括红移演化的恒星质量密度和恒星质量晕质量的关系，观察与詹姆斯韦伯太空望远镜，可以用来区分CDM和WDM（1.5千电子伏）宇宙学。
2017-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing The Start and End of Cosmic Reionization -- Exploring The Role of Ionizing Sources as drivers
本论文利用SPICE模拟和辐射转移方法，研究宇宙再电离纪元中氢和氦的电离过程，识别电离源（恒星、X射线双星、活动星系核等）的作用，并预测氦-3超精细跃迁作为新探针，以缓解JWST亮星系张力并揭示再电离历史。
2025-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Quenching of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
我们提出了对六个超暗矮星系的恒星形成历史的新约束：牧夫座I，猎犬座II，后发座Berenices，武仙座，狮子座IV和大熊座I。我们的分析采用了高精度测光与哈勃太空望远镜上的高级相机测量，中分辨率光谱获得的深度成像多目标光谱仪上的W.M. Keck天文台，并更新了适合于这些星系的丰度模式的Eschera-Regina等时线。其中五颗银河系卫星的数据最适合恒星形成历史，其中至少75%的恒星在z~10（13.3 Gyr前）形成。所有的星系都与80%的恒星形成于z~6（12.8 Gyr ago）和100%的恒星形成于z~3（11.6 Gyr ago）相一致。这些星系同样古老的人口支持这样的假设，即在最小的暗物质子晕中的恒星形成受到全球外部影响的抑制，例如宇宙的再电离。
2014-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Radio Signatures of the First Supernovae
原始恒星作为原始星系的第一个恒星组成部分，是宇宙化学富集和可能的宇宙再电离的来源，是原始结构形成的关键，它们可能导致了今天居住在星系中心的超大质量黑洞。虽然在未来几十年内，对个别Pop III恒星的直接探测可能仍然遥不可及，但我们表明，它们的超新星遗迹可能很快就会在无线电中被探测到。我们计算无线电同步辐射的签名0.5 - 35 GHz之间的流体动力学计算的超新星遗迹的流行III星的minihaloes。我们发现，超新星产生最明亮的系统，观测到的无线电通量高达1 - 10 muJy。能量较低的II型超新星遗迹的亮度约为30倍，而对不稳定超新星遗迹的亮度则超过10，000倍。由于原始环境的气体密度很高，同步加速器的损失严重限制了最大发射频率，产生了一个独特的峰值无线电频谱，与正常的银河系超新星遗迹频谱不同。超新星的射电遗迹应该可以被现有的射电设施如eVLA和eMERLIN探测到，而II型超新星遗迹则需要平方公里阵列。在z > 20时，流量超过1 μ J的超新星遗迹的数量预计为每100平方度视野一个，如果它们形成到z = 10时，则增加到每平方度几个。探测z > 20的II型超新星遗迹，亮度超过1 nJy，需要100 - 200平方度的视场，虽然对于那些形成z = 10的超新星遗迹，只需要1 - 2平方度的视场。超新星和II型超新星遗迹很容易通过它们的光变曲线彼此分开，这将使未来的调查能…
2013-01-21 astro-ph.CO
The Nature of High ${\rm [OIII]}_{\rm 88μm}$/${\rm [CII]}_{\rm 158μm}$ Galaxies in the Epoch of Reionization: Low Carbon Abundance and a Top-Heavy IMF?
对$z>6$星系的ALMA观测显示，与本地星系相比，[OIII] $_{\rm 88μm}$ /[CII] $_{\rm 158μm}$比值和[CII] $_{\rm 158μm}$赤字异常高。已经提出了许多解决方案，包括C和O丰度比的差异，观测偏差和ISM属性的差异。为了阐明驱动这种高红移现象的基本物理，我们采用SPHINX $^{20}$，一个国家的最先进的，宇宙辐射流体动力学模拟，解决了详细的ISM属性的数千个星系的再电离时代。我们发现，所观察到的$z>6$ [OIII]-SFR和[CII]-SFR的关系，只有当C/O丰度比是$\sim8\times$低于太阳能和总金属产量是$\sim4\times$高于Kroupa IMF的。这意味着高红移星系可能主要是由具有更头重脚轻IMF的低金属量核心坍缩超新星富集的。当AGB星和Ia型超新星开始对星系金属丰度产生贡献时，[CII]-SFR和[CII]光度函数都将在$z\sim4.5$处收敛到观测值。虽然我们证明了电离参数，LyC逃逸分数，ISM气体密度和CMB衰减都驱动星系朝向更高的[OIII]/[CII]，在$z>6$观察到的值只能复制与太阳相比，大大降低C/O丰度。[CII]和[OIII]的组合可用于预测电离参数、ISM气体密度和LyC逃逸分数的值，我们提供了九个观测到的$z>6$星系的这些量的估计。最后，我们证明了[OI] $_…
2022-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Local Stellar Radiation on Dwarf Galaxy Formation Around Milky Way Analogues Across Cosmic Reionization
本研究利用Auriga项目的模拟，探究局部恒星辐射对银河系类似星系周围矮星系形成的影响，发现其在再电离前抑制低质量暗物质晕中矮星系形成，红移z=4后影响近乎消失，最暗弱卫星星系的减少量无统计显著性。
2025-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of Self-shielding Minihalos on the Ly$α$ Forest at High Redshift
本文结合一维辐射流体动力学与大尺度模拟，量化自屏蔽小晕对高红移 Ly$α$ 森林的吸收、功率谱及大晕周边通量的影响，并提出可据此约束电离背景强度。
2024-06-15 astro-ph.CO
Linear Polarization of the 21 cm Line from the Epoch of Reionization
由于汤姆逊散射离开自由电子的21厘米线偏振可以探测中性氢在星系际介质中的分布在再电离的时代，补充21厘米的温度波动。先前的研究（Babich & Loeb 2005）用玩具模型估计了极化的强度，并声称可以通过平方公里阵列（SKA）的1个月观察来检测。在这里，我们重新审视这一调查与帐户的非线性条款，由于不均匀的再电离，使用数值再电离模拟提供现实的估计21厘米TE和EE角功率谱（$C^{\rm TE}_\ell$和$C^{\rm EE}_\ell$）。我们发现：（1）与以前的结果相比，两个功率谱在亚泡尺度上都增强了，而在超泡尺度上被抑制了：（2）$C^{\rm TE}_\ell$在$\ell<100$处有一个零交叉，其角标度对H I偏置的标度依赖性很敏感;（3）在给定的$\ell$（即$C^{\rm TE}_\ell / C^{\rm TE}_{\ell,{\rm max}} $和$C^{\rm EE}_{\ell}/C^{\rm EE}_{\ell,{\rm max}}$）下，再电离过程中功率谱与其最大值的比值与总电离分数有很强的相关性。然而，这种信号的测量将是非常具有挑战性的，不仅因为整体强度弱于SKA的灵敏度，而且还因为来自漫射同步辐射的偏振前景，以及法拉第旋转，其修改了观察到的偏振。然而，21 cm线性偏振信号仍然可能通过其他方法（例如，其与其他探针的互相关）检测到。
2021-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Smoothly-Rising Star Formation Histories During the Reionization Epoch
宇宙流体动力学模拟强有力地预测高红移星系的恒星形成历史（SFH）是平稳上升的，并随质量变化，只有一个比例因子。我们使用我们最新的模拟来测试这种情况是否可以解释WFC 3/IR，NICMOS和IRAC最近在z>=6处的观测结果。我们的模拟广泛地再现了观测到的紫外（UV）光度函数和恒星质量密度及其在z=6-8的演化，所有这些都是平均SFH的非平凡测试。与观测结果一致，模拟的星系拥有蓝紫外连续谱，这是由于年轻的年龄（50- 1.5亿年），低金属丰度（0.1-0.5 Zsun）和低尘埃柱（E（B-V）<= 0.05）。观测结果表明，在所有z=6-8的恒星质量-恒星形成率关系中，斜率接近1，证实了SFH形状不变的预测。目前的巡天观测发现了大多数恒星质量超过10^9 M太阳的星系和少数质量小于10^{8.5} M太阳的星系，这意味着它们探测到的不超过完整恒星形成和z>=6时恒星质量密度的最亮30%。最后，我们证明了平滑上升的SFH和最近的聚类观测之间没有冲突。这是因为动量驱动的外流抑制了低质量晕中的恒星形成，导致整体occupancy为0.2-0.4，即使恒星形成的占空比是1。这导致了许多有趣的预测，在z>=4，其中包括：（1）光学选择和紫外选择的样本很大程度上重叠;（2）很少有星系表现出显着抑制特定的恒星形成率;（3）占有率是恒定的或随着光度的降低而增加。这些预测与目前的观测结果暂时一致，但…
2010-08-17 astro-ph.CO
A Census of the LyC Photons that Form the UV Background During Reionization
我们提出了一种新的，在飞行中的光子通量和吸收示踪剂算法，旨在直接测量不同的源人口的metagalactic紫外线背景和电离部分的气体在宇宙中的贡献。我们使用一套多频辐射流体动力学模拟，仔细校准重现一个现实的再电离历史和星系属性在$z \ge 6$，解开不同质量晕和恒星发射的光子的贡献不同的金属和年龄的紫外线背景再电离。虽然在非常早期的宇宙时期，低质量的贫金属晕提供了大部分的LyC光子，但它们的贡献随着时间的推移而稳步下降。在$z = 6$，大质量系统（${\rm M_{halo}}/{\rm M_\odot} > 10^{10} \, {\rm h ^{-1}}$）和富金属恒星（$10^{-3} < Z/Z_{\rm \odot} < 10^{-1.5}$）发射的光子对电离紫外背景的贡献最大。我们证明，有很大的变化，逃逸分数取决于源，逃逸分数最高（$\sim 45-60\%$）的光子发射的最古老的恒星，穿透到IGM通过低不透明度的通道雕刻的电离光子和超新星从年轻的恒星。在HII区域开始重叠之前，光电离率在不同的孤立的HII气泡之间强烈波动，这取决于嵌入的电离源，我们认为这可能会导致矮星系性质的空间变化。
2018-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large scale simulations of H and He reionization and heating driven by stars and more energetic sources
我们提出了从$z=18$到$z=5$的宇宙再电离和再加热的模拟，研究了恒星（发射软紫外光子）、核黑洞（BH，具有幂律谱）、X射线双星（XRB，具有硬X射线主导谱）和与超新星相关的扩散星际介质热韧致辐射（ISM，具有软X射线谱）的作用。我们后处理的流体动力学模拟大规模黑色II（MBII）与多频电离辐射转移。源的性质直接来自MBII的物理环境，我们唯一真正的自由参数是电离逃逸分数$f_{\rm esc}$。我们发现，在这里探索的模型中，逃逸分数随着红移的减小而减小的模型产生的结果最符合观测结果，例如中性氢分数和汤姆逊散射光学深度。恒星是氢再电离的主要驱动者，因此也是星系际介质（IGM）热历史的主要驱动者。我们获得了所有源类型的体积平均温度$\langle T \rangle \sim 20,000~{\rm K}$的$z=6$的$\langle x_{\rm HII} \rangle = 0.99998$。BH是罕见的，对氢的再电离可以忽略不计，但相反，它们是唯一可以完全电离氦的源，通过$\sim 10^4~{\rm K}$增加局部温度。中性和低电离氢的热和电离状态随不同的源组合而显著不同，ISM和（在较小程度上）XRB起着重要作用，因此，确定了中性氢21 cm信号从吸收到发射的转变。
2020-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extremely-Metal Poor Stars in the Milky Way: A Second Generation Formed after Reionization
第三星族恒星形成的宇宙学模拟显示，当冷却由氢分子驱动时，初始质量函数（IMF）偏向于在红移z>20的迷你晕中形成的超大质量恒星（M> 100 Msun）。然而，这一结果与银河系晕中的极贫金属（EMP）恒星的观测结果相冲突，其r过程元素丰度似乎与非常大的第三星族祖先的预期不相容。我们提出了一个新的解决方案的问题，其中的IMF的第二代恒星形成在z>10，再电离之前，是不足的亚太阳质量的恒星，由于高宇宙微波背景温度地板。观测到的EMP星优先在z <10 in pockets of gas enriched to metallicity Z>10^{-3.5} Zsun由星族II星的风形成。我们对像银河系这样的暗物质晕的宇宙学模拟表明，目前的EMP星样本只能限制晚期第三星族恒星的IMF，这些恒星形成于z<13的晕中，维里温度Tvir约为10^4 K。这表明对不稳定性超新星主要不是由这个群体产生的。要开始探测形成于高红移的第三星族恒星的IMF，需要进行一次大规模的巡天，至少要有500颗，可能是几千颗金属丰度为Z~10^{-3.5} Zsun的EMP星。
2010-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Implications of a Pre-reionization 21 cm Absorption Signal for Fuzzy Dark Matter
EDGES实验最近宣布了在78 MHz附近的天空平均无线电频谱中存在广泛吸收特征的证据，这可能是由于中性氢在z~15-20的21 cm线中的吸收。如果得到证实，一个暗示是21厘米线的自旋温度与气体温度通过z=20耦合。实现这一点的已知机制是Wouthuysen-Field效应，其中莱曼α光子在星系际介质（IGM）中散射并影响超精细能级的种群。这表明，早期的恒星形成已经产生了丰富的莱曼α背景z=20，并强烈约束模型中的线性物质功率谱被抑制在小尺度上，因为晕和恒星形成延迟在这种情况下。在这里，我们考虑的情况下，暗物质由超轻轴子宏观德布罗意波长（模糊暗物质，FDM）。我们假设恒星形成轨道晕形成，并采用两个简单的模型，从目前的文献中的晕质量函数FDM。我们进一步假设形成恒星的晕重子的比例小于$f_\star \leq 0.05$的保守上限，并且每个恒星重子产生~10^4个莱曼α到莱曼极限的光子。我们发现，21厘米的自旋温度耦合到气体温度的$z=20$的要求，放置在FDM粒子质量的$m_a \geq 5 \times 10^{-21} {\rm eV}$的下限。该约束对恒星形成的晕的精确最小质量不敏感。随着全球21厘米测量的改进，耦合红移可能会改变，我们量化FDM约束将如何修改。一个粗略的翻译的FDM质量绑定到一个热遗迹温暖的暗物质（WDM）的质量约束。
2018-05-03 astro-ph.CO
Spatially adaptive radiation-hydrodynamical simulations of galaxy formation during cosmological reionization
我们提出了一套宇宙学辐射流体动力学模拟的星系组装驱动的星系际介质（IGM）在z >~ 6的再电离。模拟帐户的流体动力学反馈光电离加热和爆炸的大质量恒星超新星（SNe）。我们的参考模拟是在一个尺寸为25兆秒差距/小时的盒子中使用2 x 512 ^3个粒子进行的，产生了合理的再电离历史，并与观察到的星系紫外光度函数相匹配。不同的盒子大小和分辨率的模拟被用来研究数值收敛，和模拟中，无论是SNe或光电离加热或两者都被关闭，被用来研究从恒星形成的反馈的作用。电离辐射的处理使用精确的辐射转移在高空间自适应分辨率，在该流体动力学进行。SN反馈强烈地降低了恒星形成率（SFR）在几乎整个质量范围内的模拟星系，并需要产生SFR与观测一致。光加热有助于抑制低质量星系中的恒星形成，但它对宇宙SFR的影响很小。由于光热效应被强烈的SN反馈所掩盖，因此它不会在紫外星系光度函数上留下签名，尽管我们注意到我们的分辨率不足以模拟通过分子氢跃迁冷却的恒星形成迷你晕。光加热确实对再电离提供了强的正反馈，因为它平滑了IGM中的密度波动，这大大降低了IGM的复合率。我们的模拟表明，一个紧密的非线性耦合的星系形成和再电离，激发需要准确和同时列入的光加热和SN反馈模型的早期宇宙。
2015-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
How the First Stars Regulated Star Formation. II. Enrichment by Nearby Supernovae
来自第三星族（Pop III）超新星的金属导致了早期宇宙中质量较小的Pop II恒星的形成，改变了原始星系的演化过程和宇宙学的再电离。第一颗超新星的重元素被第二代恒星吸收的情况有很多种，但宇宙学模拟只在最大尺度上模拟它们。我们提出了小规模的，高分辨率的模拟化学富集的原始晕附近的超新星部分蒸发后的祖星。我们发现，从爆炸喷出物碰撞和混合激烈的烧蚀流赶走晕的恒星，创造密集，丰富的团块能够崩溃成流行II星。金属可能与部分暴露的晕核心混合效率较低，因此它可能形成Pop III或Pop II恒星。因此，如果喷出物没有从晕中剥离出所有的气体，那么波普II和III星都可能在碰撞后形成。爆炸前晕的部分蒸发对超新星后来的富集至关重要。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
