Patchy Screening of the Cosmic Microwave Background by Inhomogeneous Reionization
利用WMAP-7温度/极化数据中的非对角TB和TT相关性，我们推导出了一个约束条件，即对来自非均匀再电离的宇宙微波背景的斑片状屏蔽。我们将其解释为对作为相干多极Lc的函数的均方根光学深度波动Δτ的约束。我们将这些参数的共动相干尺度，气泡大小Rc，在一个唯象模型，其中再电离是瞬时的，但发生在一个皱巴巴的表面上，也到气泡大小的“瑞士奶酪”再电离模型中的固定大小的气泡分布在一定范围内的红移。目前的WMAP数据仍然太弱，几个数量级，以约束合理的模型，但即将普朗克和未来的EPIC数据应该开始接近有趣的参数空间制度。我们还提出了约束的参数空间施加的最近的结果从EDGES实验。
2012-10-19 astro-ph.CO
O-V-S-Z and friends: Non-Gaussianity from inhomogeneous reionization
计算了非均匀再电离引起的宇宙微波背景（CMB）双谱。我们计算了共形牛顿规范在所有尺度上对双谱有贡献的一阶项的乘积。我们还正确地占的物质密度和初始条件之间的去相关使用微扰理论到三阶。我们发现，双谱是本地类型的预期。对于一个合理的再电离模型，宇宙完全电离，红移为z_{ri} ~ 8，到末次散射面的光学厚度为τ_0=0.087，探测CMB温度双谱的信噪比为S/N ~ 0.1，原始非高斯性估计的混乱为f_{NL} ~-0.1。对于z_{ri} ~ 12.5，τ_0=0.14的极端模型，我们得到S/N ~ 0.5和f_{NL} ~-0.2。
2010-02-24 astro-ph.CO
The imprint of inhomogeneous HeII reionization on the HI and HeII Ly-alpha forest
我们使用一组AMR流体动力学模拟后处理的辐射传输代码RADAMESH研究如何不均匀的HeII再电离影响星系际介质（IGM）。我们传播辐射的活动星系核（AGN）考虑两种方案的时间演化的电离源。我们发现，HeII再电离发生在一个非常不均匀的方式，通过生产分离良好的气泡的电离相，随后渗滤。总的来说，再电离过程在时间上是延长的，并持续一个红移间隔Δ z>1。在固定的气体密度，温度分布是双峰的早期阶段的HeII再电离和不能描述一个简单的有效的状态方程。当氦II再电离完成时，IGM的特征在于具有指数γ ~1.20的多方状态方程。这种关系明显比再电离过程开始时（γ =1.56）更平坦，并且在平均值周围呈现出更宽的分散度。我们从模拟中提取HI和HeII Ly-alpha吸收光谱，并将Voigt轮廓拟合到它们。我们发现，氦被双重电离的区域的特征在于由不同的概率密度函数的曲率和多普勒b参数的HI Ly-alpha森林的双峰温度分布的结果在早期阶段的HeII再电离。HeII和HI的柱密度比显示出很强的空间变异性。它的概率密度函数随时间迅速演变，反映了由于活动星系核的贡献，电离辐射更难的体积分数的增加。最后，我们表明，每单位红移的通量传输窗口的数密度和HeII光谱中的暗间隙的平均大小有可能区分不同的再电离方案。（节略）
2013-09-11 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
Will Nonlinear Peculiar Velocity and Inhomogeneous Reionization Spoil 21cm Cosmology from the Epoch of Reionization?
来自再电离时期的21厘米背景是一个很有前途的宇宙学探测器：视线速度起伏扭曲红移，因此傅立叶空间中的亮度起伏取决于角度，线性理论表明可以将宇宙学信息与天体物理信息分开。然而，电离、密度和速度的非线性波动改变了这一点。分离方案的有效性和准确性进行了测试，在这里的第一次，详细的再电离模拟。该方案在再电离早期（< 40%电离）工作得相当好，但在再电离晚期（> 80%电离）则不好。
2013-03-01 astro-ph.CO astro-ph.IM
Reionizing islands with inhomogeneous recombinations
本文改进半数值模拟 islandFAST，引入非均匀复合与非均匀电离背景以模拟 EoR 晚期中性岛，并与 21cmFAST 比较，揭示模型处理差异导致的形态与历史偏差。
2023-04-11 astro-ph.CO
The kinetic Sunyaev-Zel'dovich signal from inhomogeneous reionization: a parameter space study
非均匀再电离是宇宙微波背景（CMB）中弧分尺度各向异性的一个来源，其中最重要的是动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应。阿塔卡马宇宙学望远镜（ACT）和南极望远镜（SPT）的观测工作准备首次探测到这一信号。事实上，最近的SPT测量结果将无量纲kSZ功率谱的界限放在了95% C.L.时P_tot < 2.8（6）μ K^2的多极点l=3000附近，通过忽略（允许）热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应和宇宙红外背景（CIB）之间的相关性。为了解释这些和即将到来的观测结果，我们使用公开可用的代码21 cmFAST从一套约100个再电离模型中计算kSZ信号。我们的物理再电离模型由高红移星系的电离效率、能够容纳恒星的晕的最低维里温度和电离光子平均自由程参数化，我们预测斑片状再电离的贡献为P_patchy = 1.5-3.5 micro K^2。因此，即使保守地采用再电离后信号的较低估计值P_OV ~ 2 micro K^2，我们的模型也没有一个与不包括相关性的激进的2 sigma SPT界限一致。这意味着：（i）再电离的早期阶段发生的方式比我们探索的恒星驱动情景所暗示的要均匀得多，例如，非常高的能量X射线或外来粒子的贡献显着;和/或（ii）有一个显着的CIB和tSZ之间的相关性。另一方面，保守的SPT边界与我们的所有模型都是相容的，并且处于约束再电离的边界上…
2012-02-28 astro-ph.CO
The Inhomogeneous Reionization Times of Present-day Galaxies
今天的星系在不同的时间在不同的地点经历了宇宙再电离。对于第一次，再电离（$50\%$电离）红移，$z_R$，在其祖先的位置来自新的，完全耦合的辐射流体动力学模拟星系的形成和再电离在$z > 6$，匹配N体模拟z = 0。约束的初始条件被选择来形成当地的宇宙，包括当地集团和室女座，在（91 Mpc）$^3$体积大到足以模拟全球和当地的再电离著名的结构。再电离模拟CoDa I-AMR，由CPU-GPU代码EMMA，使用（2048）$^3$粒子和（2048）$^3$初始细胞，自适应细化，而N体模拟CoDa I-DM 2048，由Gadget2，使用（2048）$^3$粒子，以找到所有星系在z = 0质量$M(z=0)\ge 10^8 M_\odot$的再电离时间。具有$M(z=0) \gtrsim 10^{11} M_\odot$的银河系比整个宇宙早再电离，最多可达$\sim$ 500 Myrs，具有显著的散射。对于银河星系，$z_R$介于8到15之间。具有$M(z=0) \lesssim 10^{11} M_\odot$的镓通常在$\langle z_R\rangle =7.8$的再电离晚于或晚于全球平均的$50\%$再电离，在再电离由外部辐射完成的邻域中。星系内再电离时间的分布有时与星系间的分布一样大。银河系和M31的再电离早于整体再电离，但晚于它们的质量，两者都不受外部辐射的支配。…
2018-02-20 astro-ph.CO
Optical depth to reionization in a Universe with multiple inhomogeneous domains
S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学）；INFN, Sezione di Roma（意大利国家核物理研究所罗马分部）；Università di Roma “La Sapienza”（罗马第一大学）
利用Buchert平均形式主义，研究包含物质不均匀性反馈的宇宙学设置中的再电离光学深度，通过多域模型参数化并使用PantheonPlus+SH0ES超新星样本进行MCMC分析，得到τ_reion=0.0581，更接近观测估计，并适度缓解哈勃张力。
2026-06-12 astro-ph.CO
Energy dissipation of energetic electrons in the inhomogeneous intergalactic medium during the epoch of reionization
研究了宇宙再电离时期非均匀星系际介质中高能电子随时间的能量耗散。除了原子过程之外，我们还考虑了电子在漫画微波背景（CMB）光子上的逆康普顿（IC）散射，这是能量超过几MeV的电子的能量损失的主要通道。我们证明：（1）对IGM的影响既有局部的，（原子过程）和非局部（2）氢离子和氦离子电离的能量分布依赖于初始电子能量，（3）局域重子过密度显著影响能量在各通道中的分布;（4）在宇宙再电离时期，原子截面的相对论效应变得重要。我们将代码作为开源发布，供社区进一步修改。
2016-04-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The impact of inhomogeneous subgrid clumping on cosmic reionization
宇宙再电离是由早期电离辐射源和汇之间的不平衡驱动的，两者都由小尺度结构主导，因此通常在宇宙学再电离模拟中通过亚网格模型处理。星系际氢的复合率通常由一个次网格聚集因子${\left<n^2\right>/\left<n\right>^2}$来提高，该因子在低于粗粒模拟网格间距的尺度上校正了气体密度${n}$中未解决的波动。我们详细研究了这种不均匀的次网格聚集对再电离及其观测量的影响，如下：（1）以前的尝试通常低估了聚集因子，因为质量分辨率不足。我们进行了高分辨率的$N$体模拟，解决了晕下降到预再电离牛仔裤质量，推导出随时间变化的，空间变化的局部聚集因子和拟合公式，其相关性与局部超密度。(2)然后，我们执行一个大规模的$N$体和辐射转移模拟，占这种不均匀的次网格聚集，通过应用这种聚集因子-密度相关。增强复合会显着减缓电离区域的扩展，从而延迟再电离的完成，并在再电离的后期阶段大范围抑制21厘米功率谱。(3)我们还考虑了一个简化的处方，其中全球平均，时间演变成团因子从相同的高分辨率$N$体模拟均匀地应用于所有细胞的再电离模拟，而不是。用该模型计算的观测值与非均匀聚集模型的观测值相当吻合，例如预测21 cm功率谱的误差在20%以内，这表明它可能是一个有用的近似值。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of inhomogeneous subgrid clumping on cosmic reionization II: modelling stochasticity
小尺度的密度波动可以显著影响再电离，但通常模型相当粗糙。数值模拟和分析计算中未解决的波动包括使用气体聚集因子，通常假设为独立于当地环境。在论文I中，我们提出了一个改进的，局部密度相关的亚网格气体聚集模型。在这里，我们使用经验随机模型的基础上，从高分辨率的数值模拟，完全解决所有相关的波动的结果。我们的模型再现以及平均密度成团关系和它的分散。我们应用我们的随机模型，以及平均聚团和论文I确定性模型，创建一个大体积实现的聚团场，并使用这些宇宙再电离的辐射转移模拟。我们的研究结果表明，简单化的平均聚集模型延迟再电离相比，当地的密度依赖模型，尽管产生较少的重组整体。这是由于聚集的空间分布非常不同，导致在后一种情况下光电离率高得多。平均聚集模型在大部分再电离过程中产生较小的HII区域，但这些区域在后期渗透得更快。它还导致21 cm波动峰值的显著延迟，并在PDF分布中产生较低的非高斯性和更少的亮像素。随机密度依赖模型显示出与确定性模型相对较小的差异，主要集中在重叠周围，在那里它显着抑制21 cm波动，以及在21 cm PDF的明亮尾部，在那里它产生明显更明亮的像素。
2021-05-05 astro-ph.CO
The impact of varying inhomogeneous reionization histories on metrics of Ly$α$ opacity
本文通过AMBER和Nyx代码模拟不同再电离历史，研究其对Lyα森林不透明度指标的影响，发现压力平滑尺度与温度-密度关系绝热指数强相关，且需引入涨落UVB以解释观测中方差的系统性偏低。
2023-12-03 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
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 Impact of Inhomogeneous Reionization on the Satellite Galaxy Population of the Milky Way
我们使用公开可用的subhalo目录通过Lactea模拟与Gpc尺度的N体模拟一起，以了解非均匀再电离对银河系卫星星系群的影响。大体积的模拟相结合的再电离模型，使我们能够预测银河系质量晕的再电离时间的分布。受此分布的启发，我们确定候选卫星星系在模拟中，要求任何subhalo必须增长到指定的质量阈值以上，才能再电离;在此之后，光电离背景将抑制恒星的形成和气体的吸积。我们发现，在银河系质量晕预期的范围内改变再电离时间可以改变卫星星系的数量大约两个数量级。这一结论与文献中的一些研究相矛盾，我们得出结论，这是Gnedin（2000）结果应用不一致的结果。我们比较我们的卫星星系的观测使用丰度匹配和恒星星族合成方法来分配我们的subhalos的光度和帐户的观测完整性的影响。此外，如果我们假设质量阈值由维里温度Tvir = 8 e3 K设定，我们发现我们的模型精确地匹配了观测到的银河系卫星的vmax分布，径向分布和光度函数，再电离时间zreion = 9.6^{1.0}_{-2.1}，假设Via Lacteasubhalo分布代表银河系。这导致了119^{+202}_{-50}个卫星星系的存在。
2009-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Inhomogeneous Ionizing Background Following Reionization
本文研究了再电离后（z ~ 5- 6）时期氢电离本底的空间涨落。光子平均自由程（m. f. p.）随红移而迅速减小，再加上越来越稀有的电离源的聚集，可能导致在这一时期内非常不均匀的电离背景。我们系统地研究了电离通量的概率密度函数（PDF）和功率谱，通过改变一些参数，如m. f. p.，能够容纳恒星的最小晕质量和晕占空比。为了通用，我们利用分析，半数值和数值方法。我们的模型表明，电离背景确实有相当大的波动，在这一时期来源的聚类源，与PDF是一个因素的几个宽的极大似然的一半。的分布也显示出显着的不对称性，与高值的尾巴设置的小尺度上的聚类，和较短的低值的尾巴，这是设置的平均自由path. The电离背景的功率谱是更敏感的源属性比PDF和可以很好地理解分析与类似的框架晕模型（通常用于描述暗物质聚类）。然而，我们发现，Lya森林光谱是非常不敏感的UVB的细节，尽管我们的各种电离背景的PDF和功率谱显着的差异。假设一个统一的电离背景只会低估从Lya森林推断的平均电离率的值几个百分点。相反，Lya森林的分析主要是由密度场的不确定性。因此，我们的研究结果证明了一个统一的电离背景Lya森林分析，即使在这个时代的共同假设。
2009-06-17 astro-ph.CO
Possible evidence for a large-scale enhancement in the Lyman-$α$ forest power spectrum at redshift $\mathbf{\textit{z}\geq 4}$
非均匀再电离在大尺度上增强了$z\geq4$红移处的一维Lyman-$α$森林功率谱.这是由于电离氢部分的相干波动引起的大规模的变化后再电离气体温度，随着气体冷却而消退。因此，有可能利用这些残余涨落来约束波数为$\log_{10}(k/{\rm km^{-1}\,s})\lesssim -1.5$的功率谱的非均匀再电离。我们使用Sherwood-Relics混合辐射流体动力学模拟套件对$4.0\leq z \leq 4.6$的新Lyman- $α$森林功率谱测量进行了首次分析。这些数据延伸到波数$\log_{10}(k/{\rm km^{-1}\,s})\simeq -3$，相对不确定度为$10$ -每个波数箱中的$20$ %。我们的分析返回一个$2.7σ$偏好的增强莱曼- $α$森林功率谱在大尺度上，超过预期的空间均匀的紫外线背景。这种大规模的增强可能是一个签名的不均匀再电离，虽然这些数据的统计精度还不足以获得一个强大的检测遗物后再电离波动。我们表明，未来的功率谱测量的相对不确定性为$\lesssim 2.5$ %，应提供明确的证据，在大尺度上的功率谱增强。
2023-03-09 astro-ph.CO
CHORUS IV: Mapping the Spatially Inhomogeneous Cosmic Reionization with Subaru HSC
空间不均匀性是理解再电离过程的重要特征之一，然而，它还没有被完全量化。为了映射这种不均匀的分布，我们同时检测Ly $α$发射器（LAEs）和莱曼破裂星系（LBG）在$z \sim 6.6$从斯巴鲁/超Suprime-Cam（HSC）大面积（$\sim1.5\,\mathrm{ deg}^2 = 34000\,\mathrm{cMpc}^2$）深调查。我们估计中性分数，$x_\mathrm{HI}$，从观测到的数密度比LAEs的LBG，$n(\mathrm{LAE})/n(\mathrm{LBG})$的基础上的数值辐射传输模拟，其中模型星系选择，以满足观测到的选择函数。虽然在视场内的平均$x_\mathrm{HI}$被发现是$x_\mathrm{HI} < 0.4$，这与以前的研究是一致的，在每个$140\,\mathrm{pMpc}^2$的视场内的$n(\mathrm{LAE})/n(\mathrm{LBG})$的变化被发现是大到三倍。这可能暗示了再电离的空间不均匀拓扑结构，但它也留下了一种可能性，即这种变化是基于星系分布的固有大尺度结构。根据模拟结果，从目前的调查中可能很难区分这两者。我们还发现，在高LAE密度区域的LAE更多地填充高$\mathrm{EW}_0$，支持所观察到的$n(\mathrm{LAE})/n(\mathrm{LBG})$或多或少地由中性部分驱动，尽管统计显…
2022-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recombination clumping factor during cosmic reionization
我们讨论了在IGM中的重组的作用，以及相关的概念的聚集因子，在宇宙再电离。一般来说，聚团因子是一个局部量，它依赖于局部超密度和尺度，在该尺度下重子密度场可以假设是光滑的。这个尺度称为过滤尺度，它本身取决于过密度和局部热历史。我们提出了一种建立自洽分析模型的非均匀再电离假设的线性增长率的密度波动，同时占这些影响的方法。我们表明，考虑到当地的聚集因子引入显着的修正总重组率，与全球统一的聚集因子的模型相比。
2014-04-14 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers III. The Clumping Factor
我们使用完全自洽的宇宙再电离的数值模拟，在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目下完成，探索如何以及电离IGM的重组可以量化的有效的“聚集因子”。“模拟中的密度分布（以及，据推测，在真实宇宙中）是高度不均匀的，并且在空间中或多或少平滑地变化。然而，即使在高度复杂和动态的环境中，IGM的概念仍然相当明确;最大的模糊性来自星系周围的非维里化区域，这些区域由于辐射场的局部增强而过度电离（“邻近区”）。这种模糊性排除了计算IGM聚集因子以优于约20%。我们还讨论了一个“局部聚集因子”，定义在一个特定的空间尺度，并量化其分散在一个给定的规模和它的变化作为规模的函数。
2015-07-13 astro-ph.CO
Constraining the era of helium reionization using fast radio bursts
大约十年前快速射电暴（FRB）的发现为探测星系际介质（IGM）的电离历史开辟了新的可能性。在本文中，我们研究使用FRB跟踪时代的HeII再电离，使用模拟其色散措施。我们的模型色散测量贡献银河系，IGM（均匀和不均匀）和一个可能的宿主星系的红移和恒星形成率的函数。我们估计的FRB的数量需要区分的宇宙模型中，氦再电离发生在z = 3的模型中，它发生在z = 6，使用2样本Kolmogorov-Smirnoff测试。我们发现，如果IGM是均匀的，则需要>1100个FRB，并且在非均匀模型中，FRB脉冲穿过星系晕适度地增加FRB的数量，达到>1600个。我们还发现，为了区分在z = 3或z = 3.5处发生的再电离，在3 < z < 5的范围内需要约5700个FRB。
2019-02-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic Variance and the Inhomogeneous UV Luminosity Function of Galaxies During Reionization
本文利用 CoDa II 辐射流体动力学模拟研究再电离时期 UVLF 的时空不均匀性，解释其暗端变平并指出小体积观测的宇宙方差被既有方法低估2至4倍。
2023-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quasar Ionization Front Lyα Emission in an Inhomogeneous Intergalactic Medium
类星体在再电离过程中的电离前沿（T ~ 30，000 K，中性氢分数~ 0.5）的条件是通过氢原子的碰撞激发产生莱曼α发射的理想条件。对这种辐射的观测，可以在天空中对向大于10弧分的$^2$，将明确地证明在所观测的时期存在中性星系际介质，对再电离的进展施加有价值的限制。我们发现，预期的莱曼α表面亮度明显弱于先前确定的，可能是不可能观察到与当前和不久的将来的仪器。过去的工作计算了莱曼α发射从类星体电离前在均匀介质中的聚集因子近似占不均匀性。我们发现，使用一维辐射转移计算，这种近似高估了发射的一个因素>3。我们的计算模型的电离光子的传播和计算莱曼α发射类星体电离前沿的视线从流体动力学宇宙学模拟在z = 7.1。为了更好地理解发射的物理性质，我们还开发了一个分析模型，准确地描述了完整的辐射转移计算的结果。
2014-09-02 astro-ph.CO
Probing patchy reionization through tau-21cm correlation statistics
我们考虑了在再电离阶段自由电子和中性氢之间的互相关。自由电子通过光学深度追踪到再电离τ，而中性氢可以通过21 cm光子发射观察到。正如预期的那样，这种相关性对再电离的详细物理过程很敏感。最重要的是，如果再电离发生通过合并相对较大的晕托管电离源，自由电子和中性氢是反相关的大部分再电离的历史。当能够形成电离源的晕很小时，对相关性的正贡献可能发生。互相关中的这种符号变化的测量将直接测量气泡偏差，并且因此测量晕质量。我们使用由Dvorkin和Smith（2009）提出的非均匀再电离tau_{lm}的估计器来估计互相关的信噪比。我们发现，与即将到来的无线电干涉仪和CMB实验，互相关是可测量的多极l ~ 1000。我们还推导出参数约束，并得出结论，尽管前景，互相关证明了互补测量的EoR参数的21厘米和CMB偏振自相关预计将在未来十年内观察到。
2013-10-16 astro-ph.CO
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
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
Spatial fluctuations of the intergalactic temperature-density relation after hydrogen reionization
再电离后IGM的热状态对再电离的时间和电离源的性质敏感。我们在这里模拟了IGM的热状态在宇宙学辐射转移模拟一个现实的，扩展的，空间不均匀的氢再电离过程，仔细校准与Ly-alpha森林数据。我们将这些与使用空间均匀电离背景运行的宇宙学模拟进行比较。与现实的增长的电离区域和现实的传播再电离红移的模拟显示，正如预期的那样，显着的空间波动的温度-密度关系（TDR）的后再电离IGM。最近电离的区域是最热的，并表现出较平坦的TDR。在与从Ly-alpha森林数据推断的平均TDR一致的模拟中，这些空间波动对IGM在z ~ 4-6处的Ly-alpha不透明度的统计特性具有中等但显著的影响。在精确测量IGM的热性质和来自Ly-alpha森林数据的暗物质在此红移范围内的自由流时，应考虑到这一点。然而，我们的模拟预测的TDR的空间变化比解释z > 5.5时在大尺度（> 50 Mpc/h）上观察到的大空间不透明度波动所需的小约两倍。
2018-05-16 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
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
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
Models of the Thermal Evolution of the Intergalactic Medium After Reionization
近年来，人们对低密度星系际介质（IGM）的温度进行了更精确的测量。这些新的测量限制了IGM的加热过程，例如H I和He II的再电离。我们提出了一个半解析模型的IGM的热历史，遵循原始气体的光加热历史。我们的模型采用了多区域的方法，相比以前的模型，更准确地捕捉不均匀的加热和冷却的IGM在补丁再电离。我们比较我们的模型与最近的温度测量跨度z = 1.6-4.8，发现这些测量是一致的情况下，He II在z = 3-4类星体的再电离。显着更长的持续时间或更高的红移He II再电离的情况被排除的测量。对于氢再电离，我们发现只有低红移和高温的情况下被排除在外。例如，一个模型，其中IGM被加热到30 000 K时，电离前沿通过，并与氢再电离发生超过6 < z < 9，被排除。最后，我们对TeV耀变体、宇宙射线和其他非标准机制的加热量进行了限制。我们发现，在z = 2时，每个重子最多可以注入1 eV的额外热量，而在z > 3时，这一限制变为<~0.5 eV。
2016-06-09 astro-ph.CO
Lyman-alpha emitters gone missing: evidence for late reionization?
我们将高分辨率流体动力学模拟与中等分辨率、仅含暗物质的模拟和电离区生长的分析模型相结合，估算了6<=z<=8星系中莱曼α辐射可见度的大尺度分布和红移演化。中性氢在再电离过程中的不均匀分布导致了大尺度上莱曼α跃迁的显著波动。transmittance不仅取决于电离的星系际介质的体积分数和本地电离背景的振幅，但也相当敏感的Lyman-α发射线的相对速度移动的演变，由于共振散射。我们再现了莱曼α发射星系的空间密度下降的速度与观察到的相当迅速地演变的中性分数之间的z=6-8，和一个典型的莱曼α线速度偏移100公里/秒的系统在z=6的红移减少向更高的红移。新的（02/2015）普朗克结果表明，这种最近的再电离结束不再受到宇宙微波背景的限制。
2015-06-16 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
The Equation of State of the Intergalactic Medium After Hydrogen Reionization
本文用解析模型研究了非均匀氢再电离对星系际介质温度分布的影响。在这个过程中，每个电离光子的剩余能量以热的形式沉积在IGM中，使其温度升高到20，000 - 30，000 K;随后宇宙的膨胀使气体冷却。由于再电离最有可能从高密度到低密度进行，低密度的空隙最后电离，冷却时间更短，并且在再电离完成后（“反转”状态方程）比平均密度气体（平均）更温暖。从这个初始状态开始，低密度气体迅速冷却，最终回到更正常的状态方程。快速变化的温度在z~6处的电离背景的测量中引入了系统不确定性。例如，后期再电离意味着快速冷却，因此电离背景在z ~5-6处的演化速度必须比通常声称的更快。这种简并性很难解开，因为莱曼-α森林只探测了一个很窄的密度范围（在这个范围内气体几乎是等温的）。然而，更高的莱曼系列转换探测更宽的密度范围，采样不同的有效温度，并提供了一种新的方法来测量IGM状态方程，应该在接近饱和吸收排除其他方法的情况下工作。这将有助于将温度演化与电离背景演化分开。虽然需要更详细的研究与流体动力学模拟，我们表明，这样的测量可能区分早期和晚期再电离使用只有少数的视线。
2009-01-13 astro-ph.CO
Lyman-alpha Heating of Inhomogeneous High-redshift Intergalactic Medium
在再电离期之前的星系际介质（IGM）主要由中性氢气组成。早期恒星产生的Ly-alpha光子共振散射氢原子，导致辐射场和气体之间的能量交换。这种相互作用的结果在适度加热的气体由于反冲的原子散射后，这是非常感兴趣的未来研究的预再电离IGM在HI 21厘米线。我们调查的影响，这Ly-alpha加热的IGM与线性密度，温度和速度扰动。由于Ly-alpha光子的热传导，小于光子扩散长度的扰动可以被阻尼。阻尼发生的尺度和这种效应的强度取决于气体的各种性质，Ly-alpha光子的通量以及光子频率在散射时重新分布的方式。为了找到相关的长度尺度和Ly-alpha加热影响微扰的程度，我们通过数值求解线性化玻尔兹曼方程来计算气体加热速率，其中散射由福克-普朗克近似处理。我们发现：（1）微扰对气体加热速率增加了一个小的修正;（2）温度微扰的衰减发生在同向波数k>10^4 Mpc^{-1}的尺度上，这比金斯尺度小得多，因此不太可能对观测到的21 cm信号产生实质性影响。
2013-12-12 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
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
The long-lasting effect of X-ray preheating in the post-reionization intergalactic medium
本研究通过高质量分辨率流体动力学模拟，首次探索并确立了X射线预热在再电离后星系际介质中的长期影响，发现其在不同红移下对Lyman-$α$森林中的再电离遗迹有不同效应，忽略该过程会导致宇宙学参数推断偏差。
2024-03-28 astro-ph.CO
The Goldilocks problem of the quasar contribution to reionization
在$z \gtrsim 4$上意外地发现了大量微弱的候选类星体（QSO），这促使Madau和Haardt研究活动星系核在任何时候都占主导地位的光子预算的再电离情景。他们的分析研究表明，这一图象与星系际介质（IGM）中HI体积分数的演化和宇宙微波背景汤姆逊散射的光学厚度是一致的。我们采用了一套流体动力学模拟后处理的辐射转移代码，以进一步研究这样的再电离历史的属性。特别是，我们生成的合成吸收线光谱HI和HeII，我们与观测数据进行比较。虽然我们证实了上述分析结果，我们也发现，IGM温度和HeII光学深度的演变与目前的观测限制。然而，类星体占主导地位的情况下，提出了有吸引力的功能，它自然产生一个不均匀的IGM，从而产生一个扩展的尾巴在高值的HI有效光学深度的分布函数，与最近的观测。我们发现初步的证据表明，考虑一些类星体发射在红移$z \gtrsim 5$可以调和这样的观察与数值模拟，迄今未能再现这一功能。最后，我们表明，收集更多的氦吸收光谱在$z \gtrsim 3$和研究其独特的特点将是关键，以精确地限制类星体的贡献再电离。
2019-01-22 astro-ph.CO
A SPectroscopic survey of biased halos In the Reionization Era (ASPIRE): JWST Supports Earlier Reionization around [OIII] Emitters
基于 JWST ASPIRE 项目的大样本 [OIII] 发射体与类星体光谱数据，研究发现 [OIII] 发射体周围 IGM 透射率显著增强且更早达到相同光深，表明再电离在星系周围提前发生，支持涨落 UVB 模型下的不均匀再电离拓扑。
2024-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Was reionization complete by z ~ 5-6?
通常认为再电离在z=6时完成，因为在红移z<6的莱曼α森林中检测到通量。然而，由于再电离预计是高度不均匀的，大部分的光谱通过电离的星系际介质（IGM）的组成部分，即使是不可忽略的值的体积加权平均中性氢分数，x_HI。我们研究了在z ~ 5- 6的不完全再电离的预期签名，使用非常大规模（2 Gpc）的数值模拟。我们发现，在这些红移下，排除不完全再电离是困难的，因为：（1）类星体位于电离场的偏置区域，周围的HI斑比全球平均值x_H所暗示的要少;（2）电离IGM内部剩余中性氢的吸收通常比剩余HI区的吸收占主导地位;（3）即使在电离的IGM中模拟Lyman α森林及其红移演化也是非常困难的，几乎不可能先验地做到。我们建议使用的像素是黑暗的一个简单的，几乎模型无关的上限x_HI的分数。或者，没有可检测通量的区域（暗间隙）的尺寸分布可以用于设置更多的模型相关约束。无论哪种方式，目前的类星体样本在统计上都不足以将z~6处的x_HI限制在10%的水平。在z~5处，其中存在更多可用视线并且森林不太暗，考虑到来自非常深的光谱和/或莱曼贝塔森林的大动态范围，约束x_HI < 0.1可能是可能的。最后，我们告诫不要过度解释观察结果。目前没有直接证据表明再电离在z ~ 5-6完成。
2009-10-22 astro-ph.CO
Efficient Modelling of Lyman-α opacity fluctuations during late reionization epoch
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Indian Institute of Technology Indore（印度理工学院印多尔分校）
本研究通过高效建模方法，利用半数值模型和观测数据，探讨了晚期再电离时期Lyman-α不透明度波动的参数约束与物理特性。
2025-10-28 astro-ph.CO
Fully-Coupled Simulation of Cosmic Reionization. I: Numerical Methods and Tests
我们描述了一个扩展的恩佐代码，使完全耦合的辐射流体动力学模拟的非均匀再电离在大$\sim (100 Mpc)^3$宇宙学体积与成千上万的点源。我们解决了所有的动力学，辐射转移，热，电离过程自洽在同一网格上，而不是后处理的方法，粗粒的辐射转移。然而，我们采用了一个简单的次网格模型，我们校准观测恒星形成。辐射输运是在灰色通量限制扩散（FLD）近似下进行的，该近似是通过从气体能量和电离方程中分离出来的隐式时间积分来求解的，气体能量和电离方程分别求解。与早期的方法相比，这导致了宇宙学应用的更快和更鲁棒的方案。使用LLNL的hypre最佳可扩展几何多重网格求解器求解FLD方程。通过将电离辐射视为网格场而不是射线，我们的方法相对于电离源的数量是可扩展的，仅受辐射求解器的并行缩放特性的限制。我们在许多标准验证和确认测试中测试了我们方法的速度和准确性。我们表明，通过直接比较恩佐的自适应射线跟踪方法Moray，众所周知的FLD无法投下阴影背后不透明的云有轻微的影响电离体积和质量分数的演变在再电离模拟验证测试。我们说明了我们的方法的应用程序的问题，解决了与$3200^3$欧拉网格细胞和暗物质粒子在80 Mpc的共移动盒的非均匀再电离。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
Computer Simulations of Cosmic Reionization
氢的宇宙再电离是宇宙演化中最后一次主要的相变，它彻底改变了宇宙气体的电离和热条件。据我们今天所知，这一过程是由来自年轻恒星形成星系和第一类星体的紫外线辐射驱动的。我们回顾了目前宇宙再电离的观测限制，以及控制星系际气体电离的主要物理效应。然后，我们专注于这个过程的计算机模拟的数值模拟。在过去十年中，在解决来自许多来源的电离光子通过膨胀宇宙中宇宙气体的高度不均匀分布的辐射转移方面取得了重大进展。通过现代模拟，我们终于对再电离过程有了一个大致的了解，但在这个年轻而令人兴奋的数值宇宙学领域，仍然存在许多未解决的问题。
2009-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of peculiar velocities on the epoch of reionization (EoR) 21-cm signal
我们已经使用半数值模拟的再电离研究的EoR 21厘米信号的功率谱在红移空间中的行为。我们考虑了两种再电离模型，一种是均匀复合（HR），另一种是非均匀复合（IR）。我们从模拟数据中估计了HI功率谱在红移空间的可观测量--四极矩和四极矩。我们发现，功率谱（$P^s_2 /P^s_0$）的四极矩和双极矩之间的比率的大小和性质可以是一个可能的探针的时代的再电离。我们观察到，这个比例在大尺度上为负的$x_{HI} \leq 0.7$不考虑再电离模型，这是一个直接的签名，在大尺度上的由内而外的再电离。这是可能的定性解释的物质分布的波动和波动的中性分数，具有功率谱和互相关$P_{ΔΔ}(k)$，$P_{xx}(k)$和$P_{Δx}(k)$分别的模拟结果。我们发现，在大尺度下，物质密度和中性分数的波动是完全反相关的通过再电离的所有阶段。这提供了一个简单的图片，我们能够定性地解释的行为的红移空间功率谱在大尺度上与不同的$x_{HI}$完全在只有两个数量，即$x_{HI}$和比例$P_{xx}/P_{ΔΔ}$。$P_{Δx}$的性质在中等和小尺度的HR和IR情景中变得不同。我们进一步发现，这是可能的，以区分由内而外和由外向内的再电离的情况下，从中间长度尺度的比率$P^s_2 /P^s_0$的性质。
2013-06-21 astro-ph.CO
The Opacity of the Intergalactic Medium During Reionization: Resolving Small-Scale Structure
在再电离过程的早期，星系际介质（IGM）在小尺度上是非常不均匀的，这是由于中性IGM中的低金斯质量和冷暗物质宇宙中结构的分层生长。这个小尺度的结构在再电离时期充当了重要的汇，阻碍了从第一个电离辐射源扫出的电离前沿的进展。在这里，我们提出了高分辨率的宇宙学流体动力学模拟，解决了宇宙学的牛仔裤质量的中性IGM在代表性的卷数兆位差距。绝热流体动力学，我们遵循的是适当的，在未加热IGM，气体有机会响应光电离加热之前。我们的重点是确定宇宙学模拟所需的分辨率，以充分采样和解决小尺度结构调节不加热IGM的不透明度。我们发现需要质量为mdm 1 Mpc的暗物质粒子< 50 Msun and box size of L >.我们的收敛结果显示如何电离辐射的平均自由程和电离氢的聚集因子依赖于紫外背景（UVB）流量和红移。例如，我们发现，在z = 10时，电离率为γ ~ 0.3 ~ 3 x 1 e-12 s^-1时，聚集因子通常为10 ~ 20，相应的平均自由程为~ 3 ~ 15 Mpc，这将先前关于平均自由程演化的工作扩展到了更小的尺度和更早的时间。
2013-10-18 astro-ph.CO
The first (nearly) model-independent constraint on the neutral hydrogen fraction at z~5--6
宇宙再电离预计是复杂的，扩展的和非常不均匀的。现有的限制在z~6的体积平均中性氢分数，<x_HI>，是高度依赖于模型和争议。z<6的约束表明宇宙是高度电离的，也是依赖于模型的，但更根本的是在非均匀再电离的背景下是无效的。因此，最近有人指出，没有确凿的证据表明，再电离已完成的z~5- 6，一个事实，具有重要的分支解释高红移的观察和理论模型。利用<x_HI>高红移类星体Ly α/β森林中暗像元覆盖率的简单而稳健的统计，给出了在z~5--6处的第一个直接上限。对于13个Keck ESI光谱的样本，我们<x_HI>在5 < z < 5.5处限制< 0.2，<x_HI>在z~6.1处上升至< 0.8。我们还发现了一个初步的证据，在红移演化的暗覆盖分数在z~5.5。当结合宇宙方差的保守估计时，两个深光谱的子样本提供了更严格的约束<x_HI>（z=6.1）< 0.5。该上限与z~6处的现有结果相当，但更稳健。这里提出的结果不依赖于假设的类星体连续，IGM密度，HII形态或电离背景场，因此是一个很好的起点，为未来的解释高红移观测。
2011-01-17 astro-ph.CO
Evidence of patchy hydrogen reionization from an extreme Ly$α$ trough below redshift six
我们报告了一个极长（$\sim$ 110 Mpc/ $h$）和黑暗（$τ_{\rm eff} \gtrsim 7$）Ly $α$槽的发现，该槽向下延伸到$z \simeq 5.5$，朝向$z_{\rm em} \simeq 6.0$类星体ULAS J 0148 +0600。我们使用这些新的数据相结合的42个类星体在$4.5 \le z_{\rm em} \le 6.4$的LY $α$森林测量进行更新的线的视线方差分析星系际LY $α$不透明度超过$4 \le z \le 6$。我们发现，在$z \sim 6$附近的视线之间的传输的散射显着超过理论预期的均匀的紫外线背景（UVB）或简单的波动UVB模型中，电离光子的平均自由程是空间不变的。数据，特别是接近$z \simeq 5.6$-5.8的数据，反而需要体积加权氢中性分数的波动，该波动是单独密度变化所预期的3倍或更多。我们认为，这些波动最有可能是由大规模的平均自由程的变化，不均匀的氢再电离的最后阶段的预期一致。然而，即使通过$z \simeq 5.6$，大部分数据与均匀的UVB一致，通过$z \sim 5$，数据与仅由密度场引起的不透明度波动完全一致。这表明，虽然再电离可能在$z \sim 6$进行，但在$z \sim 5$时已完全完成。
2015-01-16 astro-ph.CO
Atomic and molecular gas from the epoch of reionization down to redshift 2
宇宙气体构成了宇宙中重子物质的90%，而H $_2$是最接近恒星形成的分子。在这项工作中，我们研究了冷中性气体和它的H $_2$组分在不同的时代，利用最先进的流体动力学模拟，包括时间依赖的原子和分子非平衡化学耦合到恒星形成，反馈效应，不同的紫外背景在最近的文献和一些额外的过程-如气体自屏蔽，H $_2$尘埃颗粒催化，光电和宇宙射线加热-发生在结构形成期间（ColdSIM）。我们发现中性气体的质量密度参数$ Ω_{\rm neutral} \simeq $ 10 $^{-3}$和增加从低到高的红移，与现有的HI数据。在$z\sim $ 4-8下，所得H $_2$分数可高达$\sim $ 50%，与最新的高- $z$测量值一致。尽管依赖于所采用的紫外背景，推导出的$ Ω_{\rm H_2} $值与观测值一致，直到$z\sim$ 7，HI和H $_2$趋势都可以通过我们的基于非平衡H $_2$的恒星形成模型更好地再现。预测的气体耗尽时间尺度减少对较低的$z$，与H $_2$耗尽时间保持低于哈勃时间和可比的动力学时间在所有考虑的红移。这意味着非平衡分子冷却在各种环境中以及从非常早期的宇宙时代起，在驱动冷气体坍缩方面是有效的。在附录中，我们展示了对单个过程的详细分析，以及简单的数值参数化和拟合来解释它们。我们的研究结果表明，除了HI，非平衡H $_2$观测是评估冷气丰度和紫外背景辐射作用的关…
2021-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of the First Galaxies on Cosmic Dawn and Reionization
在宇宙黎明和再电离（在红移$z=5-30$）期间，第一个星系的形成引发了我们宇宙的最后一次主要相变，因为氢从冷和中性演变到热和电离。中性氢的21厘米谱线将很快使我们能够绘制这些宇宙里程碑并研究驱动它们的星系。为了帮助解释这些观察结果，我们升级了公开可用的代码{ \tt 21 cm FAST}。我们引入了一个新的，灵活的参数化的添加剂反馈：一个不均匀的，$H_2$ -离解（莱曼-沃纳; LW）的背景;和暗物质-重子相对速度，恢复结果从最近的，小规模的流体动力学模拟与这两种效果。我们进行了一个大型的“最佳猜测”模拟，作为21厘米结构演变（EOS）项目的2021年部分。这改进了以前的版本，其中星系模型再现了观测到的紫外光度函数（UVLF），并包括分子冷却星系的人口。由此产生的21厘米全球信号和功率谱显着较弱，主要是由于更快的演变所需的恒星形成率密度，以匹配的紫外线。然而，我们预测HERA和SKA的高信噪比检测。我们演示了如何恒星晕质量关系的看不见的，第一个星系可以推断从21厘米的演变。最后，我们表明，由于相对速度的X射线加热的空间调制提供了一个独特的声学签名，可检测在我们的基准模型中的$z \approx 10-15$。我们的是第一个公共模拟联合非均匀LW和相对速度反馈整个宇宙黎明和再电离。
2022-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman Alpha Emitter Evolution in the Reionization Epoch
将宇宙学SPH模拟与先前发展的Lyman α产生/传输模型和早期再电离模型（ERM，再电离终止于红移z~7）相结合，我们得到了红移在5.7 ~ 7.6之间的Lyman α发射体（LAEs）的Lyman α和UV光度函数（LF）。将模型结果与z~5.7处的观测结果相匹配，需要莱曼α的逃逸分数f_alpha=0.3，以及UV（非电离）连续光子的逃逸分数f_c=0.22，对应于色过量E（B-V）=0.15。我们发现：（i）f_c随着星系平均尘埃含量的减少而向高红移方向增加;（ii）f_alpha/f_c的演化表明，随着红移的减少，ISM中的尘埃含量逐渐变得不均匀或成团。在初始再电离阶段，集群光电离助推是重要的，但对高电离IGM的莱曼α LF影响不大。晕（恒星）质量范围为10.0 < \log M_h < 11.8（8.1 < \log M_* < 10.4），M_h \propto M_*^{0.64}。恒星的形成速率在每年3-120个太阳质量之间，所有红移的质量加权平均年龄都大于2000万年，而平均恒星金属量从Z=0.12增加到0.22太阳金属量从z~7.6增加到z~5.7;年龄和金属量都与恒星质量呈正相关。最明亮的LAE都具有大的恒星形成率和中等年龄（~ 2亿年）的特征，而Lyman Alpha LF暗端的天体显示出大的年龄和恒星形成率。在没有更多的自由参数的情况下，Lai等（200…
2009-11-02 astro-ph.CO
Investigating the characteristic shape and scatter of intergalactic damping wings during reionization
本研究利用Sherwood-Relics模拟套件的斑块式再电离模拟，探究高红移天体Lyα阻尼翼的特征形状与离散性的决定因素，发现其由视线方向按光深贡献加权的平均中性氢密度决定，且存在红移依赖，还可通过大速度偏移处的形状区分星系与年轻类星体的阻尼翼。
2023-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetizing the Cosmic Web during Reionization
越来越多的证据表明，宇宙片，细丝和空隙今天可能被大量磁化。然而，星系际介质（IGM）中磁场的起源目前还不确定。众所周知，对标准模型物理学的非标准扩展可以提供使整个宇宙磁化的机制。也许不太为人所知的是，物质的标准经典物理学-辐射相互作用实际上具有相同的潜力。我们讨论了一种基于非均匀IGM中硬光子和电子之间动量交换的磁生机制。在再电离时期，在电离源附近操作，这种机制能够在与电离源之间的距离相当的尺度上产生相关强度的磁种子。此外，总结所有电离源的贡献，并考虑到气体不均匀性的分布，我们表明，这种机制离开IGM，在再电离结束时，与磁化水平，可能占，当放大机制接管，在当前的宇宙网络的磁场强度。
2018-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
