Modelling recombinations during cosmological reionization
电离前沿扩展到中性介质中可以通过复合显着减慢。在宇宙学数值模拟中，复合率通常使用“聚集因子”来计算，该因子考虑到模拟密度场中并非所有尺度都被解析。在这里，我们证明，使用一个单一的值的聚集因子显着高估的重组率，以及如何局部估计的聚集因子都很容易计算，并给出显着更好的数值收敛。我们认为，这个较低的值的重组率是更相关的再电离过程中，因此，在再电离过程中的重组的重要性被高估。
2010-11-16 astro-ph.CO
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
Semi-analytical description of clumping factor and CMB free-free distortions from reionization
宇宙的密度对比，用物质功率谱及其方差来参数化，可以放大等离子体中自由-自由过程的信号。尺度小于DM粒子自由流尺度的波动阻尼对应于大波数k的总物质功率谱的抑制。我们推导出的时间演化的各种宇宙模型和参数的物质功率谱的方差通过数值计算的功率谱与玻尔兹曼代码CAMB的修改版本，对于不同的值的截止参数kmax。适当的解析近似的数值结果。然后，我们描述的CMB自由-自由光谱失真占来自聚集因子的放大效应。事实上，与星系际介质密度对比相关的块状物随着红移的减小而增加。选择天体物理学和唯象宇宙学再电离的历史，我们评估的自由自由失真的聚集因子的影响，并讨论预测信号的波长依赖性进行分析。最后，我们解决了与其他类别的不可避免的CMB光谱失真和未来的观测前景的比较。虽然再电离的康普顿化在高频下占主导地位，但在所考虑的模型中预测的自由-自由信号在低于约25 GHz（10 GHz）的频率下以几个（几十个）百分比的水平对失真做出贡献，并且代表低于约4 GHz的主要签名。从HI 21厘米背景的宇宙学信号被发现占上风的自由-自由失真在一个限制，模型依赖的频率窗口之间约0.1和0.2 GHz。
2013-10-23 astro-ph.CO
Primordial magnetic fields and modified recombination histories
本文针对原初磁场诱导的小尺度重子团块对宇宙复合历史的影响，提出一种线性化处理方法以自洽计算修正后的复合历史，发现团块因子不足以缓解哈勃张力等宇宙学矛盾，但该框架具有普适性并为完整理论描述奠定了基础。
2025-09-19 astro-ph.CO
Clumping factors of HII, HeII and HeIII
估算一个区域的星系际介质电离水平需要对宇宙中较大代表体积的再电离过程进行适当的处理。的聚集因子，一个参数，占未解决的，小规模的结构的重组的效果，帮助实现所需的精度，即使在低空间分辨率的模拟再电离的历史。在本文中，我们研究了第一次红移的演变不同的电离物种的H和He在一个小的，但非常高分辨率的再电离过程的模拟。我们调查的价值和红移演化的聚团因子对它们的定义，电离水平的气体，网格分辨率，盒子大小和平均无量纲密度的模拟。
2014-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Model-Insensitive Baryon Acoustic Oscillation Feature in the 21 cm Signal from Reionization
我们研究了重子-暗物质相对速度对星系际小尺度结构和再电离过程中21 cm信号的影响。在星系际介质（IGM）中，流速降低了质量尺度为$\sim 10^4 - 10^8$ M $_{\odot}$的聚集。这种效应在波数为$k\sim 0.1$ h/Mpc的21 cm功率谱中产生了一个明显的重子声学振荡（BAO）特征，在此附近即将进行的调查将是最敏感的。相对于恒星形成的流动速度的高度不确定性的影响，对聚集的影响受到更好的约束，因为它主要是由宇宙学和简单的气体动力学设定的。我们量化后者使用耦合的辐射流体动力学模拟，捕捉预再电离气体的金斯尺度。在具有RMS流动速度的区域中，电离气体的聚团因子减小了5- 10%.抑制峰$\approx 5$ Myr后，一个地区是再电离，但消失在200 Myr内，由于压力平滑。我们对21 cm信号的相应影响进行了建模，发现BAO特征最有可能出现在$\approx$ 10 \%电离时。在此阶段，该特征可能出现在$k \sim 0.1 (0.06)$ h/Mpc的1 \%（5 \%）水平，其幅度在一系列再电离历史中以$< 10$的因子变化。我们还提供了一个模型的信号源于流速度的电离源的影响，这可以改变4个数量级，这取决于高度不确定的源属性。我们发现，除非在$10^6 - 10^8$ M $_{\odot}$晕中的第III星族恒星形成对前10%的再电离有显著贡献，否则…
2020-08-16 astro-ph.CO
Small-scale clumping at recombination and the Hubble tension
尽管标准的$Λ$ CDM宇宙学模型取得了成功，但最近的数据改进使低红移和高红移观测之间出现了紧张关系，最重要的是在哈勃常数$H_0$和（重新缩放的）聚类幅度$S_8$的确定中。来自宇宙微波背景（CMB）的高红移数据，在解释上主要依赖于复合物理。在这里，我们研究如何小尺度重子不均匀性（即，凝集）可以影响重组，并考虑它们是否可以缓解$H_0$和$S_8$张力。这种小尺度的聚集，可能是由原始磁场或低于kpc尺度的重子等曲率引起的，即使在更大尺度上平均，也会提高重组率，使重组时间提前。我们引入了一个灵活的丛生模型，参数化通过三个空间区域的自由密度和体积分数，并用它来研究的影响，丛生CMB观测。我们发现，增加$H_0$会降低$Ω_m$和$S_8$，从而使$S_8$张力增加。另一方面，低$z$重子声学振荡测量不利于$Ω_m$的移动。我们发现，可以改变CMB的声音视界足以解释$H_0$张力的聚集参数也改变了阻尼尾，所以他们是不赞成目前的普朗克2018年的数据。我们测试如何CMB阻尼尾部信息排除重组的变化，首先删除$\ell>1000$多极普朗克数据，在那里我们发现，聚集可以解决$H_0$张力。此外，我们对未来的CMB实验进行预测，因为它们改进的阻尼尾精度可以更好地约束偏离标准重组。西蒙斯天文台和CMB-S4都将提供决定性的证据，支持或反对聚团作为解决$H_0$张力的方法。
2021-11-17 astro-ph.CO hep-ph
The Lumina Project: Intergalactic Clumping and Recombination Sinks
The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；Institute for Basic Science（韩国基础科学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；York University（约克大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
结合不同分辨率和体积的模拟，测量再电离时期的团块因子和复合率，发现团块因子演化在电离分数参数化下具有普适性，并引入相空间团块因子。
2026-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Critical Star-Formation Rates for Reionization: Full Reionization occurs at z = 7
我们评估了可能的红移（z_rei ~ 7）的星系际介质（IGM）的完全再电离使用处方的共同移动的恒星形成率（SFR）密度（rho_SFR）所需的维持光电离对重组。我们新开发的在线再电离模拟器允许用户评估所需的SFR和电离的历史，使用各种假设的银河系和恒星星族，IGM聚集因子和温度，和LyC逃逸分数。在z = 6-8处，高红移星系候选者和Lya发射体的减少表明中性部分的增加，在z > 7处的再电离由于增加的复合速率和来自电离背景和LyC平均自由程的约束而变得越来越困难。（0.018 M_sun/yr/Mpc^3）[（1+z）/8]^3（C_H/3）（0.2/f_esc）T_4^（-0.845）标度到凝聚因子C_H = 3、逃逸分数f_esc = 0.2、电子温度T_e = 10^4 K、低金属丰度初始质量函数（IMF）和恒星大气的基准值。我们的流体动力学+N体模拟发现，在z = 5-9时，光致电离、光致加热的丝状体的平均聚集因子C_H =（2.9）[（1+z）/6]^-1.1。临界SFR可以通过增加最小恒星质量、调用顶重IMF或系统地增加高z时的f_esc来降低。CMB光学深度τ_e = 0.088 +/- 0.015可以通过完全再电离来解释，产生τ_e = 0.050回到z_rei = 7，在z > 7的UV/X射线部分电离IGM中增加Δ-τ_e = 0.01-0.04。在这种情况…
2011-12-28 astro-ph.CO
Inhomogeneous recombinations during cosmic reionization
通过耗尽可用于扩展宇宙HII区域的电离光子预算，重组系统（或莱曼极限系统）可以在宇宙再电离期间（和之后）产生巨大影响。不幸的是，在大规模再电离模拟中直接解决这样的结构在计算上是不切实际的。相反，在这里，我们实现了一个子网格处方跟踪星系际介质中的非均匀重组。建立在以前的工作参数化恒星形成的光加热反馈，我们提出了大规模的，半数值再电离模拟，自洽跟踪本地（子网格）的源和汇的电离光子的演变。我们简单的单参数模型自然会产生扩展的再电离和适度、缓慢变化的发射率，与观察结果一致。双折射有助于减缓大HII区域的增长，并抑制再电离后期（和之后）电离背景的快速上升。结果，在整个再电离过程中，典型的HII区域小了$\sim 2-3$倍。在再电离的后半部分，大尺度（$k\lesssim 0.2\text{ Mpc$ ^{-1} $}$）电离功率谱受到$\gtrsim 2-3$因子的抑制。因此，正确的重组建模是重要的，几乎所有的再电离观测，包括即将到来的干涉与红移21厘米线解释。与以前的工作一致，我们发现在再电离结束时电离气体的聚团因子为$C_{\rm HII}\sim 4$。
2014-02-10 astro-ph.CO
Helium reionization in the presence of self-annihilating clumpy dark matter
氦的再电离描述了在星系际介质（IGM）中氦从单电离态到双电离态的跃迁。该过程对于IGM的热演化是重要的，并且影响具有高于$54.4$ ~eV的能量的光子的平均自由程。虽然这是众所周知的，氦再电离主要是由在$z<6$的高能类星体的贡献驱动，我们在这里研究如何氦再电离进行，如果有一个额外的贡献，由于湮灭的暗物质。我们探讨了不同的暗物质配置文件的暗物质聚集因子，这可以显着提高湮灭率在后期的影响。我们发现，暗物质湮灭的存在下，提高了氦$^{++}$丰度在早期阶段，它将是零内的标准模型，它可以进一步增加在结构形成过程中，反映了增加的暗物质聚集因子。然而，后者随着类星体贡献的积累而退化，因此我们预计在后期不会发生重大变化。我们希望，未来的研究，他$^+$莱曼$α$森林可能有助于评估是否演变是一致的贡献，从类星体单独，或者如果一个额外的组件可能需要。
2015-06-18 astro-ph.CO
Gas Clumping in Self-Consistent Reionisation Models
我们使用一套宇宙学流体动力学模拟，包括自洽处理不均匀的再电离研究星系外流和光电离加热的星系际介质（IGM）的体积平均复合率的影响。通过结合一个不断发展的电离逃逸分数和莱曼极限系统内的自屏蔽处理，我们已经运行了第一次模拟的“光子饥饿”再电离的情况下，同时再现观测的丰富的星系，光学深度的宇宙微波背景光子τ的电子散射，和有效的光学深度莱曼α吸收z=5。我们证实，电离背景通过平滑适度过密（Δ=1- 100）区域使聚集因子C降低50%以上。与此同时，资金外流只会温和地增加聚集。电离气体的聚团因子比整个重子的聚团因子低得多，因为最高密度的气体是自屏蔽的。如果再电离将气体加热到10，000 K以上，则光电离加热进一步抑制再结合。考虑到我们最真实的模拟中的两种效应，C<1 at z>在z=6时从10上升到3.3。我们表明，将温度和电离校正成团因子的分析再电离模型重现数值模拟的τ在10%以内。最后，我们探讨有多少电离光子被吸收的过程中加热灯丝考虑的总光子成本的再电离的分析模型，假设IGM是在不同的红移加热。对于9- 10的再电离红移，冷灯丝使再电离光子预算增加~1个光子/氢原子。
2012-09-12 astro-ph.CO
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
Reionization in the Warm Dark Matter Model
与冷暗物质（CDM）模型相比，暖暗物质（WDM）模型抑制了小尺度结构的形成。通常认为这会延迟星系际介质（IGM）的再电离，因为再电离时期（EOR）的恒星形成率会降低。然而，在EOR的后期阶段期间，大部分电离光子被微晕内的复合消耗，其中气体具有比IGM中的气体更高的密度和复合速率。因此，抑制小尺度结构将降低复合率，并可能缩短再电离过程。本文用再电离的解析“气泡模型”研究了这种效应。我们发现，在某些情况下，虽然EOR的启动在WDM模型中延迟，它的完成可能甚至比CDM的情况下，但效果一般是小的。我们得到了不同再电离红移下WDM粒子质量的极限。
2012-01-18 astro-ph.CO
Radio Recombination Line Contamination in Post-Reionization 21 cm Intensity Mapping
University of Washington（华盛顿大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
该研究探究再电离后21厘米强度测绘中的射电复合线污染，建立形式体系估算污染并预测红移下的功率谱污染，发现碳RRL贡献次要，污染振荡不会显著影响BAO的百分精度宇宙学测量。
2026-07-30 astro-ph.CO
The Hydrodynamic Feedback of Cosmic Reionization on Small-Scale Structures and Its Impact on Photon Consumption during the Epoch of Reionization
星系际介质（IGM）中的密度不均匀性可以大大提高电离气体的复合率，影响再电离过程中HII区的生长。以前的尝试，以量化这种效果通常未能解决到牛仔裤规模的预电离IGM，这是很重要的，在建立这种效果，随着流体动力学反反应的再电离上it.Towards，为此，我们进行了一组完全耦合，辐射流体动力学模拟从宇宙学的初始条件，扩展以前的工作规模的小晕的质量分辨率。再电离前的结构一直演化到红移$z_i$，在此位置，来自外部源的电离辐射到达，在几百万年内以超音速扫过整个体积的R型电离锋，直到它被捕获在微晕的表面上并转换为D型，之后微晕气体被光蒸发风去除。在此期间，小尺度密度结构导致电离气体的高（$>$ 10）聚集因子，这极大地提高了复合速率，直到结构被$\sim 10-100~\rm{Myr}$之后的流体动力学反馈破坏。对于在平均密度差为$\barδ$的$200~h^{-1}~\rm{kpc}$盒中强度为$J_{21}$的入射恒星辐射，每个H原子的额外重组数，在均匀分布气体的预期值之上，由$0.32[J_{21}]^{0.12}[(1+z_i)/11]^{-1.7}[1+\barδ]^{2.5}$给出。在大部分体积在再电离结束时被电离的模型中，这可以将每个H原子的一个以上的复合添加到电离光子预算中以实现再电离。
2016-10-17 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
Do Mini-halos Affect Cosmic Reionization?
本文结合小体积高分辨率模拟与CROC大体积模拟，研究迷你暗晕对宇宙再电离期间电离光子消耗的影响，发现未解析迷你暗晕中的复合相对大尺度结构和已解析大质量暗晕中的复合可忽略不计，并指出结论仍需更具代表性的模拟验证。
2023-12-01 astro-ph.CO
Cosmic Recombination in the Presence of Primordial Magnetic Fields
本文扩展磁流体动力学代码ENZO，首次详细分析原初磁场对宇宙复合的影响，发现Lyman-$α$光子混合加速复合且重子加热效应被抵消，为CMB数据精确比较提供理论基础。
2024-11-15 astro-ph.CO hep-ph
The ionizing photon budget and effective clumping factor in radiative transfer simulations calibrated to Lyman-alpha forest data
本文利用JWST电离光子效率测量，在经XQR-30莱曼α森林校准的ATON-HE辐射转移模拟中约束逃逸率和有效成团因子，发现寡头源模型在高红移受排斥。
2024-12-02 astro-ph.CO
Keeping the Universe ionised: photoheating and the high-redshift clumping factor of the intergalactic gas
维持星系际氢离子化所需的临界恒星形成率密度，主要取决于星系际介质（IGM）中再结合的平均速率。这个速率与聚集因子C = <rho_b^2> / avg（rho_b）^2成正比，其中rho_b和avg（rho_b）分别是局域和宇宙平均重子密度，括号< >表示IGM中重组气体的空间平均值。我们进行了一套宇宙学的光滑粒子流体动力学模拟，包括辐射冷却计算的体积加权聚集因子的IGM在红移z >= 6。我们调查的光电离加热均匀的紫外线背景的影响，并发现，光加热强烈地降低了成团因子的增加压力支持平滑小规模的密度波动。即使是我们对聚集因子C = 6的最保守估计，也比通常用于确定恒星形成星系保持z=6 IGM电离能力的聚集因子小五倍。我们的结果意味着，在z = 6时观测到的恒星形成星系的数量可能足以使IGM保持电离状态，前提是IGM在z >~ 9时被再加热，并且逃离恒星形成区域电离IGM的电离光子的比例大于0.25。
2009-12-21 astro-ph.CO
Consistency of Planck, ACT and SPT constraints on magnetically assisted recombination and forecasts for future experiments
原初磁场可以通过在小尺度上诱导重子密度的聚集来改变宇宙的复合历史。它们最近被提议作为缓解哈勃紧张局势的候选模型。我们使用普朗克、ACT DR 4和SPT-3G 2018的最新CMB数据，研究了简化模型中聚集因子参数$b$约束的一致性。对于单独的组合CMB数据，我们没有发现聚集不同于零的证据，但是当基于SH 0 ES团队的最新距离阶梯分析在$H_0$上添加先验时，我们报告了$b$的弱检测。我们对模拟数据集的分析表明，ACT DR 4相对于SPT-3G 2018具有更大的约束能力，这是由于TT波段功率的简并破坏能力（不包括在SPT中）。仿真还表明，两个数据集的TE，EE功率谱应该具有相同的约束功率。然而，ACT DR 4 TE，EE约束比预期更严格，而SPT-3G 2018约束则更宽松。虽然这是兼容的统计波动，我们探讨系统的影响，可能会导致这种偏差。总体而言，ACT结果仅与Planck或SPT-3G在$Λ$ CDM+ $b$和$Λ$ CDM内的$2-3σ$水平上略微一致，而Planck和SPT-3G一致性良好。将CMB数据与BAO和SNIa结合在一起，在95% c.l.处提供了b<0.4的上限。（b<0.5，无ACT）。在哈勃常数上加上一个基于SH 0 ES的先验，得到$b = 0.31^{+0.11}_{-0.15}$和$H_0=69.28 \pm 0.56$ km/s/Mpc（没有…
2021-09-08 astro-ph.CO
All-sky signals from recombination to reionization with the SKA
宇宙氢含量的宇宙演化，通过重组和再电离的结束，预计将被揭示为微妙的光谱特征，在统一的河外宇宙射电背景。中性氢21厘米自旋翻转跃迁激发温度的红移演化表现为相对于宇宙微波背景的红移发射和吸收。从宇宙黎明和时代的再电离的光谱迹线的精确签名是依赖于恒星和早期星系的第一束缚系统的光谱辐射率，丰度和分布，其中支配的自旋翻转水平人口的演变。当自旋温度偏离周围遗迹宇宙微波背景的温度时，从这些历元红移21厘米，导致在40-200 MHz范围内的全天空光谱结构，几乎完全在SKA低波段内。气体演化的另一个光谱结构是氢和氦复合时期的红移复合线;这一事件产生的弱全天光谱结构最好在SKA-mid的350-3050 MHz波段的上端检测到。SKA干涉仪元件的总功率谱形成了这些来自复合和再电离的微弱信号的测量集;元件间干涉仪vibrations形成了校准集。面临的挑战是在精密偏振校准的元素光谱响应和解决添加剂和不必要的混淆泄漏天空角结构模式到光谱模式。在这里，我们讨论的观测方法和设计要求，使这些全天空SKA测量的宇宙演化的氢。
2015-01-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
Small-scale clumping of dark matter and the mean free path of ionizing photons at $z=6$
本文研究了暗物质宇宙学对 $z>5$ 电离光子平均自由程的影响，通过对比 CDM、WDM 和超轻轴子模型，发现轴子模型功率增强更符合 $z=6$ 的短平均自由程测量结果，但再电离过程等不确定性阻碍了可靠的宇宙学结论。
2023-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-scale variation in reionization history caused by Baryon-dark matter streaming velocity
在宇宙复合时，重子与暗物质之间存在超音速相对运动，这种相对运动起源于早期宇宙中的重子声振荡。这种运动被认为对宇宙再电离后期的影响可以忽略不计，因为相对速度迅速降低。然而，最近的研究表明，小于本地金斯质量（$\lesssim$ $10^8~M_\odot$）的气体云中的复合可以通过增加电离星系际介质所需的紫外光子数量来影响再电离历史。出于这一动机，我们进行了一系列的辐射流体动力学模拟，以调查是否流运动可以产生变化的局部再电离的历史，通过平滑的clusional小尺度结构和降低电离光子预算。我们发现，流速可以在再电离末端红移中增加$Δz_e$ $\sim$ $0.05$ $-$ $0.5$的变化，这取决于X射线预热的水平和电离源的时间演化。当星系的电离效率越往后降低时，这种变化越大。考虑到流运动（$\gtrsim 100$ Mpc）的长空间涨落尺度，它有助于解释类星体观测到的Ly $α$不透明度变化，并在星系际介质的电离场上留下再电离过程中的大尺度印记. X射线源的预再电离加热是另一个关键因素，可以抑制小尺度气体聚集，并可以减少由流动运动引入的$z_e$的变化。
2021-01-22 astro-ph.CO
Distinguishing reionization models using the largest cluster statistics of the 21-cm maps
电离氢或中性氢在再电离时代（EoR）不同阶段的拓扑结构和形态演化，有可能为我们提供大量关于这一时代电离源性质的信息。我们比较了各种再电离源模型的电离区域的几何性质。我们发现，在电离氢的渗滤过渡，研究通过跟踪最大的集群统计（LCS）的演变，是一个强大的统计，可以区分从根本上不同的情况下-由内而外和由外而内的再电离。特别是，全球中性分数在渗滤的发病率是显着较高的由内而外的情况相比，由外向内再电离。在补充渗流分析，我们探索的形状和形态的电离区域，因为它们在不同的再电离模型中的Shapefinders（SF），这是闵可夫斯基泛函（MF）的比率。形状分布可以很容易地辨别与极端的非均匀重组的IGM，如聚团模型的再电离的情况。在其余的再电离模型中，最大的电离区域仅在其第三SF -“长度”方面突然增长-在渗滤过程中，而前两个SF-“厚度”和“宽度”-保持稳定。因此，在这些情况下，电离氢变得高度非线性附近的渗流，并表现出不同的源模型之间的“特征截面”。因此，基于SFs的几何研究，结合渗流分析，可以揭示再电离源。
2022-09-30 astro-ph.CO
Capturing Small-Scale Reionization Physics: A Sub-Grid Model for Photon Sinks with SCRIPT
本研究扩展了半数值框架SCRIPT，引入自洽亚网格模型关联电离相关物理量与密度场，经多类观测验证有效，还发现成团因子与平均自由程强相关，为高红移再电离研究提供工具。
2025-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A short mean free path at $z=6$ favors late and rapid reionization by faint galaxies
最近在$5 < z < 6$对电离光子平均自由程（$λ_{912}^{\rm mfp}$）的测量表明，IGM在那些时候正在迅速发展。我们使用辐射传输模拟来探索再电离的影响，重点是在$z=6$的短值$λ_{912}^{\rm mfp} = 3.57^{+3.09}_{-2.14}$ cMpc/ $h$。我们介绍了一个模型的亚分辨率电离光子汇的基础上辐射流体动力学模拟小规模IGM聚集。我们认为，在$λ_{912}^{\rm mfp}$在$z=5-6$的快速演变，连同约束的元银河系电离背景，有利于后期再电离过程中，中性馏分迅速演变的后半部分。我们还认为，短的$λ_{912}^{\rm mfp}(z=6)$指向微弱的星系作为再电离的主要驱动力。我们的首选模型，具有$λ_{912}^{\rm mfp}(z=6) = 6.5$ Mpc/ $h$，具有$z= 7.1$的中点和$z= 5.1$的终点。它需要每个H原子3个电离光子来完成再电离，并且在$z>6$处的LyC光子产生效率为$\log(f^{\rm eff}_{\rm esc} ξ_{\rm ion}/[\mathrm{erg}^{-1} \mathrm{Hz}]) = 24.8$。将$λ_{912}^{\rm mfp}(z=6)$恢复到与测量的中心值一样低可能需要IGM团块的增加超过来自模拟的预测，光子预算相应增加。
2021-09-17 astro-ph.CO
The impact and response of minihalos and the inter-halo medium on cosmic reionization
本研究通过宇宙学辐射流体动力学模拟，量化了迷你晕对再电离过程中复合率及所需光子的增强效应，并展示了SPHM1RT模拟工具的能力。
2024-02-09 astro-ph.CO
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
An emulator for the ionizing photon mean free path in ultra-high resolution simulations: the implications of mean free path measurements for the reionization history
University of Washington（华盛顿大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of California Riverside（加州大学河滨分校）
本文提出一个深度学习模拟器，用于预测电离光子平均自由程，通过高分辨率宇宙辐射传输模拟，结合再电离历史约束，发现再电离延迟且中性分数持续存在。
2026-07-01 astro-ph.CO
Efficient exploration of reionization parameters for the upcoming 21 cm observations using a photon conserving semi-numerical model SCRIPT
中性氢21厘米发射涨落的功率谱是研究宇宙再电离历史的最有希望的探测器之一。相应的分析需要计算效率的再电离建模，通常通过半数值模拟实现。我们调查的能力，这样的半数值代码，CNOT，约束的再电离参数。我们的研究涉及创建一个模拟数据集对应于即将到来的SKA-Low，其次是一个贝叶斯推断方法来约束模型参数。特别是，我们详细探讨了推断的参数是否是无偏的，相对于用于模拟的输入，如果推论是不敏感的模拟的分辨率。我们发现，该模式在两个方面都是成功的。我们还开发了一个简单的再电离模板模型，它可以模拟复杂的物理过程，如非均匀重组和辐射反馈，并表明它可以恢复全球再电离历史可靠的适度的计算成本。然而，这种简单的模型是不适合约束的电离源的属性。我们的研究结果是相关的约束再电离使用高质量的数据，预计在未来的望远镜。
2023-03-14 astro-ph.CO
A New Calculation of the Ionizing Background Spectrum and the Effects of HeII Reionization
电离背景决定了宇宙气体的电离平衡和热力学。因此，它是IGM和星系形成的理论和经验研究的基本组成部分。我们在这里提出了一个新的计算其光谱，满足我们最近获得的经验约束相结合的国家的最先进的光度函数和星系际不透明度测量。在我们的首选模型中，恒星形成星系和类星体都对z<3的HI电离场有很大的贡献，随着类星体变得越来越稀少，星系在更高的红移上迅速超过类星体。除了我们的基准模型，我们探讨的物理依赖性的计算背景，并澄清如何复合发射电离率的贡献。我们发现，重组并不简单地提高电离率的重新发射的电离光子的数量，因为许多这些快速红移低于电离边缘，并有一个能量分布。一个简单的分析模型，捕捉我们的数值辐射转移计算中看到的主要影响。最后，我们讨论了类星体的HeII再电离对电离背景光谱和IGM热历史的影响。在尚未被再电离的区域中，由于光电离截面的频率依赖性，预计光谱在54.4 eV以上几乎完全被抑制，而较高能量（>~0.5 keV）光子的背景渗透整个宇宙。我们提供了一个分析模型的HeII再电离过程中的热输入及其对温度密度关系的影响。
2009-07-30 astro-ph.CO
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 birefringence tomography and calibration-independence with reionization signals in the CMB
本文提出利用 CMB 再电离与复合时期双折射角之差消除偏振角校准偏差，并结合多类探测实现双折射层析，预测 LiteBIRD 可测至约 0.05 度。
2021-08-20 astro-ph.CO hep-ph
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 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
Simulating the 21-cm signal from reionisation including non-linear ionisations and inhomogeneous recombinations
我们探讨的影响，将物理动机的电离和重组率的历史和拓扑结构的宇宙再电离，通过将小体积流体动力学模拟的输入到一个半数值代码，SimFast 21，演变再电离大尺度。我们采用辐射流体动力学模拟参数化的电离率Rion和重组率Rrec的晕质量，密度和红移的函数。我们发现，与先前的假设相反，Rion与晕质量呈超线性关系（Rion ~ Mh ^[1.41]）。我们将这些缩放到SimFast 21中以识别电离区域。我们调整我们的模型是一致的光学深度，电离发射率，和中性分数的最后再电离最近的观测。我们需要一个平均光子逃逸分数fesc=0.04内~ 0.5 cMpc的细胞，独立的晕质量或红移，同时匹配这些数据。我们提出的21厘米功率谱的预测，并表明，它是收敛的模拟量。我们发现，引入超线性质量依赖的电离增加了再电离的持续时间，并在再电离的中间阶段将小规模的21厘米功率提高了~ 2-3。引入不均匀的重组减少了电离气泡的大小，并抑制了约2-3大规模的21厘米功率。此外，在亚细胞尺度上的气体聚集对21厘米功率的影响很小，这表明稳健的预测不依赖于千磅级结构的行为。超线性电离显著增加了电离光子输出的中位晕质量标度，使其达到>10^10 Mo，这给下一代设施探测大多数电离源带来了更大的希望。这些结果突出了更准确地处理电离源和重组建模再电离及其21厘米信号的重要性。
2016-02-05 astro-ph.CO
The Dark Side of Reionization: Probing Cooling in the Early Universe
探索从氢重组到第一批恒星和星系形成的结构增长是观测宇宙学最重要的未知领域之一。远红外光谱覆盖$λ$ 100-500微米的空间，和狭窄的部分传输大气波段可从地面上，开辟了探测分子氢和金属精细结构线从原始云的可能性，第一批恒星和星系形成在6 < z $<$ 15。基于斯皮策对冲击波产生的意外强大的H2发射的观测，我们认为下一代远红外空间望远镜可能会打开一个新的窗口，进入主要的云冷却过程和反馈效应，这是这个重要但未探索的时代的特征。没有这个窗口，我们基本上看不到主导的云冷却，这不可避免地导致恒星形成和宇宙再电离。
2009-03-10 astro-ph.CO
Probing Axions through Tomography of Anisotropic Cosmic Birefringence
本文首次对各向异性宇宙双折射进行层析处理，通过考虑复合与再电离时期光子并修改CLASS代码研究轴子场，发现轴子质量增加会增强各向异性幅度，且低多极矩下再电离贡献超过复合贡献，为探测轴子性质提供了新工具。
2023-05-12 astro-ph.CO
The accuracy of semi-numerical reionization models in comparison with radiative transfer simulations
我们已经开发了一个模块化的半数值代码，计算时间和空间依赖的电离中性氢（HI），中性（HeI）和单电离氦（HeII）在星系际介质（IGM）。该模型占重组，并提供了不同的描述用于计算电离区域中的残留HI分数的光电离率。我们比较了不同的半数值再电离方案的辐射转移（RT）模拟。我们使用RT模拟作为基准，并发现半数值方法产生类似的HII和HeII形态和功率谱的HI 21厘米信号在整个再电离。由于我们没有追踪氦II的部分电离，双电离氦（氦III）区域的范围始终较小。与以前的比较项目相比，在我们的半数值方案中的电离发射率没有调整，以再现RT模拟的红移演化，但直接来自RT模拟光谱。在识别电离区域的电离和吸收事件的数量在不同的空间平滑尺度的比率的计划，我们发现那些标记为电离的整个球体时，电离标准得到满足，导致显着加速再电离相比，RT模拟。相反，那些只标记中央细胞为电离的产生非常相似，但稍微延迟的再电离红移演化，高达20%的电离光子丢失。尽管与RT模拟的整体协议，我们的研究结果表明，半数值星系形成-再电离模型的约束电离发射率敏感参数受到光子非守恒。
2018-02-28 astro-ph.CO
Intensity Mapping of Lyman-alpha Emission During the Epoch of Reionization
我们计算的绝对强度和各向异性的莱曼-α辐射场的再电离时代。我们认为从星系和星系际介质（IGM）的排放，并考虑到主要的贡献，生产莱曼α光子：重组，碰撞，连续发射星系和散射莱曼-n光子在IGM。我们发现，来自单个星系的辐射在IGM中占主导地位，总的莱曼α强度（乘以频率）约为（1.43-3.57）x10^{-8} erg s^{-1} cm^{-2} sr^{-1}，红移为7。这个强度水平很低，所以再电离过程中的莱曼-α背景不太可能通过旨在测量绝对背景光的实验来建立。相反，我们考虑的是莱曼-α强度映射，目的是测量各向异性功率谱，在几个百万秒差距尺度下，功率谱的均方根起伏为1 x 10^{-16} [erg s^[-1} cm^{-2} sr^{-1}]^2。这些各向异性可以用光谱仪在0.9至1.4 μm的近红外波长下测量，场为0.5至1平方米。度我们建议现有的使用窄带滤光片的地基计划也追求强度波动，以研究微弱莱曼-α发射体空间分布的统计数据。我们还讨论了21厘米的实验，探测HI在IGM再电离过程中的互相关信号。与21 cm实验相比，专门的亚轨道或天基莱曼-α强度测绘实验可以为探测器再电离提供一种可行的补充方法，并且可能在实验范围内。
2012-12-13 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
Systematic Effects of Foreground Removal in 21cm Surveys of Reionization
众所周知，在21 cm勘测中的前景减法去除大尺度功率。我们调查相关的系统性偏差。我们表明，消除大尺度上的视线波动混叠到抑制的3D功率谱在很宽的尺度范围。这种偏差可以通过在1D功率谱中对小k进行边缘化来消除;然而，无偏估计量将具有明显更大的方差。我们还表明，高斯实现的功率谱允许准确和非常快速的蒙特卡罗模拟误差分析，完全非高斯场的重复实现是不必要的。我们进行蒙特卡罗最大似然模拟前景去除产生无偏，最小方差估计的功率谱与Fisher矩阵估计。前景去除也扭曲了21厘米PDF，降低了中性和电离区域之间的对比度。我们表明，这是减法的大尺度模式，这是负责这种失真，它是不太严重的再电离的早期阶段。它可以通过使用更大的带宽来减少前景去除。在再电离的后期阶段，最大的电离区域（仅由前景发射组成）提供了可能允许恢复大尺度模式的校准点。最后，我们还表明：（i）宽频率响应的同步辐射和自由-自由发射将涂抹出的电子动量分布的任何功能，并确保光谱平滑的前景;（ii）河外射电复合线应该是可以忽略的前景。
2011-03-16 astro-ph.CO
Simulating the epoch of Helium Reionization in photon-conserving semi-numerical code SCRIPT
该研究利用改进的SCRIPT半数值代码，模拟了类星体驱动的氦再电离过程，并耦合了光加热效应，通过三个自由参数在230 Mpc盒子中重现了观测到的温度密度关系，为未来参数估计奠定了基础。
2024-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Mapping Cosmic Dawn and Reionization: Challenges and Synergies
宇宙黎明和再电离时代（EoR）是宇宙学中探索最少的观测时代：第一个星系和超大质量黑洞形成并再电离后重组时代的冷中性宇宙的时间。用目前的仪器，只有少数最明亮的星系和类星体从那个时候是可检测的作为单独的对象，由于他们的极端距离。幸运的是，大量的多波长强度映射测量，从无线电中的红移21厘米背景到未解析的X射线背景，包含了关于这个难以捉摸的时代的过多的协同信息。在未来十年中，可能会看到CMB和21 cm观测的非均匀再电离的直接探测，以及一系列覆盖重叠区域和互补物理过程的其他探测器将提供关键的额外信息和交叉验证。为了最大限度地提高科学发现和投资回报率，应高度重视协调调查规划和联合数据分析，并与计算模型和理论预测密切结合。
2019-03-11 astro-ph.CO
Probing the Epoch of Reionization with Low Frequency Arrays
再电离时代（EoR）是宇宙中氢在“黑暗时代”之后重新出现的时代。这是宇宙中氢所经历的两个主要相变中的第二个，第一个阶段是氢在红移约1100处变成中性的复合时代。EoR发生在z = 10附近，可能是由第一个辐射发射天体物理源引起的，因此它对我们理解宇宙何时以及如何“决定”开始形成天体物理对象以及如何影响宇宙中随后的结构形成至关重要。因此，EoR与宇宙学中的许多基本问题有关，星系形成，类星体和非常贫金属的恒星;所有这些都是现代天体物理学中最重要的研究问题。红移的21 cm超精细谱线被广泛认为是详细研究EoR的最有前途的探针。在不久的将来，一些低频射电望远镜（LOFAR、MWA、GMRT和SKA）将能够观测到来自高红移宇宙的21厘米辐射。在本文中，我提出了我们目前的电离过程的图片，审查21厘米线物理和讨论的挑战，目前的一代实验预计将面临的。最后，我讨论了SKA在探索EoR和宇宙的黑暗时代的潜力。
2010-02-13 astro-ph.CO
A CRASH simulation of the contribution of binary stars to the epoch of reionization
我们使用一组三维辐射转移模拟研究的效果，星系中的双星的大部分在再电离时代的星系际介质的物理性质（即气体温度和电离状态的氢和氦），电离气泡的拓扑结构和21厘米的功率谱。与以前的文献一致，我们发现双星的加入可以加速HI和HeI的再电离过程，而HeII的再电离仍然由更高能量的源，特别是吸积黑洞主导.双星较早的电离使得有更多的时间来冷却和复合，因此在任何给定的红移下，被双星完全电离的气体通常比被单星电离的气体更冷。在体积平均电离分数相同的情况下，双星的加入会导致更少的小电离泡和更多的大电离泡，在21 cm功率谱的大尺度上也有可见的影响。
2022-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
HI Epoch of Reionization Arrays
有几个可用的数据来约束星系际介质（IGM）的热历史，全球重组。到目前为止，大多数限制来自于对宇宙微波背景和光谱学的分析。然而，通过氢的1S超精细跃迁直接研究IGM相对于CMB的发射或吸收将能够广泛表征热历史和源群。新一代的无线电阵列正在开发中，以测量这种线路特征。明亮的前景发射和仪器校准模型的复杂性是重要的障碍。如何优化这些是不确定的，导致方法的多样性。我们讨论了最近的限制线亮度，阵列的努力，包括新的大孔径实验探测黑暗时代（LEDA），和下一代氢再电离阵列（HERA）的概念。
2012-01-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
Tracing cosmic structure with neutral hydrogen after the Epoch of Reionization
Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理学与天文学系乔德雷尔银行天体物理中心）
利用SKA-Low观测研究重新电离期末后中性氢的宇宙结构追踪，通过模拟预测HI功率谱变化，为电离参数和宇宙学模型提供约束。
2026-01-19 astro-ph.CO
Radiative Transfer Simulations of Ly$α$ Intensity Mapping During Cosmic Reionization Including Sources from Galaxies and the Intergalactic Medium
本文通过包含星系际介质辐射转移的Ly$α$强度映射模拟，研究不同来源和天体物理参数对功率谱的影响，发现功率谱斜率对中性分数敏感，可用于约束宇宙再电离。
2025-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the reionization and thermal history of the Universe using a semi-numerical photon-conserving code SCRIPT
鉴于宇宙氢的再电离历史尚未受到严格限制，因此值得使用物理动机模型和可用的观测数据来检查这样做的前景。为此，我们使用了显式光子守恒再电离半数值模型的扩展版本$\texttt{SCRIPT}$，其中还包括星系际介质（IGM）的热演化。该模型结合了非均匀复合和辐射反馈自洽的影响，其特征在于由五个自由参数（两个红移依赖的电离效率，两个电离逃逸分数，和另一个再电离温度增量）。我们通过同时与各种观测探测器匹配来约束这些自由参数，例如，电离氢分数，CMB散射光学厚度和星系紫外光度函数的估计。此外，我们包括低密度IGM温度测量从莱曼$α$吸收光谱在$z \sim 5.5$，探针不常用于贝叶斯分析的再电离参数。我们发现，各种数据集的相互作用，特别是包括温度数据，导致收紧的参数约束。我们的默认模型更喜欢再电离的后期（在$z \lesssim 6$），与其他最近的研究一致。我们还可以推导出对再电离持续时间$Δz=1.81^{+0.51}_{-0.67}$和再电离中点$z_{\mathrm{mid}}=7.0^{+0.30}_{-0.40}$的约束。可以通过包括其他可用的和即将到来的数据集来进一步收紧限制。
2022-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN jets versus accretion as reionization sources
宇宙再电离结束了重组时代之后的黑暗时代。观测结果似乎支持这样的假设，即在低质量星系中产生光子的大质量恒星是大部分再电离的原因。尽管活动星系核（AGN）的吸积盘可能有贡献，但目前认为它们在再电离中的作用很小。我们的目的是研究活动星系核不仅通过其吸积盘，而且通过来自活动星系核喷流与IGM相互作用的电离光子来促进再电离的可能性。我们采用了经验推导的活动星系核光度函数在$z\simeq6$，使用X射线观测来校正它的存在的遮蔽源，并估计喷射活动星系核的密度。然后，我们使用分析计算来推导出进入电离光子的喷射能量的比例。最后，我们计算了活动星系核喷流对红移$z\simeq15-5$处H Ⅱ体积填充因子的贡献。结果表明，在最有利的喷流和遮蔽率条件下，活动星系核喷流瓣对宇宙$z\sim6$再电离的贡献可能高达恒星形成星系的$\gtrsim 10$ %.活动星系核对再电离的贡献，虽然很可能不是主要的，但可能比以前假设的要高，这要归功于源自喷流叶的辐射。
2020-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
