The contribution of the IGM and minihalos to the 21 cm signal of reionization
我们研究的宇宙学21厘米信号的星系际介质（IGM）和minihalos的统计特性，使用再电离模拟，其中包括一个自洽处理minihalo光蒸发。我们考虑两种模型的minihalo形成和三个典型的热状态的IGM -加热纯粹由电离，加热从电离和$\rm Lyα$光子，和一个最大的“强加热”模型。我们发现，从IGM的信号几乎总是占主导地位，从minihalos。在我们的计算中，微晕的亮度温度差$δT_b,$不大于2 mK。虽然来自小晕和IGM的信号确实存在一些差异，但即使计划建造新一代射电望远镜，也无法探测到它们。然而，minihalos显着影响IGM的电离状态和相应的21厘米通量。
2009-06-17 astro-ph.CO
Emulating Simulations of Cosmic Dawn for 21cm Power Spectrum Constraints on Cosmology, Reionization, and X-ray Heating
目前和即将进行的射电干涉测量实验的目标是对宇宙氢再电离和X射线加热时期的高红移21厘米波动信号进行统计表征。然而，将21 cm统计数据与基础物理参数联系起来是复杂的，因为理论上的挑战是以足够快的计算速度对相关物理进行建模，以探索高维和弱约束的参数空间。在这项工作中，我们使用机器学习算法来构建一个快速仿真器，该仿真器可以在很宽的参数空间内高精度地模拟21 cm信号的昂贵仿真。我们将我们的仿真器嵌入到马尔可夫链蒙特卡罗框架中，使其能够探索大量模型参数的后验分布，包括那些控制再电离时代，X射线加热时代和宇宙学的参数。作为一个工作的例子，我们使用我们的模拟器提出了一个更新的参数约束预测的氢时代的再电离阵列实验，表明其表征的基准21厘米功率谱将大大缩小允许的参数空间的再电离和加热参数，并可能有助于加强普朗克的约束$σ_8$。我们提供了我们的广义仿真器代码和它的实现，特别是21厘米的参数约束作为公开可用的软件。
2017-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing reionization using quasar near-zones at redshift z ~ 6
利用流体动力学模拟和辐射转移程序，研究了$z\sim 6$类星体在其近区产生的星系际介质（IGM）中的附加加热效应。如果氦在HeII中占主导地位，IGM有效状态方程的归一化（$T_0$）和斜率（$γ$）都会被类星体的过度电离所修改。使用现有的限制$T_0$在$z\sim6$，我们讨论了HI和HeII再电离的性质和时代的影响。我们研究了HeIII区域的范围与类星体年龄的函数关系，并表明，对于$z \sim 6$类星体的典型推断年龄（即$\sim 10^8$年），它延伸到HI邻近区域的80%。对于这些长寿命，即使使用来自邻近区域的所有HI线，也可以检测到加热效应。使用通量和曲率概率分布函数（PDF），我们研究了作为IGM中初始物理条件的函数的加热效应的统计可探测性。对于目前的样本量，宇宙方差占主导地位的通量PDF。曲率统计更适合于捕捉宇宙方差之外的加热效应，即使样本量是目前可用的一半。
2014-07-16 astro-ph.CO
Constraining the X-ray heating and reionization using 21-cm power spectra with Marginal Neural Ratio Estimation
针对传统MCMC方法在宇宙黎明与再电离时期21厘米观测统计分析中计算成本随参数维度激增的问题，提出基于MNRE的SBI方法，结合21cmFAST与SKA热噪声预期，以更低成本准确恢复六维参数后验并支持多红移参数灵敏度研究，可拓展建模复杂度。
2023-08-31 astro-ph.CO
An Analytic Formulation of 21-cm Signal from Early Phase of Epoch of Reionization
我们提出了一个解析公式来模拟波动分量的HI信号从再电离的时代在部分加热的阶段。在此阶段，我们假设自电离区域（其尺寸分布可以使用偏移集形式主义计算）被加热区域包围。我们模拟了这些区域（近区）周围加热剖面的演变及其合并到随时间变化的背景（远区）。我们开发了一种形式主义来计算这种拓扑结构的两点相关函数，同时考虑到加热自相关和加热电离互相关。我们使用四个参数来模拟电离和X射线加热：电离效率，$ζ$，每个恒星重子的X射线光子数，$N_{\rm heat}$，X射线光子的光谱指数，$α$，和X射线光子的最小频率，$ν_{\rm min}$。我们针对一组这些参数计算$Λ$ CDM模型的红移范围$10 < z < 20$中的HI信号。我们发现，HI信号的范围内的规模$1\hbox{-}8 \, \rm Mpc$显示峰值强度$100\hbox{-}1000 \, \rm (mK)^2$在部分加热的时代。信号向均匀加热宇宙跃迁的红移取决于建模参数，例如，如果$ν_{\rm min}$从$100 \, \rm eV$变为$1 \, \rm keV$，则该跃迁从$z \simeq 15$变为$z \simeq 12$。这一结果，随着模型参数的HI信号的依赖性，是在合理的协议与现有的N体模拟的结果。
2018-06-13 astro-ph.CO
Galaxy-to-galaxy stochasticity has a limited impact on reionization and the 21-cm signal at fixed mean emissivity
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
研究发现，固定平均辐射发射率时，星系间随机性对再电离和21厘米信号影响有限，校准平均发射率比解析星系间散射更重要，相关功率谱差异低于SKA-Low观测灵敏度。
2026-10-15 astro-ph.CO
Reionization by UV or X-ray sources
我们提出了模拟的21厘米信号在再电离的时代。我们专注于正确建模的吸收制度中存在的非均匀Wouthuysen场效应和X射线加热。我们运行辐射转移模拟的三个波段的源光谱（莱曼，紫外线和X射线），以充分考虑这些过程。我们发现，21厘米的信号的亮度温度波动的幅度大于100 mK在早期的再电离，高达10倍以上的几个10 mK的典型幅度在后期的发射阶段。更重要的是，我们发现，即使类星体源的贡献相当高，也只是抑制了吸收机制，而没有消除它。我们的研究结果表明，早期再电离的观测可能会受益于更高的信噪比值比在后期阶段。在分析信号的统计特性（功率谱和PDF）之后，我们发现三个诊断来约束X射线的水平，因此第一源的性质。
2010-08-12 astro-ph.CO
Heating of the Intergalactic Medium by Hydrogen Reionization
在再电离过程中，星系际介质被超音速电离锋（I-锋）脉冲加热。I-锋后的峰值气体温度$T_\mathrm{reion}$是再电离后热历史模型中的一个关键不确定性。在这里，我们使用高分辨率的辐射转移模拟研究的参数空间的$T_\mathrm{reion}$。我们发现，$T_\mathrm{reion}$是只有温和的敏感性的入射辐射的光谱在大多数的参数空间，温度主要由I-前速度。我们还探讨了目前的再电离模型预测$T_\mathrm{reion}$通过测量I-前速度在宇宙学辐射转移模拟。我们发现，后I-前的温度演变向更热的值作为再电离的进展。$T_\mathrm{reion} = 17,000-22,000$ K的温度在再电离的前半部分是典型的，但如果I-锋速度达到$\sim10^4$ km/s，如我们的模拟所发现的，则可能在该过程接近结束时达到$T_\mathrm{reion} = 25,000 - 30,000$ K。较短的再电离时期导致较热的$T_\mathrm{reion}$。我们讨论了$z>5$ Ly $α$森林观测的影响，其中可能包括视线通过热，最近再电离补丁的宇宙。从我们的参数空间研究的插值表是公开的，随着一个简单的适合的依赖$T_\mathrm{reion}$的I-前速度。
2019-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on Dark Matter annihilations from reionization and heating of the intergalactic gas
暗物质湮灭在重组后和结构形成时期将能量沉积在原始星系际介质中，产生再电离和加热。我们调查的约束，所施加的观测到的宇宙的光学深度和测量的星系际气体的温度。我们发现，边界是显着的，并有权力排除大部分的“DM质量/截面”参数空间。光学深度边界一般较强，并不依赖于结构形成的历史显着。在某些情况下，对于小质量或强子湮灭通道，温度约束可能是有竞争力的（并且受到结构形成细节的影响）。我们发现，特别是DM粒子与轻子和几个TeV的质量，如那些需要解释PAMELA和费米+HESS宇宙射线的暗物质方面的过剩，一个大的湮灭截面被排除在外，因为它们产生太多的自由电子。我们还发现，低质量粒子（<~ 10 GeV）往往会对气体加热过多，因此不受欢迎。
2009-09-15 astro-ph.CO hep-ph
The impact of spin temperature fluctuations on the 21-cm moments
本文考虑了莱曼α耦合和X射线加热对21厘米的亮度-温度单点统计的影响（半数值模拟预测）。X射线的产生效率在四个数量级上变化，X射线光谱的硬度从高质量X射线双星的预测到热星际介质的较软光谱。我们发现峰值的红移与X射线生产效率的方差和偏度的演变。方差的幅度也对X射线SED的硬度敏感。我们发现，耦合和加热阶段的相对时间可以推断出从红移的高原，连接峰值的方差的演变与莱曼-α耦合到加热峰的程度。重要的是，我们发现，晚X射线加热将严重阻碍我们的能力，约束再电离的方差。后期X射线加热也定性地改变了偏度的演变，提供了一种清晰的方式来约束这些模型。如果前景可以删除，我们发现，LOFAR，MWA和PAPER可以约束再电离和后期X射线加热模型的方差。我们发现，HERA和SKA（第1阶段）将能够限制再电离和加热测量的方差，使用前景回避技术。如果前景可以被移除，它们也将能够约束莱曼-α耦合的性质。
2015-09-03 astro-ph.CO
IslandFAST: A Semi-numerical Tool for Simulating the Late Epoch of Reionization
我们介绍了我们的半数值模拟，islandFAST，这是从21厘米FAST和再电离后期设计的算法和主要结果。islandFAST预测了大尺度欠致密中性区（中性岛）的演化和尺寸分布，我们发现再电离后期（EoR）进行得非常快，在每个红移处显示出中性岛的特征尺度。使用islandFAST，我们比较了两种类型的吸收系统的影响，即大规模的低密度中性岛与小规模的过密度吸收体，在调节再电离过程。中性岛控制电离场的形态，而小尺度吸收体控制电离光子的平均自由程，也延迟和延长再电离过程。我们的半数值模拟，电离背景的演变可以自洽地推导出一个模型的小吸收体。在致密吸收体的存在下，电离背景的氢电离率降低了一个数量级。
2016-12-17 astro-ph.CO
Unveiling the cosmic dawn and epoch of reionization using cosmic 21-cm signal
本研究利用宇宙21厘米信号对宇宙黎明和再电离时代进行半解析建模，探讨了原初磁场、宇宙射线质子加热对EDGES信号的影响，并结合MCMC方法约束了再电离模型，指出未来探测将更好地限制早期恒星形成率。
2023-11-21 astro-ph.CO
Intergalactic heating by Lyman-alpha photons including hyperfine structure corrections
来自宇宙第一辐射源的莱曼α光子在宇宙黎明和再电离时代的21厘米射电探测中起着关键作用。评论的超精细结构的氢的加热或冷却的星系际介质的速度的影响。结果表明，宇宙微波背景对中性氢的加热是可以忽略的，在红移z处的特征加热时间为1 e ~（27）s/（1+z）。
2021-05-30 astro-ph.CO
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
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
21cm-line bispectrum as method to probe Cosmic Dawn and Epoch of Reionization
红移21 cm信号是研究宇宙黎明期和再电离期星系际介质状态的有效工具。在我们之前的工作中（Shimabukuro et al 2015），我们研究了方差和偏度，以给出21 cm功率谱的清晰解释，并发现偏度是X射线加热变得有效的时期的良好指标。因此，21厘米信号的空间分布的非高斯特征有望用于研究CD和EoR中的天体物理效应。在本文中，为了更详细地研究这种非高斯特征，我们专注于21厘米信号的双谱。21 cm亮温双谱可能是由于Wouthysen-Field（WF）效应、X射线加热和再电离等多种天体物理效应引起的非高斯性而产生的。我们研究了21厘米双谱的各种性质，如尺度依赖性、形状依赖性和红移演化。并研究了21 cm双谱各分量的贡献。我们发现，各分量的贡献具有典型的尺度依赖特征，在未来的实验中，我们可以利用21 cm双谱，结合功率谱和偏度，获得更详细的CD和EoR中IGM的信息。
2016-04-01 astro-ph.CO
Detecting the redshifted 21cm forest during reionization
21厘米森林--高红移射电源光谱中的HI吸收特征--可能在再电离时期提供一个独特的探测大部分中性星系际介质（IGM）的方法。我们目前的模拟21厘米的森林由于大尺度结构的再电离时代的IGM，包括处方的X射线加热和渗透的光电离气泡。我们表明，如果检测到未来的仪器，如平方公里阵列（SKA），21厘米的森林可以提供一个显着的限制IGM的热历史。通过考虑在21 cm吸收开始时信号方差的突然增加，将有助于检测。如果无线电前景和本征源谱被很好地理解，在宽带宽上的通量衰减也可以改善检测前景。我们的分析占窄吸收线的可能性，从干预密集的区域，但是，与以前的研究不同，我们的结果不依赖于它们的属性。假设X射线加热对应于当地的恒星星族，我们估计，在不到一年的观测时间内，SKA可以对$z \sim 9$的天鹅座A型源进行21厘米吸收的统计学显著检测，而不是近十年的详细森林特征的显著检测。我们讨论了由于背景源丰度和21厘米吸收信号强度的不确定性而带来的观测挑战。
2011-10-25 astro-ph.CO
Preheating of the Universe by cosmic rays from primordial supernovae at the beginning of cosmic reionization
来自宇宙再电离期的21厘米信号可以揭示z~30-10原始星系际介质（IGM）的加热历史。有人认为，来自第一个吸积黑洞的X射线可以在这些早期时期显著加热宇宙。在这里，我们提出了另一个IGM加热机制与第一批恒星。从先前的工作中得知，终结大质量第三星族恒星生命的强大超新星（SNe）的残余物可以很容易地从它们的宿主暗物质微晕中扩展到周围的IGM中，这得益于来自祖星的紫外线辐射对晕气体的光蒸发。我们认为，在这样的残余物的演化过程中，SN动能的一个显着的部分可以投入到低能量（E<30 MeV）的宇宙射线，最终将逃逸到IGM。这些次相对论性的宇宙射线可以在宇宙中传播，并在与第一批星系和类星体相关的更强大的再电离/加热机制发挥作用之前，将IGM加热约10-100 K。因此，未来的21厘米观测可以限制第一颗超新星的能量，并提供有关原始IGM中磁场的信息。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Large Lyman-alpha opacity fluctuations and low CMB tau in models of late reionization with large islands of neutral hydrogen extending to z<5.5
高红移类星体光谱显示星系际介质的Ly-alpha不透明度在z>~5.5的大尺度上有很大的空间起伏。我们提出了一个由星系驱动的宇宙再电离的辐射转移模拟，再现了这种大的散射和快速演变的Ly-alpha不透明度分布在5<z <6. The simulation also reproduces the low Thomson scattering optical depth reported by the latest CMB measurement and is consistent with the observed short near-zones and strong red damping wings in the highest-redshift QSOs. It also matches the rapid disappearance of observed Ly-alpha emission by galaxies at z>~6。在我们的模型中，再电离在z=5.3时完成，宇宙体积的50%在z=7时电离。在这样一个晚期再电离模型中，与Ly-alpha森林数据的一致性需要星系电离发射率的快速演变，其峰值在z~6.8。再电离的后期导致光电离率和中性氢分数在红移低至z<~5.5处的大散射，并具有大的残余中性“岛”，其可以产生非常长的冈恩-彼得森槽，类似于数据中所看到的…
2019-02-18 astro-ph.CO
Effects of Small-Scale Absorption Systems on Neutral Islands during the Late Epoch of Reionization
在类星体的吸收线观测中，电离光子的小尺度吸收体被看作是莱曼极限系统，它将延长再电离过程。我们使用一组半数值模拟研究吸收系统对再电离过程的影响，特别是它们在再电离后期（EoR）对中性岛的影响。研究了三种模型，即高电离背景下的极端无SSA模型、相对高电离背景下的中等SSA模型和低电离背景下的稠密SSA模型。我们发现，虽然中性区的特征尺度在再电离的早期和中期阶段的减少，它几乎保持不变，在10个同动Mpc的后期阶段的无SSA和中等SSA模型。然而，在稠密SSA模型中，在弱电离背景的情况下，特征岛尺度表现出明显的演化，因为大岛屿分裂成许多缓慢电离的小岛屿。因此，EoR晚期中性岛的演化行为提供了一种新的方式来限制SSA的丰度。我们将讨论21厘米观测与即将到来的平方公里阵列。不同的模型可以通过21 cm成像或21 cm功率谱测量来区分。
2022-01-13 astro-ph.CO
An analytical model of the large neutral regions during the late stage of reionization
在本文中，我们调查的性质和分布的大中性区在后期时期的再电离。在再电离的“气泡模型”中，利用漂移集模型得到了再电离早期大电离区（“气泡”）的质量分布，其中一个区域的电离对应于随机轨道第一次越过势垒。我们推广了这一思想，并发展了一种方法来预测在再电离后期的大规模中性区的分布，考虑到电离HII区渗流后的电离背景。我们称之为“中性岛”的大尺度中性区不是单个星系或小晕，而是更大的区域，在那里形成的星系较少，因此电离较晚，它们在漂移集模型中被识别为第一个下穿越岛屏障。假设电离背景光子的消耗率与中性岛的表面积成正比，我们得到了中性岛的尺寸分布。我们还考虑了“气泡在岛”的影响，考虑的条件概率向上穿越气泡障碍后，向下穿越岛障碍。我们发现这种影响是非常重要的。设置了额外的屏障，以避免岛屿被淹没。我们发现中性岛存在一个特征标度，当小的中性岛被电离本底迅速吞噬时，这个特征标度随再电离的进行变化不大。
2013-12-17 astro-ph.CO
The depletion of gas in high-redshift dwarf galaxies from an inhomogeneous reionization
星系际介质（IGM）的再电离可能是不均匀的和扩展的。通过加热IGM和来自星系外围的光蒸发气体，这个过程可以对结构的生长产生巨大的影响。利用一套大参数空间的球对称坍缩模拟，研究了电离紫外背景（UVB）对重子在暗物质晕上凝聚的影响。我们提出了一个表达式的晕重子分数，这是一个明确的函数：（i）晕质量;（ii）UVB强度;（iii）红移;（iv）红移的晕暴露于UVB。我们还提出了一个相应的表达式的特征或临界质量，定义为晕质量保留一半的重子相比，全球的价值。由于我们的结果是普遍的和物理动机，它们可以广泛地应用于非均匀再电离模型。
2013-01-28 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
Galactic wind X-ray heating of the intergalactic medium during the Epoch of Reionization
本文计算了再电离期（EoR）星系风的漫射软X射线发射率。我们考虑两个分析模型，压力驱动的风和超级气泡模型，和3D宇宙学模拟，包括气体动力学的第一个十亿年（FiBY）项目。分析模型被归一化以匹配附近宇宙中恒星形成星系的漫射X射线发射率。宇宙学模拟使用物理激发的恒星形成和风的处方，并包括辐射转移校正。所有的模型和模拟都被发现产生足够的加热的星系际介质可检测的当前和计划的无线电设施通过21厘米测量EoR。虽然分析模型预测相对于$z_{\rm trans} \simeq 8 - 10$设置的宇宙微波背景的21厘米发射信号，但FiBY模拟中的预测信号在再电离完成之前仍处于吸收状态。21 cm吸收差亮度温度达到最小值$ΔT \simeq -130$至$-200$ mK，具体取决于型号。允许来自高质量X射线双星的额外热量将跃迁推到发射到$z_{\rm trans} \simeq 10 - 12$，较浅的吸收特征具有最小值$ΔT \simeq -110$到$-140$ mK。21厘米的信号可能是区分风模型的一种手段，超级气泡模型有利于更早的再加热。虽然早期的发射转变可能表明X射线双星主导了再加热，但早在$z_{\rm trans} > 12$就向发射转变则表明存在额外的热源。
2017-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating X-ray sources during the epoch of reionization with the 21 cm signal
加热中性气体的能量源是至关重要的21厘米信号的预测期间的再电离（EoR）的时代。为了研究不同来源类型的21厘米信号的统计差异，我们使用了五个辐射转移模拟，这些模拟具有相同的恒星UV发射模型和不同的高能源组合，如X射线双星（XRB），吸积核黑洞（BH）和热星际介质发射（ISM）。我们发现，有效的加热从ISM增加了平均全球21厘米的信号，同时减少其波动，从而功率谱。在双谱中还观察到在正值和负值之间的转变的尺度和定时方面的明显影响。XRB的影响与ISM相似，尽管由于加热效率较低，其在时间上有所延迟，强度也有所降低。由于核黑洞的缺乏，在它们存在的情况下，21~cm统计的行为与只考虑恒星的情况非常相似，除了最新的再电离阶段，当黑洞的影响清晰可见时。我们发现，在这里调查的源场景之间的差异大于仪器的噪音SKA 1-低$z \gtrsim 7-8$，这表明，在未来可能会限制光谱能量分布的源有助于再电离过程。
2021-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Neural network emulation of reionization to constrain new physics with early- and late-time probes
本文提出 NNERO 神经网络模拟器，用于快速准确模拟自由电子比例演化与再电离光深，支持结合 CMB 和 21 cm 等探针约束冷/非冷暗物质模型参数。
2025-03-14 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
The Late Reionization of Filaments
我们使用精确的三维辐射转移计算后处理宇宙流体动力学模拟输出的再电离拓扑结构。在我们的模拟中，再电离开始于过密区域，然后直接“泄漏”到空隙中，灯丝最后再电离，这是由于它们的高复合率和低发射率的组合。这一结果取决于我们对恒星形成和反馈的处方所预测的有偏差的发射率场，这些处方先前已被证明可以解释再电离后宇宙的广泛测量。它对我们选择的模拟体积，电离逃逸分数和空间分辨率具有定性的鲁棒性（事实上，它在更高的空间分辨率下变得更强），即使精确的重叠红移对这些都很敏感。然而，它稍微减弱逃逸分数的增加，由于在较高的红移密度对比度降低。我们还探讨了我们的结果是否对常用的近似敏感，例如使用光学薄爱丁顿张量或大幅改变光速。这样的近似并不定性地改变再电离的拓扑结构。然而，他们可以系统地移动重叠红移高达$Δz\sim 0.5$，表明精确的辐射转移是计算再电离必不可少的。我们的模型不能同时再现所观察到的光学厚度汤姆逊散射和电离率每个氢原子在$z=6$，这可能是由于数值效应和/或失踪的早期电离源。
2009-08-11 astro-ph.CO
Constraining High Redshift X-ray Sources with Next Generation 21 cm Power Spectrum Measurements
我们使用的Fisher矩阵形式主义和半数值模拟，以获得定量预测的约束下一代干涉仪，如氢时代的再电离阵列（HERA）和平方公里阵列（SKA）的功率谱测量，将放置在加热高红移星系际介质的X射线源的特性。通过对$z=5$和$z=25$之间的观测，我们发现，即使在前景污染的“楔形”或FM波段内无法进行测量，拟议的331个元素HERA和SKA第1阶段也能够对这些第一X射线源的光谱特性进行$\lesssim 10\%$约束。当占的自旋温度波动的功率谱振幅的增强，我们发现，可观察到的签名的再电离扩展远远超出了功率谱中的峰值通常与it.We还发现，较低的红移简并之间的签名加热和再电离物理导致的再电离参数的错误，是显着大于以前的预测。在加热时期的观测能够打破这些简并，大大改善我们的约束。由于这两个原因，在加热时期的21.cm观测也大大增强了我们对再电离的理解。
2016-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Introductory Review on Cosmic Reionization
宇宙在其形成阶段会经历几次相变。宇宙再电离是其中的最后一个，其中紫外线和X射线辐射从第一代星系中逃逸，加热和电离其周围环境，随后是整个星系际介质。有强有力的观测证据表明，宇宙再电离在大爆炸后大约10亿年结束，但仍有不确定性，将在未来十年内通过即将到来的光学，红外和无线电设施来澄清。本文介绍了宇宙再电离的理论和观测方面，并讨论了它们在我们理解早期星系形成和宇宙学中的作用。
2019-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HI Bias during the Epoch of Reionization
中性氢（HI）及其21厘米谱线是研究星系际介质（IGM）再电离过程的重要探针。为了有效地使用这种探测器，必须很好地理解中性氢是如何追踪底层物质分布的。在这里，我们研究这个问题，使用半数值模拟相结合的HI在IGM和HI从晕在再电离时代（EoR），并调查的演变和尺度依赖的中性分数的偏见，以及21厘米线的偏见。结果表明，在再电离过程中，大尺度中性组分偏置值为负值，其绝对值在再电离早期增大，在再电离后期减小。在再电离后期，HI偏置存在一个过渡尺度，在这个尺度上，HI偏置由大尺度的负向小尺度的正过渡，并且随着再电离的进行，这个尺度逐渐增大。
2019-10-03 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
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
Lyman-$α$ Constraints on Cosmic Heating from Dark Matter Annihilation and Decay
我们推导出新的约束模型的衰变和湮灭暗物质（DM），要求注入星系际介质（IGM）的能量不会过热，它在晚些时候，当测量的莱曼- $α$森林约束IGM温度。我们改进了以前的分析，使用最近开发的$\texttt{DarkHistory}$代码包，自洽地考虑到额外的光电离和光加热过程，由于再电离和DM源。我们的约束是强大的再电离的不确定性和竞争力与领先的限制亚GeV DM，优先衰变到电子。
2021-02-04 astro-ph.CO hep-ph
21cm signal predictions at Cosmic Dawn and Reionization with coupled radiative-hydrodynamics
宇宙在高红移下的加热和再电离过程联系着小尺度结构/星系形成和大尺度星系间介质的性质。即使第一个很难观测，随着当前和未来射电望远镜的发展，第二个观测窗口正在打开。他们将允许观察21厘米的亮度温度全球信号和波动。因此，大规模模拟的需要是强烈的，以了解将被观察到的IGM的属性。但与此同时，迫切需要解决负责这些进程的结构问题也很重要。在这项研究中，我们介绍了一个耦合的水-辐射转移模拟宇宙黎明和再电离与一个简单的亚网格恒星形成过程的开发和校准的最先进的模拟CoDaII。该方案允许遵循一致的暗物质，流体动力学和辐射转移演化的大尺度上，而亚网格模型的桥梁星系形成规模。我们对模拟进行处理，以产生尽可能接近观测的21 cm信号。
2021-03-04 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
On the spin-temperature evolution during the epoch of reionization
模拟估计从再电离时期（EoR）的红移21厘米的差分亮度温度往往假设自旋温度是去耦的背景CMB温度，并远远大于它。虽然一个有效的假设对再电离过程的后期阶段，它不一定在早期的时代举行。违反这一假设将导致差异亮度温度的波动，既不是由密度波动，也不是由HII区域驱动。因此，通过处理自旋温度与动力学温度的莱曼-α耦合和碰撞耦合，自洽地计算自旋温度是至关重要的。在本文中，我们开发了一个扩展的BEARS算法，最初开发的模型再电离的历史，包括这些耦合效应。在这里，我们模拟了三种模型中的电离和加热的效果，其中再电离是由恒星，miniqsos或两者的混合物驱动的。我们还进行了一些统计测试，以量化的自洽包含的自旋温度从CMB去耦的印记。我们发现自旋温度的演化对测量信号有影响，特别是在红移大于10的情况下，当人们试图解释观测数据时，应该考虑这种演化。
2010-09-30 astro-ph.CO
The Signatures of Large-scale Temperature and Intensity Fluctuations in the Lyman-alpha Forest
再电离过程似乎不可避免地会在星系际介质中产生大规模的温度波动。使用玩具温度模型和详细的加热历史从宇宙学模拟的HeII再电离，我们研究的后果，不均匀加热的Ly-alpha森林。在物理上动机良好的模型中，温度波动的影响可能令人惊讶地微妙。事实上，我们表明，在我们的再电离模拟预测的水平上的温度波动不会引起可检测的签名，在以前已经采用的统计类型。然而，由于在视线Ly-alpha森林功率谱中，小尺度密度功率与大尺度模式的混叠，早期的分析对具有>~ 30 Mpc波长的3D模式不敏感-温度波动可能相对最大的尺度。正在进行的重子振荡光谱巡天（BOSS）的目标是测量来自大样本类星体的Ly-alpha森林P_F的3D功率谱，以避免这种混淆。我们发现，物理驱动的温度模型可以改变P_F在一个统一的水平，在k <~ 0.1共动Mpc^{-1}，一个大小，应该很容易检测到与BOSS。紫外背景强度的波动也能显著地改变P_F。这些特征将使BOSS有可能研究HeII在2 < z < 3处再电离的热影响，并限制电离背景源的模型。未来的光谱测量可以将这种测量扩展到更高的红移，可能检测到氢再电离的热印记。
2011-07-13 astro-ph.CO
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
Reionization relics in the cross-correlation between the Ly$α$ forest and 21 cm intensity mapping in the post-reionization era
本文首次研究了后再电离时代 Ly$α$ 森林与 21 cm 强度映射的互相关，考虑了不均匀再电离遗迹的影响，并评估了多种仪器配置在红移 3.5-4 内的探测能力与参数约束潜力。
2024-12-20 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fast Large Volume Simulations of the 21 cm Signal from the Reionization and pre-Reionization Epochs
虽然限于低空间分辨率，但在再电离时代和之前以21厘米观测为目标的下一代低频无线电干涉仪将具有天空上数十平方度的瞬时视场。预测有关的各种统计测量的21厘米的亮度温度，然后必须追求与数值模拟的再电离与相应的大体积箱的大小，订单1000 Mpc的一侧。我们追求一个半数值方案来模拟21厘米信号期间和之前的再电离通过扩展一个混合的方法，其中模拟是通过首先放下线性暗物质密度场，占非线性演化的密度场的基础上二阶线性微扰理论所指定的泽尔多维奇近似，然后使用暗物质集合形式主义来确定坍缩的暗物质晕的位置和质量。利用离散集算法确定了电离源的位置和电离场的时间演化分布。我们通过自旋和气体温度之间的耦合，由于碰撞，辐射耦合在莱曼α光子和星系际介质的加热，如由于背景的X射线光子，我们占的亮度温度演化。我们提出的混合模拟方法是能够产生所需的大体积模拟与足够的分辨率在合理的时间内，所以大量的实现可以得到与天体物理学和背景宇宙学的假设，管理21厘米的信号的变化。
2010-06-13 astro-ph.CO
21-cm signatures of residual HI inside cosmic HII regions during reionization
我们调查汇的电离辐射再电离时代的21厘米信号的影响，专注于1点统计。我们认为汇在星系际介质和星系内。在固定的填充因子的HII区域，汇将有两个主要的影响21厘米的形态：（一）作为电离光子的非均匀吸收体，它们导致在更小和更广泛的宇宙HII补丁;和（二）作为中性气体的水库，它们有助于在其他电离区域的非零21厘米信号。这两种效应都抑制了再电离过程中中性和电离贴片之间的对比度，使得用21厘米干涉测量法检测再电离时代更具挑战性。在这里，我们使用最新的半数值模拟系统地研究这些影响。我们发现，汇显着抑制峰值的红移演变的方差，对应的中点再电离。如前所述，偏度在中点改变符号，但残差HI的波动抑制了后期的上升。此外，大水平的残留HI显着改变的方差，偏度和功率谱的演变，从较低的水平。一般来说，大尺度模式的演变提供了一个更好的，更干净的，更高的信噪比探头的再电离。
2015-05-27 astro-ph.CO
PAPER-64 Constraints On Reionization II: The Temperature Of The z=8.4 Intergalactic Medium
我们提出的约束的星系际介质（IGM）在z=8.4的动力学温度，并在模型上加热IGM在高红移与X射线发射的第一个崩溃的对象。这些约束条件是用半解析方法推导出来的，以探索唐纳德C。Backer Precision Array for Probing the Epoch of Reionization（PAPER），在Ali et al.（2015）的配套论文中提出。如果IGM的动力学温度显著低于宇宙微波背景（CMB）的温度，一般可以产生振幅为数百mK ^2的21 cm功率谱;因此，PAPER的新结果将IGM温度的下限定在z=8.4。考虑到IGM的未知电离状态，我们的测量发现IGM温度对于10%和85%之间的中性部分高于~5 K，对于15%和80%之间的中性部分高于~7 K，或者对于30%和70%之间的中性部分高于~10 K。我们还计算了加热的IGM，将提供所观察到的高红移星系人口，并发现，对于大多数模型，这些星系足以使IGM温度高于我们的下限。然而，有显着范围的参数空间，可以产生一个信号排除了PAPER测量;模型与陡峭的下降，在恒星形成率密度在高红移或相对较低的价值观的X射线恒星形成率效率的高红移星系通常是不受欢迎的。的纸测量是一致的（但不约束）的氢自旋温度高于CMB温度，这种情况下，我们发现一般预测，如果星系暗于目前的检测极限的光学/近红外测量包括在计算中的X射线加热。
2015-09-15 astro-ph.CO
The Effects of Lyman-Limit Systems on the Evolution and Observability of the Epoch of Reionization
我们提出了第一个大规模的，完整的辐射转移模拟的星系际介质中的莱曼极限系统（LLS）的存在下的再电离。为了说明LLS不透明度的影响（可能被之前的模拟遗漏），我们添加了均匀或空间变化的无氢束缚不透明度。这种不透明度，作为电离光子的平均自由程（mfp），将观察到的再电离后红移依赖性外推到再电离的时期。在定性协议与以前的研究中，我们发现，在晚些时候的LLS的存在减慢电离前沿，并改变了H II区域的大小分布。我们定量表征的大小分布和形态演变的H II地区和研究的LLS的红移21厘米信号的补丁再电离的影响。LLS的存在使电离历史延长了$Δz \sim 0.8$。LLS吸收体显著阻碍H II区的后期生长。位置相关的LLS分布进一步减慢再电离，并且另外限制了电离区域的后期生长。然而，不存在H II区域的“冻结”，并且最大区域增长到模拟体积的大小。21厘米的功率谱表明，在大尺度上的功率下降了2倍的50%和75%的电离阶段（在$k = 0.1$ $\text{h} \, \text{Mpc}^{-1} $），反映了限制作用的LLS的增长电离补丁。统计观测量，如RMS的亮度温度波动和21厘米的功率谱在大尺度（$k = 0.05 - 0.1$ $\text{h} \, \text{Mpc}^{-1} $）的峰值幅度减少的LLS的存在。
2016-02-02 astro-ph.CO
Large 21 cm signals from AGN-dominated reionization
我们在这里提出的预测21厘米的亮度温度波动的空间分布，从高动态范围模拟活动星系核为主的再电离的历史，已测试对可用的莱曼α和CMB数据。我们的模型AGN外推所观察到的M-西格玛的关系，高红移，并分配他们的电离发射率与最近的紫外光度函数测量一致。我们正在进行的和即将到来的实验中的再电离的后期阶段的限制，其中氢21厘米的自旋温度显着大于CMB温度的预测空间21厘米波动的可观测性进行评估。与暗星系主导的类似再电离历史相比，我们的活动星系核主导的再电离历史将21 cm辐射的方差增加了10倍，在实验可达到的尺度上（k < 1 h/cMpc），其值接近100 mK^2。这比正在进行的实验所声称的已经达到的灵敏度低了大约两倍或更少。当再电离由活动星系核主导时，21 cm功率谱在所有尺度上由于更大质量晕的聚集的增强的偏置而增强，并且由于更大的特征气泡，大尺度21 cm功率谱中的峰值被强烈增强并移动到更大尺度尺寸.假设成功的前景扣除和仪器校准，LOFAR（以及后来的HERA和SKA 1）在其设计灵敏度下应该很容易检测到AGN主导的再电离。相反，这些可能成为第一个被21厘米实验排除的非平凡的再电离场景，从而限制了活动星系核对再电离的贡献。
2017-05-16 astro-ph.CO
Prospects for Probing Feedback from the First Black Holes and Stars During Reionization
从黑暗时代和再电离之间的宇宙早期（即，z>6，nu<200 MHz）探测第一批恒星和类星体反馈效应的方法。通过HI层析成像，我们有可能确定氢在宇宙中的分布，并限制第一批恒星和黑洞的诞生。这样的观测也可能限制暴胀的性质和第一颗恒星形成开始之前的任何外来加热机制（例如，暗物质衰变）。在30 ~ 200 MHz的不同频率范围内，由于宇宙的膨胀和恒星和/或黑洞的点燃，宇宙微波背景辐射和自旋温度之间的相对平衡发生变化，电离后的全球（全天空）HI信号具有明显的特征。一个技术路线图，以接近这些意见，开始与地基阵列和结束的低频无线电阵列在月球背面的描述。
2009-08-20 astro-ph.CO
The hydrodynamic response of small-scale structure to reionization drives large IGM temperature fluctuations that persist to z = 4
本研究通过高分辨率模拟发现，再电离加热引起的冷气体细丝和迷你晕膨胀导致IGM小尺度温度涨落持续到z≤4，并可能使Lyα森林通量功率增加约10%。
2024-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Late-end reionization with ATON-HE: towards constraints from Lyman-$α$ emitters observed with JWST
本研究利用含氦的GPU辐射转移代码ATON-HE开展晚期再电离模拟，发现基准再电离模型难以匹配JWST在高红移处探测到的大量莱曼α发射，需更早的再电离历史，且该结果与Planck的汤姆逊散射光学深度结果存在张力。
2024-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rapid late-time reionization: constraints and cosmological implications
本文用 Lyα、BAO、BBN 及多尺度 CMB 等独立数据约束再电离光深，支持快速晚期再电离，并指出小尺度 CMB 组合存在 4σ 张力，动力学暗能量等模型可恢复一致性。
2025-08-28 astro-ph.CO
Detecting patchy reionization in the CMB
即将进行的宇宙微波背景（CMB）实验将以前所未有的精度测量小角度尺度上的温度波动。小尺度的CMB涨落是后期效应的混合体：引力透镜、移动电子对CMB光子的多普勒频移（kSZ效应）和残余前景。我们提出了一个新的统计，它分离的kSZ信号从其他的，也允许kSZ信号被分解在红移箱。分解扩展到高红移，并且不需要外部数据集，如星系调查。特别是，来自斑片状再电离的高红移信号可以被干净地隔离，使未来的CMB实验能够对再电离时代进行高意义和定性的新测量。
2016-07-06 astro-ph.CO
Prospects of FRBs and Large Scale 21 cm Power Spectra in Constraining the Epoch of Reionization
本研究探讨了高红移FRB色散量与大尺度21cm功率谱的联合应用，通过SCRIPT模型分析表明，两者结合能显著提升对再电离纪元参数和宇宙热历史的约束精度。
2024-08-11 astro-ph.CO
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
Measuring the History of Cosmic Reionization using the 21-cm PDF from Simulations
21 cm PDF（即，像素亮度温度的分布）预期在再电离期间是高度非高斯的，并且提供关于密度和电离的分布的重要信息。我们测量的21厘米PDF作为红移的函数在一个大的宇宙再电离模拟，并提出了一个简单的经验拟合。由模拟PDF的指导下，我们进行了极大似然分析的能力，即将进行的实验，以测量的形状的21厘米PDF，并从它的宇宙再电离的历史。在最强的假设下，我们发现即将进行的实验可以测量再电离的中期到后期阶段的再电离历史，精度为1-10%。在一个更灵活的方法，允许在每个红移四个自由参数，类似的精度需要较低的噪音水平的第二代21厘米的实验。
2009-07-20 astro-ph.CO
