Impact of inhomogeneous reionization on the Lyman-α forest
在高红移处的\lya森林是再电离的一个强有力的探测器。建模和观察这种印记带来了重大的技术挑战：必须考虑到不均匀的再电离，同时能够在再电离之前解决网状小尺度结构。在这项工作中，我们量化的非均匀再电离的影响\lya森林在较低的红移（$2 < z < 4$），即将到来的调查，如DESI将使通量功率谱的精确测量。我们使用两个小盒子模拟能够处理的\lya森林和半数值大盒子模拟的小尺度结构能够代表非均匀再电离的影响。我们发现，不均匀的再电离可以产生可测量的影响\lya森林功率谱。$z_{\rm obs} = 4$和$k = 0.14 \ \rm{Mpc}^{-1}$的3D功率谱的偏差范围为$19 - 36\%$，对后期再电离的影响更大。通过$z_{\rm obs} = 2$，校正减小到$2.0 - 4.1\%$。对1D功率谱的影响较小，范围从$z_{\rm obs}=4$处的$3.3 - 6.5\%$到$z_{\rm obs}=2$处的$0.35 - 0.75\%$，这些值与当前和即将进行的调查中的统计不确定性相当。此外，我们研究如何可以这个系统的约束与21厘米功率谱的四极的帮助。
2019-05-20 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 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
An Improved Forecast of Patchy Reionization Reconstruction with CMB
非均匀再电离引起宇宙微波背景（CMB）光学深度τ（n）到最后一个散射表面的角起伏，使不同的球谐模相关，并在CMB图上留下特征非高斯性。最近，人们利用这种模式耦合信号导出了最小方差二次估计器，并发现在未来的实验中，如CMBPol，可以检测到（S/N）^2 ~ 100的光学深度起伏。我们首先证明，非高斯信号从引力透镜的CMB是主要的污染源重建非均匀再电离信号，即使其贡献的98%删除的delensing。然后，我们构建无偏估计，同时重建非均匀再电离信号τ（n）和引力透镜潜在的phi（n）。我们应用我们的新的无偏估计未来的CMB实验，以评估非均匀再电离信号的可探测性。通过对非均匀再电离的更多物理模拟，预测了比以前的研究小一个数量级的光学深度功率谱，我们表明，CMBPol-like实验可以实现非均匀再电离的边缘检测，（S/N）^2 ~ O（1），使用这种二次估计，使用类似的极大似然估计~O（10）。
2011-06-23 astro-ph.CO
Inhomogeneous Reionization Models in Cosmological Hydrodynamical Simulations
在这项工作中，我们提出了一种新的混合方法来模拟宇宙流体动力学模拟中的再电离热效应。该方法改进了用于星系际介质（IGM）和星系形成的模拟的标准方法，而没有显着增加的计算成本，允许有效的探索参数空间。该方法使用了一个小的唯象输入参数集，并结合了半数值再电离模型，以解决拓扑结构的再电离和再电离加热IGM的近似模型，与大规模并行\texttt{Nyx}流体动力学代码，专门设计用于解决扩散IGM气体的结构。我们已经产生了几个大规模的高分辨率宇宙学流体动力学模拟（$2048^3$，$L_{\rm box} = 40$ Mpc/h）与不同的瞬时和非均匀HI再电离模型，使用这种新的方法。我们研究了这些模型的IGM热性质，发现大尺度的温度波动远远超出了再电离结束。分析这些模型的一维通量功率谱，我们发现$\sim 50\%$的大尺度属性（低模式，$k\lesssim0.01$ s/km）的后再电离功率谱的差异，由于热涨落。我们表明，这些差异可以让人们区分不同的再电离方案已经与现有的LY $α$森林测量。最后，我们探讨的差异，在小尺度截止功率谱，我们发现，对于相同的热输入，模型显示出非常好的协议，提供的瞬时再电离模型的再电离红移发生在中点的非均匀模型。
2019-06-07 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
Recombination Clumping Factor of Physically Defined Intergalactic Medium at the Epoch of Reionization
Zhejiang University（浙江大学）；The University of Osaka（大阪大学）
研究再电离时期IGM的复合聚集因子\(C\)，基于电离光子有效透射因子给出新定义，用\textsc{Gamer - 2}代码模拟，发现新定义的\(C\)与传统值相当且对多因素鲁棒，超新星反馈在特定尺度影响再电离但不显著改变全局\(C\)。
2026-07-23 astro-ph.CO
Inhomogeneous HeII reionization in Hydrodynamic Simulations
氦的第二电子的再电离在红移2 < z < 5之间塑造了星系际气体的物理状态。由于在流体动力学模拟中进行完全原位辐射转移对于大体积来说计算昂贵，因此HeII再电离的物理学通常近似于不捕获再电离的斑块的均匀UV背景模型。我们已经设计了一个模型，实现了HeII再电离的影响，使用半解析计算的星系际气体的热状态-一种绕过完整的辐射转移模拟，同时仍然实现物理的HeII再电离，影响观测，如莱曼阿尔法森林。在这里，我们提出了一个公开的代码，灵活的模型非均匀HeII再电离在模拟中可以忽略不计的计算成本。由于HeII再电离的许多参数是不确定的，我们的模型是可定制的一组自由参数。我们在MP-Gadget中显示了此代码的结果，其中实现了此模型。我们证明了星系际气体的温度演化和温度-密度关系-与最近的测量和以前的辐射转移模拟一致。我们表明，HeII再电离的影响引起微妙的签名在一维统计的莱曼α森林在百分之几的水平，与以前的研究结果一致。这些模拟的灵活性是理想的研究HeII再电离和未来的观测HeII莱曼α森林。
2020-06-19 astro-ph.CO
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
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
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
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
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
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 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 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
SCORCH. III. Analytical Models of Reionization with Varying Clumping Factors
在宇宙氢再电离的模拟和构造（SCORCH）项目中，我们比较了氢电离分数的解析模型与辐射流体动力学模拟。我们推导出的质量加权氢电离分数的分析模型，从当地的电离平衡方程作为一个更准确的替代广泛采用的模型的基础上的体积填充因子。特别是，我们的模型有一个复合项平方的电离分数，这是一致的两体相互作用性质的重组。然后，我们使用辐射流体动力学模拟来研究所需的丛生因子来求解解析方程，并提供准确的拟合函数。我们发现，从我们的辐射转移模拟电离氢聚集因子是显着不同的那些从其他模拟使用一个统一的光电离背景。除了红移的依赖性，我们还看到电离氢聚集因子对电离分数的依赖性，我们将其纳入我们的拟合。我们使用我们的分析模型和聚集因子计算了再电离历史，并与广泛采用的模型进行了比较，我们所有的模型都达到了$<7\%$与模拟结果的差异，而其他模型都有$>20\%$偏差。由我们的解析模型计算的再电离汤姆逊光学深度与模拟结果存在$<5\%$偏差，而以前的解析模型在IGM再电离方面存在$>20\%$偏差，可能导致IGM再电离的结论有偏差。
2021-01-26 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
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
CRRfast: An emulator for the Cosmological Recombination Radiation with effects from inhomogeneous recombination
本研究开发了可快速准确模拟宇宙复合辐射的公开仿真器CRRfast，补全CLASS的ΛCDM谱畸变建模能力，证实非均匀复合的二阶效应可用于检验哈勃张力相关参数空间。
2023-06-13 astro-ph.CO
The Predicament of Absorption-dominated Reionization II: Observational Estimate of the Clumping Factor at the End of Reionization
本研究通过电离平衡建立成团因子与平均自由程的关联，测得z=5-6处成团因子远高于传统假设，提升了高红移星系的电离光子需求，或能调和再电离历史与JWST的观测结果。
2024-07-11 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
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
More on crinkles in the last scattering surface
非均匀复合可以引起电子数密度的扰动，其可以是重子密度扰动的五倍。我们对电子数密度扰动在宇宙微波背景（CMB）中产生的二阶各向异性进行了深入的分析。我们证明了求解光子的二阶玻尔兹曼方程等价于求解一阶+二阶玻尔兹曼方程，然后取解的二阶部分。我们找到了近似解的光子玻尔兹曼层次的l模式，并表明，从非均匀复合的贡献，二阶的双极，偶极和四极数值上是小的。我们还指出，微扰一阶紧耦合解和阻尼解中的电子数密度并不等价于求解非均匀复合的二阶Boltzmann方程。最后，我们证实了我们在前一篇文章中的结果，即非均匀复合产生一个局部型非高斯参数f_{NL}-1。对于测量模式高达l_{max} =2500的理想全天空实验，用于检测由非均匀复合产生的温度双谱的信噪比为~ 1。
2010-05-11 astro-ph.CO
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
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
B-mode CMB Polarization from Patchy Screening during Reionization
在CMB极化补丁再电离产生的B-模式从两个影响：产生的极化从散射的四极矩再电离气泡，和波动的筛选E-模式的重组。以前已经研究了散射的贡献，但尚未计算出屏蔽的贡献。我们表明，在小于声学尺度（l>300）的尺度上，来自屏蔽的B模功率大于来自散射的B模功率。在阻尼标度（l>2000）以下，该比率接近常数~2.5。在与引力波相关的度标度上（l<100），屏蔽B模式具有白噪声尾部，并且对散射效应不占主导地位。这些结果是强大的不确定性，在斑片状再电离的建模。
2009-05-18 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 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
Ly$α$ forest power spectrum as an emerging window into the epoch of reionization and cosmic dawn
传统观点认为，再电离（EOR）时代的热遗迹将迅速消失。然而，最近的研究表明，由于平均密度的气体被不均匀的再电离和冲击加热到$T \sim 3 \times 10^4$ K，这些遗迹可以存活到比以前认为的更低的红移（$z \sim 2$）。鉴于即将到来的Ly $α$森林调查的高灵敏度，这种效应将是宇宙学应用的一种新的宽带系统。然而，从天体物理学的角度来看，非均匀再电离的印记可以揭示EOR和宇宙黎明。我们利用一种混合方法-其中包括两个不同的模拟代码能够处理的巨大的动态范围-显示补丁再电离对Ly $α$森林的影响，其依赖于不同的天体物理场景。我们发现，$k = 0.14$ cMpc $^{-1}$的1D Ly $α$功率谱存在统计学显著偏差，范围从$z = 2$的$\sim 1\%$到$z = 4$的几乎$\sim 20\%$。在相同波数下，三维Ly $α$功率谱的偏差很大，范围从$z = 2$的百分之几到$z = 4$的$\sim 50\%$，尽管这些偏差忽略了He II再电离和$z<4$活动星系核反馈的影响。通过利用不同的$k$功率谱依赖不同的天体物理方案，斑块再电离对Ly $α$森林功率谱的影响，可以打开一个新的窗口，宇宙再电离和可能的宇宙黎明。
2020-09-25 astro-ph.CO
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
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
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
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
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
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
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
Reionization of the Intergalactic Medium
在复合之后，宇宙气体处于冷的中性状态。然而，当第一批恒星和黑洞在早期星系系统中形成时，它们的紫外线和X射线辐射导致星系际气体逐渐相变，进入我们目前观察到的温暖和电离状态。这个过程被称为宇宙再电离。了解与星系和恒星形成有关的能量沉积如何塑造星系际气体的性质是当今宇宙学的主要目标之一。此外，再电离反作用于星系演化，决定了高红移星系群的许多特性，这些特性代表了我们目前发现宇宙的前沿。在这两节课中，我们提供了宇宙再电离和星系际介质的教学概述，以及这些领域中的一些开放性问题。
2014-09-17 astro-ph.CO
Perturbed recombination from inhomogeneous photon injection and application to accreting primordial black holes
早期宇宙中的外来电磁能量注入可能会改变宇宙复合，并最终改变宇宙微波背景（CMB）的各向异性。此外，如果能量注入不均匀，则可能会导致空间变化的电离分数以及宇宙微波背景中的非高斯性。然而，这些信号的可观测性取决于注入的粒子传播多远，并将其能量沉积到原始等离子体中，相对于能量注入波动的特征尺度。在这项研究中，我们检查的空间特性的能量沉积和扰动重组所造成的非均匀能量注入次10兆电子伏的光子，相关的吸积原始黑洞（PBH）。我们开发了一个新的Monte-Carlo辐射输运代码占所有相关的光子相互作用在这个能量范围内，并包括次级电子能量沉积效率，通过一个新的解析近似。对于指定的注入光子光谱，代码根据时间和距注入点的距离输出注入到沉积格林函数。结合这个输出与扰动复合问题的线性化解决方案，我们得到时间和尺度依赖的沉积电离格林函数。我们应用这个一般框架吸积PBH，其亮度强烈的空间调制的冷暗物质和重子之间的超音速相对速度。我们发现，由此产生的自由电子分数的空间波动是相同的幅度，其平均偏差从标准重组，从目前的CMB功率谱的限制。这项工作表明，吸积PBH的敏感性可能会大大提高传播这些不均匀性的CMB各向异性功率谱和非高斯统计，我们在随后的论文中研究。
2021-09-21 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
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
Inevitable imprints of patchy reionization on the cosmic microwave background anisotropy
宇宙中第一批恒星对宇宙中性氢的再电离是一个非均匀的过程，它产生了自由电子密度的空间涨落。这些波动导致了宇宙学探测中可观测到的特征，如宇宙微波背景（CMB）。利用光子守恒的再电离半数值模拟方法\texttt{SCRIPT}研究了电子密度涨落对CMB的影响。我们发现，运动的Sunyaev-Zeldovich（kSZ）和$B$模式的偏振信号的幅度取决于补丁的电子的空间分布随着依赖于中点和程度的再电离历史。出于这一发现，我们提供了新的缩放关系的振幅kSZ和$B$模式的偏振信号，它可以捕获所产生的影响，从平均光学深度，宽度的再电离，和空间波动的电子密度所产生的斑片状再电离。我们发现，kSZ和$B$模式的偏振信号的振幅表现出不同的依赖于再电离的宽度和补丁的再电离，因此，这些CMB探针的联合研究将能够打破简并。通过结合21~cm观测数据，可以直接探测电离区的大小，进一步提高简并度。
2020-10-13 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
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
The Effects of Dark Matter Annihilation on Cosmic Reionization
我们通过研究宇宙再电离的时代，重新审视约束暗物质（DM）性质的可能性。先前的研究表明，DM湮灭不太可能提供大部分电离宇宙的光子，而是相对于恒星和类星体发挥了次要作用。然而，DM在$z\sim100-200$开始有效地湮灭，形成原始微晕，比第一颗恒星的形成要早得多。因此，如果DM湮灭在间隔$z \sim 20-100$上以甚至百分比水平电离宇宙，它可以在全球光学深度$τ$上留下显著的印记。此外，我们表明，宇宙微波背景（CMB）的偏振数据和未来的21厘米测量将使我们能够更直接地探测DM的光学深度的贡献。为了计算整个再电离时期的湮灭率，我们采用了结构形成研究的最新结果，并探讨了各种自由参数对我们结果的影响。我们表明，未来的测量可能会限制暗物质的湮灭截面的水平，从矮星系的观测，宇宙射线测量和重组的研究。
2015-12-02 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
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
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 Kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect as a probe of the physics of cosmic reionization: the effect of self-regulated reionization
本文计算了再电离时期由动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应引起的宇宙微波背景（CMB）温度涨落的角功率谱。我们使用详细的N体+辐射转移模拟遵循星系际介质（IGM）的非均匀再电离。我们首次考虑了再电离的“自我调节”：如果低质量矮星系（10^8 M_ \sun \lesssim M \lesssim 10^9 M_ \sun）或小晕（10^5 M_ \sun \lesssim M \lesssim 10^8 M_ \sun）在已经电离或莱曼-维尔纳离解的区域中形成，那么这些晕就会受到抑制。以前的一些工作表明，从EOR的kSZ功率谱的幅度可以描述由一个两个参数的家庭：半电离的时代和再电离的持续时间。然而，我们认为，这张照片只适用于简单形式的再电离的历史，大致对称的半电离时代。在自我调节的再电离中，宇宙很早就开始电离，在较长的时间内保持低电离水平，然后一旦高质量的原子冷却晕占主导地位就完成再电离。虽然包含自调节仅适度地影响kSZ功率谱的幅度（\sim 10%），但它可以将再电离的持续时间改变两倍以上。我们的结论是，简单的双参数家庭不捕获的物理效果，但复杂的，再电离的历史所造成的自我调节。当添加到后再电离kSZ的贡献，我们的预测总kSZ功率谱低于目前的上限从南极望远镜。因此，从EOR的kSZ效应的当前上限是一致的，与我们的理解的物理再电离。
2013-01-16 astro-ph.CO
