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
The Sherwood-Relics simulations: overview and impact of patchy reionization and pressure smoothing on the intergalactic medium
我们提出了舍伍德文物模拟，一套新的大型宇宙学流体动力学模拟，旨在模拟星系际介质（IGM）期间和之后的宇宙氢再电离。该套件包括200多个模拟，涵盖了广泛的天体物理和宇宙学参数。它还包括模拟，使用一个新的轻量级的混合计划治疗辐射转移的影响。该方案遵循电离辐射场的空间变化，以及IGM温度和压力平滑的相关波动。它在计算上比全辐射流体动力学模拟便宜得多，并且避免了校准星系形成模型以满足宇宙再电离观测约束的困难任务。使用这种混合技术，我们研究的空间波动IGM的性质，是由补丁宇宙再电离播种。我们调查相关的物理过程，并评估其对z > 4莱曼α森林的影响。我们的主要发现是：（i）与以前的研究一致，斑片状再电离导致大尺度温度波动，持续到再电离结束后，（ii）这些增加了大尺度上的莱曼-α森林通量功率谱，（iii）导致空间变化的压力平滑，与当地再电离红移相关。(iv)结构蒸发或膨胀的光加热导致显着的特点，在莱曼α森林，如平底或双浸吸收剖面。
2023-02-28 astro-ph.CO
Revealing reionization with the thermal history of the intergalactic medium: new constraints from the Lyman-$α$ flux power spectrum
本文利用$4.0\lesssim z\lesssim5.2$的Lyman-$α$森林通量功率谱对星系际介质（IGM）再电离期间和再电离后的热历史进行了新的研究。使用15个高分辨率光谱的样本，我们测量了这些红移（$-1\lesssim \log(k/$ km $^{-1}$ s）（$\lesssim -0.7$）的通量功率，直到最小尺度。这些尺度对IGM的瞬时温度和再电离期间和之后每单位质量注入的总能量都非常敏感。我们测量的温度在平均密度$T_{0}\sim7000$-8000 K，符合没有显着的温度演变的红移$4.2\lesssim z\lesssim5.0$。我们还提出了第一个观测约束的综合IGM的热历史，发现每单位质量的总能量输入增加从$u_{0}\sim4.6$ ${\rm eV}$ $m_{\rm p}^{-1}$到7.3 eV $m_{\rm p}^{-1}$从$z\sim 6$到$4.2$假设的$Λ$ -CDM宇宙学。我们展示了如何可以同时使用这些结果来获得信息的时间和来源的再电离过程。我们的第一个概念证明，使用简单的模型瞬时再电离产生的结果与最近的普朗克约束，有利于模型与$z_{\rm rei}\sim 8.5^{+1.1}_{-0.8}$。
2019-01-31 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
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
Revisiting the Intergalactic Medium Around GRB 130606A and Constraints on the Epoch of Reionization
本文重新分析GRB 130606A，识别出先前中性分数结果矛盾的根源，采用多种阻尼翼模型得出3σ上限xHI<0.20-0.23，并强调需更多高红移GRB以约束再电离时代。
2025-03-25 astro-ph.CO
The impact of helium reionization on the structure of the intergalactic medium
我们研究了氦再电离对星系际介质（IGM）结构的影响。我们使用辐射转移（RT）代码耦合到联合重力流体动力学代码恩佐再电离模型。中性氢和氦最初被星暴光谱电离，在红移区间3 < z < 4内逐渐演化为幂律光谱。的气体的温度-密度关系被发现成扇形和平坦的HeII再电离后，与反转的超密度高于5。增加的压力会导致高达10 km/s的特殊速度，在大的相干区域内，气体密度场扭曲了10- 20%，暗物质扭曲了1%。因此，光致电离引起的流动可能会使z = 2时的同动波数k > 0.5 h/Mpc处的物质功率谱失真几个百分点。从模拟中绘制了HI和HeII的吸收光谱，并将吸收线拟合到光谱中。在z = 3时，HI吸收系统的中值多普勒参数为35 km/s。划分成子样品光学厚和光学薄的线中心显示，光学厚的系统只经历温和的演变，而光学薄的系统迅速发展后，HeII再电离。HeII和HI吸收特征之间的比较显示了HeII和HI柱密度比的宽分布，在测量值附近达到峰值，并且仅比测量值稍窄。与近似模拟方法的比较表明，适度良好的协议在吸收线的属性，但不精确，他们可以测量。
2011-09-23 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
Probing the intergalactic medium during the Epoch of Reionization using 21-cm signal power spectra
该研究利用数值模拟和八参数模型，从21厘米信号功率谱中提取星系际介质电离状态信息，不依赖源模型，可有效约束再电离场景。
2024-04-17 astro-ph.CO
Intergalactic Lyman-$α$ haloes before reionization are detectable with JWST
本文利用JWST观测到的紫外光度并结合数据驱动方法，预测了再电离时期星系际莱曼-α晕的可探测性，发现单个亮晕可在z≲9被探测，堆叠约10个晕可探测至z∼16，为揭示中性星系际氢提供途径。
2024-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of Extended He II Reionization in the Temperature Evolution of the Intergalactic Medium
我们提出了新的测量的星系际介质（IGM）的温度来自莱曼α森林超过2.0 < z < 4.8。森林中的61个高分辨率类星体光谱的小尺度结构量化使用一个新的统计，曲率，并转换为温度校准使用一套流体动力学模拟。在每个红移，我们专注于获得温度在一个最佳的过密度探测莱曼α森林，T（德尔塔），其中温度几乎是一个一对一的函数的曲率，无论斜率的温度密度关系。在这些测量中，2-sigma统计不确定性的中位数为8%，尽管由于IGM中未知的Jeans平滑量，可能存在可比的系统误差。我们使用我们的T（Delta）结果来推断平均密度T0时的温度。即使对于最陡的温度-密度关系，T0也必须从z ~ 4.4时的~8000 K增加到z ~ 2.8时的>~12000 K。这种增加与在没有He II再电离的情况下预期的T0单调下降不一致。因此，我们将观测到的温度升高解释为He II在z >~ 4.4时开始再电离的证据。T0的演化与He II在z ~ 3处再电离的结束是一致的，正如He II莱曼α森林的不透明度测量所表明的那样，尽管T0峰的红移在某种程度上取决于温度-密度关系的演化。这些新的温度测量结果表明，由于He II的再电离的热输入主导的IGM的热平衡在一个延长的时期内与Δ_z >~ 1。
2010-08-16 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
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
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
Cosmic Reionization on Computers: Statistical Properties of the Distributions of Mean Opacities
本文利用 CROC 模拟分析再电离时期星系际介质平均不透明度的统计分布，发现其在低红移与观测一致，但高红移分布过窄，印证模拟中再电离过早。
2025-03-13 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
The 21 cm Forest as a Probe of the Reionization and the Temperature of the Intergalactic Medium
利用高红移射电源作为背景，21厘米森林观测探测了沿视线方向早期结构的中性氢吸收特征。它对自旋温度直接敏感，补充了21厘米层析成像观测，并提供了关于星系际介质（IGM）的温度和电离状态的信息。我们使用一个辐射转移模拟研究21厘米森林信号期间的再电离时代。我们首先证实了光学深度和等效宽度（EW）是IGM电离和热状态的良好表征。由相对光学深度选择的特征是电离场的良好示踪剂，而由绝对光学深度选择的特征对IGM温度非常敏感，因此有可能提取IGM温度信息，从而打破21cm层析观测的简并性。从EW的分布以及不同EW的吸收体和泄漏体的数量演化，我们清楚地看到了IGM电离态的宇宙学演化。随着气体温度的升高，潜在可观察特征的数密度迅速降低。建议EW统计IGM温度的敏感性，使其成为一个独特的和潜在的强大的探针再电离。然而，缺少小尺度结构，例如在我们目前的模拟中未解决的小细丝和迷你晕，以及缺乏IGM温度的准确计算，可能使所呈现的信号在定量上不准确。最后讨论了背景射电源对观测的要求，发现等效宽度大于1kHz的信号是有希望被探测到的。（节录）
2009-10-11 astro-ph.CO
Signatures of Small-scale Structure of the Pre-reionization Intergalactic Medium in $z\gtrsim7$ Quasar Proximity Zones
本研究通过一维电离辐射转移后处理模拟，发现z≈7.5类星体近邻区的Lyα透射统计可在2σ水平区分再电离前星系际介质的冷暗物质、温暗物质及X射线加热模型，为探测早期宇宙小尺度结构提供新途径。
2023-12-11 astro-ph.CO
Emergence of the Temperature-Density Relation in the Low-Density Intergalactic Medium
本文基于Cosmic Reionization on Computers项目模拟，发现低密度星系际介质中温度-密度关系的演化及涌现主要由体积加权中性分数普适控制，与具体再电离历史无关。
2024-08-22 astro-ph.CO
Constraining the state of the intergalactic medium during the Epoch of Reionization using MWA 21-cm signal observations
默奇森宽场阵列（MWA）团队在$z \approx 6.5-8.7$范围内的六个红移处推导出了21厘米信号球平均功率谱的新上限。我们使用这些上限和一个贝叶斯推断框架，以获得银河系际介质（IGM）的电离和热状态的约束，以及一个可能的额外的无线电背景的强度。如果不存在额外的无线电背景，我们没有发现对$z\gtrsim 7.8$的IGM的状态的任何约束。在这样一个射电背景下，在红移$\gtrsim 6.5 $上的不利模型的95%可信区间对应于电离区体积平均分数低于0.6和平均气体温度为$\lesssim 10^3$ K的IGM。在这些模型中，加热区域的特征在于温度大于无线电背景的温度，并且具有特征尺寸$\lesssim 10$ $h^{-1}$ Mpc和$\lesssim 30$ $h^{-1}$ Mpc的半高宽（FWHM）的分布。在相同的可信区间范围内，我们排除了在1.42 GHz的CMB的至少$0.008\%$的额外无线电背景。
2021-03-12 astro-ph.CO
Cosmic Dawn: Studies of the Earliest Galaxies and Their Role in Cosmic Reionization
我回顾了最早期星系研究的最新进展和挑战，当时宇宙的年龄不到10亿年。它们能否被用作宇宙再电离物理学的可靠示踪剂，从而补充其他更直接的星系际介质中性演化探测器？形成恒星的星系是再电离过程的主要因素吗？未来识别最早的没有化学浓缩的系统的前景如何？雄心勃勃的未来设施正在建设中，用于探索红移范围为6至20的星系和星系际介质，对应于我们现在认为的再电离时代的核心。我回顾了我们可以从目前的观察和在不久的将来与现有的设施推断这一时期，并得出结论，在未来的工作需要的关键问题清单。
2014-11-12 astro-ph.CO
A physical understanding of how reionization suppresses accretion onto dwarf halos
我们开发和测试与宇宙学模拟的物理动机的理论，重力，压力，冷却和自屏蔽之间的相互作用如何设置红移-依赖的质量尺度，在该光环可以吸积星系际气体。这个理论提供了一个物理解释的晕质量尺度，可以吸积未受冲击的星系际气体，这已经解释了特设的标准调整，以重现一些模拟的结果。此外，它提供了一个直观的解释，这个质量尺度如何依赖于再电离红移，电离背景的振幅，和红移。我们表明，吸积被抑制到更大规模的晕比已经被认为是因为以前的研究集中在气体部分的晕，而不是瞬时质量，可以吸积气体。质量为10^11兆太阳的晕不能吸积z=0的星系际气体，尽管它的祖先通常能够吸积更高红移的气体。我们描述了一个简单的算法，可以实现半解析模型，我们比较该算法的预测数值模拟。
2014-07-09 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
The hyperfine transition of 3He+ as a probe of the intergalactic medium
探讨了~ 3 He ~+超精细跃迁作为星系际介质探测器的前景。在再电离过程中，电离区的发射信号预计将与21厘米图反相关。预测的发射信号从莱曼α斑点在较低的红移是可检测的未来无线电天文台。
2009-05-12 astro-ph.CO
Hydrodynamic Response of the Intergalactic Medium to Reionization
在再电离开始之前，星系际介质预计会聚集在$10^4-10^8$ M $_{\odot}$的尺度上。这些小尺度结构对再电离的影响知之甚少，尽管现代的理解，气体结块限制H II区域的增长。我们使用一套辐射流体动力学模拟，捕获的$\sim 10^4$ $M_\odot$金斯质量的未加热的气体研究再电离过程中的密度波动。我们的模拟跟踪复杂的电离和流体动力学响应的气体在电离前沿的唤醒。电离气体的聚集因子（与复合率成比例）在电离前沿通过之后上升到大约$Δt = 10$ Myr的$5-20$的峰值，这取决于入射强度、红移和气体被第一X射线源预热的程度。通过$Δt = 300$ Myr，聚集因子达到其松弛值$\approx 3$。莱曼极限光子的平均自由程一致地演化，在未松弛的最近再电离的区域中比那些更早被再电离的区域短几倍。评估这种响应对全球reionizaton过程的影响，我们发现，非放松的气体结构，提高重组的总数由$\approx 50$ %，并导致空间波动的平均自由程持续可观的几亿年后完成再电离。
2021-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kiloparsec-scale turbulence driven by reionization may grow intergalactic magnetic fields
School of Earth and Space exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；Department of Astronomy, University of Washington（华盛顿大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文系）；McWilliams Center for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理系麦威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
再电离驱动的湍流可能通过加热IGM并放大磁场，从而解释TeVblazars观测的磁场下限。
2026-02-10 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 Neutral Intergalactic Gas on Lyman-$α$ Intensity Mapping During Reionization
我们提出了高红移Ly $α$强度场的第一个模拟，解释了星系际介质（IGM）中的散射。使用三维蒙特卡罗辐射转移代码，我们发现，LY $α$散射平滑的LY $α$强度在小尺度上的空间波动，这种平滑的空间依赖性强烈依赖于平均中性分数的IGM。我们的模拟发现，$k=0.1-1~{\rm Mpc^{-1}}$的再电离的强烈影响，与$P_{\rm Lyα}\propto k^{-1.5}$相比，$\bar{x}_{\rm HI} = 0.63$的$P_{\rm Lyα}\propto k^{-1.75}$和$\bar{x}_{\rm HI} = 0.86$的$P_{\rm Lyα} \propto k^{-2.2}$。在波数为$k>1 ~ {\rm Mpc^{-1}}$的情况下，我们发现该信号对来自星系的出射Ly $α$谱线轮廓很敏感。我们还表明，Ly $α$强度图和未来的星系红移调查之间的交叉相关性可以检测到大尺度上的仪器类似SPHEREx，并在广泛的尺度范围内的CDIM静脉中的一个假设的强度映射仪器。
2018-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
SVR Algorithm as a Tool for More Optimal Intergalactic Medium Simulation in the Epoch of Reionization
本研究提出将支持向量回归（SVR）算法用于再电离时期星际介质模拟，通过理论论证及与多层感知机在21SSD流体动力学模拟上的对比实验，证明SVR具有更高精度，可推广至各类宇宙学模拟。
2024-12-26 astro-ph.CO
Intergalactic Magnetogenesis at Cosmic Dawn by Photoionization
我们提出了一个天体物理机制，产生宇宙磁场在再电离时代的详细分析。它基于宇宙中形成的第一个源对星系际介质的光电离。首先导出了诱导方程，然后确定了该机制的特征长度和时间尺度，最后对第一恒星、原始星系和遥远的强类星体进行了数值计算。在这些简单的例子中，产生的磁场强度在源的斯特伦格伦球之间的中性星系际介质中的几百千秒差距的$10^{-23}$ G到几百秒差距的$10^{-19}$ G之间变化。因此，这种机制有助于整个宇宙在大尺度结构形成之前的预磁化。它在再电离时期的任何时候，与任何电离源一起运作。最后，所产生的领域拥有一个特征的空间配置，这可能有助于区分这些种子从那些产生不同的机制。
2015-06-26 astro-ph.CO
Analytic Model for Scattered Ly$\boldsymbolα$ Emission in the Post-reionization Intergalactic Medium
本研究提出了一种快速准确的解析模型，用于计算后电离时代星际介质中Lyα强度场，通过简化散射过程提高计算效率，为未来观测提供推断宇宙学参数的工具。
2025-11-23 astro-ph.CO
Line Intensity Mapping Prediction from the Cosmic Dawn (CoDa) III Simulation for H$α$ from Galaxies and the Intergalactic Medium during the Epoch of Reionization
利用CoDa III模拟预测再电离时期星系和IGM的H$α$发射强度与来源，提供LIM实验（如SPHEREx和CDIM）的模拟数据以指导观测。
2025-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing intergalactic radiation fields during cosmic reionization through gamma-ray absorption
我们讨论了在极高红移（z~5-20）星系际辐射场（IRFs）的γ-γ对产生对高能γ射线的吸收，以及探测宇宙再电离时代的前景。对于演化中的IRF，采用了一个包含第二星族和第三星族恒星的半解析模型，该模型与现有的各种高Z观测结果一致，包括类星体光谱测量，WMAP汤姆森深度约束，近红外源计数限制，我们发现，低于Lyman边能量的紫外IRF的强度在几倍于10^{-19} erg cm^{-2} s^{-1} Hz^{-1} sr^{-1}的范围内，在z~5处可引起高于~12 GeV的明显衰减，在z>~8-10处可降低到~6-8 GeV。这可以通过费米伽马射线太空望远镜或下一代设施如切伦科夫望远镜阵列、高级伽马射线成像系统或5@5在耀变体或伽马射线暴的光谱中观察到，为早期恒星形成和宇宙再电离提供了宝贵的见解。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Anomaly in the Opacity of the Post-Reionization Intergalactic Medium in the Ly$α$ and Ly$β$ Forest
我们测量星系际介质（IGM）的不透明度在Ly $α$以及在Ly $β$森林沿$19$类星体视线之间的$5.5\lesssim z_{\rm abs}\lesssim 6.1$，探测再电离时代的结束阶段。由于其较低的振子强度，Ly $β$跃迁比Ly $α$对不同的气体温度和密度敏感，从而对IGM的电离和热状态提供额外的约束。将我们的测量结果与不同的非均匀再电离模型进行比较，这些模型来自对Nyx宇宙学流体动力学模拟的后处理，以包括紫外背景（UVB）或气体温度场的空间波动，以及IGM具有不同热状态的均匀再电离模型，得出两个主要结论：首先，我们发现，包括光谱噪声的影响是一个适当的数据模型比较的关键。噪声有效地降低了对高不透明度区域的敏感性，因此需要比先前推断的更强的空间不均匀性来匹配观测中观察到的散射。第二，我们发现，模型接近再现的分布的LY $α$有效的光学深度，但低估的LY $β$不透明度在相同的空间位置。这种分歧的起源还不完全清楚，但模型与反演的温度密度关系的IGM刚刚完成再电离后，匹配我们的测量最好的，虽然他们仍然没有完全捕获的观测结果在$z\gtrsim 5.8$。
2019-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization Through the Lens of Percolation Theory
在过去的二十年里，星系间氢的再电离已经受到了严格的理论审查。在这里，我们的方法正式作为一个渗流过程和相变的过程。使用半数值模拟，我们证明了一个无限大的电离区域突然出现在电离分数~0.1，并迅速增长到包括大部分的电离气体：电离分数为0.3，近百分之九十的电离物质是这个区域的一部分。在大多数再电离过程中，几乎所有的星系际介质都被分成两个区域，一个是电离区，一个是中性区，两者的范围都是无限的。我们还表明，存在于此过渡点之前和附近的离散电离区域遵循近幂律分布的体积，具有相等的贡献，总填充因子每对数间隔的大小到一个尖锐的截止体积。这些品质是一般的渗流过程，与详细的行为的结果，在底层的密度场的长程相关性。这些见解将是至关重要的，了解电离和中性气体在再电离过程中的分布，并提供精确的意义，再电离作为一个“重叠”过程的直观描述。
2016-01-25 astro-ph.CO
Hydrodynamic Response of the Intergalactic Medium to Reionization II: Physical Characteristics and Dynamics of Ionizing Photon Sinks
Becker等人（2021）在$z=6$的IGM中测量了莱曼极限光子的平均自由程。短值表明，反射可能在再电离中起了重要作用。在这里，我们研究电离光子汇的电离锋（I-锋）的唤醒使用辐射流体动力学模拟的物理性质。我们量化的贡献，气体结构的莱曼极限不透明度跟踪列密度分布在我们的模拟。在I-front通道的$Δt = 10$ Myr内，我们发现自屏蔽系统（$N_{\rm HI} > 10^{17.2}$ cm $^{-2}$）由两种不同的粒子群组成：（1）与电离背景处于光电离平衡的过密度$Δ\sim 50$结构;（2）具有完全中性核的$Δ\gtrsim 100$密度峰。在这些时候，自屏蔽系统贡献了一半以上的不透明度，但IGM在$Δt \sim 100$ Myr中相当大地发展，因为结构被压力平滑和光蒸发压平。通过$Δt = 300$ Myr，它们对宇宙中平均1 Mpc $^3$斑块的不透明度做出了$\lesssim 10 \%$贡献。在过密的斑块中，这个百分比可能要大一些，因为那里有更多的自屏蔽系统存活下来。我们量化了自屏蔽结构的特征质量和尺寸。在I-前通道后不久，我们发现$M=10^{4} - 10^8$ M $_\odot$和有效直径$d_{\rm eff} = 1 - 20$ ckpc $/h$。这些尺度随着气体的弛豫而增大。本文所呈现的图像在具有抑制的小尺度功率的暗物质模型中可能不同…
2021-08-10 astro-ph.CO
Astro2020 Science White Paper: Insights Into the Epoch of Reionization with the Highly-Redshifted 21-cm Line
再电离时期是宇宙历史上最后一次主要的相变，在大爆炸后大约10亿年，来自早期星系的光子电离了星系际介质。测量跃迁的特征对于理解早期星系和宇宙网以及对后期宇宙中的矮星系建模都很重要。但这样的测量需要探测星系际介质本身。在这里，我们描述了如何21厘米线的中性氢提供了一个强大的探测器的再电离过程中，因此，重要的约束，在当时的星系和星系际吸收。虽然现有的实验将在未来十年进行精确的统计测量，但我们认为，改进的21厘米分析技术-允许中性气体本身的成像-以及改进的理论模型，对于测试我们对这个重要时代的理解至关重要。
2019-03-18 astro-ph.CO
The THESAN project: properties of the intergalactic medium and its connection to Reionization-era galaxies
高红移星系际介质（IGM）和原始星系群正迅速成为河外天文学的新前沿。我们调查的IGM属性和它们的连接到星系在$z\geq5.5$电离光子逃逸和暗物质的性质不同的假设下，采用我们的新的THESAN辐射流体动力学模拟套件，旨在提供一个全面的图片的出现在一个完整的再电离的背景下的星系。我们的模拟有现实的“晚”再电离的历史，匹配全球IGM属性的可用约束，并再现最近观察到的电离光子的平均自由程的快速演变。我们还检查了高z Lyman- $α$传输。光学深度的演变与数据是一致的，其分布表明，甚至比模拟更晚的再电离，虽然具有很强的灵敏度源模型。我们表明，这两个未知数的影响可以解开特征的光谱形状和分离的莱曼- $α$传输区域，开辟了可能性，以观测约束。对于第一次在模拟中，THESAN再现调制的莱曼- $α$通量作为星系距离的函数，展示了耦合一个现实的星系形成模型与适当的辐射流体动力学的力量。我们发现这个功能是非常敏感的再电离的时间，而相对不敏感的源模型。总的来说，THESAN产生了一个现实的IGM和星系人口，为未来分析高z宇宙提供了一个强大的框架。
2022-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weibel Instability-Driven Seed Magnetic Fields during Reionization
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
研究再电离期间Weibel不稳定性如何通过各向异性生成种子磁场。
2026-09-04 astro-ph.CO
On Modeling and Measuring the Temperature of the z~5 IGM
在高红移的低密度星系际介质（IGM）的温度是敏感的氢和HeII再电离的时间和性质，并可以从莱曼α森林吸收光谱测量。由于星系际气体在再电离过程中对加热的记忆会逐渐消失，因此需要尽可能接近再电离的测量。此外，在足够高的红移下测量IGM温度应该有助于隔离氢再电离的影响，因为HeII再电离开始较晚，在较低的红移下。受此启发，我们使用斑片状再电离的半数值模型来模拟z>5时的IGM温度。我们构建模拟莱曼α森林光谱从这些模型，并考虑其可观察到的影响。我们发现，在莱曼α森林的小尺度结构是敏感的IGM的温度，即使在红移的森林中的平均吸收高达90%。我们预测的精度在z~5 IGM温度可以测量使用现有的高分辨率类星体光谱的样本，并发现有趣的限制是可能的。例如，一个早期的再电离模型，其中再电离在z~10结束，应该是可区分的-在高统计显著性-从一个较低的红移模型，其中再电离在z~6完成。我们讨论改进我们的建模，可能需要强大的解释未来的测量。
2014-03-25 astro-ph.CO
Modeling Cosmic Reionization
冷的中性星系间氢转变为高度电离的温暖等离子体标志着宇宙黑暗时代的结束和星系时代的开始。这一过程的细节反映了早期辐射源和热源的性质、宇宙大尺度结构的统计特征、宇宙重子的热力学和化学、恒星形成和黑洞吸积的历史。在未来十年中，来自新的地面和空间仪器和设施的大量数据集将彻底改变我们对原始星系，再电离光子预算，星系际介质（IGM）的物理学以及“宇宙网”中氢气的细粒度特性的理解。在这篇评论中，我们调查的物理和再电离时代的建模的关键方面，并描述了目前在这一领域的各种计算技术和工具。
2022-10-05 astro-ph.CO
Cosmic reionization by primordial cosmic rays
在所谓的宇宙重组之后，膨胀的宇宙进入了一段黑暗时期，因为大部分物质处于中性状态。然而，大约10亿年后，星系间空间再次被电离。这个过程被称为宇宙再电离，需要一些机制的运作，但目前还没有很好的理解。在其他电离源中，第三星族星、迷你类星体和X射线发射微类星体被引用。在这篇文章中，我们提出，原始宇宙射线，在第一个微类星体喷流的终点加速，可能也有助于星系际空间的再电离。为此，我们量化的电离能力的宇宙射线（电子和质子）在原始星系际介质使用广泛的粒子级联模拟。我们确定，根据微类星体喷流中加速的电子与质子的比例，宇宙射线对原始星系际介质再电离的贡献应该与来自微类星体吸积盘的X射线一样多。如果原始磁场的量级是$10^{-17}$ G，正如某些模型所表明的那样，那么宇宙射线在电离第一批恒星诞生地以外的中性物质方面发挥了重要作用。
2014-09-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gauging the Contribution of X-ray Sources to Reionization Through the Kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect
南极望远镜（SPT）和阿塔卡玛宇宙学望远镜（ACT）等仪器对动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应的测量将很快改善对再电离的限制。流行的模型假设，紫外光子单独负责星系际介质的再电离。我们探讨了一个显着的贡献，X射线再电离的kSZ信号的影响。由于X射线在中性星系际介质中有很大的平均自由程，它们会在紫外光子产生的尖锐气泡之间引入部分电离。这种平滑的电离分量改变了宇宙微波背景（CMB）温度各向异性的功率谱。我们通过运行再电离的半数值模拟来量化这种影响。我们测试了一些不同的模型的再电离没有X射线，具有不同的物理参数，但被约束为具有类似的总光学深度的电子散射。然后将这些模型与X射线再电离贡献水平不同的模型进行比较。我们发现，模型与超过10%的贡献，从X射线产生一个显着较低的功率谱的温度各向异性比所有的UV-仅模型测试。SPT和ACT的预期灵敏度可能不足以区分我们的模型，然而，从再电离的时代的kSZ信号的非检测可能导致从X射线的贡献。对于今后的飞行任务来说，考虑X射线源对再电离的影响将是重要的，因为它具有更高的灵敏度。
2011-10-10 astro-ph.CO
Modelling intergalactic low ionisation metal absorption line systems near the epoch of reionization
我们解释观测星系际低电离金属吸收系统在红移z $\gtrsim$ 5的压力约束云。我们发现云限制的预期压力的星系晕与群众$11<\log M_h/h^{-1}M_\odot<12$提供了一个很好的描述低电离金属吸收剂之间的柱密度比。然而，某些比率需要将传统的受辐射平板的辐射转移模型扩展到球形（或圆柱形）云，以允许视线通过云的核心之外。在某些系统中，还表明硅在尘埃颗粒上的适度消耗。推断的化学丰度跨越太阳和恒星主导的恒星星族之间的范围，可能会出现在星爆星系。与数据匹配的典型HI柱密度对应于阻尼莱曼- $α$吸收体（DLA）或亚DLA，其尺寸为40 pc至3 kpc，气体质量为$3.5<\log M_c/M_\odot<8$和金属岩$0.001-0.01Z_\odot$。这样的系统继续对星系尺度的数值模拟提出挑战。
2020-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the Rise and Fall of the First Stars by Their Impact on Cosmic Reionization
星系际介质在红移z~6之前被再电离，很可能是早期星系逃逸的星光所致。最早的恒星是在氢分子（H2）冷却最小星系内部的气体时形成的，这些星系的质量在10^5到10^8太阳质量之间。虽然最早的恒星在红移z~40之前就开始在这些小晕内形成，但迄今为止，它们的贡献在这种宇宙再电离的大规模模拟中被忽略了。在这里，我们报告的结果，从第一次再电离模拟，包括这些第一批恒星和辐射反馈，限制了他们的形成，在一个体积足够大，以遵循关键的空间变化，影响的过程及其可观测性。我们发现，虽然minihalo星停止远未完全电离宇宙，再电离开始早得多的minihalo源比没有，并大大延长，这提高了星系际电子散射光学厚度和大角度偏振波动的宇宙微波背景显着。虽然在目前WMAP的不确定性范围内，这种助推应该很容易被普朗克探测到。如果再电离在z_ov<~7时结束，正如其他观测所表明的那样，普朗克将因此看到第一批恒星的高红移信号，目前其他探测器无法检测到。
2012-08-02 astro-ph.CO
SPICA as a probe of cosmic reionization
目前的数据表明宇宙的再电离是在红移z~6-7时完成的，虽然这个过程的来源还没有被确定，但恒星形成星系通常被认为是最有可能的候选者。然而，z>6星系对宇宙再电离的贡献主要取决于从这些物体逃逸到星系际介质中的电离（莱曼连续统，LyC）光子的比例。在z<4时，逃逸的LyC通量可以直接测量，但中性星系际介质的不透明度排除了在更高红移时的测量。在最近的一篇论文中，我们认为，由于LyC逃逸分数调节星云发射的贡献，星系的静止帧光学/紫外光谱，詹姆斯韦伯太空望远镜应该能够间接评估星系在z~6-9的LyC逃逸分数。另一方面，JWST不能限制直接被尘埃吸收的LyC光子的比例，这就是SPICA的作用。在z=6的引力透镜LyC泄漏的尘埃连续辐射原则上可以用SPICA检测到，从而限制了这些物体中LyC消光的水平。
2013-10-08 astro-ph.CO
Intensity mapping of Loeb-Rybicki haloes from scattering of galactic Lyman-$α$ emission by the diffuse intergalactic medium before reionization
Université de Genève（日内瓦大学）；The Green Concept - Institute for Carbon Assessments and Restoration Ecology（绿色概念-碳评估与恢复生态研究所）；Harvard University（哈佛大学）
利用JWST数据预测z~9-16星系Ly-α光度演化，计算Loeb-Rybicki晕的功率谱，发现SPHEREx和CDIM等实验可统计探测其强度映射信号，并与21-cm发射互相关可显著探测至z~13。
2026-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do Cosmic Rays Heat the Early Intergalactic Medium?
宇宙射线（CR）控制着现今星系的能量，并且可能在再电离时期也扮演了关键角色。特别是，第一颗超新星加速的低能（$E \lesssim 10$ MeV）CR的能量沉积，可能在中性星系际介质（IGM）（$z \approx 20$）被重新电离之前就已经加热并电离了它，这大大增加了X射线或暗物质湮灭的类似效应。使用一个简单的，但物理动机的再电离模型，和CR能量损失的彻底实施，我们表明，CR有助于IGM电离可以忽略不计，但加热它大幅提高其温度由$ΔT=10-200$ K由$z=10$，取决于CR注入光谱。这IGM预热是否是均匀的或群集周围的第一个星系取决于CR扩散，反过来又取决于自约束的效率，由于等离子体流的不稳定性，我们详细讨论。这方面是至关重要的，以解释未来的HI 21厘米的观测，可用于获得独特的信息，早期星系间磁场的强度和结构，和CR加速的效率的第一个超新星。
2017-03-27 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
Consistent modelling of the meta-galactic UV background and the thermal/ionization history of the intergalactic medium
最近的观测表明，氢再电离结束晚（$z \simeq 6$），进行迅速。我们在这里提出了一个新的模型的元银河系的紫外线/X射线背景（UVB），这是一致的。它采用了最新的测定电离辐射率由于恒星和活动星系核，以及HI吸收柱密度分布。另一个主要的改进是对电离光子的星系际介质（IGM）不透明度的新处理，它能够始终如一地捕获从中性到电离IGM的过渡。以前的合成模型的UVB，当用于模拟，产生再电离和热的历史是不一致的假设电离发射率。通过我们的新疗法，这种差异完全得到了解决。在我们的基准模型中，星系泄漏的莱曼连续辐射$\lesssim 18\%$驱动HI再电离，而活动星系核驱动HeII再电离（分别在$z \simeq 6.2$和$2.8$完成）。由于HI和HeII再电离之间的冷却时间有限，预计后期再电离情况下IGM温度会更高。在我们的基准模型中，预测的温度与$z \lesssim 4$的观测约束一致，但与上述数据相比（有些不确定）略高。活动星系核贡献较大的模型反而受到温度数据以及HI和HeII Lyman- $α$森林不透明度测量的不利影响。我们还提出了“等效平衡”电离/加热速率，模仿我们的基准UVB模型用于模拟代码，假设电离平衡。
2018-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the intergalactic temperature-density relation
低密度星系际介质的宇宙学模拟显示出温度和密度之间惊人的紧密幂律关系，在密度上保持了二十多年。结果发现，在再电离事件后，这种关系式大致适用于Δ z ~ 1-2，这种限制行为激发了大多数Ly-alpha森林分析中使用的幂律参数化。这种关系已经被解释为使用重子过密度线性化的方程（这并没有解决为什么在密度的20年内严格的幂律关系保持不变），或者通过将光加热速率等同于宇宙膨胀的冷却速率（我们证明这是不正确的）。以前的解释也没有说明为什么复合冷却和康普顿冷却的宇宙微波背景，这是永远不可忽略的，不改变这个关系的性质。我们提供了一个理解，为什么一个紧密的幂律关系出现在所有密度的碰撞冷却是不重要的未受冲击的气体。我们还使用我们的结果来评论（1）再电离过程后温度红移的波动有多快，（2）在低密度星系际介质中发生了多少冲击加热，以及（3）坍缩气体包的温度如何演变。
2018-07-11 astro-ph.CO
What do observations of the Lyman-alpha fraction tell us about reionization?
研究宇宙再电离历史的一个有吸引力的方法是测量莱曼α分数的红移演化，莱曼破裂选择星系的百分比在Ly-alpha线中明显发射。当星系际介质变得明显中性，星系的Ly-alpha发射逐渐减弱时，这一部分预计会向高红移方向下降。有趣的是，使用这种技术进行的早期测量表明，在z ~ 7附近，Ly-alpha分数会大幅下降。以前的工作得出结论，这需要一个令人惊讶的中性星系际介质-中性氢填充超过50%的宇宙体积-在这个红移。我们模型的演变Ly-alpha分数使用宇宙学模拟的再电离过程。在再电离完成之前，由于再电离的不均匀性，模拟的Ly-alpha分数具有较大的空间波动。由于现有的Ly-alpha分数测量在天空中的范围相对较小，并且只对这些区域进行稀疏采样，因此它们可能会偶然探测到大多数Ly-alpha衰减高于平均值的星系。我们发现，这个样本方差不是非常大的现有调查，但它确实有点减轻所需的中性分数在z ~ 7。定量地，在校准以匹配再电离后的测量的基准模型中，我们发现当前z = 7的观测需要在95%置信水平下x_HI > 0.05的体积平均中性分数。因此，我们发现z ~ 7 Ly-alpha分数测量确实可能在再电离完成之前探测宇宙，但它们不需要非常大的中性分数。
2013-12-04 astro-ph.CO
Documentation for the intergalactic radiative transfer code IGMtransfer
本文件描述了可通过计算机获得的数字代码“IGMtransfer”，该代码能够在莱曼α（Lya）线附近进行光的星系间辐射转移（RT）。在宇宙学模拟产生的网格中计算RT，代码返回1）“传输函数”，显示星系际介质（IGM）如何影响给定红移的Lya线，以及2）IGM的“平均传输”，使其有助于研究宇宙再电离模拟的结果。
2011-02-16 astro-ph.CO
The physics of Reionization: processes relevant for SKA observations
在再电离时期发射的21厘米信号的局部强度将由SKA映射，由中性氢的量调制。因此，了解星系际介质（IGM）的再电离过程对于预测和解释即将到来的观测至关重要。在介绍了有关再电离过程的基本物理和最有意义的量之后，我们将回顾我们对原始星系中电离光子的产生和逃逸以及它们在IGM特别是所谓的minihalos和Lyman极限系统中的吸收的理解的最新进展。
2015-01-19 astro-ph.CO
