Constraining the reionization history with CMB and spectroscopic observations
通过对宇宙微波背景和中性氢数据的联合分析，我们研究了宇宙再电离历史的约束条件。分别采用$\tanh$参数化方法和主成分分析方法对再电离历史进行了分析。当考虑中性氢分数数据时，常用的$\tanh$参数化过于简单。利用主成分分析方法，重建的再电离历史与中性氢分数数据一致。利用主成分分析方法，我们将$z=9.75$的中性氢组分重构为用于$6<z<20$射程重构的$x_{\text{HI}}=0.69^{+0.30}_{-0.32}$和用于$6<z<30$射程重构的$x_{\text{HI}}=0.76^{+0.22}_{-0.27}$。这些结果表明，在$95\%$置信水平下，宇宙开始红移的时间不晚于$z=10$。
2019-02-23 astro-ph.CO
The mean free path of hydrogen ionizing photons during the epoch of reionization
我们利用极光辐射流体动力学模拟研究了氢电离光子在再电离阶段的平均自由程。我们直接测量MFP的平均距离1 Ry光子旅行之前达到一个光学深度的单位沿随机视线。在再电离过程中，自由程的终点往往是密度接近宇宙平均值的中性气体，而在再电离后，终点往往是过密的，但高度电离的。尽管离散的过密系统的重要性日益增加，但具有$N_{\rm{HI}} \lesssim 10^{16.5}~{\rm cm^{-2}}$的系统的累积贡献足以在$z \approx 6$下驱动MFP，而在更早的时间，更高的柱密度更重要。在再电离之后，HI系统的典型尺寸接近于局部Jeans长度，但是在再电离期间它要大得多。起源于星系附近的光子的平均自由程$\rm{MFP_{gal}}$比宇宙MFP小得多。再电离后，这种增强可以保持显着的开始距离的$\sim 1$共同移动Mpc。然而，在再电离过程中，距离$\sim 10^2 - 10^3$共动kpc的$\rm{MFP_{gal}}$通常超过宇宙MFP。这些发现有重要的后果模型解释星系间MFP逃逸电离光子的距离可以从星系被吸收之前，并可能导致他们低估所需的逃逸分数从星系，和/或所需的发射率电离光子后再电离。
2017-08-14 astro-ph.CO
Studying neutral hydrogen structures during the epoch of reionization using fractal dimensions
分形维数可以用来表征密度分布中的聚集性和空隙性。本文用广义分形维数研究了再电离阶段中性氢的分布。利用电离气泡的半数值模型来产生HI场，我们计算了长度尺度$\sim 10 h^{-1}$ cMpc的分形维数。我们发现，HI场显示出显着的多重分形行为，是不一致的，在这些尺度上的均匀性时，质量平均中性分数$\bar{x}_{\rm HI}^M \gtrsim 0.5$。这种多重分形性质完全是由电离区域的形状和分布驱动的。分形维数对中性分数的敏感性意味着它可以用来约束再电离历史。我们发现，当电离晕的最小质量在$\sim 10^9 - 10^{10} h^{-1} M_{\odot}$范围内时，分形维数对电离晕的最小质量值的敏感性相对较低。有趣的是，分形维数是非常不同的，当再电离进行由内而外相比，当它是由外向内。因此，高红移HI密度场的多重分形性质可以用来研究再电离的性质。
2016-12-20 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
Forecast for the detectability of patchy hydrogen reionization in WEAVE-QSO measurements of the Lyman-$α$ forest power spectrum at redshift $z \geq 4$
The University of Nottingham（诺丁汉大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Indian Institute of Technology Indore（印度理工学院印多尔分校）；Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；Camosun College（卡莫森学院）；IUCAA（印度天体物理与宇宙学研究与教学中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布拉耶天文台）
本研究预测WEAVE-QSO巡天的一维莱曼α森林功率谱测量，可在z≥4时以约4.5σ显著性直接探测并表征斑块状氢再电离的大尺度残余印记。
2026-11-03 astro-ph.CO
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 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
Cosmic reionization of hydrogen and helium: contribution from both mini-quasars and stars
在$z>6$对高红移星系的观测表明，它们的电离辐射率不能完全反射$z\sim 6$的宇宙。无论是从这些星系的电离光子逃逸分数高或大量的微弱的星系低于检测限的人口是必需的。然而，这些要求与目前的意见有些矛盾。在这项工作中，我们探索了小型类星体和恒星对宇宙氢和氦再电离的共同贡献。我们的模型与以下结果基本一致：（1）观测星系电离光子的低逃逸率，（2）WMAP-7测量的宇宙微波背景光（CMB）光学厚度，（3）分别在$z\approx 6$和$z\approx 3$的氢和氦再电离末端的红移。在这种情况下，既不需要极高的逃逸分数，也不需要大量的暗星系。在我们最乐观的模型中，超过$\sim20\%$的宇宙氦被$z\sim6$再电离，并且宇宙氦的电离分数迅速攀升到超过$z\sim5$的$50\%$。这些结果可能意味着，更好地测量氦的再电离，特别是在高红移下，可能有助于限制早期宇宙中中等质量黑洞（IMBHs）的生长，这将为超大质量黑洞（SMBHs）的形成提供一些线索。
2015-05-15 astro-ph.CO
Probing the Pre-Reionization Epoch with Molecular Hydrogen Intensity Mapping
氢分子现在被认为是导致第一批恒星和星系形成的原始气体云的主要冷却剂。与分子氢有关的谱线辐射应该是宇宙再电离开始时物质分布的一个很好的示踪剂。在这里，我们提出了在静止帧中红外波长的H2线发射的强度映射映射出的红移z > 10的气体的空间分布。我们计算了几条H2谱线的平均强度和聚类功率谱。我们发现0- 0 S（3）转动谱线在静止波长为9.66微米处是红移范围10 - 30的最亮谱线，在z~15处的强度约为5 - 10 Jy/sr。为了减少天体物理和仪器系统，我们提出了交叉相关的多条线的H2旋转和振动线发射光谱。我们的估计强度可以作为指导规划工具，为未来的中红外光谱任务，如SPICA。
2012-12-12 astro-ph.CO
The High-Redshift Neutral Hydrogen Signature of an Anisotropic Matter Power Spectrum
在高红移氢的21厘米辐射中，各向异性的功率谱将有一个清晰的特征。我们计算出预期的功率谱的强度波动中性氢从再电离的时代之前，并预测未来的实验可以约束功率谱中的四极各向异性的准确性。我们发现，平方公里阵列将有边缘检测能力，这个信号在z~17，如果再电离的过程还没有开始，再电离可以大大提高可检测性。推动更高的红移和更高的灵敏度将允许高精度（百分比水平）的各向异性测量。
2011-08-02 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
Lyman Alpha Emitters and the 21cm Power Spectrum as Probes of Density-Ionization Correlation in the Epoch of Reionization
由于Ly $α$光子与氢的大截面，莱曼α发射体（LAEs）在再电离时期（EoR）对星系际介质（IGM）中中性氢的存在很敏感：在宇宙历史中，IGM中的中性氢被电离。在IGM相对于底层的内在LAEs的电离区域的相关性有显着的效果上观察到的LAEs的数量和它们的明显聚类。因此，在EoR期间LAE的观测可以用作EoR形态的探针。在这里，我们建立在以前的作品，我们参数化的密度电离相关性在EoR，并研究如何观察到的数密度和角关联函数（ACF）的LAEs依赖于此参数化。使用斯巴鲁测量的数密度的LAE和他们的ACF在z = 6.6，我们把限制的EoR形态。我们发现，在z = 6.6单独LAEs的测量不能区分不同的密度电离模型在$68\%$的可信度。然而，添加信息的数量密度，和ACF，LAE在$z = 6.6$到21厘米功率谱测量使用氢时代的再电离阵列（HERA）在再电离的中点可以排除不相关和外向内再电离在$99\%$的可信度。
2021-05-07 astro-ph.CO
Simulations of galaxy formation with radiative transfer: Hydrogen reionization and radiative feedback
我们进行流体动力学模拟的星系形成，同时遵循氢电离光子的辐射转移，基于光学薄变量爱丁顿张量近似的{ \small GADGET}代码中实现。我们只考虑恒星形成的星系作为源，并检查在多大程度上，他们可以产生一个合理的再电离历史和星系际介质的热状态在红移周围$z\sim 3$。这为我们模拟星系形成和再电离的自洽方法提供了一个重要的基准，并为未来通过考虑其他来源和其他波长范围进行改进提供了参考。我们发现，恒星的形成本身就足以使宇宙产生$z\sim6$红移。对于逃逸分数和加热效率的适当选择，我们的模型近似能够同时考虑Lyman- $α$森林的一点函数和功率谱。在我们的模拟中，辐射场对恒星形成率密度有重要影响，并显着降低了低质量暗物质晕中的气体和恒星分数。因此，我们的结果直接证明了辐射反馈对星系形成的重要性。这种效应的空间和时间的重要性可以用这里探索的建模技术精确地研究，从而更忠实地模拟星系形成。
2011-07-19 astro-ph.CO
Probing Cosmological Reionization through Radio-interferometric Observations of Neutral Hydrogen
再电离时代是宇宙演化史上最鲜为人知的篇章之一。本论文研究了利用HI 21-cm图揭示宇宙再电离历史的两种主要方法，其中讨论最多的方法是研究HI 21-cm再电离的全局统计性质。我们开发了计算多频角功率谱（MAPS）的形式，并将HI信号的统计量量化为角多极l和频率间隔Δ v的联合函数。我们采用了一个简单的模型HI分布，其中包括斑片状再电离，并使用它来研究电离气泡的MAPS签名。我们还研究了前景减法的含义。论文的一个主要部分探讨了在21厘米的地图中检测单个源周围电离气泡的可能性。我们提出了一种基于可见性的匹配滤波器技术，以最佳地结合来自电离气泡的信号，并最大限度地减少噪声和前景的贡献。形式主义作出明确的预测的能力，检测电离泡或最终排除其存在的无线电地图。给出了GMRT和MWA的结果。利用模拟的HI图，我们分析了泡外HI起伏对其探测能力的影响。各种其他问题，如（i）气泡大小的确定（ii）盲目搜索气泡，（iii）最佳红移气泡检测也进行了讨论。
2009-06-03 astro-ph.CO
Probing patchy reionization through tau-21cm correlation statistics
我们考虑了在再电离阶段自由电子和中性氢之间的互相关。自由电子通过光学深度追踪到再电离τ，而中性氢可以通过21 cm光子发射观察到。正如预期的那样，这种相关性对再电离的详细物理过程很敏感。最重要的是，如果再电离发生通过合并相对较大的晕托管电离源，自由电子和中性氢是反相关的大部分再电离的历史。当能够形成电离源的晕很小时，对相关性的正贡献可能发生。互相关中的这种符号变化的测量将直接测量气泡偏差，并且因此测量晕质量。我们使用由Dvorkin和Smith（2009）提出的非均匀再电离tau_{lm}的估计器来估计互相关的信噪比。我们发现，与即将到来的无线电干涉仪和CMB实验，互相关是可测量的多极l ~ 1000。我们还推导出参数约束，并得出结论，尽管前景，互相关证明了互补测量的EoR参数的21厘米和CMB偏振自相关预计将在未来十年内观察到。
2013-10-16 astro-ph.CO
Contribution of Cross-Correlations to the 21cm Angular Power Spectrum in the Epoch of Reionization
中性氢21厘米超精细跃迁的测量为再电离时代和黑暗时代提供了独特的探测手段。三个主要的机制被认为是主导辐射过程：从第一个星系和/或类星体的电离气泡周围的中性氢发射，从迷你晕内的中性氢发射，以及对宇宙微波背景的扩散中性氢的吸收。在目前的工作中，通过简单地结合现有的三种机制的分析模型，我们调查这三个组件之间的互相关的贡献，总的21厘米角功率谱，在这个意义上说，中性氢与不同的辐射过程跟踪的大尺度结构的底层密度扰动。虽然包含互相关后的21 cm功率谱几乎保持不变，但在红移z~20处，21 cm辐射从发射主导相位过渡到吸收主导相位期间，互相关可能在21 cm功率谱的确定中起关键作用。预计在此过渡期间的21厘米角功率谱的显着抑制扩散中性氢的吸收和发射组件之间的互相关的负贡献的结果。因此，准确地预测宇宙21厘米功率谱应该考虑互相关，特别是在过渡阶段。
2009-11-24 astro-ph.CO
Evidence of patchy hydrogen reionization from an extreme Ly$α$ trough below redshift six
我们报告了一个极长（$\sim$ 110 Mpc/ $h$）和黑暗（$τ_{\rm eff} \gtrsim 7$）Ly $α$槽的发现，该槽向下延伸到$z \simeq 5.5$，朝向$z_{\rm em} \simeq 6.0$类星体ULAS J 0148 +0600。我们使用这些新的数据相结合的42个类星体在$4.5 \le z_{\rm em} \le 6.4$的LY $α$森林测量进行更新的线的视线方差分析星系际LY $α$不透明度超过$4 \le z \le 6$。我们发现，在$z \sim 6$附近的视线之间的传输的散射显着超过理论预期的均匀的紫外线背景（UVB）或简单的波动UVB模型中，电离光子的平均自由程是空间不变的。数据，特别是接近$z \simeq 5.6$-5.8的数据，反而需要体积加权氢中性分数的波动，该波动是单独密度变化所预期的3倍或更多。我们认为，这些波动最有可能是由大规模的平均自由程的变化，不均匀的氢再电离的最后阶段的预期一致。然而，即使通过$z \simeq 5.6$，大部分数据与均匀的UVB一致，通过$z \sim 5$，数据与仅由密度场引起的不透明度波动完全一致。这表明，虽然再电离可能在$z \sim 6$进行，但在$z \sim 5$时已完全完成。
2015-01-16 astro-ph.CO
Model-independent constraints on the hydrogen-ionizing emissivity at z>6
模拟再电离通常需要对电离源的性质进行重要的假设。在这里，我们推断氢电离光子的总输出（电离发射率，$\dot{N}_\textrm{ion}$）在$z=4-14$从当前的再电离约束，最大限度地不可知的电离源的属性。我们使用贝叶斯分析来拟合$\dot{N}_\textrm{ion}$的非参数形式，使我们能够灵活地探索整个先前的卷。我们推断一个下降的$\dot{N}_\textrm{ion}$与红移在$z>6$，这可以作为一个基准的再电离模型。模型独立的再电离约束从CMB光学深度和LY $α$和LY $β$森林暗像素分数产生$\dot{N}_\textrm{ion}$演化（$d\log_{10}\dot{N}_\textrm{ion}/dz|_{z=6\rightarrow8} = -0.31\pm0.35$ dex）与星系的紫外光度密度下降一致，假设恒定的电离光子逃逸分数和效率。包括从星系和类星体的Ly $α$阻尼测量产生更快的下降：$d\log_{10}\dot{N}_\textrm{ion}/dz|_{z=6\rightarrow8} =-0.44\pm0.22$ dex，比下降的星系光度密度更陡（如果外推到$M_\mathrm{UV} \lesssim -13$之外），并将再电离的中点限制在$z = 6.93\pm0.14$。
2019-07-25 astro-ph.CO
On the contribution of active galactic nuclei to reionization (Research Note)
电子散射光学深度对再电离的限制表明，除了可观测到的恒星形成星系外，可能还有其他来源有助于氢的电离。电子散射光学厚度τ es的计算值往往低于CMB观测值，或者必须对非观测源作一个假设，以求得一致。在这里，我们计算的氢电离分数的红移和电子散射光学深度的函数从星系和活动星系核（AGN）的次级碰撞电离的AGN X射线发射的因素。在本文中，我们使用最新的确定不断变化的硬X射线光度函数和外推其演变超过z = 6。活动星系核的光谱能量分布（SED）包括紫外和X射线电离光子。为了寻找最大的可能效应，我们假设所有活动星系核都具有λ_{Edd} = 1.0，并且是完全无遮蔽的。结果表明，活动星系核对氢的再电离产生微扰效应，并与电流约束保持一致。我们的计算发现，再电离的时代仍然在z \approx 6结束，在最佳条件下，电子散射光学深度仅增加了~2.3%。假设黑洞质量为M_{BH} = 10^（5）太阳质量，这只能适度增加。因此，我们的结论是，有必要在可观测的星系和活动星系核以外的其他来源，有助于在z > 6的氢的再电离。
2013-12-04 astro-ph.CO
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
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
Effects of Antenna Beam Chromaticity on Redshifted 21~cm Power Spectrum and Implications for Hydrogen Epoch of Reionization Array
由于前景和仪器的系统性不明确，严重限制了现有实验对再电离期（EoR）红移21 cm信号的探测灵敏度。即将进行的实验面临着一个挑战，即每个天线元件提供更多的收集面积，而不会降低系统学的数据。本文及其同伴表明，使用氢时代再电离阵列（HERA）作为一个例子，碟是可行的，以实现这种平衡。在这里，我们特别确定与天线功率模式相关的频谱系统学作为对所有EoR实验的重大损害，其导致已经明亮的前景功率泄漏远远超出理想限制并污染原本干净的EoR信号模式。这种色度的主要来源是天线馈电组件中以及相邻天线中的结构之间的反射。使用精确的前景模拟考虑到宽场效应，我们提供了一个框架，以设置宇宙学动机的设计规范，这些反射，以防止进一步的EoR信号退化。我们表明HERA将不会受到这种光谱系统学的阻碍，并证明即使在不执行前景去除的保守情况下，HERA也会以高显著性检测视线$k$模式（$k_\parallel \gtrsim 0.2\,h$ ~Mpc $^{-1}$）中的EoR信号。19单元HERA布局中的所有基线都能够在天空的大量观测窗口上探测EoR。
2016-03-29 astro-ph.CO
Sensitivity of the Hydrogen Epoch of Reionization Array and its Build-out Stages to One-point Statistics from Redshifted 21 cm Observations
我们提出了一个基线敏感性分析的氢时代的再电离阵列（HERA）和它的构建阶段的一点统计（方差，偏度和峰度）的红移21厘米强度波动的再电离时代（EoR）的基础上现实的模拟观测。通过开发一个全天空21厘米光锥模型，考虑到适当的视野和频率带宽，利用一个现实的测量方案，并假设完美的前景去除，我们表明，HERA将能够恢复统计的天空模型与高灵敏度的平均测量从多个领域。所有构建阶段都将能够检测方差，而HERA128和更大的偏度和峰度应该是可检测的。我们确定样本方差作为方差测量的限制约束，而偏度和峰度测量将主要受到热噪声的限制。可以通过执行频率合并和加窗来提高灵敏度。此外，我们发现，强样本方差波动的峰度测量从一个单独的领域的观察表明，存在边远的冷或热区域的基础波动，一个功能，可以潜在地被用作EoR泡沫指标。这份手稿是从原来发表的论文修改，以反映更正的勘误表。
2018-04-24 astro-ph.CO
Helium Reionization Simulations. II. Signatures of Quasar Activity on the IGM
我们已经运行了一套新的模拟，解决流体力学和辐射转移同时研究氦II再电离。我们的一套模拟采用了各种模型的人口类星体内的暗物质晕，这影响了他II再电离的历史。特别是，我们能够探索的影响，在时间和持续时间的差异，再电离观测。我们研究了再电离在IGM上留下的热特征，并测量了温度-密度关系。正如以前的研究表明，我们确认，从氦II再电离的光热反馈提高了几千开尔文的IGM的温度。为了与观测结果进行比较，我们在飞行中生成合成的Ly $α$森林视线，并将观测到的氢的有效光学深度$τ_{\mathrm{eff}}(z)$与最近的观测结果相匹配。我们表明，当模拟已被归一化为具有相同的值的$τ_\mathrm{eff}$，氦II再电离的氢LY $α$森林观测的影响是最小的。具体而言，通量PDF和一维功率谱是敏感的IGM的热状态，但没有直接证据的电离状态的氦。我们表明，IGM的峰值温度通常对应于90%-95%的氦电离体积的时间，是一个相对稳健的指标的时间再电离。因此，未来对氢Ly $α$森林中氦再电离的观测应侧重于测量IGM的温度，特别是在平均密度下。检测IGM温度的峰值将提供有关氦II再电离结束的时间的有价值的信息。
2017-10-09 astro-ph.CO
Modelling the post-reionization neutral hydrogen (${\rm HI}$) 21-cm bispectrum
测量后再电离21厘米双谱$B_{\rm HI}(\mathbf{k_1},\mathbf{k_2},\mathbf{k_3})$使用各种即将到来的强度映射实验举行的潜力，以确定宇宙学参数在一个高水平的精度。在本文中，我们估计了21厘米双谱的$z$范围$1 \le z \le 6$使用中性氢（${\rm HI}$）分布的半数值模拟。我们确定的$k$和$z$范围内的21厘米的双谱可以充分利用二阶微扰理论的预测建模，我们用它来预测红移的线性和二次${\rm HI}$偏置参数$b_1$和$b_2$分别演变。的$b_1$值被发现减少几乎线性减少$z$，并在较早的预测通过建模的21厘米功率谱$P_{\rm HI}(k)$是在良好的协议。$b_2$值随着$z$的降低而急剧下降，在$z \sim 3$处变为零，并在$z<2$处达到几乎恒定的值$b_2 \approx - 0.36$。我们提供了多项式拟合公式为$b_1$和$b_2$作为$z$的功能。这里提出的建模预计将是有用的，在未来的努力，以确定宇宙学参数和约束原始的非高斯使用21厘米双谱。
2019-07-03 astro-ph.CO
Large fluctuations in the hydrogen-ionizing background and mean free path following the epoch of reionization
莱曼α森林中的极大不透明槽被解释为z~6以下扩展再电离过程的标志。这样的特征是不可能重现简单的模型，假设一个统一的平均自由程电离光子的星系际电离背景。我们建立了一个自洽模型的电离背景，其中包括波动的平均自由程由于电离背景和大尺度密度场的强度变化。主要的效果是抑制电离背景在大规模的空隙，由于“自屏蔽”的光学厚吸收剂的数量增加。我们的模型的结果在50兆秒差距/小时莱曼α森林有效光学深度的分布，显着提高了与观测在z~5.6的协议。外推到z~5.4和z~5.8似乎是有希望的，但是匹配平均背景演化需要超出本模型范围的吸收体群体的演化。我们还证明了需要非常大的体积（>400 Mpc的一侧），以准确地确定罕见的大规模特征的发病率在莱曼α森林。
2015-09-23 astro-ph.CO
Modelling the post-reionization neutral Hydrogen (\HI) bias
中性氢（\HI）21厘米信号的观测有可能使我们能够绘制出整个后再电离时代（$z \leq 6$）的宇宙学大尺度结构（LSS）。计划进行几个实验来绘制大范围的红移和角标度的LSS，其中许多针对重子声振荡。为了正确预测预期信号，对\HI分布进行建模非常重要，更重要的是在检测到信号后正确解释结果。在本文中，我们进行了半数值模拟模型的\HI分布和研究的\HI功率谱$P_{\HI}(k,z)$整个红移范围$1 \le z \le 6$。我们已经将\HI偏差建模为复数量$\tilde{b}(k,z)$，其模平方$b^2(k,z)$将$P_{\HI}(k,z)$与物质功率谱$P(k,z)$相关联，并且其实部$b_r(k,z)$量化了\HI与物质分布之间的互相关。我们研究了偏置的$z$和$k$依赖性，并提出了多项式拟合，可用于预测跨$0 \le z \le6$和$0.01 \le k \le 10 \, {\rm Mpc}^{-1}$的偏置。我们还提出了结果的随机性$r=b_r/b$，这是很重要的互相关研究。
2016-05-10 astro-ph.CO
Analytical Models of the Intergalactic Medium and Reionization
再电离是宇宙中的氢（和氦）被来自第一光源的辐射电离的过程。从理论上讲，再电离的重要性在于它与第一宇宙结构的形成密切相关，因此在模拟这一过程方面付出了相当大的努力。我们给出了一个教学概述不同的分析方法用于建模再电离。我们还讨论了不同的意见有关的再电离，并展示了如何使用它们来约束再电离的历史。
2009-04-29 astro-ph.CO
New Measurements of the Ionizing Ultraviolet Background over 2 < z < 5 and Implications for Hydrogen Reionization
我们提出了新的测量电离紫外背景的强度和电离光子超过2 < z < 5的全球发射率。我们的研究结果是基于一套更新的测量高红移星系际介质（IGM）的物理性质，包括气体温度和不透明度的IGM的Ly-alpha和电离光子。与以前的工作一致，我们发现氢的光电离率在2 < z < 5范围内相对平坦，尽管我们的测量值比Faucher-Giguere等人2008年的值大约高出两倍，这主要是因为我们的气体温度较低。我们得到的电离发射率也普遍高于其他最近的估计，由于较低的气体温度，较高的电离不透明度，和宇宙学辐射转移效应的会计相结合。我们发现的证据表明，发射率从z~3增加到5，达到约5电离光子每原子每千兆年在z=4.75为现实的星系光谱。我们进一步发现，星系必须主导发射率在z > 4，并可能在所有红移z > 2.4附近的1 Ryd。我们的结果表明，恒星形成星系的全球平均电离“效率”随着红移超过3.2 < z < 4.75而显著增加。这一趋势与再电离模型中经常得出的结论是一致的，即星系在再电离过程中的电离效率必须更高，以便使星系将IGM恢复到z=6。我们在z~5处的发射率值表明，在再电离的最后阶段，电离光子的丰度可能比先前指出的高出两倍。此外，电离发射率在2 < z < 5范围内的演变表明，光电离率从z~5到6的急剧下降可能表明z > 5时平均自由程的快速演变。
2013-08-29 astro-ph.CO
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
Neutral hydrogen in the post-reionization universe
中性氢的跨红移演化是研究宇宙学、宇宙大尺度结构和星系际介质的有力工具。使用数据驱动的晕模型来描述HI在后再电离宇宙中的分布（$z \sim $ 5到0），我们从丰富的观测数据样本中获得最佳拟合参数：低红移21厘米发射线研究，中等红移强度测绘实验，和更高的红移阻尼莱曼阿尔法（DLA）的观测。我们的模型描述了丰度和集群的中性氢在红移0 - 5，是有用的，研究星系演化的不同方面，并与流体动力学模拟比较。该框架可以应用于预测未来的观测与中性氢，并扩展到强度映射的情况下，与分子和其他线跃迁在中间红移。
2017-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the neutral hydrogen fraction during reionization: Cross-simulation inference using power spectrum and bispectrum
National Institute of Technology Calicut（印度卡尔库特国家技术学院）
本文通过交叉模拟验证，利用功率谱和双谱推断中性氢分数，发现双谱在同代码情况下约束更紧，而交叉模拟情况下约束改善有限，但存在系统性偏差，表明模型不确定性是主要限制因素。
2026-07-02 astro-ph.CO
Stacking 21-cm Maps around Lyman-$α$ Emitters during Reionization: Prospects for a Cross-correlation Detection with the Hydrogen Epoch of Reionization Array
本研究利用HERA仪器叠加LAEs周围的21厘米图像，预测交叉相关信号探测前景，表明约50个LAEs样本即可约束再电离历史，为未来联合分析奠定基础。
2025-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Imaging neutral hydrogen on large-scales during the Epoch of Reionization with LOFAR
使用LOFAR、MWA和GMRT等阵列进行的第一代红移21 cm探测实验将具有非常低的每分辨率元件信噪比（\sim 0.2）。此外，虽然宇宙学信号的方差在比电离泡的典型尺寸更大的尺度上减小，但令人生畏的星系前景的方差却增加了，这使得在如此大的尺度上很难将两者分开。一方面，小尺度上的灵敏度差，另一方面，在大尺度上的前景效应，使直接成像的宇宙再电离时代非常困难，因此，信号的检测预计是statistical.Despite这些障碍，在本文中，我们认为，对于许多再电离的情况下，低分辨率的图像可以从预期的数据。这是因为在该过程的后期阶段，人们仍然在IGM中发现非常大的中性区域袋，反映了大尺度结构的聚集，其保持强到\sim 120 Mpc/h（\sim 1度）的尺度。这些尺度上的发射的相干性使我们能够达到足够的S/N（\sim 3），以便获得再电离21 cm图像。这样的图像对于回答许多宇宙学问题将是非常有价值的，但最重要的是，它们将是一个非常强大的工具，可以测试我们对数据中系统学的控制。这种典型规模的存在（\sim 120 Mpc/h）也为设计未来的EoR实验提供了依据，例如，使用SKA，视野至少为4度。
2012-06-12 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
Implications of the $z>5$ Lyman-$α$ forest for the 21-cm power spectrum from the epoch of reionization
在过去的几年里，由于发现了具有$z>6$的类星体，我们对红移为$z=5$ - $6$的星系际介质的理解有了相当大的提高，这使得在这些红移处进行莱曼- $α$森林研究成为可能。由此得到的一个认识是，氢的再电离可能比以前认为的要晚得多，因此在IGM中可能存在大量的冷中性氢“岛”，其红移为$z=5$ - $6$。通过使用IGM的辐射转移模拟，我们考虑了这些中性氢岛的存在对21厘米功率谱信号的影响，以及HERA、SKA、LOFAR和MWA等实验对其的潜在探测。与以前的21厘米信号模型相比，我们发现，由于再电离的后期结束，在我们的模拟中，21厘米功率在$z=5$ - $6$的$k\sim 0.1~h/$ cMpc处继续高达$Δ^2_{21}=10~\mathrm{mK}^2$。这个功率谱的值比文献中考虑的这些红移的传统模型高几个数量级。假设前景减影是乐观的，那么HERA和SKA 1-LOW在$\sim 1000$小时内应该可以检测到21厘米功率谱的如此高的值。由于相对较低的天空温度和可能更丰富的多波长数据，这个红移范围也很有吸引力。
2021-08-18 astro-ph.CO
Exploring the epoch of hydrogen reionization using FRBs
我们描述了三种利用快速射电暴（FRB）探测氢再电离时期的不同方法，并为高红移（z）处FRB的存在提供了论据。最简单的方法，观测，是确定最大的色散措施（DM $_{\rm max}$）的FRB的合奏，其中包括在再电离爆发。DM $_{\rm max}$提供了关于再电离的信息，就像CMB到汤姆逊散射的光学深度一样，如果DM $_{\rm max}$可以测量到优于500 $\mbox{pc cm}^{-3}$的精度，它有可能比普朗克的约束更精确。另一种方法是以$\sim10\%$精度测量z为6-10之间的约40个FRB的红移，以获得具有$\sim4\%$精度的4个不同z仓中的平均电子密度。这两种方法不需要知道FRB的光度函数和可能的红移演化。最后，我们表明，再电离的历史是反映在每单位DM的FRB的数量，给出一个注量有限的调查FRB，包括在再电离时代的爆发，我们表明使用消防模拟DM的贡献从FRB宿主星系$\&$ CGM在再电离时代是所观察到的DM的一小部分。第三种方法不需要红移信息，但需要FRB光度函数的知识。
2021-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
PINION: Physics-informed neural network for accelerating radiative transfer simulations for cosmic reionization
随着平方公里阵列天文台（SKAO）的出现，科学家将能够通过绘制不同红移的中性氢分布来直接观察再电离时代。虽然物理动机的结果可以用辐射转移代码来模拟，但是这些模拟在计算上是昂贵的，并且不能容易地同时产生所需的尺度和分辨率。在这里，我们介绍了物理信息神经网络再电离（PINION），它可以准确，快速地预测完整的4-D氢分数演变从平滑的气体和质量密度场从预先计算的N体模拟。我们在C $^2$ -Ray模拟输出上训练PINION，并对再电离化学方程施加物理约束。PINION只需要5个红移快照和一个传播掩模作为电离光子平均自由程的简单近似，就可以准确地预测$z=6$和$12$之间的整个再电离历史。我们通过分析无量纲功率谱和形态统计估计对C $^2$ -射线的结果来评估我们的预测的准确性。我们表明，虽然网络的预测是在良好的协议与模拟红移$z>7$，网络的准确性受到$z<7$主要是由于过度简化的传播掩码。我们激励如何PINION性能可以大大提高，并有可能推广到大规模的模拟。
2023-03-09 astro-ph.CO
The 21-cm BAO signature of enriched low-mass galaxies during cosmic reionization
对第一批恒星形成的研究已经确定，它们是通过分子氢冷却在$\sim 10^5 - 10^6 M_{\odot}$的小晕中形成的。由于来自恒星的低水平紫外线辐射足以分解分子氢，在通常假设的情况下，这种恒星形成的原始模式以红移$z \sim 15$结束，更多质量的晕开始主导恒星的形成。然而，来自第一批恒星的金属富集可能使较小的晕继续形成恒星。在这封信中，我们探讨了在富含金属的低质量晕中恒星形成对来自$z = 6-40$的中性氢红移21厘米信号的可能影响。这些晕显着影响的超音速流的速度，其特征重子声学振荡（BAO）签名。因此，低质量星系的富集可以在很宽的红移范围内在21厘米功率谱中产生强烈的信号，特别是如果小晕中的恒星形成比目前的模拟更有效的话。我们表明，即将到来的射电望远镜可以很容易地区分各种可能的情况。
2016-03-28 astro-ph.CO
The 21-cm bispectrum from neutral hydrogen islands at z < 6
本文利用高动态范围辐射转移模拟研究 z<6 延迟再电离产生的中性氢岛，发现其 21-cm 双谱显著增强并含特征尺度，且可由 SKA1-LOW 探测。
2024-03-05 astro-ph.CO
Patchy Helium and Hydrogen Reionization from the Kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect and Galaxies
本研究拓展kSZ高阶统计量并提出其与星系巡天的新型交叉关联方法，经联合信息矩阵分析表明，下一代CMB和星系巡天可表征氢再电离的斑块形态并约束氦再电离的红移演化。
2025-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
TORRCH: Tomographic reconstruction of the reionization of cosmic hydrogen with Ly$α$ emitters and non-Ly$α$-selected galaxies
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；IIT Kanpur（坎普尔印度理工学院）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica -Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所-的里雅斯特天文台）；SISSA International School for Advanced Studies（国际高等研究院）；INFN - Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所-的里雅斯特分部）；IFPU, Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；ICSC - Centro Nazionale di Ricerca in High Performance Computing, Big Data e Quantum Computing（高性能计算、大数据与量子计算国家研究中心）；Kavli Institute for Cosmology and Institute of Astronomy（卡弗里宇宙学研究所和天文学研究所）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文学研究所）
TORRCH通过深度学习框架利用Lyα发射体和非Lyα选择星系的空间分布，重建再电离期间的中性氢分数场，提供高保真度的电离拓扑结构分析。
2026-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 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
A Short Introduction to Reionization Physics
再电离时代探测了我们宇宙的状态，当第一批恒星形成并电离周围介质中的氢原子时。由于这个时代还没有被观测到，它通常被称为观测宇宙学的“最后的前沿”。这一最后的前沿领域吸引了大量的关注，因为在各种波段都有大量的望远镜。这篇评论文章总结了理解再电离的有趣物理学所需的一些概念，以及如何使用相关的观测来分析高红移宇宙。
2022-09-18 astro-ph.CO
Population III Star Formation During and After the Reionization Epoch
在黑暗时代，星族III恒星的形成从通过分子氢冷却的小晕（~10^6 Msun）转变为通过Ly-alpha冷却的更大质量的晕（~10^8 Msun），因为莱曼-沃纳背景逐渐淬灭了分子氢冷却。最终，原始恒星形成的两种模式都被IGM的化学富集所抑制。我们提出了一个全面的模型，根据人口III恒星形成的模式，是基于分析计算和宇宙学模拟相结合。我们的特点的过渡从无金属恒星形成的第一个人口II集群的平均区域的宇宙和银河系的祖先的属性。最后，我们强调了在未来的深空巡天，如LSST中观测到红移z~6的Ly-alpha冷却晕内第III星族恒星爆炸的可能性。
2010-06-23 astro-ph.CO
Cosmic Reionization after Planck: Could Quasars Do It All?
我们评估了一个晚期宇宙再电离模型，其中电离背景辐射完全来自高红移类星体和其他活动星系核。Planck合作组报道的汤姆逊散射的低光学深度将瞬时再电离的红移推低到z = 8.8 ^{+1.7}_{-1.4}，并且大大减少了在非常早期对显著的莱曼连续谱发射的需要。我们表明，如果最近的许多人口在z = 4 - 6的微弱活动星系核的主张得到支持，并在这些时代的高推断活动星系核共动发射率持续较高，z~10，红移，那么活动星系可能会驱动氢和氦的再电离，从正常的恒星形成星系的贡献很小。我们讨论了一个活动星系核占主导地位的情况下，满足一些观测约束：HI光电离率是相对平坦的范围内2 <z <5，氢得到完全再电离的z = 5.7，和集成的汤姆逊散射光学深度τ = 0.056，在协议的基础上的星系际介质（IGM）和宇宙微波背景（CMB）偏振的Lya不透明度的测量。该模型预测，氦在红移4之前被双重再电离，氦再电离的热输入在氢再电离后主导IGM的热平衡，z> 5的活动星系核提供了2keV的未分辨X射线背景的重要部分。单电离和双电离的氦对τ的贡献约为13%，当氢完全再电离时，HeIII的体积分数已经达到50%。
2015-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The asymmetry of dawn: evidence for asymmetric reionization histories from a joint analysis of cosmic microwave background and astrophysical data
本研究联合CMB与天体物理数据，提出含不对称性的氢电离历史扩展模型，发现再电离历史对称假设在4σ水平不被支持，结果将由JWST等更精确数据进一步检验。
2024-05-15 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
Cosmic Reionization and the First Nonlinear Structures in the Universe
在这一章中，我们将概述宇宙中的氢原子和氦原子何时以及如何从中性转变为电离态的预期，重点关注最早、最不为人所知的阶段，并强调最重要的开放性问题。我们包括一个历史的总结，并强调了再电离的作用，作为宇宙大爆炸以来的几个里程碑之一，其地位作为一个独特的探测结构形成的开始阶段。
2015-11-03 astro-ph.CO
A comparison of numerical methods for computing the reionization of intergalacitc hydrogen and helium by a central radiating source
我们比较数值方法求解的辐射转移方程的背景下，星系际气态氢和氦的光电离的中心辐射源。直接集成的辐射转移方程和使用光子包的解决方案进行检查，无论是解决方案的时间相关的辐射转移方程和无限光速近似。光子包计划被发现是更普遍的计算效率比直接集成方案。虽然所有的代码准确地描述了氢和氦的电离区的增长率，它示出了一个完全依赖于时间的方法，需要捕获的气体温度和电离结构在附近的区域的源时，电离前沿以接近光速的速度扩展。应用于再电离时期（EoR）的类恒星物体，与无限光速近似的解相比，高达$5\times10^4$ K的温差导致含时辐射转移方程的解出现近区。较小的温度差异被发现后，几乎完全光电离的气体中的氢已经电离和氦是单电离的氦。在远离源的温度和电离结构中发现的变化，其中气体主要是中性的，可能会影响21厘米EoR实验的一些预测。
2023-01-01 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Contribution of AGN Accretion Disks to Hydrogen Reionization
通过追踪第一代超大质量黑洞（SMBH）的生长和电离输出，研究了高红移（z>6）活动星系核（AGN）对宇宙氢再电离的贡献.我们的计算是锚定的z~6类星体的观测人口，追溯的吸积流的能量谱分布（SED）的发展，这些早期的活动星系核和考虑各种增长的历史，包括超爱丁顿吸积。与固定形状的SED相比，演变中的薄圆盘可以产生高达80%的电离辐射。在各种SMBH增长的情况下，活动星系核对再电离的贡献仅限于晚期（z<7），与恒星形成星系相比仍然是次主导的。这一结论适用于低光度z=6活动星系核的空间密度（仍然未知），并允许超爱丁顿吸积的增长方案。在SMBH质量增长相对缓慢的情况下，AGN对再电离的贡献可以延伸到更早的时期（z>8），即，低吸积率和/或高自旋。最后，我们证明了我们的框架可以重现所观察到的类星体邻近区的大小，z=6类星体周围的紧凑的邻近区可以解释的超爱丁顿吸积的晚发病。
2021-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmology and Astrophysics Using the Post-reionization HI
讨论了利用中性氢再电离后红移21厘米辐射研究宇宙的前景。本文的主要目的是突出印度科学家在这一领域的努力与SKA铭记。事实证明，SKA的强度映射调查可以帮助获得对暗能量模型的更严格约束。HI强度图与Ly $α$森林数据的互相关也可用于测量BAO尺度。
2016-10-26 astro-ph.CO
