The Primeval Populations of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们提出了新的限制超暗矮（UFD）星系的恒星形成历史，使用深测光与哈勃太空望远镜（HST）。UFD是斯隆数字巡天最近发现的一个星系类，它似乎是经典矮椭球体向低光度的延伸，为理解卫星失踪问题提供了一个新的前沿。它们是已知的最不明亮，最暗物质占主导地位，化学演化最少的星系。我们对六个UFD的HST调查旨在确定这些星系是否是早期宇宙的真正化石。我们在这里提出了三个UFD星系的初步分析：武仙座，狮子座四，大熊座一。本星系群中的经典矮椭球体显示出较长的恒星形成历史，但这三颗银河系卫星至少与古老的球状星团M92一样古老，没有证据表明中间年龄的群体。它们的年龄似乎也同步到彼此的1 Gyr之内，这可能是因为它们的恒星形成被一个全球性事件所截断，比如再电离。
2012-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining warm dark matter mass with cosmic reionization and gravitational wave
我们用宇宙再电离和CMB光学厚度的观测来约束暖暗物质（WDM）粒子的质量。我们认为，来自恒星质量黑洞（BH）的GW可以为未来的观测提供WDM粒子质量的进一步约束。还导出了星族I/II（PopI/II）和星族III（PopIII）星的恒星形成率（SFR）。如果宇宙的金属丰度超过了$Z_{\rm crit}=10^{-3.5}Z_{\odot}$的临界值，恒星的形成将从Pop III型转变为Pop I/II型。我们的结果表明，SFR是相当依赖于WDM粒子的质量，特别是在高红移。结合最近的\emph{Planck}任务的再电离历史和CMB光学厚度，我们发现，目前的数据需要WDM粒子质量在一个狭窄的范围内的$1 < m_x < 3$ keV。此外，我们认为恒星黑洞产生的随机引力波背景（SGWB）可能会对WDM粒子质量产生进一步的约束，以供未来的观测。对于具有Salpeter（Chabrier）初始质量函数（IMF）的$m_{x}=3$ keV，来自Pop I/II BH的SGWB在$f= 316 {\rm Hz}$处具有$Ω_{\rm GW}\approx2.8\times 10^{-9}~(5.0\times 10^{-9})$的峰值幅度，而在$f<10$ Hz处的GW辐射被严重抑制。对于$m_{\rm x}=1$ keV，SGWB峰值幅度与$m_{\rm x}=1$ keV相同，但在低…
2016-07-13 astro-ph.CO
How to constrain warm dark matter with the Lyman $α$ forest
高分辨率Lyman- $α$森林数据的通量功率谱在小尺度上表现出抑制。这种抑制的起源可能是由于长期寻找的暖暗物质（WDM）或热效应，与宇宙的再电离历史有关。以前的工作探讨了一类特殊的再电离历史，表现出足够强的热抑制，几乎没有留下空间的温暖暗物质的解释。在这项工作中，我们选择了一个不同的类的再电离的历史，完全兼容的再电离演化的现有数据，但更冷的再电离历史，由以前的作者在确定的性质的暗物质，从而留下最广泛的空间WDM解释的抑制通量功率谱。我们发现，WDM热文物与质量低于1.9千电子伏（95%CL）将产生抑制的规模大于观测到的最大通量功率谱，独立于热效应的假设。这WDM质量是显着低于以前声称的界限，证明了莱曼- $α$森林方法的系统不确定性的水平，由于以前的建模。我们还讨论了这种不确定性可能会影响也在大规模测量的eBOSS数据。
2022-05-26 astro-ph.CO hep-ph
Implications of the Stellar Mass Density of High-$z$ Massive Galaxies from JWST on Warm Dark Matter
本文研究温暗物质如何调和JWST发现的高红移大质量星系恒星质量密度超出与再电离历史之间的矛盾，并给出WDM粒子质量约0.51 keV、恒星形成效率参数大于0.39的约束。
2023-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
THESAN-HR: Galaxies in the Epoch of Reionization in warm dark matter, fuzzy dark matter and interacting dark matter
本文利用THESAN-HR模拟首次在辐射流体动力学框架下研究WDM、FDM和IDM等替代暗物质模型对再电离时期星系的影响，发现其虽抑制低质量端但通过非线性效应可追赶CDM，并指出星系性质变化和JWST观测可为区分暗物质模型提供约束。
2023-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
The High-$z$ Universe Confronts Warm Dark Matter: Galaxy Counts, Reionization and the Nature of Dark Matter
我们使用$N$ -体模拟来表明，由于这些模型缺乏早期结构形成，高红移星系计数对暗物质的性质提供了一个有趣的约束，特别是热暗物质（WDM）。我们的模拟包括三个WDM模型的热生产质量为0.8千电子伏，1.3千电子伏，和2.6千电子伏，以及CDM。假设暗晕质量和星系光度之间的关系是由所观察到的亮度函数在明亮的幅度，我们发现，0.8千电子伏WDM是不利的直接星系计数在哈勃超深场在$>\!\!10σ$。类似地，1.3 keV WDM在$2.2σ$处统计上不一致。未来使用JWST（以及可能通过前沿场的HST）进行的观测可能会在高显著性下排除$1.3$ keV WDM，并且可能对大于2.6 keV的WDM质量敏感。我们还研究了这些WDM模型中星系反射宇宙的能力，发现0.8 keV和1.3 keV WDM产生的光学深度与宇宙微波背景（CMB）在68% C. L.处不一致。与目前的普朗克的结果，即使有极高的电离辐射逃逸分数，和2.6 keV WDM需要一个乐观的逃逸分数，以产生与普朗克数据一致的光学深度。虽然CMB光学深度的计算是依赖于模型，我们发现一个强大的挑战，恒星的过程，单独在0.8千电子伏和1.3千电子伏WDM宇宙学的宇宙。
2014-05-14 astro-ph.CO hep-ph
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
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 History and Dark Matter Scenarios
我们进行了分析的宇宙再电离的标准冷暗物质（CDM）的范例和替代暗物质的情况下。在Corasaniti等人（2017）的工作基础上，我们预测了CDM的再电离历史，对于温暖的暗物质（WDM），晚期形成的暗物质（LFDM）和超轻轴子暗物质（ADM）模型，这些模型重现了在非常高的红移$6\le z\le 10$下星系光度函数的最新测量。为此，我们采用了一个再电离模型参数化的限制紫外星系的大小有助于再电离$M_{\rm lim}$和平均有效逃逸分数的紫外光子到达星系际介质$\tilde{f}$。对于每个DM模型，我们计算的红移演化的汤姆逊散射光学厚度$τ_e(z)$和共动电离分数$Q_{\rm HII}(z)$。我们发现不同的DM模型有相似的再电离历史。相对于CDM的情况下的差异增加在较弱的限制UV-幅度和退化的影响，改变再电离模型参数。使用普朗克的集成光学深度的测定结合测量的中性氢分数在不同的红移，我们推断的约束$\tilde{f}$和$M_{\rm lim}$。结果在很大程度上是独立的假设DM的情况下，特别是对于$M_{\rm lim}\gtrsim -13$，我们得到的有效逃逸分数位于范围$0.07\lesssim \tilde{f}\lesssim 0.15$在$2σ$。
2019-01-21 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
Warm dark matter and the ionization history of the Universe
在温暖的暗物质的情况下，结构的形成被抑制在小尺度上相对于冷的暗物质的情况下，减少低质量晕的数量和电离气体的分数在高红移，从而延迟再电离。这对宇宙的电离历史产生了影响，测量再电离的光学深度，电离气体的全球部分的演化和星系际介质的热历史，可以用来限制暗物质粒子的质量。然而，在这些情况下，电离介质的部分抑制可以通过改变其他参数来部分补偿，例如电离效率或晕可以容纳恒星形成星系的最小质量。在这里，我们使用不同的数据集关于宇宙的电离和热的历史，并考虑到从几个天体物理参数的简并，我们得到的热暖暗物质候选人的质量的下限$m_X > 1.3$千电子伏，或$m_s > 5.5$千电子伏的情况下，无菌中微子非共振产生的早期宇宙，都在90\%的置信水平。
2018-04-23 astro-ph.CO hep-ph
On dark matter - dark radiation interaction and cosmic reionization
对于我们宇宙的暗区，一个有趣的可能性是暗物质粒子可能与暗辐射成分相互作用。如果暗物质和暗辐射物质与标准模型粒子之间的非引力相互作用被高度抑制，那么天体物理学和宇宙学可能是我们探索这种暗区动力学的唯一窗口。众所周知，这样的暗扇区将导致小尺度结构的抑制，这将受到莱曼- $α$森林的测量的限制。在这项工作中，我们认为这样的黑暗部门对我们的宇宙再电离历史的宇宙学签名。在“ETHOS”（有效结构形成理论）框架下，我们证明了如果我们的宇宙中存在这样一个暗区，低质量暗物质晕的抑制也会减少电离光子的总数，从而影响我们宇宙的再电离历史。我们放置在这样的黑暗部门的相互作用强度的限制，通过使用普朗克卫星的光学深度的测量值，以及从要求一个成功的再电离的历史。我们比较和对比这种情况下，温暖的暗物质的情况下，也抑制小尺度上的结构形成。在一个暗物质与无菌中微子相互作用的模型中，我们发现ETHOS参数$a_4\lesssim 1.2\times10^6\textrm{ Mpc}^{-1}$有一个界限。对于温暖的暗物质模型，我们约束的质量$m_{\textrm{WDM}}\gtrsim 0.7\textrm{ keV}$，这是从莱曼- $α$测量得到的界限。未来的21厘米实验将测量再电离和中性氢功率谱的全球历史，这可能导致更强的约束或发现秘密的暗区相互作用。
2018-08-22 astro-ph.CO hep-ph
Unveiling the dark matter nature with reionization relics
Tsinghua University（清华大学）；Peng Cheng Laboratory（鹏城实验室）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；University of Costa Rica（哥斯达黎加大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
提出基于长寿命再电离遗迹的大尺度探针，通过Lyα森林和21厘米强度映射约束温暗物质质量下限。
2026-05-26 astro-ph.CO
A Study of Warm Dark Matter, the Missing Satellites Problem, and the UV Luminosity Cut-Off
在温暖的暗物质的情况下，Press-Schechter形式主义是有效的星系质量大于“速度色散截止”。在这项工作中，我们扩展到速度色散截止以下的质量的预测，从而解决了“失踪的卫星问题”，和休息帧紫外线光度截止所需的不超过测量的再电离光学深度。我们发现这两种现象的预测和观察之间的协议。作为一个副产品，我们从第一性原理得到经验塔利-费舍尔关系。
2022-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Probing small-scale cosmological fluctuations with the 21 cm forest: effects of neutrino mass, running spectral index and warm dark matter
虽然基于冷暗物质和绝热的、几乎尺度不变的原始涨落的宇宙学范式与各种各样的现有观测结果是一致的，但它还没有在比大质量星系更小的尺度上得到充分的检验，并且已经提出了各种替代方案，这些方案在大尺度结构的小尺度功率谱（SSPS）上有很大的不同。在这里，我们表明，一个强大的探测器的SSPS在$k\gtrsim 10$兆位准$^{-1}$可以提供的21厘米森林，也就是说，系统的窄吸收线，由于干预，冷中性氢在宇宙再电离时代的高红移背景射电源的光谱。这些特征预计主要是由无星微晕中的坍缩气体引起的，其质量函数对SSPS非常敏感。作为具体的例子，我们考虑了中微子质量，运行光谱指数（RSI）和暖暗物质（WDM）对SSPS的影响，并评估了预期的分布在光学深度的21厘米吸收到不同的红移。在目前的限制数量，如中微子质量$\sum m_ν$的总和，运行的原始光谱指数$d n_s/d \ln k$和WDM粒子质量$m_{\rm WDM}$，统计的21厘米森林表现出观测上的显着差异，在更高的红移变得更大。特别地，可以探测否则可能无法到达的$m_{\rm WDM} \gtrsim 10$ keV的范围。平方公里阵列对21厘米森林的未来观测可能提供SSPS的独特和有价值的探测，只要具有足够亮度和数量的射电源，如类星体或第三星族伽马射线暴，存在于$z \gtrsim$ 10 - 20的红移处，并且可以区分再电离和加热的天…
2014-09-22 astro-ph.CO
Astroparticle Constraints from Cosmic Reionization and Primordial Galaxy Formation
我们推导出不同的暗物质替代冷暗物质（CDM）的方案中的天体粒子约束：热遗迹暖暗物质，WDM;模糊暗物质，$ψ$ DM;自相互作用暗物质，SIDM;无菌中微子暗物质，$ν$ DM。我们的框架是基于更新的确定的高红移紫外光光度函数的原始星系的红移$z\sim 10$，在上述DM方案的数值模拟红移依赖的晕质量函数，和强大的约束宇宙的再电离历史，从最近的天体物理和宇宙学数据集。首先，我们建立了一个宇宙再电离的经验模型，其特征在于由两个参数，即逃逸分数$f_{\rm esc}$的电离光子从原始星系，和极限UV幅度$M_{\rm UV}^{\rm lim}$下，外推的UV光度函数急剧增加。其次，我们执行UV光度函数和晕质量函数的标准丰度匹配，获得UV光度和晕质量之间的关系，其形状取决于每个DM场景特定的天体粒子数量$X$（例如，WDM粒子质量）;我们利用这样的关系，在分析中引入了一个限制，从原始星系形成，在阈值晕质量方面，超过原始星系可以有效地形成恒星。第三，我们实现了顺序更新的Bayesian MCMC技术，对三个参数$f_{\rm esc}$、$M_{\rm UV}^{\rm lim}$、$X$进行联合推断，并比较不同DM场景对再电离历史的结果。最后，我们强调了我们的天体粒子估计的相关性，在预测的行为的高红移紫外光度函数在微弱的，但未探索的幅度，可能会测试的詹姆斯韦伯太空望远镜的出现。
2022-09-12 astro-ph.CO
Constraints On Dark Matter From Reionization
本会议论文集简要总结了Menci等人在2016年和2017年提出的对热WDM候选物质质量的限制，以及Romanello等人在2021年提出的关于再电离情景如何受到早期星系形成影响的结果。在WDM宇宙学中。在再电离时代（$z>$ 6）的星系丰度取决于基本的宇宙学参数，最重要的是对暗物质的属性，这样它可以被用作一个强大的宇宙学探测器。在这里，我们将展示如何原始星系的数量密度允许限制热WDM候选人的质量，我们讨论的约束，将有可能通过未来的JWST观测。然后，我们研究了在不同的宇宙学场景中，再电离过程是如何受到早期星系形成的影响。本文利用半解析模型和抑制的初始功率谱，得到了热暖暗物质和无菌中微子宇宙学中的紫外光度函数。对于每一种宇宙学，我们找到一个固定的$f_{esc}$的上限，这保证了过程在$z<6.7$完成。
2023-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Finding the First Cosmic Explosions II: Core-Collapse Supernovae
了解Pop III星的性质是阐明原始星系的性质、早期IGM的化学富集和再电离以及超大质量黑洞起源的前提。虽然原始的IMF仍然未知，但最近的数值模拟和恒星考古学的证据表明，一些Pop III恒星的质量可能比以前认为的要低，除了50 - 500 \Ms之外，还有15 - 50 \Ms。JWST、WFIRST或TMT对Pop III超新星的探测可以首次直接探测原始IMF。我们目前的数值模拟15 - 40 \Ms流行III核心崩溃SNe完成的洛斯阿拉莫斯辐射流体动力学代码。我们发现，在z ~ 10 - 15的最早期星系中，它们将是可见的，追踪它们的恒星形成率，并在某些情况下揭示它们在天空中的位置。由于Pop III和太阳-金属丰度核心坍缩SNe的中心引擎非常相似，未来通过下一代近红外仪器对任何II型超新星的探测通常将限于这一时期。
2013-03-08 astro-ph.CO
Imaging Atomic and Highly Excited Molecular Gas in a z=6.42 Quasar Host Galaxy: Copious Fuel for an Eddington-Limited Starburst at the End of Cosmic Reionization
我们利用Plateau de Bure干涉仪对z=6.42的类星体SDSS J114816.64+525150.3（以下简称J1148+5251）的宿主星系进行了CO（J=7-6）和CI（3 P2 - 3 P1）辐射的观测。CO（J=7-6）发射的区域是空间分辨的，其大小为5 kpc，与早期的CO（J=3-2）观测结果一致。结合这个源中碰撞线激发的修正模型，这表明CO J=7-6线追踪的高激发分子气体是亚热激发的（仅显示CO J=3-2光度的58+/-8%），但不是更集中的。我们还在主星系J1148+5251中检测到CI（3 P2 - 3 P1）发射，但该线太暗，无法进行可靠的尺寸测量。根据CI（3 P2 - 3 P1）线通量，我们得出总碳原子质量为M_CI= 1.1 × 10 ^7 M_sun，相当于总分子气体质量的约5 × 10 ^-4倍。我们还搜索了H_2O（J_KaKc=2_12-1_01）的发射，得到了一个灵敏的谱线发光极限：L ′_H_2O <4.4 × 10^9 K kms pc ^2，即<CO（J=3-2）光度的15%。在宇宙再电离结束时，这个类星体宿主中温暖的、高度激发的分子气体、原子气体和尘埃维持着一个强烈的星暴，其表面密度达到了爱丁顿（Eddington）在千秒差距尺度上限制恒星形成所预测的那样高。
2009-07-31 astro-ph.CO
Warm dark matter signatures on the 21cm power spectrum: Intensity mapping forecasts for SKA
我们调查的影响，温暖的暗物质（WDM）的21厘米强度映射在后再电离宇宙在z = 3 - 5。我们对冷暗物质和WDM（热遗迹）质量分别为1，2，3，4 keV的5种不同模型进行了流体动力学模拟，并使用两种不同的方法对中性氢进行了后验分配，这两种方法都再现了中性氢系统柱密度分布函数的观测结果。与天真的预期相反，线性和非线性物质功率谱中存在的功率抑制导致中性氢和21 cm功率谱的功率增加。这是因为在WDM模型中，冷暗物质缺乏小质量的晕：为了在两个宇宙学模型中分配中性氢的总量，必须在最大质量的晕中放置更大的量，这与冷暗物质宇宙学相比更有偏见。我们量化这种影响，并解决望远镜SKA 1-LOW的意义，包括一个现实的噪声建模。结果表明，我们将能够排除一个4 keV的WDM模型与5000小时的观测在z > 3，统计显著性> 3 sigma，而一个较小的质量为3 keV，相当于目前的限制，可以排除在2 sigma以上的置信水平与1000小时的观测在z > 5。
2015-03-03 astro-ph.CO
The Imprint of Warm Dark Matter on the Cosmological 21-cm Signal
我们研究了暖暗物质（WDM）对宇宙21厘米信号的影响。如果暗物质以WDM而不是冷暗物质（CDM）的形式存在，其不可忽略的速度可以抑制通常在CDM模型中首先形成的低质量晕的形成，从而延迟恒星的形成。早期来源的缺乏延迟了紫外线和X射线背景的积累，这些背景影响了中性氢产生的21厘米辐射信号。与使用的21 CMFAST，代码，我们表明，预再电离21厘米的信号可以显着改变WDM模型的自由流长度相当于一个热遗物的质量mx高达~10-20 keV。在这样的WDM宇宙学中，21厘米的信号跟踪更大质量的晕的生长，导致21厘米的吸收特征的延迟，然后是加速的X射线加热。天体物理源具有抑制光子产生效率的CDM模型也可以延迟21厘米信号，尽管其随后的演变不如WDM那么快。这促使使用全局21 cm信号的梯度来区分某些CDM和WDM模型。最后，我们表明，天体物理和MX之间的简并可以打破与21厘米的功率谱，WDM模型应该有一个偏置引起的大尺度上的功率过剩。对于mx < 3 keV的模型，这种功率的提升应该可以用当前的干涉仪检测到，而下一代仪器将能够很容易地测量所有相关WDM模型的这种差异。
2013-12-10 astro-ph.CO
Differentiating Warm Dark Matter Models through 21cm Line Intensity Mapping: A Convolutional Neural Network Approach
本研究利用卷积神经网络分析21厘米线强度映射，成功区分不同质量的暖暗物质模型，并探讨了区分四种产生机制的可行性，证明了CNN作为稳健分析工具的潜力。
2024-07-20 astro-ph.CO
The Implications of a Pre-reionization 21 cm Absorption Signal for Fuzzy Dark Matter
EDGES实验最近宣布了在78 MHz附近的天空平均无线电频谱中存在广泛吸收特征的证据，这可能是由于中性氢在z~15-20的21 cm线中的吸收。如果得到证实，一个暗示是21厘米线的自旋温度与气体温度通过z=20耦合。实现这一点的已知机制是Wouthuysen-Field效应，其中莱曼α光子在星系际介质（IGM）中散射并影响超精细能级的种群。这表明，早期的恒星形成已经产生了丰富的莱曼α背景z=20，并强烈约束模型中的线性物质功率谱被抑制在小尺度上，因为晕和恒星形成延迟在这种情况下。在这里，我们考虑的情况下，暗物质由超轻轴子宏观德布罗意波长（模糊暗物质，FDM）。我们假设恒星形成轨道晕形成，并采用两个简单的模型，从目前的文献中的晕质量函数FDM。我们进一步假设形成恒星的晕重子的比例小于$f_\star \leq 0.05$的保守上限，并且每个恒星重子产生~10^4个莱曼α到莱曼极限的光子。我们发现，21厘米的自旋温度耦合到气体温度的$z=20$的要求，放置在FDM粒子质量的$m_a \geq 5 \times 10^{-21} {\rm eV}$的下限。该约束对恒星形成的晕的精确最小质量不敏感。随着全球21厘米测量的改进，耦合红移可能会改变，我们量化FDM约束将如何修改。一个粗略的翻译的FDM质量绑定到一个热遗迹温暖的暗物质（WDM）的质量约束。
2018-05-03 astro-ph.CO
Impact of dark matter models on the EoR 21-cm signal bispectrum
暗物质的性质决定了第一个坍缩晕形成的时间轴，从而影响了再电离的来源。在这里，我们考虑两种不同的暗物质模型：冷暗物质（CDM）和热暖暗物质（WDM），并研究它们如何影响再电离时代（EoR）及其21厘米观测。使用一套模拟，我们发现，在WDM的情况下，在小尺度上的结构形成得到抑制，导致在一个较小的数量的低质量的暗物质晕相比，CDM的情况。假设源产生电离光子的效率保持不变，这会导致在任何给定的宇宙时间产生的总电离光子数量减少，从而延迟再电离过程。我们还发现视觉差异的中性氢（HI）的拓扑结构和21厘米的地图相比，CDM的WDM的情况下。然而，在21厘米功率谱的差异，在相同的中性分数，被发现是小的。因此，我们专注于EoR 21-cm信号中的非高斯性，通过其双谱进行量化。我们发现，21厘米双谱（驱动的HI拓扑结构）是显着不同的WDM模型相比，CDM，即使是相同的质量平均中性馏分。这表明21厘米双谱是区分不同暗物质模型的一种独特而有前途的方法，并可用于在未来的EoR观测中约束暗物质的性质。
2020-06-13 astro-ph.CO
Fuzzy Dark Matter as a Solution to Reconcile the Stellar Mass Density of High-z Massive Galaxies and Reionization History
本研究提出用超轻轴子构成的FDM抑制小暗晕形成，以在高恒星形成效率下同时解释JWST的z~8大质量星系质量密度与CMB再电离约束。
2023-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Warm Dark Matter on Early Star Formation Histories of Massive Galaxies: Predictions from the CROC Simulations
几个大质量（$M_{*} > 10^8 M_{\odot}$）、高红移（$z = 8-10$）星系最近被发现含有年龄为数亿年的恒星，将这些星系中恒星形成的开始推回到了$z\sim15$。如此早形成的恒星的存在可能是对小尺度能量被抑制的宇宙学模型（因此，宇宙结构形成较晚）的检验。我们探索年龄最古老的恒星在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的冷暗物质（CDM）和两个温暖的暗物质（WDM）宇宙学与3和6千电子伏粒子的数值模拟。在CDM和3keVWDM下，大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$存在显著差异，而CDM和6keVWDM下的大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$在统计上没有区别。然而，即使是这500万年的差异，也远远小于目前观测高红移星系的恒星星族特性的不确定性。所有宇宙学中所有星系的年龄分布都没有产生实质性的巴耳末破裂，尽管尘埃衰减的不确定性是一个潜在的重要因素。最后，我们评估了我们的模拟预测的收敛性，发现单个星系属性的系统不确定性与宇宙学之间的差异相当，这表明这些差异在数值上可能不稳定。
2021-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shedding light on Dark Matter through 21 cm Cosmology and Reionization constraints
在过去的几十年里，我们对宇宙的理解已经达到了一个惊人的水平，能够以惊人的精度测试宇宙学的预测。尽管如此，暗物质的性质、组成、质量和相互作用仍然是未知的，这是当前宇宙学中最有趣的难题之一。在这篇博士论文中，研究了暗物质候选者的签名，这些签名可以对结构的形成过程和星系际介质的演化产生影响。本文共分三个部分。第一部分是一个广泛的介绍的基本原理，描述了国家的艺术所考虑的主题。第1章介绍了$Λ$ CDM的基础知识。第二章概述了暗物质证据的历史进展，随后讨论了冷暗物质范式的现状和小尺度问题，考察了两种替代的非标准场景：温暖的暗物质和相互作用的暗物质。第3章考虑原始黑洞作为另一个暗物质候选者，讨论了周围物质的吸积效应和泊松散粒噪声引起的小尺度波动的增强，这两者都可能在星系际介质中留下观测影响。第四章回顾了21 cm宇宙学信号的基本原理，总结了驱动亮温的主要过程，并通过功率谱讨论了它的空间涨落。最后，第5章专门讨论宇宙黎明和再电离时期星系际介质的电离和热演化。第二部分包括七篇在博士阶段发表的原创性科学论文，构成了本论文的主要工作。最后，第三部分以西班牙文概述了主要结果。
2021-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
21-cm observations and warm dark matter models
观测红移的21厘米信号（吸收或发射）使我们能够窥视“黑暗时代”和再电离的开始。这些数据可以提供一种新的方法来了解暗物质的性质，特别是关于小尺寸暗物质晕的形成。然而，结构的形成和21厘米信号之间的联系需要了解恒星的总质量关系，紫外光子的逃逸分数，以及其他描述早期恒星形成和辐射的参数。这种重子物理学依赖于暗物质的性质，特别是在暖暗物质（WDM）模型中，与冷暗物质的情况相比，恒星形成可能遵循完全不同的场景。我们使用最近的测量的边缘[J.D.鲍曼A. E. E.罗杰斯河，巴西-地A. Monsalve，T. J. Mozdzen和N. Mahesh，吸收分布集中在78兆赫的thesky平均光谱，自然（伦敦）555，67（2018）。以证明当考虑上述因素时，鲁棒WDM界限实际上弱于由$α$森林方法和其它结构形成界限给出的那些。特别是，我们表明，共振产生的7 keV不育中微子暗物质模型是与这些数据相一致。然而，一个整体的方法来建模的WDM宇宙拥有巨大的潜力，并可能在未来的21厘米的数据，我们的主要工具来了解暗物质集群属性。
2019-12-10 astro-ph.CO hep-ph
Clues to the nature of dark matter from first galaxies
我们使用38个高分辨率的模拟星系形成的红移10和5之间的研究的影响，3千电子伏的温暖暗物质（WDM）的候选人的高红移宇宙。我们把注意力集中在恒星质量函数和全球恒星形成率，并考虑再电离的后果，即中性氢分数的演变和电子散射光学深度。我们发现，三种不同的影响有助于区分温暖和寒冷的暗物质（CDM）的预测：WDM抑制质量小于几个$10^9$ M $_{\odot}$的晕的数量;在一个固定的晕质量，WDM产生的恒星比CDM少;最后在晕质量低于$10^9$ M $_{\odot}$，WDM有一个更大的比例比CDM后再电离的暗晕。这三种效应结合起来，产生一个较低的恒星质量函数WDM的星系与恒星质量的$\sim 10^7$ M $_{\odot}$和以下。对于$z > 7$，全球恒星形成密度在WDM场景中低了2倍，对于固定的逃逸分数，中性氢的分数在$z \sim 6$高出0.3。后者的数量可以部分地与CDM和观察，只有通过增加逃逸分数从23%到34%.Overall，我们的研究表明，在高红移星系形成模拟是一个关键的工具来区分暗物质候选人重子物理模型。
2019-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
POLAR-II: modeling star formation history of galaxies on the 21-cm signal from Epoch of Reionization
Guizhou Normal University（贵州师范大学）；Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校）；Max-Planck Institute für Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Sussex（萨塞克斯大学）；University of Groningen（格罗宁根大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
研究不同星系星形成历史模型对再电离时期 21 厘米信号的影响，发现星形成历史参数对离子化区域大小和加热过程有显著影响。
2026-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Group star formation in warm and self-interacting dark matter cosmologies
暗物质的性质可以影响暗物质晕的坍缩时间，因此可以在诸如矮星系的恒星星族年龄和恒星形成历史等可观测数据中留下印记。本文利用EAGLE星系形成程序对冷暗物质（CDM）、无菌中微子暖暗物质（WDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型中的局域群模拟（LG）体积进行了高分辨率的流体动力学模拟，研究了星系形成时间随暗物质模型的变化。我们能够在不同的模拟中识别相同的晕，因为它们具有相同的初始密度场相位。我们发现星系的恒星质量系统地依赖于分辨率，并且在给定的暗物质质量的晕中可以相差多达两倍。SIDM中恒星星族的演化与CDM基本相同，但在WDM中，早期恒星形成被抑制。与CDM模型相比，WDM模型中LG晕通过原子冷却开始形成恒星的时间延迟了$\sim$ 2亿年。为了利用这些观测数据来区分不同的暗物质模型，有必要测量古老星族的恒星年龄，精确度要超过1亿年，并通过再电离的红移--以及潜在的其他重子过程--来解决简并问题。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Constraining Warm Dark Matter and Pop III stars with the Global 21-cm Signal
即将进行的地面和空间实验可能有足够的精度，对高红移恒星的形成，再电离和暗物质（DM）使用全球21厘米的星系际介质的信号显着的约束。在早期宇宙中，当低质量DM晕的相对丰度很重要时，测量全球信号将限制DM具有比冷暗物质（CDM）更高的遗迹速度（暖暗物质，或WDM）而导致的结构形成阻尼。然而，这种阻尼可以通过改变恒星形成效率（SFE）来模拟，并且由于存在具有未知属性的Pop III恒星而难以检测。我们研究这些不同的情况下，他们的WDM质量参数$m_X$退化使用Fisher矩阵分析。我们研究了$m_X = 7$千电子伏的情况下，恒星形成模型参数化的SFE作为一个强大的函数晕质量，包括几个变化的模型，随着三个不同的输入噪声水平的可能性，我们还使用了最低晕维里温度附近的分子冷却阈值崩溃。我们发现，当可能性只包括流行II星，$m_X$被约束到$\sim 0.4$千电子伏的不确定性为所有的模型和噪声水平在68 $\%$ CI。当可能性包括弱Pop III恒星，$m_X \sim 0.3$ keV，如果Pop III恒星形成是相对有效的，$m_X \sim 0.1$ keV的不确定性，与严格的Pop III恒星形成参数约束。我们的研究结果表明，全球21厘米的信号是一个很有前途的WDM模型的测试床，即使在存在强烈的退化与天体物理参数。
2022-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the properties of warm dark matter using the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的卫星星系是探测暗物质亚结构的有效探针，暗物质亚结构对暗物质粒子的性质非常敏感。特别是，一类DM模型具有矮星系质量尺度上的功率谱截止，因此只能预测低于截止质量的少量子结构。这使得MW卫星系统吸引力约束DM属性：可行的模型必须产生足够的子结构，以容纳观测到的银河系卫星的数量。在这里，我们比较理论预测的DM子结构的丰度热遗迹温暖DM（WDM）模型估计的总卫星人口的MW。这对热残余WDM颗粒的允许质量$m_\mathrm{th}$产生了保守的鲁棒下限。由于卫星星系的丰度取决于MW晕质量，我们边缘化了相应的不确定性，并排除了$m_\mathrm{th} \leq 2.02\, \mathrm{keV}$在95%的置信度独立的假设有关星系形成过程。对其中的一些--特别是抑制矮星系形成的再电离效应--进行建模，加强了我们对DM性质的约束，并排除了我们的基准模型中含有$m_\mathrm{th} \leq 3.99\, \mathrm{keV}$的模型。我们还发现，热遗迹模型不能产生足够的卫星，如果MW晕质量是$M_{200}\leq 0.6\times 10^{12}\, \mathrm{M_\odot}$，这对MW晕质量的CDM施加了一个下限。我们解决了几个观测和理论的不确定性，并讨论如何在这些改进将加强DM质量约束。
2021-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Small-scale clumping of dark matter and the mean free path of ionizing photons at $z=6$
本文研究了暗物质宇宙学对 $z>5$ 电离光子平均自由程的影响，通过对比 CDM、WDM 和超轻轴子模型，发现轴子模型功率增强更符合 $z=6$ 的短平均自由程测量结果，但再电离过程等不确定性阻碍了可靠的宇宙学结论。
2023-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraint on Matter Power Spectrum on $10^6-10^9M_\odot$ Scales from ${\largeτ_e}$
在$z=5.7$的再电离的物理丰富的残局进行分析，共同利用观测的Ly $z=5.7$森林，电离光子的平均自由程，星系的光度函数和新的物理见解。我们发现，${\rm τ_e}$的上限提供了一个约束的最小平均自由程（电离光子），这主要是由于矮星系，这反过来又产生了一个新的，但最强的约束$10^6-10^9M_\odot$尺度上的物质功率谱。利用普朗克对${\rm τ_e = 0.055 \pm 0.009}$的最新测量，我们可以在晕质量函数的下限截止质量上设置$(8.9\times 10^6, 3.8\times 10^7, 4.2\times 10^8)M_\odot$的上限，或者在$(1, 1.4, 2.2)σ$置信水平上分别设置暖暗物质粒子质量${\rm m_x \ge (15.1, 9.8, 4.6)keV}$或无菌中微子质量${\rm m_s \ge (161, 90, 33)keV}$的下限。
2016-09-14 astro-ph.CO
The first molecules in the intergalactic medium and halos of the Dark Ages and Cosmic Dawn
我们研究了在黑暗时代和宇宙黎明时期第一批分子的形成和破坏，以评估分子线中原星系团（晕）的光度。宇宙学复合使用有效三能级原子模型来描述，而分子的化学性质则使用相关的基本动力学方程来考察。然后，我们研究了分子的碰撞和辐射激发对分子发射强度的影响，在温暖和热晕。利用普朗克星系际介质在z~6-8处的再电离数据，计算了宇宙黎明期出现的四种热光源的光能量密度上限。假设在晕圈中，光的能量密度可能基本上甚至更高，我们估计了来自第一光源的光对第一分子的形成和破坏的影响。我们表明，分子H2和HD被破坏的光解过程前不久，充分的再电离在中间的晕介质中，在介质中的两种类型的晕和第一光的所有模型。同时，氦氢离子的数密度，HeH+，显示出本质上更复杂的依赖于晕的动力学温度和第一光的模型。此外，我们估计的差分亮度温度的个别晕在旋转线的H2，HD和HeH+分子在红移对应的黑暗时代和宇宙黎明时期。它不超过微开尔文，但它的探测可能是关于在黑暗时代和宇宙黎明时期第一批恒星和星系形成之初发生的物理过程的重要信息来源。
2022-05-08 astro-ph.CO
Is dark matter decaying ?
Swinburne University（斯威本科技大学）
通过比较重组时期和当前宇宙的物质密度参数，检验暗物质衰变假说，发现当前局部测量存在系统不确定性，但下一代观测技术将提供更清晰的检验。
2026-06-19 astro-ph.CO
Constraining structure formation using EDGES
探测全球再电离时期（EDGES）合作的实验报告说，在天空平均光谱中探测到一条78 MHz的谱线，这是由于中性氢（HI）在$z\sim 17$对宇宙微波背景光子的21 cm超精细吸收。这就需要通过大质量恒星发射的Ly-$α$光子的散射，将HI的自旋温度与该$z$处气体的动力学温度耦合起来。为了解释实验结果，恒星的形成需要在$z\sim 17$中足够有效，这可以用来限制小尺度结构形成被抑制的模型（DMF模型），无论是由于暗物质自由流动还是非标准的暴胀动力学。我们结合结构形成的模拟与一个简单的恒星形成的配方，以调查这些模型是否发出足够的Ly-$α$光子，以重现恒星形成效率，$f_\star$的合理值的实验信号。我们发现，热暖暗物质（WDM）模型与质量$m_\mathrm{WDM}\sim 4.3\,\mathrm{keV}$是一致的信号的时间为$f_\star\lesssim 2\%$。在这种模型中，$z\sim 17$周围结构的指数增长自然产生吸收的急剧开始。一个更温暖的模型与$m_\mathrm{WDM}\sim 3\,\mathrm{keV}$需要更高的恒星形成效率，$f_\star\sim 6\%$，这是一个因素很少以上的预测目前的恒星形成模型和观测的卫星在银河系。然而，在这些$z$的恒星形成过程中的不确定性不允许使用21厘米吸收线得到强约束的模型。与冷暗物质（CDM）相比，DM…
2020-04-06 astro-ph.CO
The 21-cm forest as a simultaneous probe of dark matter and cosmic heating history
本文提出利用21厘米森林的一维功率谱同时探测暗物质粒子质量与宇宙加热历史，该方法可打破温暗物质与加热效应的简并并提高灵敏度，未来SKA观测有望同时确定二者。
2023-07-09 astro-ph.CO
The 21-cm signature of X-ray heated halos around galaxies during cosmic dawn
该研究通过三维光线追踪辐射传输模拟，探究宇宙黎明时期第一代星系中X射线双星对星系际介质的加热及其产生的21厘米信号，发现探测该信号需数千小时（SKA1-Low）或一千小时（SKA2-Low）积分时间，并受恒星形成率和周围气体密度影响。
2025-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Mixed Dark Matter models with high redshift Lyman-alpha forest data
本研究利用Sherwood-Relics模拟和神经网络模拟器加速贝叶斯推断，通过高红移莱曼-α森林数据对冷+温暗物质模型给出严格约束，发现CWDM可缓解S8张力。
2025-08-27 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Simulating cosmic metal enrichment by the first galaxies
我们研究宇宙金属富集AMR流体动力学模拟（10兆秒差距/小时）$^3$体积后，流行III流行II过渡和不同的流行III IMF。我们分析了z=6和z=4时星系和星系际尺度上金属富集的联合演化。星系际介质（IGM，1< $Δ$ <10）和环星系介质（CGM，10<$Δ<10^{2.5}$），IGM和星系之间的界面。当z=6时，建立了星系质量-金属丰度关系。在z=4时，恒星质量为$M_*=10^{8.5}M_\odot$的星系显示log（O/H）+12 = 8.19，与观测结果一致。重元素的总量从z=6时的$Ω^{SFH}_Z=1.52\, 10^{-6}$增加到z=4时的8.05 $10^{-6}$。在z=6时，星系中的金属占到了这个预算的0.89;在z=4时，这个比例增加到了0.95。在z=6（z=4）时，剩余金属以以下质量分数分布在CGM/IGM/空隙中：0.06/0.04/0.01（0.03/0.02/0.01）。类似于星系，在z=4时，扩散相的密度-金属丰度（$Δ$ -Z）关系是适当的：IGM/空洞具有空间均匀的金属丰度，Z~ $10^{-3.5}$ Zsun;在CGM中，Z随着密度的增加而急剧上升，达到~ $10^{-2}$ Zsun。在所有扩散相中，相当大一部分金属处于温/热（T> $10^{4.5}$ K）状态。由于这些物理条件，CIV吸收线实验只能探测IGM/CGM中…
2014-03-05 astro-ph.CO
Unveiling Dark Matter free-streaming at the smallest scales with high redshift Lyman-alpha forest
本研究利用高红移类星体光谱的Lyman-$α$森林通量功率谱，通过贝叶斯推断框架将热遗迹温暗物质粒子质量的下限限制在5.7 keV，揭示了高质量光谱样本对提升暗物质自由流动约束的关键作用。
2024-02-15 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Constraining Non-Cold Dark Matter Models with the Global 21-cm Signal
任何粒子暗物质（DM）的情况下，具有抑制的天体物理相关的功率谱的结果在星系形成的延迟。因此，这种情况下，可以限制使用全球21厘米的吸收信号发起的第一批恒星的紫外线辐射。探测全球再电离时期的实验（EDGES）最近报道了在红移$\sim 17$处首次探测到这样的吸收信号。虽然它的振幅可能表明需要新的物理学，但我们只关注信号的时间来测试非冷DM模型。假设保守的限制恒星重子分数（$f_{*}<0.03$）和最低冷却温度（$T_{\rm vir}>10^3$开尔文）的辐射流体动力学模拟的动机，我们能够得到前所未有的各种非冷DM模型的约束。例如，热暖DM的质量被限制为$m_{\rm TH}>6.1$ keV，而混合DM场景（具有冷和热分量）被限制为低于17%的热DM分数。超轻轴子DM模型仅限于质量为$m_{a}>8\times10^{-21}$ eV的范围，在这个范围内，它的波动性质被推到远远低于千秒差距的尺度。最后，共振产生的不育中微子完全不适合作为占主导地位的DM候选者。本文的结果表明，21厘米的吸收信号是一个强大的非冷暗物质的判别，允许显着改善超过最强的电流限制。在这种情况下，重申EDGES的结果至关重要。
2018-09-17 astro-ph.CO hep-ph
FAST Discovery of A Gas-rich and Ultra-faint Dwarf Galaxy: KK153
利用FAST高灵敏度HI巡天发现与光学星系KK153关联的孤立HI云，结合重子Tully-Fisher关系测距并揭示其为富气体的极暗矮星系，其低质量富气体暗晕对宇宙再电离理论构成挑战。
2025-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Contrasting Galaxy Formation from Quantum Wave Dark Matter, $ψ$DM, with $Λ$CDM, using Planck and Hubble Data
$4 \lesssim z \lesssim 10$新建立的高z星系光度函数可以为解释矮星系核心性质的暗物质模型提供严格的检验。矮球状星系的核心被认为是太大了，以至于不能用温暖的暗物质的自由流动来解释，而不会过度抑制这种星系的形成。在这里，我们证明了宇宙学模拟波暗物质，$ψ$ DM，适合于轻玻色子，如轴子，不遭受这个问题，给出一个玻色子质量$m_ψ \ge 1.2 \times 10^{-22}{\,\rm eV}$（$2σ$）。在这种情况下，Halo质量函数被抑制在$\sim 10^{10}{\,M_\odot}$以下的水平，这是一致的高Z光度函数，而同时产生的矮星系中产生的孤子基态$ψ$ DM的kpc尺度的核心。我们证明，在这种情况下的再电离的历史是一致的汤姆逊光学深度最近报告的普朗克，假设一个合理的电离光子产生率。我们预测在$z \gtrsim 4$，光度函数应该在$M_{\rm UV} \gtrsim -16$的固有UV光度附近缓慢翻转。我们还表明，在哈勃前沿领域的星系放大$\mathord{>}10\times$，$ψ$ DM预测的数量级比冷暗物质在$z \gtrsim 10$到$M_{\rm UV} \sim -15$少检测，使我们能够区分这些非常不同的解释所观察到的冷暗物质。
2016-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
