Witnessing the reionization history using Cosmic Microwave Background observation from Planck
我们使用普朗克2015年宇宙微波背景（CMB）温度和偏振各向异性观测数据来约束再电离的历史。我们还使用事先约束的红移$\sim7-8$从莱曼- $α$发射观测的再电离历史。以不同红移处的自由电子分数为自由参数，用多项式构造了完整的再电离历史。我们的结构提供了一个非常灵活的框架，以寻找历史的再电离作为一个函数的红移。我们提出了一个保守的和乐观的再电离的约束，分类的灵活性的模型和数据集用于约束他们，我们报告说，CMB数据稍微有利于延长再电离的历史。在这两种情况下，我们发现光学深度的平均值（$\approx0.09$和$0.1$）大于我们发现在标准的阶梯状再电离历史（$0.079\pm0.017$）。同时我们还发现，在乐观约束条件下，当红移大于15时，在95.4%的置信限下，自由电子分数的最大值为$\sim0.25$.
2017-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization with Simba: How much does astrophysics matter in modeling cosmic reionization?
传统的大尺度再电离模型通常采用晕质量和光度之间简单的确定性关系来预测再电离的进行。在这里，我们研究使用更详细的电离源模型的建模再电离的影响，在$100~{\rm Mpc/h}$宇宙流体动力学模拟{ \sc Simba}，加上后处理的辐射转移。与简单的（一对一）模型相比，使用{ \sc Simba}源的主要区别在于暗物质晕与恒星形成的关系分散，从而导致电离发射率的分散。我们发现，在功率谱水平上，电离形态基本保持不变，无论源的数量或逃逸分数的变化。特别地，功率谱形状保持不受影响，并且其幅度在整个再电离过程中变化小于5- 10%，这取决于标度和中性分数。我们的研究结果表明，电离源的简化模型仍然是可行的，有效地模拟宇宙尺度上的再电离结构，虽然再电离的精确进展需要考虑天体物理效应引起的散射。
2022-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization and Cosmic Dawn: theory and simulations
我们强调最近的进展，在复杂性和多样化的宇宙黎明和再电离模拟。这些建模工具的应用，目前的观测，使我们缩小了时间的再电离，我们现在知道，在dz ~ 1的大部分再电离。最强的约束来自光学深度的CMB测量与{ \it普朗克}卫星和第一次检测到正在进行的再电离从光谱的z=7.1类星体ULASJ 1120 +0641。然而，我们仍然对第一个十亿年的天体物理来源几乎一无所知。我们理解的革命将由即将到来的宇宙21厘米信号的干涉测量观测引领。UV和X射线光子的源和汇的属性被编码在信号的3D图案中。贝叶斯参数恢复技术的发展，利用21厘米信号的财富，将很快迎来一个精确的天体物理宇宙学时代。
2018-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization and Early Star-Forming Galaxies: A Joint Analysis of New Constraints from Planck and Hubble Space Telescope
我们讨论了新的宇宙再电离时代的限制和测试的假设，即大多数的电离光子负责产生高红移恒星形成星系。通过对z~6-8类星体、伽马射线暴和可能有莱曼α辐射的星系的光谱研究，在绘制再电离结束图方面取得了很好的进展。然而，最严格的限制，其持续时间来自集成的光学深度，τ，汤姆逊散射的宇宙微波背景。利用哈勃空间望远镜观测到的遥远星系丰度和光度分布的最新数据，我们同时匹配了普朗克合作组最近报道的约化值τ =0.066 +/- 0.012和具有6 <~ z <~ 10范围内再电离历史的星系际介质的演化中性，从而减少了对大量非常高红移（z>>10）星系的需求。我们的分析加强了恒星形成星系主导再电离过程的结论，并对即将到来的21厘米实验和詹姆斯韦伯太空望远镜寻找早期星系具有重要意义。
2015-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reconstructing patchy helium reionization using the cosmic microwave background and large-scale structure
本研究提出利用宇宙微波背景与大尺度结构巡天的联合信息矩阵分析，重建斑驳氦再电离导致的光深涨落，并指出近未来巡天能高显著性测量其红移与持续时间，同时强调氦再电离建模不确定性会影响氢再电离参数的测量精度。
2025-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: The Faint End of the Galaxy Luminosity Function
利用“计算机上的宇宙再电离”（CROC）项目下完成的数值宇宙学模拟，我探索理论预测的星系紫外光度函数在$z\geq 6$暗端。一个常用的Schechter函数近似的幅度削减在$M_{\rm CUT}\sim-13$提供了一个合理的拟合模拟星系的实际光度函数。当Schechter函数的形式是强制的亮度函数的模拟，发现幅度削减$M_{\rm CUT}$之间变化的$-12$和$-14$与一个温和的红移的依赖。Robertson等人（2015）使用的Madau，Haardt & Rees（1997）的再电离分析模型提供了对模拟结果的良好描述，但只有在考虑有效逃逸分数的红移依赖性（由Madau，Haardt & Rees模型未捕获的物理过程引起）时。
2016-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Dawn II (CoDa II): a new radiation-hydrodynamics simulation of the self-consistent coupling of galaxy formation and reionization
Cosmic Dawn II（CoDa II）是一个新的、完全耦合的辐射流体动力学模拟宇宙再电离和星系形成以及它们之间的相互影响，以红移$z < 6$。$4096^3$粒子和细胞在一个94 Mpc的盒子，它是足够大的模型全球再电离和它的反馈星系形成，同时解决所有以上的$10^8$ M $_{\odot}$晕。使用与Ocvirk et al.（2016）中CoDa I相同的混合CPU-GPU代码RAMSES-CUDATON，CoDa II修改并重新校准了次网格恒星形成算法，使再电离结束更早，在$z \gtrsim 6$，从而更好地匹配来自类星体光谱的星系际莱曼α不透明度和来自宇宙微波背景波动的电子散射光学深度的观测。CoDa II预测的紫外连续光度函数与高z星系的观测结果非常一致，特别是在$z = 6$。与CoDa I一样，再电离反馈抑制了$\sim 2 \times 10^9$ M $_{\odot}$以下晕的恒星形成，尽管这里的抑制不太严重，这可能是修改恒星形成算法的结果。抑制是环境依赖性的，发生在过密（欠密）区域的早期（晚期），响应于它们的局部再电离时间。使用约束实现$Λ$ CDM构建从星系调查数据再现大尺度结构和主要对象的当今本地宇宙，CoDa II服务于模拟全球和本地再电离。在CoDa II中，银河系和M31看起来是单独的再电离岛，也就是说，它们既没有被室女座星系团的前身再…
2020-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Cosmic Dawn (CoDa): the First Radiation-Hydrodynamics Simulation of Reionization and Galaxy Formation in the Local Universe
来自早期星系的星光导致的宇宙再电离影响了它们的演化，从而影响了再电离本身。例如，恒星形成的抑制可以解释相对于N体预测的冷暗物质，观测到的本星系群矮星丰度不足。再电离建模需要模拟足够大的体积[~（100 Mpc）^3]来对再电离“斑块”进行采样，同时要分辨出数百万个~10^8 Msun以上的星系源，将引力和气体动力学与辐射转移结合起来。对本星系群进行建模需要预先选择初始宇宙学密度波动，以形成今天众所周知的本星系群结构。宇宙黎明（“CoDa”）是第一个这样的完全耦合，辐射流体动力学模拟再电离的本地宇宙。我们新的混合CPU-GPU代码RAMSES-CUDATON在GPU上执行数百个辐射转移和电离率求解器时间步长，用于CPU上的每个流体重力时间步长。CoDa在ORNL超级计算机Titan上用4096^3个粒子和细胞模拟了（91 Mpc）^3，结果红移为4.23，使用了8192个核心和8192个GPU。全球再电离的结束比观测到的稍晚。然而，一个简单的时间重新标度，使电离分数的演变与观测一致，也调和电离通量密度，宇宙恒星形成的历史，CMB电子散射光学厚度和星系紫外光度函数与它们的观测值。光致电离加热抑制了质量低于2 x 10^9 Msun的恒星晕的形成，减少了MAB_1600 = [-10，-12]周围微弱星系的丰度。在大部分再电离过程中，恒星形成都是由10^10 ~ 10^11兆太阳质量的晕…
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers. Properties of the Post-reionization IGM
我们提出了几个观测测试的后再电离IGM和下完成的计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的再电离的数值模拟之间的比较。CROC模拟相当好地匹配了能隙分布，并且也提供了对峰高分布的良好匹配，但是在模拟光谱中明显缺乏宽峰，并且通量PDF在窄红移区间5.5<z<5.7中匹配得很差，而在其他红移处的匹配明显更好，尽管不精确。这两个差异是相关的：模拟显示比数据更不透明。
2017-04-10 astro-ph.CO
Constraining Reionization in Progress at z=5.7 with Lyman-$α$ Emitters: Voids, Peaks, and Cosmic Variance
一些独立的观测表明，在$z=7$星系际介质是显着的中性和再电离，也许，在$z=5.7$仍在进行中。窄带巡天SILVERRUSH已经在这些红移上绘制了$2,000$莱曼- $α$发射体（LAEs）。以前的分析假设再电离在$z=5.7$结束，但这个数据实际上可能是最后一个中性岛被归入宇宙空洞时再电离的最后阶段。出于这些发展，我们重新审视LAE空隙和峰值的统计和他们的能力，约束再电离。我们构建模型的LAE分布在（1 Gpc $/h$）$^3$卷，跨越一系列中性馏分在$z=5.7$和6.6。具有较高中性分数的模型显示出在LAE分布中发现孔的概率增强。当比较模型在固定的平均表面密度，但是，LAEs模糊的中性气体在空隙中必须由可见LAEs其他地方补偿。因此，在这些模型中，发现过密峰的可能性也在再电离的后半部分中增强。与广泛使用的角度两点相关函数（2 PCF）相比，我们发现，空概率函数（VPF）提供了一个更敏感的测试模型在后半部分的再电离。通过比较，在中性分数$\sim 50\%$下，VPF和简单峰值阈值统计量在约束功率方面都类似于2 PCF。最后，我们发现在SILVERRUSH场中观测到的宇宙方差和大尺度不对称性与$Λ$ CDM宇宙中的大尺度结构是一致的。
2020-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Cosmic Reionization After Planck and Before JWST: An Analytic Approach
宇宙氢的再电离标志着宇宙结构形成历史上的一个关键时刻。在这里，我们提出了一个新的制定标准再电离方程的体积平均HII分数的演变，这是更符合公认的概念模型的不均匀星系际吸收。修订后的方程保留了经典计算的基本术语和简单性，但明确说明了光学厚“莱曼极限系统”的存在，已知该系统用于确定重叠后电离辐射的平均自由程。该方程的积分通过平滑地将这种过程的重叠前阶段与重叠后阶段联系起来，提供了再电离时间的更好表征。我们确认的有效性的准瞬时近似的预测再电离完成/维护，并讨论了新的见解宇宙再电离的来源，使用改进的形式主义。一个恒定的发射率到星系际介质（IGM）的3莱曼连续（LyC）光子每原子每陀螺仪导致再电离的历史，这是一致的一些观测约束的电离态的z=5-9宇宙和减少汤姆逊散射光学厚度最近报告的普朗克合作。虽然恒星形成星系可以主导再电离过程，如果逃逸到IGM的LyC光子的光度加权分数f_esc超过15%（对于M_lim=-13的星系UV光度函数的微弱星等截止值和xi_ion=10^{25.3} Hz/erg的每单位1500 AA光度的LyC光子产额，两个未知量f_esc_xi_ion的乘积不随红移而变化的简单模型不能再现在这些时期观察到的IGM的中性变化。
2017-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fully Coupled Simulation of Cosmic Reionization. III. Stochastic Early Reionization by the Smallest Galaxies
以前我们发现了一类新的早期星系，我们估计贡献了30%的电离光子负责再电离。这些是$M_h =10^{6.5}-10^{8} M_{\odot}$范围内的低质量晕，是由之前Pop III恒星形成的超新星喷出物化学富集的。尽管它们的恒星形成率很低，但这些金属冷却晕（MC）是电离辐射的重要来源，特别是在再电离开始时，由于它们的高数密度和电离逃逸分数。在这里，我们提出了一个完全耦合的辐射流体动力学模拟的再电离，包括这些MC以及更大质量的氢原子线冷却晕。我们的方法很新颖：我们在辐射流体动力学模拟的基础上进行了晕的寻找，并使用从银河系分辨文艺复兴模拟中测量的概率分布函数（PDF）将逃逸的电离通量分配给晕。PDF捕获了电离逃逸分数的质量依赖性以及晕正在积极形成恒星的概率。对于MC，再电离开始的时间要早于只包含$10^8 M_{\odot}$及以上的晕的情况，然而再电离完成时的红移只受到轻微的影响，因为这是由更大质量的星系驱动的。由于恒星的形成是间歇性的MC，再电离的最早阶段表现出随机性，与小H II区域形成和重组。只有到后来，一旦质量为$\sim 10^9 M_{\odot}$或更大的晕开始主导电离发射率，再电离才能以从以前的研究中推导出的通常方式顺利进行。在我们的模拟中，这发生在$z\approx 10$。
2018-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Contribution of Galaxies and Active Galactic Nuclei to Cosmic Reionization
了解宇宙再电离的详细过程是天体物理学和宇宙学的遗留问题之一。本文建立了一个包含高$z$星系和活动星系核贡献的宇宙再电离模型，并计算了再电离和热历史。为了保持模型的通用性和现实性，我们改变电离光子的逃逸分数，$f_{\rm esc}$，和活动星系核光度函数的暗端斜率在高红移，$α_{\rm hz}$，从观测到的宇宙恒星形成的历史和观测到的亮端紫外光度函数在$z \leq 6$的约束内。此外，我们模拟的光谱能量分布（SED）的活动星系核，这取决于爱丁顿比和黑洞的质量。通过比较计算的再电离历史与观测到的\ion{H}{i}分数和普朗克汤姆逊散射的光学深度，我们发现，当我们采用Giallongo等人得到的亮端光度函数时，$α_{\rm hz} > -1.5$和$f_{\rm esc} < 0.15$是有利的。只有当来自高z星系的贡献几乎可以忽略不计时，才允许AGN像Giallongo等人估计的那样大，同时也允许星系主导模型。我们还发现，SED的形状有显着的热历史上的影响。因此，它是预期的IGM的热状态的测量提供电离源的属性的有用信息。
2017-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Definitive upper bound on the negligible contribution of quasars to cosmic reionization
宇宙（氢）再电离标志着宇宙在红移z >= 6时的主要相变之一。在这一时期，星系际介质（IGM）中的氢原子被莱曼连续谱（LyC）光子电离。然而，它仍然具有挑战性，以确定负责再电离的LyC光子的主要来源。特别是，类星体（或活动星系核，AGN）和星系的单独贡献仍在争论中。在这里，我们构造了z >= 6的1型类星体的远紫外（far-UV）光度函数，跨度为10个星等（-19 < M_UV < -29），最终表明类星体对再电离的贡献可以忽略不计。我们主要寻找M_UV > -23等的低光度范围内的类星体，这对于确定类星体的总LyC光子产生至关重要，但以前几乎没有探索过。我们发现，类星体人口只能提供不到7%（95%的置信水平）的总光子需要保持宇宙电离在z = 6.0 - 6.6。我们的结果表明，星系，大概是低光度恒星形成系统，是氢再电离的主要来源。
2022-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
SKA-ESO Synergies for the Epoch of Reionization and Cosmic Dawn
本文探讨了利用SKA的21厘米线观测宇宙黎明与再电离纪元时，与ESO望远镜进行交叉相关的协同作用，重点介绍了MOONS、MOSAIC和ANDES等最具前景的交叉相关候选仪器。
2025-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers II. Reionization History and Its Back Reaction on Early Galaxies
我们比较了几组宇宙学模拟宇宙再电离的结果，宇宙再电离计算机（CROC）项目下产生的，与现有的观测数据的高红移Ly-alpha森林和丰富的Ly-alpha发射体。我们发现很好的一致性与观测测量和以前的模拟工作。由于每一组数值参数都有几个独立的实现，我们能够探索宇宙方差对可观测量的影响。我们被迫得出的一个意想不到的结论是，宇宙方差在z>6时异常大，我们的模拟和观测测量（很有可能）仍然没有完全收敛，即使是平均冈恩-彼得森光学深度或体积加权中性分数等基本量。我们还发现，再电离对早期星系或全球宇宙恒星形成历史的影响很小，因为其气体含量受光电离影响的星系首先不包含分子（即恒星形成）气体。特别是，由JWST的星系光度函数的暗端的测量是不太可能提供一个有用的约束再电离。
2014-08-04 astro-ph.CO
Cosmic Reionization on Computers: Evolution of the Flux Power Spectrum
我们探讨了在计算机上的宇宙再电离（CROC）模拟通量功率谱的演变。我们发现，相反的一些以前的研究，通量功率谱的形状是相当不敏感的时间再电离。然而，通量功率谱的振幅确实随时间强烈地演变，并且这种演变几乎与再电离的时间完全相关。我们展示了如何使用这种相关性（未来）测量，以确定电离泡重叠的红移。
2021-09-27 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
Bridging the Gap between Cosmic Dawn and Reionization favors Faint Galaxies-dominated Models
本文通过耦合物理驱动源模型与MCMC采样，证明低质量暗星系的高贡献和高光子逃逸率可同时满足宇宙黎明与再电离观测约束，并验证了其半解析方案与THESAN模拟结果一致。
2023-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing The Start and End of Cosmic Reionization -- Exploring The Role of Ionizing Sources as drivers
本论文利用SPICE模拟和辐射转移方法，研究宇宙再电离纪元中氢和氦的电离过程，识别电离源（恒星、X射线双星、活动星系核等）的作用，并预测氦-3超精细跃迁作为新探针，以缓解JWST亮星系张力并揭示再电离历史。
2025-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers. Ultraviolet Continuum Slopes and Dust Opacities in High Redshift Galaxies
我们比较了宇宙再电离计算机（CROC）计划中的模型星系的恒星星族的性质与现有的紫外和红外数据。由于CROC模拟不直接遵循宇宙尘埃，我们采用了两种变体的尘埃遵循金属的尘埃填充模型星系的尘埃。利用尘埃辐射转移程序，我们计算了模拟星系的合成恒星光谱、紫外连续谱斜率和红外辐射通量。我们发现，模拟结果一般与观测测量结果相匹配，但可能并不完全详细。这些差异似乎表明，我们采用的粉尘跟随金属ansatzes是不够的。虽然与现有数据的差异是微不足道的，但未来的JWST数据将具有更高的精度，使理论和观测之间的任何暂定差异都非常显着。因此，为了充分利用JWST观测的精度，可能需要对尘埃的形成、演化和破坏进行完全动力学建模。
2016-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Probing the Early History of Cosmic Reionization by Future Cosmic Microwave Background Experiments
宇宙再电离在宇宙微波背景（CMB）的温度和偏振各向异性上留下了自己的印记。CMB望远镜的进步已经对再电离的历史施加了重大的限制。由于不久的将来CMB望远镜的目标是最大的灵敏度，或仅受宇宙方差（CV）限制的观测，我们在此预测未来CMB观测在约束再电离历史方面的潜力。在这项研究中，我们进行马尔可夫链蒙特卡罗分析CV有限的E-模式偏振观测，如LiteBIRD（光卫星的研究B-模式偏振和膨胀从宇宙背景辐射探测），基于几种不同的方法，不同的方式采样再电离历史。我们特别关注于估计非常早期的历史，发生在红移$z>15$，这是量化的部分CMB光学深度由于自由电子在$z>15$，$τ_{z>15}$。我们发现，$τ_{z>15} \sim 0.008$的再电离，这是远远低于目前的上限$τ_{z>15} \sim 0.02$，是可以实现的再电离模型在早期阶段与minihalo的优势，并可以区分与$τ_{z>15} \lesssim 5\times 10^{-4}$通过CV有限的CMB偏振观测。然而，对$τ_{z>15}$的准确估计仍然有些难以捉摸。我们调查是否resscribe有限球谐模式的E模式偏振数据可以解决这个缺点。
2022-02-09 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers: The Galaxy-Halo Connection between $5 \leq z \leq10$
利用计算机宇宙再电离（CROC）模拟方法，研究了星系再电离时期（$5 \leq z\leq10$）恒星成分与宿主晕之间的关系。我们比较模拟星系的观测结果，发现CROC低估了丰富的发光星系相比，观察到的紫外光度函数，类似的最大的星系相比，观察到的恒星质量函数。我们可以将恒星形成的缺陷追溯到高红移，其中恒星形成速率与恒星质量关系的斜率与观测结果一致，但归一化系统性较低。这导致恒星形成率密度和恒星质量密度与观测结果有系统地偏移。然而，亮度较低或恒星质量较低的天体的光度和恒星质量与观测数据相当吻合。我们探索恒星与晕的质量比，这是一个在高红移时难以测量的关键量，并且模型并不能一致地预测。在CROC中，恒星与晕的质量比{ \it}随着红移而减小，这一趋势与一些丰度匹配研究相反。这些差异揭示了未来的努力应该集中在哪里，以提高模拟宇宙再电离的保真度。我们还比较了CROC星系的偏差与观测测量使用莱曼-布雷克星系（LBG）的样本。模拟结果与实验数据吻合较好，表明CROC能很好地捕捉到暗物质晕的成簇现象。
2021-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Cosmic Reionization and Molecular Gas Growth with TIME
线强度测绘（LIM）通过测量所有星系在红移范围内的聚集线辐射，为探索宇宙结构提供了一种独特而有力的手段。该方法是补充传统的星系红移调查是基于对象和要求精致的点源灵敏度。电离碳层析成像测绘实验（TIME）将通过观测LIM区红移的[CII] 158 $μ$ m线（$6 \lesssim z \lesssim 9$）来测量宇宙再电离期间的恒星形成率（SFR）。《时代》杂志将通过观测$0.5 \lesssim z \lesssim 2$星系发出的旋转CO谱线，同时研究恒星形成高峰时期分子气体的丰度。我们提出的建模框架，预测的约束力量的时间上的一些观测，包括线光度函数，和自相关和互相关功率谱，包括协同作用与外部星系示踪剂。基于一个优化的调查策略和基准模型参数的现有观测信息，我们预测的物理量有关的再电离和星系演化的约束条件，如逃逸的电离光子在再电离过程中的分数，在高红移星系光度函数的暗端斜率，和宇宙中午的宇宙分子气体密度。我们讨论了这些约束如何能够促进我们对宇宙学星系演化的理解，从2021年开始，在两个不同的宇宙时代，以及如何在未来的实验阶段中改进它们。
2021-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetizing the Cosmic Web during Reionization
越来越多的证据表明，宇宙片，细丝和空隙今天可能被大量磁化。然而，星系际介质（IGM）中磁场的起源目前还不确定。众所周知，对标准模型物理学的非标准扩展可以提供使整个宇宙磁化的机制。也许不太为人所知的是，物质的标准经典物理学-辐射相互作用实际上具有相同的潜力。我们讨论了一种基于非均匀IGM中硬光子和电子之间动量交换的磁生机制。在再电离时期，在电离源附近操作，这种机制能够在与电离源之间的距离相当的尺度上产生相关强度的磁种子。此外，总结所有电离源的贡献，并考虑到气体不均匀性的分布，我们表明，这种机制离开IGM，在再电离结束时，与磁化水平，可能占，当放大机制接管，在当前的宇宙网络的磁场强度。
2018-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the epoch of reionization from the observed properties of the high-z Universe
我们结合观测数据的十几个独立的宇宙属性在高$z$的信息再电离从遥远的光源和宇宙微波背景（CMB）的光谱来约束的星系和星系际介质的相互关联的演化，因为黑暗时代。唯一可接受的解决方案集中在两个狭窄的集合。在其中一个星系中，再电离过程分为两个阶段：第一阶段由第三星族恒星驱动，在$z\sim 10$完成，经过一个短暂的重组期后，第二阶段由正常星系驱动，在$z\sim 6$完成。在另一组中，两种源并行工作，直到在$z\sim 6$完全再电离。最好的解决方案与双重再电离提供了极好的适合所有观测到的宇宙历史，但CMB光学厚度是3- $σ$大于最近的估计从普朗克数据。或者，最好的解决方案与单一再电离给不太好的适合所观察到的恒星形成率密度和冷气体质量密度的历史，但CMB的光学深度是一致的估计。我们做了几个预测，测试与未来的观察，应该区分两个再电离的情况。作为一个副产品，我们的模型提供了一个自然的解释，在高$z$的宇宙性质的一些特征，以及球状星团的起源。
2016-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Cross-correlation between the 21-cm signal and [OIII] emitters during early cosmic reionization
我们研究统计的21厘米信号的时代的再电离。我们建议使用[OIII]线发射星系交叉相关的21厘米信号从$z = 7 - 10$。为了这个目的，我们采用模拟再电离后处理的高分辨率宇宙流体动力学模拟大规模黑色-II的三维（3D）辐射转移代码碰撞以下的电离光子从各种来源的传播。我们发现，在再电离的早期阶段，21厘米的信号与大尺度$(k < 1h~\rm cMpc^{-1})$上的[OIII]发射器的空间分布呈正相关。这种正相关性是由温度-星系相关性产生的，它比我们假设加热饱和时大几倍。随着再电离区的扩大，相关性从$z = 10$变为8。在这个时期的信号可以通过结合平方公里阵列（SKA）和宽场[OIII]发射器调查来检测。我们还计算了3D [OIII]强度场的互功率谱，旨在利用未来的强度映射观测。我们得出结论，高红移[OIII]线发射器可以用来探测再电离过程时，星系际介质基本上是中性的。
2019-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the History of Cosmic Reionization using the 21-cm PDF from Simulations
21 cm PDF（即，像素亮度温度的分布）预期在再电离期间是高度非高斯的，并且提供关于密度和电离的分布的重要信息。我们测量的21厘米PDF作为红移的函数在一个大的宇宙再电离模拟，并提出了一个简单的经验拟合。由模拟PDF的指导下，我们进行了极大似然分析的能力，即将进行的实验，以测量的形状的21厘米PDF，并从它的宇宙再电离的历史。在最强的假设下，我们发现即将进行的实验可以测量再电离的中期到后期阶段的再电离历史，精度为1-10%。在一个更灵活的方法，允许在每个红移四个自由参数，类似的精度需要较低的噪音水平的第二代21厘米的实验。
2009-07-20 astro-ph.CO
Emulating Simulations of Cosmic Dawn for 21cm Power Spectrum Constraints on Cosmology, Reionization, and X-ray Heating
目前和即将进行的射电干涉测量实验的目标是对宇宙氢再电离和X射线加热时期的高红移21厘米波动信号进行统计表征。然而，将21 cm统计数据与基础物理参数联系起来是复杂的，因为理论上的挑战是以足够快的计算速度对相关物理进行建模，以探索高维和弱约束的参数空间。在这项工作中，我们使用机器学习算法来构建一个快速仿真器，该仿真器可以在很宽的参数空间内高精度地模拟21 cm信号的昂贵仿真。我们将我们的仿真器嵌入到马尔可夫链蒙特卡罗框架中，使其能够探索大量模型参数的后验分布，包括那些控制再电离时代，X射线加热时代和宇宙学的参数。作为一个工作的例子，我们使用我们的模拟器提出了一个更新的参数约束预测的氢时代的再电离阵列实验，表明其表征的基准21厘米功率谱将大大缩小允许的参数空间的再电离和加热参数，并可能有助于加强普朗克的约束$σ_8$。我们提供了我们的广义仿真器代码和它的实现，特别是21厘米的参数约束作为公开可用的软件。
2017-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inhomogeneous recombinations during cosmic reionization
通过耗尽可用于扩展宇宙HII区域的电离光子预算，重组系统（或莱曼极限系统）可以在宇宙再电离期间（和之后）产生巨大影响。不幸的是，在大规模再电离模拟中直接解决这样的结构在计算上是不切实际的。相反，在这里，我们实现了一个子网格处方跟踪星系际介质中的非均匀重组。建立在以前的工作参数化恒星形成的光加热反馈，我们提出了大规模的，半数值再电离模拟，自洽跟踪本地（子网格）的源和汇的电离光子的演变。我们简单的单参数模型自然会产生扩展的再电离和适度、缓慢变化的发射率，与观察结果一致。双折射有助于减缓大HII区域的增长，并抑制再电离后期（和之后）电离背景的快速上升。结果，在整个再电离过程中，典型的HII区域小了$\sim 2-3$倍。在再电离的后半部分，大尺度（$k\lesssim 0.2\text{ Mpc$ ^{-1} $}$）电离功率谱受到$\gtrsim 2-3$因子的抑制。因此，正确的重组建模是重要的，几乎所有的再电离观测，包括即将到来的干涉与红移21厘米线解释。与以前的工作一致，我们发现在再电离结束时电离气体的聚团因子为$C_{\rm HII}\sim 4$。
2014-02-10 astro-ph.CO
Antisymmetric Cross-correlation between H I and CO Line Intensity Maps as a New Probe of Cosmic Reionization
强度映射的H I 21厘米线和CO 2.61毫米线的时代的再电离已成为强大的，互补的，探测高红移宇宙。然而，这两个地图和它们的互相关是由前景占主导地位。我们提出了一种新的分析，通过这种分析，信号是无偏的前景，即它可以测量没有前景缓解。我们构造了H I 21 cm线和CO 2.61 mm线的强度图之间的两点互相关的反对称部分，这是因为两个场的统计涨落在时间上有不同的演化。我们表明，这个新信号的符号可以独立于模型区分在某个时间间隔内是否发生由内而外的再电离。更重要的是，在再电离的偏移集模型的框架内，我们证明了在大尺度下的H I-CO互功率谱的偶极的斜率是线性的，以一种独立于再电离参数的方式的全球中性氢分数的变化率，直到接近再电离结束的斜率水平，但这种趋势可能取决于再电离模型的框架。氢-一氧化碳偶极可能是探测再电离速度的冒烟枪，或是宇宙再电离的“标准速度计”。对这一新信号的观测将揭示从再电离中点到接近完成的全球再电离历史。
2021-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Searching for patchy reionization from cosmic microwave background with hybrid quadratic estimators
我们提出了一个混合二次估计来测量引力透镜的宇宙微波背景（CMB）和微分屏蔽效应所产生的电子柱密度的波动，如可能产生的补丁再电离之间的交叉相关性。的混合二次估计验证模拟数据集与普朗克和CMB-第4阶段（CMB-S4）仪器属性，并发现能够恢复互功率谱几乎没有偏见。我们将这种技术应用于普朗克2015年的温度数据，并获得了引力透镜和差分屏蔽效应之间的互功率谱。仅凭普朗克数据无法检测到斑块再电离诱导的交叉功率谱，但未来的实验，如CMB-S4，将能够稳健地测量预期的信号，并提供关于再电离的新见解。
2018-08-05 astro-ph.CO
Measuring the History of Cosmic Reionization using the 21-cm Difference PDF
在宇宙再电离过程中，21厘米的亮度波动是高度非高斯的，互补的统计数据可以从像素亮度温度的分布中提取出来，而这些温度是不能从21厘米的功率谱中得到的。一个这样的统计量是21厘米差异PDF，两点之间的21厘米亮度温度差异的概率分布函数，作为点之间距离的函数。从模拟中提取的21厘米差分PDF的指导下，我们进行了极大似然分析模拟观测数据，并分析了目前和未来的低频无线电阵列实验的能力，以估计的形状的21厘米差分PDF，并测量宇宙再电离的历史。我们发现，一年的数据与实验，如默奇森宽场阵列应该足以探测大尺度在中期到后期阶段的再电离，而第二代实验应该产生详细的测量范围广泛的尺度在大部分的再电离时代。
2012-09-25 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
Cosmic reionization after Planck
宇宙再电离是理解宇宙结构形成的关键，可以告诉我们第一个源的性质，如它们的恒星形成效率和电离光子的逃逸分数。通过结合最近发布的普朗克电子散射光学深度数据与高红移类星体吸收光谱的观测，我们得到了强有力的约束可行的再电离历史。我们表明，普朗克数据的列入有利于再电离的情况下，一个单一的恒星人口。平均$x_{\rm HI}$从$z=10.6$处的$\sim0.8$下降到$z=5.8$处的$\sim10^{-4}$，再电离在$5.8\lesssim z\lesssim8.5$（2- $σ$）附近完成，因此表明高红移源对再电离的贡献显著减少。通过将高红移星系光度函数数据纳入分析，我们可以对电离光子的逃逸分数$f_{\rm esc}$施加独立的约束。在红移范围$z=6-9$内发现了$\sim10\%$的非演化$f_{\rm esc}$。
2015-09-16 astro-ph.CO
Effect of halo bias and Lyman Limit Systems on the history of cosmic reionization
我们扩展了Furlanetto等人（2004）现有的再电离分析模型，以包括再电离源的偏置和莱曼极限系统的额外吸收。通过构造，我们的模型与观测到的z<8时星系光度函数的演化和观测到的z<6时Ly-α森林的演化是一致的。我们还发现，对于我们认为合理的相对逃逸分数的大范围的值，这是一致的，从较低的红移的相对逃逸分数的观测约束，我们的再电离模型是一致的WMAP约束的汤普森光学深度和SPT和EDGES约束的持续时间的再电离。因此，我们得出结论，有可能开发出与所有现有观测约束一致的物理上现实的再电离模型。
2012-12-06 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
The effect of photon re-scattering due to cosmic reionization on 21-cm images and power spectra
School of Physics and Astronomy, Tel-Aviv University（特拉维夫大学物理与天文学院）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体研究所）；Kavli Institute for Cosmology（卡弗里宇宙学研究所）
研究了再电离期间和之后21厘米光子重新散射对21厘米图像和功率谱的影响，发现其导致图像波动和功率谱的显著衰减，对理论预测与观测比较具有重要影响。
2026-03-01 astro-ph.CO
Recombination clumping factor during cosmic reionization
我们讨论了在IGM中的重组的作用，以及相关的概念的聚集因子，在宇宙再电离。一般来说，聚团因子是一个局部量，它依赖于局部超密度和尺度，在该尺度下重子密度场可以假设是光滑的。这个尺度称为过滤尺度，它本身取决于过密度和局部热历史。我们提出了一种建立自洽分析模型的非均匀再电离假设的线性增长率的密度波动，同时占这些影响的方法。我们表明，考虑到当地的聚集因子引入显着的修正总重组率，与全球统一的聚集因子的模型相比。
2014-04-14 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
Cosmic Reionization On Computers I. Design and Calibration of Simulations
计算机宇宙再电离（Cosmic Reionization On Computers，CROC）是一个长期的宇宙再电离数值模拟项目。它的目标是完全自洽地（虽然不一定是从第一原理）模拟所有相关的物理，从辐射转移到气体动力学和恒星形成，在模拟体积高达100百万秒差距，空间分辨率接近100秒差距的物理单位。在此方法文件中，我们描述了我们的数值方法，模拟的设计，和数值参数的校准。在z=6时，使用20 Mpc/h和40 Mpc/h的空间分辨率达到125 pc的模拟，我们能够匹配观测到的星系紫外光度函数在所有红移6和10之间，以及获得与观测测量的Gunn-Peterson光学深度在z<6时的合理一致。
2014-07-28 astro-ph.CO
Reionization on Large Scales II: Detecting Patchy Reionization through Cross Correlation of the Cosmic Microwave Background
我们研究了斑片状再电离对宇宙微波背景温度的影响。各向异性光学深度τ（θ）在小尺度l > 2000上改变TT功率谱。我们利用物质密度和再电离红移场之间的相关性来构造τ（θ）的全天空图。斑片状再电离将CMB能量从大尺度转移到小尺度，导致大小角尺度之间的非零交叉相关。我们表明，补丁τ相关器是敏感的小均方根值τ_rms ~ 0.003在我们的地图。我们包括其他次级各向异性，如CMB透镜，动力学和热Sunyaev-Zel'dovich条款，以及红外和点源背景，并表明，斑片状再电离可以检测到在低频通道~ 90 GHz，特别是延长再电离的历史。如果频率相关的继发性可以通过多频率分析最小化，我们表明，即使是小程度的补丁可以检测到高的意义。在这种情况下，我们表明，具有不同的tau_rms值的模型是可区分的，即使是相同的平均值<tau>。因此，补丁τ相关器提供的信息是互补的，可以从偏振和动力学Sunyaev-Zel'dovich功率谱获得的信息。
2013-10-02 astro-ph.CO
Relative Role of Stars and Quasars in Cosmic Reionization
我们重温了经典的观点，即类星体对氢的再电离的贡献是不重要的。当考虑到二次电离时，在许多可能的超大质量黑洞的形成和生长的场景中，类星体在z> 8时贡献很大，甚至占主导地位，尽管它们的贡献通常低于恒星形成星系的贡献。因此，指导第一代红移21 cm实验设计的理论模型必须充分考虑类星体的贡献，以便在定性上更加准确。
2009-08-21 astro-ph.CO
Reionization in the dark and the light from Cosmic Microwave Background
我们探讨了普朗克2015年宇宙微波背景（CMB）数据的再电离历史的约束条件，并推导出未来CMB观测的预测。我们考虑一类单调的历史参数化的再电离的两个额外的参数，相对于在瞬时再电离建模中使用的平均光学深度。我们研究了再电离的历史和标准宇宙学模型的选定扩展之间的简并性。特别是，我们认为与中微子部门的总质量的简并，我们讨论了可能的相关性之间的暗物质湮灭和持续时间的再电离的CMB。我们使用Hazra和Smoot，JCAP 1711，028（2017）中提出的多离子模型的扩展。我们将普朗克2015年数据的约束与未来可能的CMB任务LiteBIRD的预测约束进行了比较，我们还使用了拟议的类似CORE的规格作为更高分辨率的例子。我们发现，平均光学深度和再电离持续时间之间的简并性将基本上被这两个概念所消除。再电离历史与总中微子质量和暗物质湮灭性质之间的简并性也将通过未来的调查得到改善。我们发现，在再电离的时间长的情况下，在更高的分辨率的再电离历史的约束只有边际改善。
2018-07-14 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers. Mean and Fluctuating Redshifted 21 cm Signal
我们探讨的平均值和波动的红移21厘米的信号在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的宇宙再电离的数值模拟。我们发现平均信号在大约$\pm20\rm{mK}$之间变化。最重要的是，我们发现$z\sim10-15$处的负预再电离下降仅延伸到$\langleΔT_B\rangle\sim-20\rm{mK}$，与之前的模拟结果一致，并与Pritchard & Loeb分析模型形成鲜明对比，需要在该红移范围内操作的全局信号实验（EDGES-II、LEDA、SCI-HI和DARE）具有更高的灵敏度。我们还探讨了致密的子结构（细丝和嵌入的星系）在形成21厘米功率谱的作用。我们发现，忽略电离泡内部的半中性亚结构，在$k\sim 0.1-1h\rm{Mpc}^{-1}$尺度下的功率谱会有25- 50%的误差.这一尺度范围特别令人感兴趣，因为即将进行的21 cm实验（MWA、PAPER、HERA）预计在这一范围内最为敏感。
2016-04-18 astro-ph.CO
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 Dark Ages of the Universe and Hydrogen Reionization
宇宙历史上的里程碑之一是第一个发光物体的形成和氢的再电离。宇宙结构形成的标准理论预测，第一代恒星在大爆炸后大约几亿年诞生。然后，黑暗的宇宙再次被点亮，最终充满了从恒星、星系和类星体发出的紫外光子。宇宙再电离的确切时期和过程的细节，甚至主要来源，除了宇宙早期被再电离的事实外，还不知道。再电离的特征预计会在宇宙微波背景辐射中留下印记，特别是在它的大尺度极化中。未来的CMB实验，连同其他探测器，如21厘米的调查，将提供丰富的信息，再电离过程。我们回顾了最近关于再电离的研究。从现有的观测在很宽的波长范围内的影响进行了讨论。最先进的计算机模拟的结果。最后，我们讨论了探索宇宙历史最初几亿年的前景。
2014-04-28 astro-ph.CO
Studying cosmic reionization with observations of the global 21-cm signal
我们探讨了21厘米信号的全球亮度温度的观测约束再电离历史和电离源的属性的能力。为了描述再电离信号，我们采用一个常用的玩具模型或结构形成模型，参数化的电离源的属性。如果结构形成模型捕获了再电离信号的实际演变，那么检测信号比玩具模型更容易;在这种情况下使用玩具模型也会导致重建再电离历史的系统误差，尽管足够灵敏的实验应该能够区分这两种模型。我们表明，在关于系统噪声和前景去除的乐观假设下，全球21厘米光谱的一年观测应该能够检测到广泛的现实模型，并测量再电离历史的主要特征，同时限制电离源的关键属性。
2012-05-07 astro-ph.CO
Beyond CMB cosmic variance limits on reionization with the polarized SZ effect
即将进行的宇宙微波背景（CMB）调查将很快首次探测到极化的Sunyaev-Zel'dovich效应，这是由CMB光子散射在塌陷物体中的自由电子上产生的线性极化。测量这种极化以及物体的电子密度的知识，可以确定从物体的时空位置观察到的CMB的四极温度各向异性。这些遥远的温度四极子的地图有几个宇宙学应用。在这里，我们提出了一个新的应用：重建宇宙学再电离的历史。我们表明，四极测量到红移3，平均光学深度的约束可以提高一个数量级以上的CMB宇宙方差限制。
2018-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The observable signature of late heating of the Universe during cosmic reionization
再电离时代的模型和模拟预测，氢原子21厘米跃迁的光谱将显示出一个明确的波动峰，分别在红移和标度，标志着再电离的中心阶段和电离气泡的特征尺寸。这是基于这样的假设：宇宙气体被恒星残骸（特别是X射线双星）加热到远高于当时宇宙微波背景的温度（~ 30 K）。在这里，我们表明，而不是硬光谱（即光谱与更多的高能光子比低能光子）的X射线双星使这种加热无效，导致延迟和空间均匀加热，修改21厘米的签名再电离。我们不应该寻找大尺度波动的简单上升和下降（峰值在几毫开尔文），我们必须期待一个更复杂的信号，也具有明显的最小值（小于1毫开尔文），标志着宇宙平均气体温度在微波背景之上的上升。可能使用今天运行的射电望远镜观察该信号，将证明在早期存在硬X射线宇宙背景。
2014-02-05 astro-ph.CO
