Reionization history and CMB parameter estimation
我们研究如何在宇宙的再电离历史的不确定性影响其他宇宙学参数的估计从宇宙微波背景。我们分析WMAP7数据和合成普朗克质量的数据产生的一个现实的情况下，从高分辨率数值模拟获得的宇宙再电离历史。我们进行参数估计，使用一个简单的突然再电离近似，并使用Mortonson和胡提出的主成分分析（PCA）技术。我们得出两个主要结论：（1）采用简单的突然再电离模型不会将可测量的偏差引入到其他参数的值中，这表明为了从未来的CMB数据集（如普朗克）估计参数，不需要再电离的详细建模。(2)PCA分析不允许在现实情况下准确重建宇宙的实际再电离历史。
2012-11-29 astro-ph.CO
Evidence for inhomogeneous reionization in the local Universe from metal-poor globular cluster systems
利用ΛCDM范式中星系集合体的一个基本特征，利用所观测到的贫金属球状星团的空间偏置和运动学来约束单个星系周围的局部再电离时期。选择了三个位于不同环境中的星系，进行了约束再电离在局域宇宙中的环境传播的第一次尝试。三个星系的联合约束（z_reion = 10.5^{+1.0}_{-0.9}）与最新的WMAP对简单瞬时再电离模型的z_reion约束非常一致。更重要的是，这里发现的z_reion值的范围与其他观测的z_reion估计的全球范围一致。我们还发现了一个1.7σ的指示，表明在高密度环境中的星系际介质被再电离之前，在低密度环境中完成了再电离。这与某些理论模型相一致，这些模型预测再电离的持续时间在全球范围内延长，中性氢袋在高密度环境中幸存下来，即使在周围区域被再电离之后。更一般地说，这项工作提供了一个有用的限制星系恒星晕的形成历史。
2012-04-11 astro-ph.CO
Early star-forming galaxies and the reionization of the Universe
形成恒星的星系是宇宙历史的宝贵线索。哈勃太空望远镜最近的观测进展导致了对最早的已知星系的发现和研究，这些星系对应于宇宙只有~ 8亿年历史的时期。来自这些早期星系的强烈紫外线辐射可能引发了宇宙历史上的一个重大事件：星系际氢的再电离。正在开发新技术来了解这些最遥远星系的特性，并确定它们对宇宙演化的影响。
2010-11-02 astro-ph.CO
Maximal X-ray feedback in the pre-reionization universe
再电离前宇宙中的X射线反馈是再电离和早期星系际介质热演化的主要能量来源之一。然而，高红移的X射线源在很大程度上仍然无法观测。研究早期宇宙中X射线反馈的整体效应的另一种方法是完整的宇宙学模拟。为此，本文建立了一个超大质量黑洞吸积反馈的X射线解析模型，作为未来宇宙学模拟的子网格模型。我们的分析模型提供了一个暗物质晕的质量和SMBH它的主机，其中的效率是由热反馈和封闭的引力势的晕之间的能量平衡参数之间的关系。为了校准模型，我们耦合的光环级配方与Press-Schechter晕质量函数，并获得全球质量和能量密度。然后，我们将我们的模型与各种观测约束进行比较，例如由此产生的软X射线和IR宇宙辐射背景，以测试我们对模型参数的选择。我们特别推导出模型参数，不违反任何约束，同时提供最大的X射线反馈前再电离。此外，我们考虑了SMBH X射线源对再电离和21 cm吸收信号的贡献。
2022-07-29 astro-ph.CO
Machine Learning Applied to the Reionization History of the Universe in the 21 cm Signal
再电离时代（EoR）的特点是第一个发光源和星系际介质（IGM）的低密度气体之间的丰富相互作用，来自这些来源的光子覆盖了IGM。目前，对与EoR相关的关键观测量的观测限制很少，例如再电离的中点和持续时间。虽然下一代射电干涉仪（如氢时代再电离阵列（HERA）和平方公里阵列（SKA））即将对21厘米功率谱进行的观测预计将很容易提供关于再电离中点的信息，但仅从功率谱中提取持续时间是一个更困难的命题。作为提取再电离信息的另一种方法，我们提出了卷积神经网络（CNN）的再电离图像的应用。这些图像在天空平面上是二维的，并在一系列红移值处提取，以生成“图像立方体”，这些图像立方体在质量上与HERA和SKA将在不久的将来生成的图像立方体相似。此外，我们还考虑了来自银河系的明亮前景信号对干涉仪图像立方体的影响，但不包括观测引起的噪声。我们表明，我们能够使用CNN将再电离$Δ$ z的持续时间恢复到5%以内，假设再电离的中点已经相对较好地受到约束。这些结果对于估算$τ$，即宇宙微波背景的光学厚度，具有令人兴奋的影响，它可以帮助约束其他宇宙学参数。
2019-08-05 astro-ph.CO
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
Mean Energy Density of Photogenerated Magnetic Fields Throughout the Epoch of Reionization
磁场在宇宙中无处不在。它们似乎存在于几乎所有的尺度和所有的时代。然而，宇宙学尺度上的场是天体物理学的还是宇宙学的起源仍然是一个悬而未决的主要问题。在这里，我们专注于天体物理机制的基础上的星系际介质的光电离在时代的再电离。基于以前描述孤立电离源周围物理机制的研究，我们在这里提出了一个分析模型来估计这种机制对整个宇宙磁化的贡献水平，这要归功于源的分布，在早期发光结构形成之前和旁边。该模型表明，在任何放大过程之前，宇宙可能会通过这种机制被整体磁化到至少几个$10^{-20}$ ~G随动的量级（即再电离时期的几个$10^{-18}$ ~G）。
2017-11-27 astro-ph.CO
Ultraviolet Luminosity Density of the Universe During the Epoch of Reionization
银河系外背景光的空间波动跟踪宇宙中所有恒星和星系的总发射。多波长研究可用于测量宇宙大约5亿年时再电离期间第一个星系的综合发射。在这里，我们报告弧分尺度的空间波动，在最深的天空调查之一，哈勃太空望远镜在五个波段之间的0.6和1.6 $μ$ m。通过模型拟合观测到的强度涨落角功率谱，得到$z$ > 8时星系的紫外光度密度为$\log ρ_{\rm UV} = 27.4^{+0.2}_{-1.2}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$ Mpc $^{-3}$ $(1σ)$ .这种水平的综合光发射允许一个显着的表面密度较暗的原始星系，低于点源检测水平在目前的调查。
2015-09-09 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
Self-shielding of hydrogen in the IGM during the epoch of reionization
我们研究星系际氢对电离辐射的自屏蔽辐射转移模拟宇宙再电离仔细校准莱曼α森林数据。虽然自屏蔽区域在后再电离宇宙中表现为莱曼极限系统，但在这里，我们专注于它们在再电离过程中的演化（红移z=6-10）。在这些红移下，氢电离辐射的空间分布是高度不均匀的，宇宙的某些区域仍然是中性的。在模拟中屏蔽了中性区和电离源后，我们发现氢的光电离率与局部氢密度的关系与再电离后宇宙中的情况非常相似。在这些红移中，自屏蔽变得重要的物理氢密度约为平均氢密度的$\mathrm{n_H \sim 3 \times 10^{-3} cm^{-3}}$或$\sim$的20倍，反映了这样一个事实，即在再电离过程中，光电离率通常足够低，以至于宇宙网中的细丝经常是自屏蔽的。典型的自屏蔽密度的值在红移z=3和10之间减小了3倍，并且以简单的方式遵循电离区域中的平均光电离率的演变。我们提供了一个简单的参数化的光电离率作为密度的函数在自屏蔽区域的再电离时代。
2018-05-09 astro-ph.CO
Signatures of X-rays in the early Universe
由于其长的平均自由程和对星系际介质（IGM）的有效加热，X射线可能对宇宙的热和电离历史产生巨大影响。我们在各种信号中探索这一点：（i）再电离历史：包括X射线导致更早，更长时间的再电离。来自X射线加热的有效热反馈可以产生延长的~10%的电离时期。(ii)再电离形态：X射线对再电离的相当大的贡献（~10%）导致更均匀的形态，尽管当在相同的全局中性分数xH下进行比较时，影响是适度的。然而，形态的变化不能通过增加电离源的偏置来抵消，使其成为稳健的特征。(iii)动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应：在固定的再电离历史下，X射线使l=3000时的kSZ功率降低约0.5 microK^2。我们的极端模型中，X射线占主导地位的再电离是唯一一个勉强符合上限从南极望远镜，假设没有热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）-尘埃星系的相关性。由于这种极端的模型是不可能的，我们得出结论，应该有一个相当大的tSZ尘埃星系信号。(iv)宇宙21厘米信号：在再电离的高级阶段（xH<0.7），X射线对21厘米功率谱的影响是适度的，除了极端的X射线主导的模型。X射线的最大影响是控制IGM加热。事实上，除非热反馈是有效的，否则X射线加热的时期可能与再电离的开始重叠（xH>0.9）。这导致21 cm功率谱比忽略该重叠的朴素估计所获得的功率谱高约10-100倍。然而，如果热反馈是有效的，由此产…
2013-04-17 astro-ph.CO
The Epoch of Reionization
宇宙的黑暗时代随着第一代星系的形成而结束。这些物体开始发射紫外线辐射，在它们周围形成电离区域。在足够数量的电离源形成后，宇宙中气体的电离部分迅速增加，直到氢完全电离。在这段时间里，宇宙气体从中性到电离，被称为宇宙的再电离时代。再电离时代与宇宙学中的许多基本问题有关，例如第一个星系的性质，（迷你）类星体的物理学，非常贫金属恒星的形成以及天体物理学中的一系列其他重要研究课题。因此，揭示它将对早期宇宙结构形成的研究产生深远的影响。这一章回顾了当前关于再电离期存在的观测证据，它的关键理论方面和主要特征，最后是各种有望揭示它的观测探测器，特别强调了红移21厘米探测器，目前正在建造或设计的各种实验，以及我们可以从它们那里了解到关于再电离期的信息。
2012-06-01 astro-ph.CO
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
Hydrogen Reionization in the Illustris universe
星系形成的流体动力学模拟，如Illustris模拟，已经发展到一个状态，他们近似地再现所观察到的恒星质量函数从高到低的红移。这在原则上允许自洽模型的再电离，利用扩散气体分布的准确表示连同这些模拟提供的星系的现实增长，在一个有代表性的宇宙体积。在这项工作中，我们应用和比较两个辐射转移算法实现GPU加速代码的$106.5\,{\rm Mpc}$宽体积的Illustris在后处理，以调查再电离过渡预测该模型。我们发现，第一代星系形成的插图是几乎能够reflecting宇宙的红移$z\sim 7$，提供相当乐观的假设逃逸分数和分辨率的限制。我们最乐观的模型发现光学深度为$τ\simeq 0.065$，这与最近的普朗克2015年的测定非常一致。此外，我们表明，基于矩的方法与M1封闭辐射转移给出了广泛一致的结果与我们的角度分辨辐射转移计划。在我们喜欢的基准模型中，20%的氢被红移的$z=9.20$重电离，而这迅速攀升到80%的红移的$z=6.92$。然后，直到$z=6.24$，99%的氢被电离。平均而言，再电离在我们的模型中进行“由内而外”，再电离气泡的尺寸分布逐渐具有越来越大的尺寸区域，而小气泡的丰度保持相当恒定。
2015-08-31 astro-ph.CO
Constraining the Astrophysics of the Cosmic Dawn and the Epoch of Reionization with the SKA
平方公里阵列（SKA）将提供对早期宇宙的前所未有的看法，使用红移21厘米线的干涉观测。这条21厘米的线探测宇宙气体的热和电离状态，这是由我们宇宙中第一个结构的诞生和演化所决定的。在这里，我们将展示21厘米信号的演变将使我们能够研究第一代星系何时出现，它们的性质是什么，以及星系际介质的结构是什么。我们强调了定性趋势，这将为早期宇宙提供强大的见解。
2015-01-16 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
HI as a Probe of the Large Scale Structure in the Post-Reionization Universe: Visibility Correlations and Prospects for Detection
在后再电离时代的HI分布的模拟地图被用来研究与现有的和即将到来的射电望远镜检测的前景。我们认为，在红移辐射的超精细过渡与1420 MHz的静止帧频率的检测。讨论了利用可见度相关性进行统计检测的可能性。我们表明，MWA（默奇森宽场阵列）和GMRT（巨型米波射电望远镜）可以潜在地检测信号的HI分布在高红移。MWA可以探测到大角度尺度下的可见度相关，在后再电离时代，它可以探测到所有的红移。GMRT可以在较低的红移下探测到可见度相关，特别是在z = 1.3的巡天有很强的情况。我们还讨论了使用GMRT直接检测HI分布中罕见峰的前景。我们表明，直接检测应该是可能的积分时间是可比的，甚至小于，统计检测所需的时间。具体地，可以通过测量可见度相关性来进行HI分布的统计检测，并且可以在少于1000小时的观测中使用GMRT来直接检测HI分布中的罕见峰值。
2010-04-28 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
Primordial black holes with mass $10^{16}-10^{17}$ g and reionization of the Universe
质量为$10^{16}-10^{17}$ g的原始黑洞（PBH）几乎可以逃脱观测的限制，因此可以从本质上对暗物质密度做出贡献。霍金蒸发这种PBH产生稳定的$γ$ -和$e^{\pm}$ -辐射在MeV的能量范围内，可以被普通物质吸收。简化的估计表明，一小部分蒸发的能量必须被重子物质吸收，这足以加热物质，使其在红移$z\sim 5... 10$处完全电离。结果被发现是接近边界的情况下出现的效果，是什么使它敏感的近似使用。在我们的近似中，对于PBH质量$z\sim 5$ g，气体电离度达到50-100%，其丰度对应于上限。
2015-02-25 astro-ph.CO
Exploring the cosmic dawn and epoch of reionization with 21cm line
宇宙的黑暗时代，当没有发光物体存在时，随着第一批恒星、星系和黑洞的诞生而结束。这个时代被称为宇宙黎明。宇宙再电离是宇宙中星系际介质在发光天体发射的电离光子驱动下发生的主要跃迁。虽然从黑暗时代到再电离的时期是宇宙中的一个里程碑，但我们对这一时期的认识还不够。由中性氢发射的宇宙21厘米信号有望为这一时期打开一扇新的窗口。在这篇综述文章中，我们首先介绍了21厘米线的基本物理和第一颗恒星如何影响21厘米线信号。接下来，我们简要总结了如何通过统计和机器学习方法从21 cm线信号中提取天体物理信息。我们还讨论了21厘米线信号和其他发射线之间的协同作用。最后，我们总结了21厘米实验的现状。
2023-03-20 astro-ph.CO
Redshift-space 21-cm bispectrum multipoles as an SKA-era gravity test in the post-reionization Universe
Indian Statistical Institute（印度统计研究所）；McGill University（麦吉尔大学）；Ciela—Montreal Institute for Astrophysical Data Analysis and Machine Learning（Ciela-蒙特利尔天体物理数据分析与机器学习研究所）
利用SKA-MID观测红移空间21厘米双谱多项式，探测再电离后宇宙中偏离广义相对论的引力效应。
2026-01-26 astro-ph.CO
Optical depth to reionization in a Universe with multiple inhomogeneous domains
S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学）；INFN, Sezione di Roma（意大利国家核物理研究所罗马分部）；Università di Roma “La Sapienza”（罗马第一大学）
利用Buchert平均形式主义，研究包含物质不均匀性反馈的宇宙学设置中的再电离光学深度，通过多域模型参数化并使用PantheonPlus+SH0ES超新星样本进行MCMC分析，得到τ_reion=0.0581，更接近观测估计，并适度缓解哈勃张力。
2026-06-12 astro-ph.CO
Modeling the Intergalactic Medium during the Epoch of Reionization
观测和理论宇宙学的一个主要目标是观察我们宇宙历史上第一个星系形成的基本上未被探索的时间段，并解释这些测量结果。早期的星系在再电离时期（EoR）通过光电离气体对周围星系际介质（IGM）中的气体产生了巨大的影响。这个时期可能跨越了宇宙时间的一段延长：电离区域在早期星系周围形成并增长，逐渐填充了宇宙体积的越来越大的部分。在某个时候--到目前为止还不确定，但在大爆炸后的第一个十亿年左右--基本上整个宇宙体积都充满了电离气体。IGM的性质提供了关于早期星系群的形成时间和性质的有价值的信息，因此许多研究第一个发光源的方法都是基于对周围星系际气体的测量。在未来十年内，改进IGM和早期星系群再电离时代观测的前景是突出的。基于此，我们回顾了再电离过程中IGM模型的现状。我们专注于几个关键方面的再电离时代的现象和描述：体积平均电离分数的红移演化，电离光子的源和汇的属性，以及模型描述的空间变化的电离分数，紫外辐射场，IGM的温度，和气体密度分布。
2015-11-04 astro-ph.CO
HI as a Probe of the Large Scale Structure in the Post-Reionization Universe
我们模拟了中性氢（HI）在后再电离宇宙中的分布。这个模型使用重力只N体模拟和一个分配的分析师，HI的暗物质晕，是符合观测约束和理论模型。我们解决了可能在模拟中托管HI的最小晕，还注意确保由于模拟框的有限大小而导致的任何误差都很小。然后，我们计算平滑的一点概率分布函数和功率谱的波动在HI。将其与使用不同技术做出的其他预测进行比较。我们强调了小尺度下HI分布的显著高偏倚。这方面以前没有讨论过。然后，我们讨论了与MWA，GMRT和假设的MWA5000检测的前景。MWA5000可以在后再电离时代的所有红移下探测大角度尺度的可见度相关。GMRT可以在较低的红移下探测到可见度相关，特别是在z=1.3的巡天有很强的情况。我们还讨论了使用GMRT直接检测HI分布中罕见峰的前景。我们表明，直接检测应该是可能的积分时间是可比的，甚至小于，统计检测所需的时间。具体地，可以通过测量可见度相关性来进行HI分布的统计检测，并且在小于1000小时的观测中，利用GMRT直接检测z = 1.3处的HI分布中的罕见峰。
2010-04-28 astro-ph.CO
Prospects for Probing Feedback from the First Black Holes and Stars During Reionization
从黑暗时代和再电离之间的宇宙早期（即，z>6，nu<200 MHz）探测第一批恒星和类星体反馈效应的方法。通过HI层析成像，我们有可能确定氢在宇宙中的分布，并限制第一批恒星和黑洞的诞生。这样的观测也可能限制暴胀的性质和第一颗恒星形成开始之前的任何外来加热机制（例如，暗物质衰变）。在30 ~ 200 MHz的不同频率范围内，由于宇宙的膨胀和恒星和/或黑洞的点燃，宇宙微波背景辐射和自旋温度之间的相对平衡发生变化，电离后的全球（全天空）HI信号具有明显的特征。一个技术路线图，以接近这些意见，开始与地基阵列和结束的低频无线电阵列在月球背面的描述。
2009-08-20 astro-ph.CO
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 Study : Principle Component Analysis After Planck
再电离历史的研究对于理解宇宙的演化有着重要的作用。一般认为，我们宇宙中的星系际介质（IGM）今天是完全电离的，但再电离过程仍然是神秘的。现代宇宙学通常采用简单的瞬时再电离过程，没有直接的观测证据。然而，电离分数的历史，$x_e(z)$将影响宇宙微波背景（CMB）观测和光学厚度$τ$的约束。利用基于特征再电离模型的模拟未来数据集，我们发现瞬时模型引入的对$τ$的偏差是不可忽略的。本文用主成分分析（PCA）方法研究了宇宙再电离的历史，并结合银河巡天和Ia型超新星（SN）Union 2.1样品的重子声学振荡（BAO），利用Planck、WMAP 9年温度谱和偏振功率谱数据，重建了不同红移$z$下的$x_e (z)$。结果表明，重建的$x_e(z)$与瞬时行为一致，但在某些时刻与瞬时行为略有偏差。通过PCA方法，在抛弃噪声模式后，我们得到了更强的约束，并且特征$x_e(z)$演化的提示可以变得更明显。
2015-12-23 astro-ph.CO
Probing Reionization and Early Cosmic Enrichment with the MgII Forest
由于使星系际介质（IGM）再电离的大质量恒星不可避免地爆炸为超新星，用金属污染宇宙，宇宙再电离和浓缩的历史密切交织在一起。虽然过度敏感的Ly-alpha跃迁在中性IGM中完全饱和，但如果再电离过程中产生的金属（Z~10 ^{-3} Z_sol）渗透中性IGM，则像MgII 2796，2804双峰这样的强低电离金属线将产生可检测的"金属线森林"。我们模拟MgII森林的第一次通过结合一个大的流体动力学模拟与半数值再电离拓扑结构，假设一个简单的富集模型，IGM均匀地充满金属。与识别离散吸收体的传统方法相比，我们将吸收体视为连续的随机场，并利用精密宇宙学的技术测量其两点关联函数。我们表明，一个现实的模拟数据集的10 JWST光谱可以同时确定镁丰度，[Mg/H]，1西格玛精度为0.02 dex和测量全球中性分数为5%的宇宙= 0.74和[Mg/H]=-3.7。<x_HI><x_HI>或者，如果IGM是原始的，则MgII森林的零检测将在95%可信度下对IGM金属丰度设定严格的上限[Mg/H]<-4.4，假设来自另一探针的> 0.5。<x_HI>金属浓度在环星系周围的星系可以显着污染的IGM信号，但我们演示了如何这些离散的吸收剂可以很容易地识别和掩盖，使其对关联函数的影响可以忽略不计。因此，MgII森林具有巨大的潜力，可以精确地限制宇宙的再电离和浓缩历史。
2020-07-30 astro-ph.CO
Impacts of pre-initial conditions on anisotropic separate universe simulations: a boosted tidal response in the epoch of reionization
为了生成宇宙学$N$ -体模拟的初始条件，需要准备均匀分布的模拟粒子，即所谓的预初始条件（pre-IC）。构建预IC的标准方法是将颗粒放置在三维空间坐标中均匀间隔的晶格网格上。然而，即使在每个粒子根据宇宙学扰动的初始位移之后，粒子分布仍然显示人为的各向异性。这样的伪影在稍后的时间导致模拟中的系统性影响，直到演化的粒子分布充分地消除初始各向异性。在本文中，我们研究了前IC的各向异性分离宇宙模拟的影响，其中大尺度潮汐场的结构形成的影响，使用在本地背景（模拟体积）的各向异性膨胀考虑。为了量化的影响，我们比较模拟采用标准的网格预IC和玻璃，后者应该抑制初始各向异性。我们发现，在网格预IC模拟中的人工功能，直到$z\sim 9$，而玻璃预IC模拟似乎是稳定和准确的范围内，我们研究的规模。从这些结果中，我们发现，一个耦合的大规模的潮汐场与物质集群相比，在准非线性制度的红移范围$5\lesssim z\lesssim 15$的微扰理论的领导阶预测增强，表明在这样高的红移，例如，在时代的再电离的潮汐场对结构形成的重要性。
2020-10-21 astro-ph.CO
Unveiling the Phase Transition of the Universe During the Reionization Epoch with Lyman-alpha
再电离时代（6 < z < 10）标志着我们宇宙中第一个大星系成长成熟并开始影响周围宇宙的时期。大质量恒星和潜在的吸积超大质量黑洞使宇宙充满了电离辐射，烧掉了自复合（z~1000）以来充满星系际介质（IGM）的中性气体薄雾。这一过程的演变限制了这些最早的光源的关键特性，因此在观测上限制再电离是未来十年的一个关键科学目标。从光度学确定的星系中测量莱曼α辐射是一个高度限制的再电离探测器，因为中性IGM会共振散射这些光子，降低可探测性。虽然8- 10米望远镜已经完成了大量的工作，但这些观测需要超大型望远镜（ELT）;今天10米级望远镜的通量极限仅足以观测已知最亮的星系（m < 26）。用巨型麦哲伦望远镜（GMT）和30米望远镜（TMT）进行的超深探测将能够探测到比今天最深探测微弱2-3个星等的星系的莱曼α辐射。GMT上的宽场光纤光谱学与TMT上的窄场AO辅助狭缝光谱学相结合，将能够探测整个再电离时期电离气泡的预期大小，随后使用宽场红外空间望远镜进行度尺度深度成像调查。这些数据将提供第一个解决莱曼α为基础的地图的电离星系际介质在整个时代的再电离，约束模型的时间和空间演变的这种相变。
2019-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 reionization and thermal history of the Universe using a semi-numerical photon-conserving code SCRIPT
鉴于宇宙氢的再电离历史尚未受到严格限制，因此值得使用物理动机模型和可用的观测数据来检查这样做的前景。为此，我们使用了显式光子守恒再电离半数值模型的扩展版本$\texttt{SCRIPT}$，其中还包括星系际介质（IGM）的热演化。该模型结合了非均匀复合和辐射反馈自洽的影响，其特征在于由五个自由参数（两个红移依赖的电离效率，两个电离逃逸分数，和另一个再电离温度增量）。我们通过同时与各种观测探测器匹配来约束这些自由参数，例如，电离氢分数，CMB散射光学厚度和星系紫外光度函数的估计。此外，我们包括低密度IGM温度测量从莱曼$α$吸收光谱在$z \sim 5.5$，探针不常用于贝叶斯分析的再电离参数。我们发现，各种数据集的相互作用，特别是包括温度数据，导致收紧的参数约束。我们的默认模型更喜欢再电离的后期（在$z \lesssim 6$），与其他最近的研究一致。我们还可以推导出对再电离持续时间$Δz=1.81^{+0.51}_{-0.67}$和再电离中点$z_{\mathrm{mid}}=7.0^{+0.30}_{-0.40}$的约束。可以通过包括其他可用的和即将到来的数据集来进一步收紧限制。
2022-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantitative Constraints on the Reionization History from the IGM Damping Wing Signature in Two Quasars at z > 7
在再电离过程中，星系际介质（IGM）中的中性氢在高红移类星体的光谱上留下了阻尼翼吸收特征的印记。对这个特征的探测为一个显著中性的宇宙提供了令人信服的证据，并使在那个时期测量氢中性部分$x_{\rm HI}(z)$成为可能。然而，从这种技术获得可靠的定量约束，是具有挑战性的，由于随机性引起的补丁内-外拓扑结构的再电离，退化类星体的寿命，和未知的未吸收类星体光谱接近休息帧Ly $α$。通过对高红移宇宙的高分辨率流体动力学模拟，将再电离拓扑的大体积半数值模拟与一维辐射转移相结合，建立了类星体再电离过程中的透射谱模型。我们最先进的方法捕捉到了在偏置类星体晕中阻尼翼强度的分布，这些偏置类星体晕应该在更早的时候被再电离，以及类星体环境中由其自身电离辐射引起的中性气体的侵蚀。结合这个详细的模型与我们的新技术预测类星体的连续性及其相关的不确定性，我们引入了贝叶斯统计方法来共同约束中性的宇宙和类星体的寿命从个人类星体光谱的分数。我们将这种方法应用于已知的两个最高红移类星体ULAS J1120+0641和ULAS J1342+0928的光谱，并测量了体积平均中性分数$\langle x_{\rm HI} \rangle(z=7.09)=0.48^{+0.26}_{-0.26}$和$\langle x_{\rm HI} \rangle(z=7.54)=0.60^{+0.20}_{-0.23}$（后中位数…
2018-02-16 astro-ph.CO
Preheating of the Universe by cosmic rays from primordial supernovae at the beginning of cosmic reionization
来自宇宙再电离期的21厘米信号可以揭示z~30-10原始星系际介质（IGM）的加热历史。有人认为，来自第一个吸积黑洞的X射线可以在这些早期时期显著加热宇宙。在这里，我们提出了另一个IGM加热机制与第一批恒星。从先前的工作中得知，终结大质量第三星族恒星生命的强大超新星（SNe）的残余物可以很容易地从它们的宿主暗物质微晕中扩展到周围的IGM中，这得益于来自祖星的紫外线辐射对晕气体的光蒸发。我们认为，在这样的残余物的演化过程中，SN动能的一个显着的部分可以投入到低能量（E<30 MeV）的宇宙射线，最终将逃逸到IGM。这些次相对论性的宇宙射线可以在宇宙中传播，并在与第一批星系和类星体相关的更强大的再电离/加热机制发挥作用之前，将IGM加热约10-100 K。因此，未来的21厘米观测可以限制第一颗超新星的能量，并提供有关原始IGM中磁场的信息。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Detecting the HI Power Spectrum in the Post-Reionization Universe with SKA-Low
本研究提出利用SKA-Low望远镜在z=5-6探测HI功率谱的巡天策略，通过模拟发现高斯过程回归优于主成分分析进行前景清除，并确定了积分时间与系统效应要求，为再电离后宇宙的HI功率谱测量提供了关键验证。
2023-07-26 astro-ph.CO
The haloes that reionized the Universe
本研究通过JWST观测与EAGLE模拟，发现爆发星系驱动的暗物质晕（质量约10^9太阳质量）是宇宙再电离的主要来源，并构建逃逸分数模型预测了可由SKA检验的21厘米信号峰值。
2025-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
2D Genus Topology of 21-cm Differential Brightness Temperature During Cosmic Reionization
提出了一种描述宇宙再电离时期早期宇宙星系际介质拓扑结构的新方法。通过二维亏格的计算，分析了高红移产生的21 cm辐射背景。通过一系列数值模拟计算了不同输入参数下氢电离光子的辐射转移和电离速率方程。2D属是从高红移宇宙的模拟21厘米图像计算出来的。我们通过改变阈值差分亮度温度来构造2D亏格曲线，并将其与底层密度场的2D亏格曲线进行比较。我们发现：（1）2D亏格曲线反映了宇宙再电离的演化轨迹;（2）2D亏格曲线可以区分某些再电离情景，从而间接探测辐射源的性质。选择正确的无线电天线波束形状对于这种分析至关重要。为此，平方公里阵列（SKA）被认为是一个合适的装置，用于这种分析的灵敏度，即使一些恶化的数据，为此目的是不可避免的天线芯的计划大小下。
2014-06-13 astro-ph.CO
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
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
Quantifying Bursty Star Formation in Dwarf Galaxies
本研究提出矮星系间歇性星暴会在化学丰度平面留下不连续轨迹，利用高斯混合模型结合APOGEE数据证实玉夫座矮椭球星系存在约300Myr宁静期的星暴历史，为早期宇宙研究提供新途径。
2025-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Model for the Origin of Bursty Star Formation in Galaxies
我们提出了一个简单的分析模型，以了解恒星的形成是时间稳定的星系与突发。最近的模型解释了所观察到的恒星形成率和星系气体表面密度之间的Kennicutt-Schmidt关系，这是由于恒星反馈和引力之间的平衡。我们认为，爆发性恒星形成时，这样的平衡不能稳定地维持，并确定两个制度，星系尺度的恒星形成应该是爆发性的：i）在高红移（z>~1）的所有质量的星系，和ii）在低质量（取决于气体分数）的星系在任何红移。在高红移时，特征星系动力学时间尺度变得太短，超新星反馈无法有效地响应星系盘中的引力坍缩（最近发现的星系核效应），而在矮星系中，恒星形成发生在太少的明亮恒星形成区域，无法有效地平均。由于早期宇宙中气体分数的升高，在高红移时爆发也会增强。因此，我们的模型可以解释在这些制度的爆发恒星形成率预测最近的高分辨率星系形成模拟，以及爆发恒星形成的历史观测推断在本地矮和高红移星系。在我们的模型中，爆发性恒星形成与超新星特别强烈的时空聚集有关。这样的成团可以促进星系风的形成，因此我们的模型也可以解释高红移大质量星系相对于z~0对应星系的风质量负载因子要高得多。
2017-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Probing the primordial Universe with 21-cm line from cosmic dawn/epoch of reionization
在宇宙最遥远的地方，中性氢的21厘米超精细跃迁是唯一可以用来示踪大尺度结构的物质。许多仪器已经工作并计划测量21厘米线信号，特别是，探测全球EoR信号的实验（EDGES）最近报告了第一次探测到吸收信号，这对应于再电离（EoR）时期的21厘米线全球信号。未来的大型射电望远镜，平方公里阵列（SKA）将能够提供21厘米线发射/吸收信号的高精度测量。本文综述了从EoR到暗时代的21 cm线全球信号和涨落信号的研究现状，总结了由最近的EDGES结果和SKA未来的观测所激发的我们如何探测原始宇宙的最新研究。我们重点讨论了两个应用的约束宇宙学的EDGES结果：对原始磁场和原始功率谱的约束。我们还讨论了潜在的未来SKA探测的暴胀宇宙，通过讨论预期的约束的原始功率谱，其绝热性，和原始的非高斯性从未来的观测21厘米波动。
2023-03-14 astro-ph.CO hep-th
In Situ Probes of the First Galaxies and Reionization: Gamma-ray Bursts
宇宙中的第一个结构是在z>7时形成的，其红移比目前已知的所有星系都要高。由于伽玛暴在高红移时比其他宇宙学源更亮，并且表现出简单的幂律余辉光谱，这是吸收研究的理想选择，因此它们是研究早期宇宙的有力工具。未来十年计划的新设施将能够获得大量高红移伽玛暴样本。这样的样本将限制第一批恒星、星系的性质，以及宇宙的再电离历史。
2009-02-19 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Morphology of Reionization in a Dynamically Clumpy Universe
本文利用含动力学亚网格模型的辐射传输代码，研究电离光子汇对再电离形态的影响，发现其效应取决于源的性质，并指出均匀团块模型在明亮源主导时有效，而在暗弱源主导时误差可达40%。
2023-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Principal component analysis of the reionization history from Planck 2015 data
宇宙瞬时再电离的简单假设可能会使宇宙学参数的估计产生偏差。在本文中，再电离历史的模型无关的主成分方法被应用到最近的普朗克2015年数据的宇宙学参数的约束。我们发现宇宙在红移$z \ge 8.5$为95% CL时没有完全重电离。再电离光学深度和物质涨落幅度均高于标准瞬时再电离方案，但与标准瞬时再电离方案一致。物质涨落幅度的高估计值加强了普朗克CMB观测与一些天体物理数据之间的紧张关系，如星系团计数和弱透镜。如果允许中微子质量变化，这种张力就可以得到明显的缓解。由于高的标量谱指数，低尺度自发破缺的SUSY暴胀模型可以很好地拟合数据，这在普朗克分析中在95%CL下是不受欢迎的。
2015-09-04 astro-ph.CO hep-ph
ETHOS -- an effective theory of structure formation: predictions for the high-redshift Universe -- abundance of galaxies and reionization
我们对比预测的高红移星系人口和再电离的历史之间的冷暗物质（CDM）和另一种自相互作用的暗物质模型的基础上，最近开发的ETHOS框架，阐明了小规模CDM的挑战，在本地组。我们进行了最高分辨率的流体动力学宇宙学模拟（一个36兆秒差距的$^3$体积与气体细胞质量的$\sim10^5\mathrm{M}_{\odot}$和$\sim180$ ~pc的最小气体软化）内ETHOS的日期-加上CDM对应-量化的丰富的星系在高红移和它们对再电离的影响。我们发现，ETHOS预测的星系具有更高的紫外（UV）光度比他们的CDM同行和更快的建立的暗端的UV光度函数。然而，这些效应使得再电离的光学深度对功率谱截止不太敏感：ETHOS模型与CDM $τ$值的差异仅为10%，如果紫外光子的有效逃逸分数为0.1-0.5，则与普朗克极限一致。我们的结论是，目前的观测高红移光度函数不能区分ETHOS和CDM模型，但深JWST调查强透镜，固有的暗淡星系有可能测试非CDM模型，提供有吸引力的解决方案CDM的本地组问题。
2019-01-09 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
Computer Simulations of Cosmic Reionization
氢的宇宙再电离是宇宙演化中最后一次主要的相变，它彻底改变了宇宙气体的电离和热条件。据我们今天所知，这一过程是由来自年轻恒星形成星系和第一类星体的紫外线辐射驱动的。我们回顾了目前宇宙再电离的观测限制，以及控制星系际气体电离的主要物理效应。然后，我们专注于这个过程的计算机模拟的数值模拟。在过去十年中，在解决来自许多来源的电离光子通过膨胀宇宙中宇宙气体的高度不均匀分布的辐射转移方面取得了重大进展。通过现代模拟，我们终于对再电离过程有了一个大致的了解，但在这个年轻而令人兴奋的数值宇宙学领域，仍然存在许多未解决的问题。
2009-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization
在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Epoch of Reionization in the R_h=ct Universe
再电离期（EoR）的测量结果表明，再电离开始于z ~ 12-15，结束于z=6。此外，对宇宙微波背景波动的仔细分析表明，通过EoR的散射光学深度τ ~ 0.066+/-0.012。在LCDM的背景下，中等红移的星系和较高红移的矮星系现在似乎是紫外电离辐射的主要来源，但只有推断的（电离）逃逸分数f_ion ~ 0.2，这与其他观测结果相矛盾，后者表明值小至~ 0.05。在本文中，我们研究了在另一种Friedmann-Robertson Walker宇宙学（称为R_h=ct宇宙）中再电离是如何进行的，并确定了这种不同膨胀率所需的f_ion值。我们发现，只要重子分数密度在0.026 < Omega_b < 0.037的合理范围内，R_h=ct就能很好地解释EoR目前已知的性质。该模型也可以拟合EoR数据，其中f_ion ~ 0.05，但前提是莱曼连续谱光子产生是高效的并且Omega_b ~ 0.037。然而，这些结果仍然是初步的，因为它们依赖于一种特殊形式的恒星形成率密度，而这种密度在非常高的红移下仍然是不确定的。当完整的结构形成模型出现时，重新考虑R_h=ct中的EoR也是有益的。
2015-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Japanese Cosmic Dawn/Epoch of Reionization Science with the Square Kilometre Array
宇宙再电离被认为是宇宙中气体的主要相变。由于早期宇宙中形成的天体，如第一批恒星、星系和黑洞，被认为引起了宇宙再电离，因此这些天体的形成历史和性质与再电离过程密切相关。尽管探索再电离的重要性，但我们对再电离的认识还不够充分。平方公里阵列（SKA）是下一代大型望远镜，将在未来十年内运行。虽然目前有几个下一代望远镜计划，但SKA将是唯一一个有可能直接观测z~30的中性氢的望远镜，并为我们提供有关宇宙黎明（CD）和再电离时代（EoR）的宝贵信息。SKA的早期科学将在几年内开始;因此，现在是我们制定SKA CD/EoR科学战略的时候了。本文件的目的是介绍日本在SKA项目中的科学兴趣，并报告我们的调查结果。
2016-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Planck scale physics with CMB and Reionization Optical Depth
我们提出了一个双向的相互作用的原理证明在非常早期的宇宙和后期的观测物理。我们发现的原始机制之间的关系，负责大规模的功率抑制的原始功率谱和再电离光学深度$τ$的值。这些机制可影响$τ$的估计。我们表明，使用未来的测量$τ$，人们可以获得前暴胀动力学的约束，提供了一个新的窗口非常早期的宇宙物理。此外，新的重新估计的$τ$可以潜在地解决$τ$的高和低$\ell$测量之间的适度差异，因此为功率抑制异常及其原始起源提供经验支持。
2017-10-02 astro-ph.CO gr-qc hep-th
