Modelling intergalactic low ionisation metal absorption line systems near the epoch of reionization
我们解释观测星系际低电离金属吸收系统在红移z $\gtrsim$ 5的压力约束云。我们发现云限制的预期压力的星系晕与群众$11<\log M_h/h^{-1}M_\odot<12$提供了一个很好的描述低电离金属吸收剂之间的柱密度比。然而，某些比率需要将传统的受辐射平板的辐射转移模型扩展到球形（或圆柱形）云，以允许视线通过云的核心之外。在某些系统中，还表明硅在尘埃颗粒上的适度消耗。推断的化学丰度跨越太阳和恒星主导的恒星星族之间的范围，可能会出现在星爆星系。与数据匹配的典型HI柱密度对应于阻尼莱曼- $α$吸收体（DLA）或亚DLA，其尺寸为40 pc至3 kpc，气体质量为$3.5<\log M_c/M_\odot<8$和金属岩$0.001-0.01Z_\odot$。这样的系统继续对星系尺度的数值模拟提出挑战。
2020-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The End of Helium Reionization at z~2.7 Inferred from Cosmic Variance in HST/COS HeII Lyman Alpha Absorption Spectra
本文报道了在两个z~3类星体的HST/COS光谱中探测到的强烈变化的星系际HeII吸收。从我们对这些和三个档案视线中的HeII吸收的均匀分析中，我们发现平均HeII有效光学深度从z~2.3处的τ ~1显著增加到z~3.2处的τ>5，但在2.7< z <3处的2<τ <5的大散射在~10 Mpc的尺度上。这种分散主要是由于HeII部分和HeII电离背景的波动，而不是密度变化，探测的同时代HI森林。HeII吸收的半解析模型需要HeII电离背景的强烈降低来解释在z>2.7时吸收的强烈增加，这可能表明HeII再电离在z>2.7时是不完全的。同样，最近的三维数值模拟的HeII再电离定性地同意观察到的趋势，只有当HeII再电离完成在z=2.7或甚至更低，如我们的五个视线中的两个在z<2.8的大tau>3所示。通过在2.7< z <3时将样本大小加倍，我们新发现的HeII视线首次探测了氦完全电离时第二次再电离时期的多样性。
2011-05-11 astro-ph.CO
The HeI 584 A Forest as a Diagnostic of Helium Reionization
我们讨论了使用HeI 584 A森林探测和研究HeII再电离的潜力。在星系间的HeII区域，预计会有显著的584 A吸收，而在HeIII区域的低密度气体中应该没有可检测到的吸收。与He II Ly-alpha吸收（最近研究的主题）不同，使用这种跃迁来研究He II再电离的困难不是饱和，而是吸收很弱。这种跃迁的冈恩-彼得森光学厚度为τ ~ 0.1 x_{HeII} Δ ^2 [（1+z）/5]^{9/2}，其中x_{HeII}是氦在HeII中的分数，Δ是以宇宙平均值为单位的密度。此外，HeI 584 A吸收被较低的红移HI Ly-alpha吸收污染，具有可比的通量衰减。我们估计了从低密度气体（Delta ~ 1）中确定性检测红移HeI吸收的要求，这将表明HeII再电离正在发生。我们发现，这一目标可以实现（使用同时期的HI Ly-alpha吸收来掩盖密集区域和互相关），光谱分辨率为10^4，每个分辨率元素的信噪比约为10。利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪，在几个已知的z ~ 3.5类星体的视线上，这样的规格可能是可以实现的。我们还讨论了如何HeI吸收可以用来测量的硬度以上的电离背景13.6 eV。
2010-09-24 astro-ph.CO
Cosmic Reionization on Computers: Physical Origin of Long Dark Gaps in Quasar Absorption Spectra
我探索“暗隙”的性质-在类星体吸收光谱没有显着的传输区域-从计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的几个模拟。在最大可用框（120 cMpc）中的CROC模拟接近匹配平均不透明度的分布和暗间隙的频率，但遗憾的是不是在同一个模型中：匹配平均不透明度的运行未能包含足够的暗间隙，反之亦然。（尽管如此，与暗隙分布相匹配的运行可以作为文献中声称暗隙统计需要再电离的后期结束的反例-在该运行中，再电离在z=6.7时结束（可能太早）。虽然有多个因素影响了模拟中大暗隙的频率，但控制暗隙分布整体形状的主要因素是空隙中的电离水平-最低密度区域产生终止长隙的最高透射尖峰。其结果是，暗间隙分布与间隙检测阈值以上的光谱部分强烈相关，所观察到的分布与该部分为2%的模拟相匹配。因此，间隙分布本身并不限制再电离的时间。
2022-04-11 astro-ph.CO
Effects of Small-Scale Absorption Systems on Neutral Islands during the Late Epoch of Reionization
在类星体的吸收线观测中，电离光子的小尺度吸收体被看作是莱曼极限系统，它将延长再电离过程。我们使用一组半数值模拟研究吸收系统对再电离过程的影响，特别是它们在再电离后期（EoR）对中性岛的影响。研究了三种模型，即高电离背景下的极端无SSA模型、相对高电离背景下的中等SSA模型和低电离背景下的稠密SSA模型。我们发现，虽然中性区的特征尺度在再电离的早期和中期阶段的减少，它几乎保持不变，在10个同动Mpc的后期阶段的无SSA和中等SSA模型。然而，在稠密SSA模型中，在弱电离背景的情况下，特征岛尺度表现出明显的演化，因为大岛屿分裂成许多缓慢电离的小岛屿。因此，EoR晚期中性岛的演化行为提供了一种新的方式来限制SSA的丰度。我们将讨论21厘米观测与即将到来的平方公里阵列。不同的模型可以通过21 cm成像或21 cm功率谱测量来区分。
2022-01-13 astro-ph.CO
The Predicament of Absorption-dominated Reionization II: Observational Estimate of the Clumping Factor at the End of Reionization
本研究通过电离平衡建立成团因子与平均自由程的关联，测得z=5-6处成团因子远高于传统假设，提升了高红移星系的电离光子需求，或能调和再电离历史与JWST的观测结果。
2024-07-11 astro-ph.CO
A galaxy as the source of a Civ absorption system close to the epoch of reionization
我们发现了一个明亮的（L_{UV} =2.5 L*{z=6}）莱曼α辐射源，其红移z=5.719，投影距离为79 kpc，来自一个强的三重电离碳（Civ）吸收系统，其红移z=5.7238，先前在z_{em} = 6.309类星体SDSS J1030+0524的光谱中报道过.这是迄今为止探测到的红移最高的星系吸收体对，支持了在再电离时代结束时星系范围内的外流已经存在的观点。这个物体的接近使它成为最有可能的金属来源，与较低红移的流出模型一致，其中重要的观测证据将金属吸收系统与星系托管流出联系起来。在一个典型的外流场景中，200 km/s的风，自宇宙年龄只有0.6 Gyr（z ~8.4）以来就很活跃，可以在z=5.719时将金属喷射到79 kpc。虽然星系际介质（IGM）中金属的起源仍在争论中，我们的结果是一致的宇宙学模拟再现的宇宙密度的演变，从z ~ 6到今天的基础上流出驱动的富集的IGM的预测。我们还报道了另外两个Lyman α发射体，分别位于z=5.973 \pm 0.002和z=5.676 \pm 0.002。前者证实了Stiavelli等人的原始鉴定。我们的结果表明，通常用于识别i-辍学的颜色切割（i_{775} - z_{850} >1.3）在z \geq 5.7处错过了一个不可忽略的部分具有微弱紫外连续谱的蓝色星系。
2011-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
HI absorption from the epoch of reionization and primordial magnetic fields
我们研究了再电离时期原始磁场对HI吸收的影响。这些磁场的存在导致两种不同的效应：（a）由于双极扩散，磁场的衰减导致晕圈的加热，以及（b）由于磁场引起的额外物质波动导致晕圈数量的增加。我们分析了这两种影响，并表明，后者是潜在的观察，因为沿视线的晕的数量可以增加许多数量级。虽然这种效应在$0.3\hbox{--}0.6$ nG的范围内并不强烈依赖于磁场强度，但对于近无标度模型，它对磁场功率谱指数非常敏感。因此，这种吸收特征的检测可以是原始磁场及其功率谱的灵敏探针。我们讨论了这些功能的可探测性与正在进行的和未来的无线电干涉仪。特别是，我们表明，LOFAR可能能够检测到这些吸收功能在$z \simeq 10$在不到10小时的整合，如果背景源的通量为400毫焦耳。
2014-03-22 astro-ph.CO
The impact of helium reionization on the structure of the intergalactic medium
我们研究了氦再电离对星系际介质（IGM）结构的影响。我们使用辐射转移（RT）代码耦合到联合重力流体动力学代码恩佐再电离模型。中性氢和氦最初被星暴光谱电离，在红移区间3 < z < 4内逐渐演化为幂律光谱。的气体的温度-密度关系被发现成扇形和平坦的HeII再电离后，与反转的超密度高于5。增加的压力会导致高达10 km/s的特殊速度，在大的相干区域内，气体密度场扭曲了10- 20%，暗物质扭曲了1%。因此，光致电离引起的流动可能会使z = 2时的同动波数k > 0.5 h/Mpc处的物质功率谱失真几个百分点。从模拟中绘制了HI和HeII的吸收光谱，并将吸收线拟合到光谱中。在z = 3时，HI吸收系统的中值多普勒参数为35 km/s。划分成子样品光学厚和光学薄的线中心显示，光学厚的系统只经历温和的演变，而光学薄的系统迅速发展后，HeII再电离。HeII和HI吸收特征之间的比较显示了HeII和HI柱密度比的宽分布，在测量值附近达到峰值，并且仅比测量值稍窄。与近似模拟方法的比较表明，适度良好的协议在吸收线的属性，但不精确，他们可以测量。
2011-09-23 astro-ph.CO
HeII Ly$α$ Transmission Spikes and Absorption Troughs in Eight High-resolution Spectra Probing the End of HeII Reionization
利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪获得的8个HeII透明类星体的存档高分辨率（$R=λ/Δλ\simeq 12,500$ - $18,000$）远紫外光谱，我们统计了HeII Lya透射尖峰和大尺度吸收谷。该样品覆盖了红移范围2.5<z<3.8，从而探测了在HeII再电离时期结束时快速演变的HeII吸收。测量到的槽的长度从z>3时的L>100cMpc急剧减小到z~2.7时的L~ 30 cMpc，表明在这些红移处HeII再电离的显著进展。此外，在z~2.9处检测到的L~ 65 cMpc槽长得出乎意料，表明紫外背景的波动尺度比现有模型预测的要大。通过将测量到的透射峰的入射率与根据（146 cMpc）^[3]光学薄Nyx流体动力学模拟的输出（采用不同的紫外背景模型）建立的前向模拟光谱的预测值进行比较，我们推断出了HeII光电离率$Γ_\mathrm{He\,II}(z)$的红移演化。光电离率随着红移的增加而降低，从z~2.6的$\simeq 4.6\times 10^{-15}\mathrm{\,s^{-1}}$到z~3.2的$\simeq 1.2 \times 10^{-15}\mathrm{\,s^{-1}}$，与以前从HeII有效光学深度的推断一致，并遵循当前波动的HeII电离背景模型的预期趋势。
2022-02-09 astro-ph.CO
Statistical Detection of IGM Structures during Cosmic Reionization using Absorption of the Redshifted 21 cm line by HI against Compact Background Radio Sources
在宇宙再电离过程中，通过吸收（21厘米森林）对背景辐射探测星系际介质（IGM）中的中性氢结构被认为是独立的和补充的三维层析成像和功率谱技术。这种吸收的直接检测需要在高红移（$z\gtrsim 8$）下非常明亮（$\gtrsim 10$ ~ 100 mJ y）的背景源，这显然是罕见的;非常长的积分时间;或者非常高灵敏度的仪器。这激发了沿着狭窄的视线但具有较暗背景物体（$\sim 1$ -10 mJy）的统计一维（1D）功率谱方法，这些背景物体在高红移下可能更丰富和重要。1D功率谱降低了宇宙方差，提高了灵敏度，特别是在小空间尺度上。使用标准的辐射转移和基准模型的仪器，背景源，在宇宙再电离过程中的IGM结构的演变，沿选定的窄方向的一维功率谱的潜力进行了研究，对热噪声和彩色合成点扩散函数（PSF）响应的不确定性。高红移背景源的数量，望远镜的灵敏度，和PSF质量的最低要求估计的范围内的仪器，背景源，和再电离模型参数。在较高的红移下，一维功率谱本质上更强。一个$\sim 1000$ hr的观测活动，目标是$\sim 100$狭窄的视线，以无线电微弱，高红移背景对象与现代射电望远镜，特别是平方公里阵列，可以检测的一维功率谱的空间尺度和红移的范围，并可能区分宇宙再电离的模型。
2020-08-07 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Host Halos of OI Absorbers in the Reionization Epoch
我们使用氢再电离时期的辐射流体动力学模拟来研究z~6处的OI吸收体。星系际介质（IGM）在富集之前被再电离，因此OI吸收起源于暗物质晕。预测的OI吸收剂的丰度与观测结果相当吻合。在z=10时，大约70%通过原子冷却晕的视线会遇到可见（N_OI > 10^14 cm^-2）柱。再电离会电离并去除质量小于10^8.4 M_0的晕中的气体，但即使在z=5时，通过质量更大的晕的视线中也有20%会遇到可见的柱状物。吸收体-宿主晕的质量尺度比Lyman break星系和Lyman-α发射体的质量尺度小10-100倍，因此吸收更直接地探测主导电离源。OI吸收体具有10^19-10^21 cm^-2的中性氢柱，这表明在OI和HI吸收中选择的天体非常相似。最后，在z=7.085类星体ULASJ 1120 +0641的前景中的吸收不可能起源于暗物质晕，因为在观测到的HI柱密度下的晕气体富集到足以违反OI柱的上限。相比之下，小于宇宙平均密度三分之一的气体满足约束。因此，前景吸收可能起源于IGM。
2013-08-30 astro-ph.CO
Detecting the redshifted 21cm forest during reionization
21厘米森林--高红移射电源光谱中的HI吸收特征--可能在再电离时期提供一个独特的探测大部分中性星系际介质（IGM）的方法。我们目前的模拟21厘米的森林由于大尺度结构的再电离时代的IGM，包括处方的X射线加热和渗透的光电离气泡。我们表明，如果检测到未来的仪器，如平方公里阵列（SKA），21厘米的森林可以提供一个显着的限制IGM的热历史。通过考虑在21 cm吸收开始时信号方差的突然增加，将有助于检测。如果无线电前景和本征源谱被很好地理解，在宽带宽上的通量衰减也可以改善检测前景。我们的分析占窄吸收线的可能性，从干预密集的区域，但是，与以前的研究不同，我们的结果不依赖于它们的属性。假设X射线加热对应于当地的恒星星族，我们估计，在不到一年的观测时间内，SKA可以对$z \sim 9$的天鹅座A型源进行21厘米吸收的统计学显著检测，而不是近十年的详细森林特征的显著检测。我们讨论了由于背景源丰度和21厘米吸收信号强度的不确定性而带来的观测挑战。
2011-10-25 astro-ph.CO
Probing intergalactic radiation fields during cosmic reionization through gamma-ray absorption
我们讨论了在极高红移（z~5-20）星系际辐射场（IRFs）的γ-γ对产生对高能γ射线的吸收，以及探测宇宙再电离时代的前景。对于演化中的IRF，采用了一个包含第二星族和第三星族恒星的半解析模型，该模型与现有的各种高Z观测结果一致，包括类星体光谱测量，WMAP汤姆森深度约束，近红外源计数限制，我们发现，低于Lyman边能量的紫外IRF的强度在几倍于10^{-19} erg cm^{-2} s^{-1} Hz^{-1} sr^{-1}的范围内，在z~5处可引起高于~12 GeV的明显衰减，在z>~8-10处可降低到~6-8 GeV。这可以通过费米伽马射线太空望远镜或下一代设施如切伦科夫望远镜阵列、高级伽马射线成像系统或5@5在耀变体或伽马射线暴的光谱中观察到，为早期恒星形成和宇宙再电离提供了宝贵的见解。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraining Reionization with Lyα Damping-Wing Absorption in Galaxy Spectra: A Machine Learning Model Based on Reionization Simulations
本文利用JWST低分辨率光谱和随机森林分类方法，基于Cosmic Dawn II模拟约束再电离电离分数，并应用于实测光谱，支持晚期再电离模型。
2025-03-30 astro-ph.CO
Dark-ages Reionization and Galaxy Formation Simulation XX. The Ly$α$ IGM transmission properties and environment of bright galaxies during the Epoch of Reionization
高度中性的星系间介质（IGM）在再电离时期（EoR），预计将抑制Ly $α$发射与阻尼翼吸收，导致几乎没有Ly $α$检测到恒星形成星系在$z{\sim}8$。然而，在这些红移下，对4个最亮星系（${\rm H}_{160}{\sim}25$等）的光谱观测确实显示出突出的Ly $α$线，表明局部电离的IGM。本文利用Meraxes半解析模型研究了EoR期间亮星系的Ly $α$ IGM透射和环境。我们发现较亮的星系受阻尼翼吸收的影响较小，因为它们能有效地电离周围的中性氢。具体而言，最亮的源（${\rm H}_{160}{\lesssim}25.5$ mag）位于我们的模拟中最大的电离区域，并且具有来自IGM（光学深度${<}1$）的低Ly $α$衰减。较暗的星系（25.5等${<}{\rm H}_{160}{<}27.5$等）的透射率取决于紫外线光度，导致在较暗的星等下Ly $α$检测的发生率较低。这种光度相关的衰减解释了为什么Ly $α$只在$z{\sim}8$最亮的星系中被观测到。后续观察显示，在这些确认的$z{\sim}8$ Ly $α$发射体附近存在对应物。我们模拟的类似物的环境与这些观测结果在附近星系的数量上一致，这是一个很好的指标，表明Ly $α$是否可以在较暗的星系中被检测到。在目前的观测极限下，在$2'{\times}2'$内有${\ge}2$-5个邻居的星系显示出L…
2021-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Damping wing absorption associated with a giant Ly$α$ trough at $z < 6$: direct evidence for late-ending reionization
本研究通过分析ULAS J0148+0600近邻区边缘的强Lyα透射窗口轮廓，发现z<6处最深的Lyα吸收槽存在阻尼翼吸收，证明其对应延展中性岛，为氢再电离晚期结束提供直接证据。
2024-05-14 astro-ph.CO
Constraints on Superconducting Cosmic Strings from the Global $21$-cm Signal before Reionization
来自超导宇宙弦尖区的电磁辐射导致早期宇宙光子谱中的射电过剩，并在再电离时代之前在全球21 cm信号中产生深吸收特征。我们研究了超导弦的参数空间上的约束条件，这些约束条件可以通过要求吸收特征的振幅不大于EDGES协作最近报道的振幅来推导。
2019-02-21 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The Reionization of Carbon
观测表明，CII是更丰富的比CIV在星系际介质接近年底的氢再电离时代。这一转变为研究星系际气体的富集历史和早期电离背景（UVB）的增长提供了一个独特的机会。我们研究了碳吸收如何从z=10-5使用宇宙流体动力学模拟，其中包括一个自洽的多频UVB，以及一个良好的约束模型银河系外流分散金属。我们预测的UVB是Haardt & Madau（2012）的2-4倍，考虑到不确定性，这是公平的协议。尽管如此，我们在后处理中使用校准来解释莱曼α森林测量，同时保留预测的光谱斜率和不均匀性。UVB在空间上的波动方式使得它总是超过发现金属的区域的体积平均值，这意味着空间均匀的UVB是一个很差的近似值，并且即使在柱密度为10^{12} cm^{-2}时，当HII区域在全球范围内重叠时，金属吸收对时间不敏感。我们发现，与观测结果一致，CII质量分数下降到低红移，而CIV上升，由于一个不断增长的UVB和继续增加碳在低密度区域的综合影响。这在吸收统计中被模仿，其与z=6-3处的观测结果大致一致，同时预测吸收柱密度分布急剧上升到最低可观测柱。我们的模型再现了观测到的每个视线低电离吸收体数量的大散射，这意味着散射并不表明z=6的部分中性宇宙。
2015-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the Si IV content in the Universe from the epoch of reionization to cosmic noon
通过对147个类星体的高、中分辨率光谱中近600条SiIV吸收线的分析，研究了高红移星系际介质和环星系介质中金属元素的丰度和分布。在红移区间1.7 <= z <= 6.2和logN（SiIV）>= 12.5时，研究了SiIV线数密度、柱密度分布函数和宇宙质量密度的演化。所有的量都显示出在z~6和z< 5之间的快速增加，然后几乎恒定的行为到z~2，与已经观察到的CIV吸收线非常一致。目前的结果是具有挑战性的数值模拟：当模拟重现我们的SiIV结果，他们往往低估的CIV的属性，当CIV的属性被重现，强SiIV线（log N（SiIV）> 14）的数量被高估。
2022-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic wind X-ray heating of the intergalactic medium during the Epoch of Reionization
本文计算了再电离期（EoR）星系风的漫射软X射线发射率。我们考虑两个分析模型，压力驱动的风和超级气泡模型，和3D宇宙学模拟，包括气体动力学的第一个十亿年（FiBY）项目。分析模型被归一化以匹配附近宇宙中恒星形成星系的漫射X射线发射率。宇宙学模拟使用物理激发的恒星形成和风的处方，并包括辐射转移校正。所有的模型和模拟都被发现产生足够的加热的星系际介质可检测的当前和计划的无线电设施通过21厘米测量EoR。虽然分析模型预测相对于$z_{\rm trans} \simeq 8 - 10$设置的宇宙微波背景的21厘米发射信号，但FiBY模拟中的预测信号在再电离完成之前仍处于吸收状态。21 cm吸收差亮度温度达到最小值$ΔT \simeq -130$至$-200$ mK，具体取决于型号。允许来自高质量X射线双星的额外热量将跃迁推到发射到$z_{\rm trans} \simeq 10 - 12$，较浅的吸收特征具有最小值$ΔT \simeq -110$到$-140$ mK。21厘米的信号可能是区分风模型的一种手段，超级气泡模型有利于更早的再加热。虽然早期的发射转变可能表明X射线双星主导了再加热，但早在$z_{\rm trans} > 12$就向发射转变则表明存在额外的热源。
2017-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the second half of reionization with the Lyman-$β$ forest
我们提出了一个分析的演变莱曼系列森林到时代的再电离宇宙学辐射转移模拟的情况下，再电离结束晚。我们探讨模型与不同的中点的再电离和气体温度。我们发现，一旦模拟已被校准，以匹配观测到的莱曼- $α$森林在$4 < z < 6$的平均通量，他们也自然地再现分布的有效光学深度的莱曼- $β$森林在这个红移范围。我们注意到，最难匹配的最大光学深度的尾部对应于ULAS J 0148 +0600的长吸收谷，我们之前在模拟中已经证明了这一点。我们认为，莱曼系列森林的发展到更高的红移，并表明，未来的观测莱曼- $β$森林在$z>6$将区分不同的再电离历史。Lyman- $α$和Lyman- $γ$森林的演化作为将再电离研究推向更高红移的工具，分别由于更强的饱和度和前景污染而不太有希望。
2020-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST observations of galaxy damping wings during reionization interpreted with cosmological simulations
本文利用Sherwood-Relics宇宙学模拟对比解析模型，研究JWST观测到的再电离时期星系阻尼翼，指出蓝侧残余中性氢导致差异，并认为z~7观测更宜用较小电离气泡和更强本征Lyman-$α$发射解释。
2023-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST Spectral Observations near the He II Ly-alpha Break: Implications for He II Reionization
能够研究IGM He II的类星体非常罕见，因为它们必须沿着没有大量氢吸收的视线处于高红移，但最近的工作显着扩大了已知的此类类星体的数量。我们分析了24个来自HST的高红移（z=3.1-3.9）低分辨率He II类星体的光谱，发现它们的He II Gunn-Peterson槽表明排除了非常早和非常晚的再电离模型，支持z~3的再电离红移。虽然数据的质量是不足以揭示细节，如预期的红移演变的氦不透明度，我们得到的第一个合奏措施的氦不透明度在高红移平均在许多视线：τ =4.90在z~3.3。我们还发现，从He II再电离开始观察IGM红翼吸收是非常困难的，但取决于再电离的红移和电离区的大小，用当前一代的紫外光谱仪在某些物体中可能这样做。
2010-11-09 astro-ph.CO
Reionization by UV or X-ray sources
我们提出了模拟的21厘米信号在再电离的时代。我们专注于正确建模的吸收制度中存在的非均匀Wouthuysen场效应和X射线加热。我们运行辐射转移模拟的三个波段的源光谱（莱曼，紫外线和X射线），以充分考虑这些过程。我们发现，21厘米的信号的亮度温度波动的幅度大于100 mK在早期的再电离，高达10倍以上的几个10 mK的典型幅度在后期的发射阶段。更重要的是，我们发现，即使类星体源的贡献相当高，也只是抑制了吸收机制，而没有消除它。我们的研究结果表明，早期再电离的观测可能会受益于更高的信噪比值比在后期阶段。在分析信号的统计特性（功率谱和PDF）之后，我们发现三个诊断来约束X射线的水平，因此第一源的性质。
2010-08-12 astro-ph.CO
Carbon ionization states and the cosmic far-UV background with HeII absorption
我们通过拟合观测到的碳离子在$z\sim 2\hbox{--}3$的丰度比与不同模型的背景辐射的预期，限制宇宙紫外背景辐射的光谱。我们使用最近计算的调制的背景辐射之间的3和4 Ryd由于星系际HeII的共振线吸收，并确定CIII的CIV预期在这些红移的比率，作为金属丰度，气体密度和温度的函数。我们对观测到的比率的分析表明，“延迟再电离”模型，假设在$z\sim3$的HeII的大部分，是不赞成的数据。我们的研究结果表明，氦II再电离是不均匀的，从最近的模拟预测一致。
2010-06-25 astro-ph.CO
Tracing the Reionization-Epoch Intergalactic Medium with Metal Absorption Lines
在z>6光谱中观察到的IGM金属吸收线提供了探测早期反馈过程、富集源的性质和再电离拓扑结构的机会。我们进行了包括星系外流在内的高分辨率宇宙学模拟，研究了5种离子（C II，C IV，O I，Si II，Si IV）在z=8->5之间吸收的可观测性和物理性质。我们应用三种情况下的电离条件：完全中性，完全再电离，和一个补丁模型的基础上从最近的星系的流量。我们发现，我们的模拟广泛适用于现有的z~5-6 IGM金属线数据，虽然所有的观察不能容纳一个单一的电离条件。Becker等人（2006年）观察到的视线中的O 1吸收剂的变化表明，低至z~6的中性IGM斑块显著。z~6处的强C IV吸收体可能是其母星系电离的结果。我们的外流有典型的速度~200公里/秒和质量加载因子~6。如此高的质量负载对于将IGM富集到观测水平，同时减少恒星形成以匹配观测到的z~6静止框架UV光度函数是至关重要的。金属的体积填充因子在这一时期增加，但当Z>10^（-3）Zsolar时，到z=5时仅达到~1%。CIV是IGM金属在z~5-6的理想示踪剂，其整体电离分数下降到更高或更低的红移。这导致从z=8->5强烈增加的全局Ω（C IV），与其从z=5->2的相对恒定性相反。我们的模拟不支持广泛的早期IGM富集，例如Pop III星。高z吸收体产生于金属第一次从星系向外的旅程，距离小于50 kpc。负责早期IGM富集的星系…
2009-03-12 astro-ph.CO
Late-end reionization with ATON-HE: towards constraints from Lyman-$α$ emitters observed with JWST
本研究利用含氦的GPU辐射转移代码ATON-HE开展晚期再电离模拟，发现基准再电离模型难以匹配JWST在高红移处探测到的大量莱曼α发射，需更早的再电离历史，且该结果与Planck的汤姆逊散射光学深度结果存在张力。
2024-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improved treatments of the ionizing photon mean free path in semi-numerical simulations of reionization
有效和准确的再电离时期的模拟是至关重要的探索巨大的未知的参数空间，将很快受到21厘米功率谱的测量。这些参数之一，$R_{\rm max}$，旨在表征电离区域内部的剩余中性气体对光子的吸收，但历史上以非常简单的方式实现，仅用作最大滤波尺度。我们利用偏移集方法和电离源的积分通量之间的对应关系来定义两个物理激励的电离光子的平均自由程的处方，顺利衰减来自遥远的源的贡献。这些方法在半数值再电离代码的实施只需要适度的额外的计算工作，由于空间滤波仍然是在尺度大于特征吸收距离进行。我们发现，我们的平滑定义的平均自由程处方更有效地抑制大尺度结构的电离场在半数值再电离模拟相比，标准的$R_{\rm max}$方法，和平均自由程的幅度调制功率谱更平滑的方式。我们表明，这种抑制大规模的功率是足够重要的相关即将到来的21厘米功率谱观测。最后，我们表明，在我们的模型中的平均自由程起着更大的作用，在调节再电离的历史比在模型中使用$R_{\rm max}$。
2022-04-07 astro-ph.CO
The effects of binary stars on galaxies and metal-enriched gas during reionization
双星在附近的星系中很丰富，但在高红移宇宙的模拟中通常无法解释。恒星星族合成模型，包括二进制演化的影响，导致更大的相对丰度的电离光子，可以显着影响周围的电离背景在氢再电离的时代，另外导致星系气体含量和恒星形成的差异。我们使用流体动力学宇宙学模拟，包括在原位多频辐射转移的再电离时代的星系中的一个高的二元分数的早期星系际介质的性状和H I和He II电离光子的丰度的影响进行评估。我们进一步扩展到分析富集气体的特性。在比较指标使用基准模拟假设单星与一个纳入一个高的二进制分数，我们发现，双星导致H I再电离完成更早，并在加速的步伐，同时也增加了模拟吸收光谱中的高电离金属（C IV和Si IV）的丰度，同时减少了低电离态（O I，Si II和C II）的丰度。然而，通过增加星系和环星系气体的光加热，它们同时降低了低质量星系中恒星形成的速率，减缓了正在进行的浓缩过程并抑制了它们自己的电离背景。这可能导致$z\geq5$的He II再电离过程变慢，并进一步表明当忽略双星恒星演化时，可能低估了星系的自我调节。
2021-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGES result versus CMB and low-redshift constraints on ionization histories
我们研究的结果，从实验中检测全球时代的再电离签名（EDGES），最近声称检测到强吸收的21厘米超精细过渡线的中性氢，在红移标定的早期阶段的恒星形成。更具体地说，我们研究的EDGES吸收轮廓的形状的兼容性，中心在一个红移的$z \sim 17.2$，测量的再电离光学深度，冈恩-彼得森光学深度，莱曼- $α$发射从恒星形成的星系，为各种可能的再电离模型内的标准$Λ$ CDM框架（即宇宙与宇宙学常数和冷暗物质）。保守地说，当我们只试图适应吸收倾角的位置时，我们在天体物理参数的参数空间中确定了一个区域，它成功地解释了所有上述观测结果。然而，EDGES测量的最不正常的特征之一是吸收幅度，其大致是$Λ$ CDM框架中最大允许值的两倍。我们指出，简单的考虑产生最大的吸收振幅的天体物理模型是无法解释的深度的倾角和再现所观察到的形状的吸收剖面。
2018-05-18 astro-ph.CO
Anomaly in the Opacity of the Post-Reionization Intergalactic Medium in the Ly$α$ and Ly$β$ Forest
我们测量星系际介质（IGM）的不透明度在Ly $α$以及在Ly $β$森林沿$19$类星体视线之间的$5.5\lesssim z_{\rm abs}\lesssim 6.1$，探测再电离时代的结束阶段。由于其较低的振子强度，Ly $β$跃迁比Ly $α$对不同的气体温度和密度敏感，从而对IGM的电离和热状态提供额外的约束。将我们的测量结果与不同的非均匀再电离模型进行比较，这些模型来自对Nyx宇宙学流体动力学模拟的后处理，以包括紫外背景（UVB）或气体温度场的空间波动，以及IGM具有不同热状态的均匀再电离模型，得出两个主要结论：首先，我们发现，包括光谱噪声的影响是一个适当的数据模型比较的关键。噪声有效地降低了对高不透明度区域的敏感性，因此需要比先前推断的更强的空间不均匀性来匹配观测中观察到的散射。第二，我们发现，模型接近再现的分布的LY $α$有效的光学深度，但低估的LY $β$不透明度在相同的空间位置。这种分歧的起源还不完全清楚，但模型与反演的温度密度关系的IGM刚刚完成再电离后，匹配我们的测量最好的，虽然他们仍然没有完全捕获的观测结果在$z\gtrsim 5.8$。
2019-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark ages reionization & galaxy formation simulation XII: Bubbles at dawn
直接探测电离氢（HII）区域已被认为是宇宙再电离的一种有前途的探测方法。观测来自再电离时代（EoR）的氢的红移21厘米信号是新一代低频无线电干涉仪背后的关键科学驱动力。我们调查的可行性相结合的低频观测与平方公里阵列和近红外测量数据的宽视场红外巡天望远镜探测宇宙再电离成像HII气泡周围的大质量星系在宇宙黎明。虽然个别气泡将太小，无法检测到，我们发现，通过堆叠红移21厘米光谱集中在已知的星系，它将有可能直接检测到EoR在$z \sim 9-12$，并放置定性约束的星系际介质（IGM）的自旋温度的演变在$z \geq 9$。特别地，给定使用该技术检测电离气泡，可以确定它们周围的IGM通常是吸收还是发射。由于HII区域的平均尺寸的简并性，使用这种方法确定IGM的全局平均中性分数将被证明是更加困难的。
2017-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Inhomogeneous Reionization on the Satellite Galaxy Population of the Milky Way
我们使用公开可用的subhalo目录通过Lactea模拟与Gpc尺度的N体模拟一起，以了解非均匀再电离对银河系卫星星系群的影响。大体积的模拟相结合的再电离模型，使我们能够预测银河系质量晕的再电离时间的分布。受此分布的启发，我们确定候选卫星星系在模拟中，要求任何subhalo必须增长到指定的质量阈值以上，才能再电离;在此之后，光电离背景将抑制恒星的形成和气体的吸积。我们发现，在银河系质量晕预期的范围内改变再电离时间可以改变卫星星系的数量大约两个数量级。这一结论与文献中的一些研究相矛盾，我们得出结论，这是Gnedin（2000）结果应用不一致的结果。我们比较我们的卫星星系的观测使用丰度匹配和恒星星族合成方法来分配我们的subhalos的光度和帐户的观测完整性的影响。此外，如果我们假设质量阈值由维里温度Tvir = 8 e3 K设定，我们发现我们的模型精确地匹配了观测到的银河系卫星的vmax分布，径向分布和光度函数，再电离时间zreion = 9.6^{1.0}_{-2.1}，假设Via Lacteasubhalo分布代表银河系。这导致了119^{+202}_{-50}个卫星星系的存在。
2009-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Sources of Reionization in Cosmological Radiation Hydrodynamics Simulations
我们使用Katz等人提出的光子通量和吸收示踪算法。2018年，研究不同质量的晕和不同年龄和金属量的恒星对宇宙再电离的贡献。我们采用了一套宇宙学的多频辐射流体动力学AMR模拟，仔细校准再现一个现实的再电离历史和星系的属性在$z \geq 6$。在我们的模拟中，质量为$10^9{\rm M_{\odot}}h^{-1}<M<10^{10}{\rm M_{\odot}}h^{-1}$的晕、金属丰度为$10^{-3}Z_{\odot}<Z<10^{-1.5}Z_{\odot}$的恒星和年龄为$3\,{\rm Myr} < t < 10 \, {\rm Myr}$的恒星在质量和体积上都主导了再电离。我们表明，来源，reflecting宇宙的体积大部分的$z=6$不一定是相同的来源，占主导地位的元银河系紫外线背景在相同的红移。我们进一步表明，在我们的模拟中，每种类型的源再电离的贡献是不均匀的不同的气相。IGM，CGM，灯丝，ISM和稀薄超新星加热气体都被不同类别的源光电离。碰撞电离在最低和最高密度下都有贡献。在早期阶段的个别HII气泡的形成，再电离进行与形成的同心壳的气体电离的不同类别的来源，导致大的温度变化作为一个函数的galacto-centric半径。因此，单个HII气泡的温度结构可能会让我们深入了解作为第一个电离源的星系的恒星形成历史。我们的探索性模拟突出了如何通过使用我们的光子示踪算…
2018-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-Redshift Metals. II. Probing Reionization Galaxies with Low-Ionization Absorption Lines at Redshift Six
本文对17个类星体在红移z_em=5.8-6.4范围内的低电离金属吸收线系统进行了观测。我们的九个对象被观察到在高分辨率与凯克/HIRES或麦哲伦/MIKE，和其余的中等分辨率与凯克/ESI。测量跨度为5.3 < z_abs < 6.4，路径长度间隔ΔX=39.5，或Δz=8.0。我们总共发现了10个系统，其中5个是新发现的。视线数密度与z~3处DLAs和亚DLAs的组合数密度一致，DLAs和亚DLAs构成了低红移低电离系统的主要群体。这种明显缺乏演化的现象可能是因为低电离系统是由红移较高的低质量晕所承载的，或者是因为低电离气体在给定晕质量下的平均截面随着红移的增加而增加，这是由于较高的密度和较低的电离背景。这一大致恒定的数密度与C IV所追踪的高度电离系统在z > 5.3时数密度的急剧下降形成鲜明对比。z~6处的低电离系统的速度宽度范围与低红移亚DLAs相似，但在给定的宽度下具有明显较弱的线。这意味着宿主星系的质量-金属丰度关系在较高的红移下向较低的金属丰度方向演化。这些系统缺乏强Si IV和C IV，这在低红移的DLAs和亚DLAs中很常见。然而，这与低电离和高电离相的金属性类似的减少是一致的，并不一定表明附近缺乏高电离气体。z~6处低电离系统的高数密度表明，我们可能正在检测低于当前i-dropout和Ly-alpha发射星系调查限制的星系。因此，这些系统可能是负责氢再电离的“…
2011-01-23 astro-ph.CO
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
EIGER VII. The evolving relationship between galaxies and the intergalactic medium in the final stages of reionization
本文利用JWST EIGER数据研究再电离晚期星系与IGM的关系，发现星系密度与Lyα透射率的相关性随红移演化，揭示了局部辐射与背景辐射的竞争作用，支持再电离由内向外推进的图像。
2025-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Studying the Lyman-$α$ optical depth fluctuations at $z \sim 5.5$ using fast semi-numerical methods
本文提出了一种计算效率高、速度快的半数值方法，用于模拟在红移$5 \lesssim z \lesssim 6$处再电离后留下的中性氢"岛"存在下的Lyman-$α$（Ly $α$）吸收光学深度。分析的主要输入是（一）半数值光子守恒模型的电离区在再电离（命名为CNOT）随着处方模拟阴影的中性岛和（ii）波动冈恩-彼得森近似模型的Ly $α$吸收。然后，我们的模型被用来模拟的有效光学深度的大尺度波动，沿视线向高$-z$类星体。我们的模型由五个参数完全描述。通过将其中两个设置为默认值并改变其他三个，我们获得了数据允许的$5 \lesssim z \lesssim 6$再电离历史的约束。我们确认，在$\gtrsim 2σ$置信度下，在$z \sim 5.6$之前，再电离是\emph{not}完成的，确切的置信限取决于如何处理数据中未检测到通量。我们还证实，再电离的完成可以迟至$z \sim 5.2$。随着模型的进一步改进和在$z \sim 6$更多的视线，我们可以利用我们的分析的计算效率，以获得更严格的约束的电离分数在尾端的再电离。
2020-12-17 astro-ph.CO
GRB 140515A at z=6.33: Constraints on the End of Reionization From a Gamma-ray Burst in a Low Hydrogen Column Density Environment
我们提出的发现和随后的光谱学与Gemini北的光学余辉的雨燕伽马射线暴（GRB）140515 A。该光谱在波长大于8915 Angs处表现出良好的连续性，由于红移z~6.33处的Ly-alpha吸收，该光谱在8910 Angs的蓝向处急剧衰减至零通量。在5.2<z<5.733处有一些穿过莱曼α森林的透射，但在更高的红移处没有检测到，这与之前对类星体和GRB 130606 A的测量结果一致。我们用三种方法模拟了Lyman-alpha的红阻尼翼：（a）单个宿主星系吸收体，z=6.327，log（N_HI）=18.62+/-0.08;（b）纯星系际介质（IGM）吸收体，z =6.0 ~ 6.328，中性氢含量x_HI=0.056+0.011-0.027;以及（c）混合模型，其中主吸收体位于半径为10的电离泡内，在IGM中与Mpc共动，其中x_HI=0.12+/-0.05（在2-sigma水平下x_HI<0.21）。不管是哪种模型，在这个红移处，传输中的衰减的尖锐性与IGM中的大量中性部分不一致。没有检测到来自宿主星系的窄吸收线，表明宿主星系的金属丰度[Z/H]<~-0.8。即使我们假设所有的氢吸收都是由于宿主星系，对于GRB视线来说，该柱也异常低，类似于其他三个具有测量log（N_HI）的最高红移爆发中的两个。这可能是一个证据，说明在z>~6时，来自正常恒星形成星系的电离光子的逃逸分数会…
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Opacity of the Intergalactic Medium Measured Along Quasar Sightlines at $z\sim 6$
我们公开发布了一个新的$34$中等分辨率类星体光谱的样本，在$5.77\leq z_{\rm em}\leq6.54$观测的Echellette摄谱仪和成像仪（ESI）的凯克望远镜。这个类星体样本代表了一个理想的实验室，研究星系际介质（IGM）在再电离时代的结束阶段，并限制相变的时间和形态。对于我们最高信噪比光谱的$23$子集（S/N $>7$，每个$10\,{\rm km\,s^{-1}}$像素），我们提出了一个新的测量莱曼- $α$（Ly $α$）森林不透明度跨越红移范围$4.8\lesssim z\lesssim6.3$。我们仔细地消除了光谱区域，这些区域可能会导致我们的测量偏差，这是由于类星体邻近区域的额外透射通量，或者由于沿视线的强干扰吸收系统引起的额外吸收。我们比较观察到的IGM不透明度与红移的演变预测从流体动力学模拟均匀的紫外线背景（UVB）辐射，以及两个半数值补丁再电离模型，一个波动的UVB和另一个波动的温度场。我们的测量结果表明，在$z\gtrsim5.0$的不透明度急剧上升，散射增加，从而支持一个空间不均匀的再电离过程的图片，与以前的工作一致。然而，我们在$5.3\lesssim z\lesssim5.7$测量的光学深度明显高于以前的研究，这降低了最高不透明度Gunn-Peterson槽和IGM的平均不透明度趋势之间的对比度，这可能会缓解一些以前注意到的这些测量…
2018-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The THESAN project: Lyman-alpha intensity mapping of cosmic reionization
THESAN项目利用高分辨率模拟预测未来Lyman-alpha强度成像研究，探讨再电离时期中Lyman-alpha信号的吸收效应及宇宙学意义。
2025-12-05 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
Probing Reionization with Quasar Spectra: the Impact of the Intrinsic Lyman-alpha Emission Line Shape Uncertainty
可以说，了解红移z > 6的星系际介质（IGM）再电离尾端的最佳希望是通过检测和表征明亮类星体光谱中IGM的Gunn-Peterson（GP）阻尼翼吸收。然而，使用类星体光谱来测量IGM阻尼翼需要类星体的固有莱曼α发射线的模型。在这里，我们量化的不确定性，在固有的线的形状，以及这些不确定性如何影响IGM中性分数的测定。我们已经收集了一个目录的高分辨率的HST光谱的发射线的未遮蔽的低红移类星体，并具有其特点的变化的形状的线。然后，我们添加模拟吸收高红移IGM这些类星体光谱，以确定相应的不确定性，再电离约束使用当前和未来的样本z > 6类星体光谱。我们发现，如果莱曼-α发射线的红移被假定为符合从金属线确定的系统红移，推断IGM中性分数系统地偏置到低的值，由于莱曼-α线相对于金属线的系统蓝移。如果类似的蓝移持续存在于z > 6的类星体中，这种偏差加强了先前关于z ~ 6处存在大量中性氢的说法。即使只有少数明亮的类星体，这种技术也能够在高度电离（x_IGM ~ 10^-3）和中性（x_IGM = 1）的IGM之间做出可靠的区分。
2009-08-17 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
Prospects for detecting the 21cm forest from the diffuse intergalactic medium with LOFAR
本文讨论了用射电望远镜LOFAR探测弥散IGM中21 cm森林的可行性。利用再电离的模拟，包括电离光子的详细辐射转移，导出了21厘米谱线的光学深度。我们发现，具有相似的总同动氢电离发射率但频率分布不同的再电离模型的光谱看起来非常相似。因此，除非再电离历史彼此非常不同（例如，紫外线加热与X射线加热的优势），否则我们不希望通过对21厘米森林的观测来区分它们。由于强X射线背景的存在会使21厘米线吸收的检测变得不可能，因此吸收的缺乏可以用作X射线背景的存在/强度和宇宙热历史的探测器。沿着随机视线，LOFAR可以检测到来自z>12的光谱的全局抑制，此时IGM仍然大部分是中性和冷的，与在较低红移处可见的更明确的吸收特征形成对比。沿着优先视线，在z~7处也可以检测到与稀有的高密度气体袋相关联的尖锐的强吸收特征。
2012-10-04 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
He II Lyβ Gunn-Peterson Absorption: New HST Observations, and Theoretical Expectations
He Ⅱ Lyα Gunn-Peterson槽的观测已被证明是对z~3处氦再电离时代的一个有价值的探测。由于这个光学深度可以变得不可测量的大，即使是适度的He II分数，已经提出了各种替代技术来推动更高的红移，其中最有希望的是寻找高阶莱曼系列槽。我们在这里报告了He II Lyβ谷的四个新观测结果，包括先前Lyβ观测的唯一视线的新数据。然而，有效光学深度比τ_eff，β/τ_eff，α并不是简单地用（f_β λ_β）/（f_α λ_α）=0.16来预测的，我们分析了宇宙学模拟，发现氦在z~3处的正确比值约为0.35。在一种情况下，我们推断τ_eff，α > 8.8，这是氦在z=3.2- 3.5时没有完全再电离的有力证据，与以前的测量结果一致，表明再电离的完成较晚。
2011-08-24 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
Hubble/COS Observations of the Quasar HE 2347-4342: Probing the Epoch of He II Patchy Reionization at Redshifts z = 2.4-2.9
本文报道了用哈勃太空望远镜（HST）宇宙起源摄谱仪（COS）拍摄的高红移（z_em = 2.9）类星体HE 2347-4342的紫外光谱。G130 M（中等分辨率，1135-1440 A）和G140 L（低分辨率，1030-2000 A）光栅中的光谱在He II的303.78 A（Ly-alpha）线中在z = 2.39-2.87（G140 L）和z = 2.74-2.90（G130 M）之间表现出斑片状的耿-彼得森吸收。与COS，我们得到更好的光谱分辨率，更高的S/N，和更好地确定背景比以前的研究，与丰度分数x_HeII = 0.01的宇宙网丝的敏感性。COS的He II光学深度高于远紫外光谱探测器（FUSE），范围从tau_HeII < 0.02 to tau_HeII >5，平均光学深度恢复缓慢，在z < 2.7时tau < 2。He II/H I光学深度比在Delta z < 0.01的尺度上变化（2.4 < z < 2.73时eta = 10-100，2.75 < z < 2.89时eta = 5-500）（在z = 2.8时，共动径向距离为10.8 Mpc），在1135-1186 A之间有许多通量传输窗口。He II吸收区的能量范围为1186.26 A（z = 2.905），包括z_abs ~ z_QSO的吸收区和He II边缘…
2010-08-17 astro-ph.CO
The imprint of inhomogeneous HeII reionization on the HI and HeII Ly-alpha forest
我们使用一组AMR流体动力学模拟后处理的辐射传输代码RADAMESH研究如何不均匀的HeII再电离影响星系际介质（IGM）。我们传播辐射的活动星系核（AGN）考虑两种方案的时间演化的电离源。我们发现，HeII再电离发生在一个非常不均匀的方式，通过生产分离良好的气泡的电离相，随后渗滤。总的来说，再电离过程在时间上是延长的，并持续一个红移间隔Δ z>1。在固定的气体密度，温度分布是双峰的早期阶段的HeII再电离和不能描述一个简单的有效的状态方程。当氦II再电离完成时，IGM的特征在于具有指数γ ~1.20的多方状态方程。这种关系明显比再电离过程开始时（γ =1.56）更平坦，并且在平均值周围呈现出更宽的分散度。我们从模拟中提取HI和HeII Ly-alpha吸收光谱，并将Voigt轮廓拟合到它们。我们发现，氦被双重电离的区域的特征在于由不同的概率密度函数的曲率和多普勒b参数的HI Ly-alpha森林的双峰温度分布的结果在早期阶段的HeII再电离。HeII和HI的柱密度比显示出很强的空间变异性。它的概率密度函数随时间迅速演变，反映了由于活动星系核的贡献，电离辐射更难的体积分数的增加。最后，我们表明，每单位红移的通量传输窗口的数密度和HeII光谱中的暗间隙的平均大小有可能区分不同的再电离方案。（节略）
2013-09-11 astro-ph.CO
The accuracy of semi-numerical reionization models in comparison with radiative transfer simulations
我们已经开发了一个模块化的半数值代码，计算时间和空间依赖的电离中性氢（HI），中性（HeI）和单电离氦（HeII）在星系际介质（IGM）。该模型占重组，并提供了不同的描述用于计算电离区域中的残留HI分数的光电离率。我们比较了不同的半数值再电离方案的辐射转移（RT）模拟。我们使用RT模拟作为基准，并发现半数值方法产生类似的HII和HeII形态和功率谱的HI 21厘米信号在整个再电离。由于我们没有追踪氦II的部分电离，双电离氦（氦III）区域的范围始终较小。与以前的比较项目相比，在我们的半数值方案中的电离发射率没有调整，以再现RT模拟的红移演化，但直接来自RT模拟光谱。在识别电离区域的电离和吸收事件的数量在不同的空间平滑尺度的比率的计划，我们发现那些标记为电离的整个球体时，电离标准得到满足，导致显着加速再电离相比，RT模拟。相反，那些只标记中央细胞为电离的产生非常相似，但稍微延迟的再电离红移演化，高达20%的电离光子丢失。尽管与RT模拟的整体协议，我们的研究结果表明，半数值星系形成-再电离模型的约束电离发射率敏感参数受到光子非守恒。
2018-02-28 astro-ph.CO
The Sherwood-Relics simulations: overview and impact of patchy reionization and pressure smoothing on the intergalactic medium
我们提出了舍伍德文物模拟，一套新的大型宇宙学流体动力学模拟，旨在模拟星系际介质（IGM）期间和之后的宇宙氢再电离。该套件包括200多个模拟，涵盖了广泛的天体物理和宇宙学参数。它还包括模拟，使用一个新的轻量级的混合计划治疗辐射转移的影响。该方案遵循电离辐射场的空间变化，以及IGM温度和压力平滑的相关波动。它在计算上比全辐射流体动力学模拟便宜得多，并且避免了校准星系形成模型以满足宇宙再电离观测约束的困难任务。使用这种混合技术，我们研究的空间波动IGM的性质，是由补丁宇宙再电离播种。我们调查相关的物理过程，并评估其对z > 4莱曼α森林的影响。我们的主要发现是：（i）与以前的研究一致，斑片状再电离导致大尺度温度波动，持续到再电离结束后，（ii）这些增加了大尺度上的莱曼-α森林通量功率谱，（iii）导致空间变化的压力平滑，与当地再电离红移相关。(iv)结构蒸发或膨胀的光加热导致显着的特点，在莱曼α森林，如平底或双浸吸收剖面。
2023-02-28 astro-ph.CO
