B-modes from Post-inflationary Gravitational Waves Sourced by Axionic Instabilities at Cosmic Reionization
我们发现，轴子类粒子，只耦合到不可见的暗光子可以产生可见的B模式信号周围的再电离时代。轴子场在再电离前不久开始滚动，导致暗光子的快子不稳定性。这就产生了一个指数增长的暗光子量子源标量度规模式和引力波，留下一个印记的再电离重子。张量模式修改宇宙微波背景（CMB）的极化在再电离，产生可见的B模式签名的下一代CMB实验的参数范围，满足目前的实验约束。
2021-11-08 astro-ph.CO hep-ph
Constraints on dark matter annihilation from CMB observations before Planck
我们计算暗物质（DM）湮灭截面上的边界使用最新的宇宙微波背景测量从WMAP 9，SPT'11和ACT'10。我们认为DM的质量在MeV-TeV范围内湮灭100%成一个e+e-或一个mu+mu-对。我们考虑了一个真实的能量沉积模型，该模型包含了对红移、DM质量和湮灭通道的依赖。对于<sigma v>e+e-和mu+mu-通道，我们分别排除了DM质量低于30 GeV和15 GeV时的典型热遗迹截面丰度（= 3 x 10^{-26} cm ^3 s^{-1}）。先验地，DM在晕中的湮灭也可以修改宇宙后期的再电离历史。我们实现了一个现实的晕模型，从国家的最先进的N体模拟的结果，并考虑一个混合的再电离机制，包括从DM以及从第一恒星的再电离。我们发现，DM湮灭的约束条件保持不变，即使考虑晕模型参数的大的不确定性。
2013-09-11 astro-ph.CO hep-ph
The Galaxy UV Luminosity Function Before the Epoch of Reionization
我们提出了一个模型的星系紫外线（UV）光度函数（LF）在整个宇宙时间的恒星形成与暗物质晕的组装下的质量依赖，但红移独立的假设，效率的演变。我们引入了一个新的自洽治疗晕星形成的历史，这使我们能够在$z>10$（回顾时间$\lesssim500$百万年），当增长迅速的预测。在一个单一的红移校准设置恒星晕质量比，没有进一步的自由度，我们的模型捕捉到的紫外线LF在所有可用的观测（$0\lesssim z\lesssim10$）的演变。在$z\sim8$以外的星系中，目前可探测到的光度密度的显著下降可以用恒星形成向质量较小、较暗的星系转移来解释。假设恒星的形成过程中下降到原子冷却晕，我们得到了再电离光学深度$τ= 0.056^{+0.007}_{-0.010}$，完全符合最新的普朗克测量，这意味着宇宙是完全再电离在$z=7.84^{+0.65}_{-0.98}$。此外，我们的模型自然产生顺利上升的恒星形成的历史与观测和流体动力学模拟的$L\lesssim L_*$的星系。在$z>10$的再电离时期之前，我们预测LF仍然由Schechter函数很好地描述，但是具有越来越陡的暗端斜率（$z\sim16$处的$α\sim-3.5$）。最后，我们用\JWST ~和\WFIRST建立了巡天预报，并预测将观测到$z\sim14$以外的星系。JWST和WFIRST只有在强透镜放大的帮助下才有可能访问$z>…
2015-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the Rise and Fall of the First Stars by Their Impact on Cosmic Reionization
星系际介质在红移z~6之前被再电离，很可能是早期星系逃逸的星光所致。最早的恒星是在氢分子（H2）冷却最小星系内部的气体时形成的，这些星系的质量在10^5到10^8太阳质量之间。虽然最早的恒星在红移z~40之前就开始在这些小晕内形成，但迄今为止，它们的贡献在这种宇宙再电离的大规模模拟中被忽略了。在这里，我们报告的结果，从第一次再电离模拟，包括这些第一批恒星和辐射反馈，限制了他们的形成，在一个体积足够大，以遵循关键的空间变化，影响的过程及其可观测性。我们发现，虽然minihalo星停止远未完全电离宇宙，再电离开始早得多的minihalo源比没有，并大大延长，这提高了星系际电子散射光学厚度和大角度偏振波动的宇宙微波背景显着。虽然在目前WMAP的不确定性范围内，这种助推应该很容易被普朗克探测到。如果再电离在z_ov<~7时结束，正如其他观测所表明的那样，普朗克将因此看到第一批恒星的高红移信号，目前其他探测器无法检测到。
2012-08-02 astro-ph.CO
Submillimeter signatures from growing supermassive black holes before reionization
在红移值为$z\simeq7.5$时，质量达到$M_\bullet\sim10^9M_\odot$的超大质量黑洞的存在表明，它们的种子可能在再电离之前很久就在具有原始化学成分的环境介质中开始生长了。在最近的5亿年里，黑洞从$z\geq10$成长为$z\sim7$，其亮度与$10^{11}\hbox{--}10^{12}L_\odot$相当，累积光谱由热吸积盘的内禀连续谱、星云氢和氦谱线以及宿主晕气体的自由-自由连续谱组成。在这里，我们解决的问题，这样一个普通的频谱是否可以让我们跟踪这些不断增长的SMBH的演变。在我们的计算中，我们假设宿主星系的恒星群质量小于其中心黑洞的质量-所谓的肥胖黑洞星系。在这个模型中，我们表明，对于一个足够高的质量的气体在一个主机星系-不小于一个不断增长的黑洞的质量，在远红外线的累积光谱揭示了一个尖锐的过渡，从准黑体瑞利-金斯光谱的黑洞$\proptoλ^{-2}$到一个平坦的自由星云连续$λ^{0.118}$较长的波长限制。一旦光谱中的这种跃迁被解析，黑洞质量就可以被推断为在跃迁$λ_k$处观测到的波长和相应的光谱光度的组合。可能的可观测性，这种影响的光谱不断增长的高- $z$ SMBHs和确定其质量与即将到来的JWST和计划中的空间项目Spektr-M简要讨论。
2019-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intensity mapping of Loeb-Rybicki haloes from scattering of galactic Lyman-$α$ emission by the diffuse intergalactic medium before reionization
Université de Genève（日内瓦大学）；The Green Concept - Institute for Carbon Assessments and Restoration Ecology（绿色概念-碳评估与恢复生态研究所）；Harvard University（哈佛大学）
利用JWST数据预测z~9-16星系Ly-α光度演化，计算Loeb-Rybicki晕的功率谱，发现SPHEREx和CDIM等实验可统计探测其强度映射信号，并与21-cm发射互相关可显著探测至z~13。
2026-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Darkest Hour Before Dawn: Contributions to Cosmic Reionization from Dark Matter Annihilation and Decay
暗物质湮灭或衰变可能对宇宙的电离和热历史产生重大影响。在本文中，我们研究了暗物质湮灭（s波或p波主导）或衰变对宇宙再电离的潜在贡献，通过产生电子，正电子和光子。我们绘制出可能的扰动的电离和宇宙的热历史，由于暗物质过程，在广泛的速度平均湮灭截面/衰变寿命和暗物质质量。我们采用了最近的数值研究的效率与湮灭/衰变产物诱导加热和电离的星系际介质中，并在这项工作中扩展到红移的$1+z = 4$两种不同的再电离的情况。我们还改进了早期的研究，通过使用的结果是一致的最新的$N$体模拟的暗物质晕和subhaloes的详细结构形成模型，与估计的不确定性，源自最小的尺度。我们发现，暗物质模型与实验的限制是一致的，超过10%的贡献，在再电离的电离分数是不允许的所有湮灭的情况。这样的贡献是可能的，只有衰变成电子/正电子对，轻暗物质与质量$m_χ\lesssim $ 100兆电子伏，和衰变寿命$τ_χ\sim 10^{24} - 10^{25}$ s。
2016-09-06 astro-ph.CO hep-ph
CoReCon: an open, community-powered collection of Reionization constraints
针对宇宙 Reionization 时期观测约束分散且格式不统一的问题，本文提出了 CoReCon 这一开源 Python 包，为高红移研究社区提供收集、存储和获取关键物理量约束的开放平台。
2023-09-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
Impact of the reduced speed of light approximation on ionization front velocities in cosmological simulations of the epoch of reionization
耦合辐射流体动力学模拟的时代的再电离的目的是再现电离前沿的传播在过渡之前的HII区域的重叠。这些模拟中的许多使用基于矩的方法来跟踪辐射转移过程，使用显式求解器，因此受到严格的稳定性条件的光的速度，这意味着一个很大的计算成本。它可以通过假设光速降低来降低，这种近似现在被广泛用于产生大规模的再电离模拟。我们介绍了一种新的方法来估计和比较的基础上的再电离红移图的电离锋速度。我们将其应用到一组宇宙学模拟的再电离使用一组降低的光速，并测量在再电离过程中的电离前沿速度的演变。我们发现，电离前沿的进展，通过两个阶段的过程中，第一阶段在低速度的前端出现从高密度区域和第二个稍后的阶段之前的重叠，在此期间，前端速度增加接近光速。使用一组8 Mpc/h^3的小型模拟，我们发现0.3c的最小速度能够在此特定背景下模拟这两个阶段，而不会产生显著影响。低至0.05c的值可以模拟第一低速阶段，但限制了以后的加速度。较低的值始终修改前速度的分布。使用更大的64 Mpc/h^3体积，更好地解释了遥远的来源，我们发现光速的降低对再电离时间和在后期再电离的欠密度区域的波前速度有更大的影响。在具有慢锋的密集区域中测量的相同量对c值不太敏感。
2019-01-08 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
Constraining the unexplored period between reionization and the dark ages with observations of the global 21 cm signal
用单偶极实验观测红移21厘米中性氢谱线的全球亮温的频率依赖性是可能的。在本文中，我们开发了一个Fisher矩阵形式主义计算的灵敏度，这些仪器的21厘米信号的再电离和黑暗时代。我们表明，只要局部前景可以用低阶多项式很好地建模，持续时间delta z< 2的快速再电离历史就可以受到约束。然后，它表明，在范围内的观测nu = 50 - 100 MHz可以可行地限制莱曼α和X射线发射率的第一批恒星形成在z = 15 - 25，只要系统的温度残差可以控制到小于1 mK。最后，我们证明了从恒星形成前的黑暗时代检测21厘米信号的困难。
2010-05-21 astro-ph.CO
Reionization Through the Lens of Percolation Theory
在过去的二十年里，星系间氢的再电离已经受到了严格的理论审查。在这里，我们的方法正式作为一个渗流过程和相变的过程。使用半数值模拟，我们证明了一个无限大的电离区域突然出现在电离分数~0.1，并迅速增长到包括大部分的电离气体：电离分数为0.3，近百分之九十的电离物质是这个区域的一部分。在大多数再电离过程中，几乎所有的星系际介质都被分成两个区域，一个是电离区，一个是中性区，两者的范围都是无限的。我们还表明，存在于此过渡点之前和附近的离散电离区域遵循近幂律分布的体积，具有相等的贡献，总填充因子每对数间隔的大小到一个尖锐的截止体积。这些品质是一般的渗流过程，与详细的行为的结果，在底层的密度场的长程相关性。这些见解将是至关重要的，了解电离和中性气体在再电离过程中的分布，并提供精确的意义，再电离作为一个“重叠”过程的直观描述。
2016-01-25 astro-ph.CO
Local reionizations histories with merger tree of HII regions
我们约束周围的祖先星系的再电离过程的初始阶段，如初始的HII区域的范围之前，其融合与紫外背景和其传播的持续时间。我们使用了一套再电离模拟不同的分辨率和电离源配方。由于HII区域的合并树，建立了HII区域属性的目录。我们绘制了当地的再电离历史作为时间的函数，并根据该地区的晕质量祖先的变化进行调查。然后，我们外推的晕质量内的区域从高z到z=0的z=0星系的再电离历史的预测。我们发现，HII区出现得越晚，在它看到全球紫外背景之前，它的相关寿命和体积就越小。HII区初始增长的持续时间和范围在很大程度上取决于内晕的质量，可以长达再电离时期的50%。我们发现，最大的质量是今天的晕，它出现的越早，其HII区的扩展和传播的持续时间越大。定量预测不同，取决于盒子的大小或源模型：小的模拟体积受HII区域和基于晕的源模型之间的邻近效应预测较小的区域和较慢的I-前膨胀比模型使用恒星粒子作为电离源。我们的研究结果表明，银河系型晕有一个最大的范围为1.1兆秒差距/小时的初始HII区，建立了自己在150-200 $\pm 20$万年。这与使用受约束的本地群模拟进行的预测一致。考虑到质量与本星系群（MW+M31）相当的晕，我们的结果表明，统计上它没有受到来自室女座星系团的外部锋的影响。
2014-06-23 astro-ph.CO
The imprint of the relative velocity between baryons and dark matter on the 21-cm signal from reionization
重子在暗物质中的后复合流使重子在几个同向运动的Mpc尺度上一致地远离低质量（<10^6太阳质量）晕。有人认为，这将对再电离前后的21厘米信号产生很大影响，因为它提高了形成电离源所需的最小质量。使用半数值代码，我们表明，重子流效应对21厘米的信号在再电离（红移z约7-20）的影响强烈依赖于冷却的情况下假设恒星形成，以及相应的维里温度或质量在恒星形成。对于氢原子在10^4开尔文冷却的典型情况，恒星形成的最小质量远高于受重子流影响的晕的质量，并且现有的预测没有重大变化。对于分子氢冷却的情况下，我们发现，再电离延迟的红移约为2的变化，并发现在一个给定的电离分数在大的模式，更多的相对功率。然而，再电离的延迟是退化的天体物理学假设，如恒星的紫外光子的生产率。
2011-10-20 astro-ph.CO
Stages of Reionization as revealed by the Minkowski Functionals
利用半数值模拟方法研究了再电离时期氢电离场的演化。通过计算21 cm亮温场的Minkowski泛函，定量描述了中性区和电离区的拓扑结构，发现再电离过程可分为五个阶段，每个阶段具有不同的拓扑结构，对应于孤立的电离区（“气泡”）;连接的电离区域（“电离纤维”），渗透通过宇宙体积;一个海绵状的配置与交织的中性和电离区后，重叠的气泡;连接的中性区（“中性纤维”），当电离区开始包围剩余的中性区;和孤立的中性区（“岛”），在整个空间电离之前，除了星系和微晕中罕见的致密团块，再电离过程完成。我们使用的MF和离子化或中性区域的尺寸统计来区分这些不同的阶段，并找到中性分数在不同阶段的过渡发生。在再电离后期，中性区比电离区更加孤立，这是再电离岛模型描述的动机。我们比较了岛模型和气泡模型中的后期拓扑演化，表明在岛模型中，由于电离背景，中性纤维更容易破碎成多个碎片。
2019-08-29 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
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
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
Likelihood-free Model Selection in Cosmic Reionization with Three-dimensional Tomographic 21 cm Lightcone Images
该研究探索无似然贝叶斯模型选择以量化宇宙再电离场景的模型比较，通过训练三维CNN获取21厘米光锥摘要，替换采样器生成贝叶斯证据，能区分模拟数据集的生成模型，但存在对特定模型后验分布不准确的问题。
2025-02-12 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
Patchy Kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect with Controlled Reionization History and Morphology
使用新的半数值代码的再电离琥珀色，我们模型的补丁动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）的影响，直接指定的再电离历史的红移中点$z_\mathrm{mid}$，持续时间$Δ_\mathrm{z}$，和不对称$A_\mathrm{z}$。通过最小晕质量$M_\mathrm{h}$和辐射平均自由程$λ_\mathrm{mfp}$进一步控制电离源和辐射。AMBER再现自由电子数密度和补丁kSZ功率谱的辐射流体动力学模拟在目标分辨率（$1\,{\rm Mpc}/h$）与匹配的再电离参数。利用一套使用AMBER的$(2\,{\rm Gpc}/h)^3$模拟，我们首先使用Planck 2018 Thomson光学深度结果（95\% CL）约束红移中点$6.0<z_{\rm mid}<8.9$。然后，假设$z_{\rm mid}=8$，我们发现，$D^{\rm pkSZ}_{\ell=3000}$的振幅与再电离$Δ_z$的持续时间成线性比例，并与从南极望远镜（SPT）的结果$1σ$上限$Δ_z<5.1$（$Δ_z$包围$5\%$ $95\%$电离）。此外，较短的$λ_{\rm mfp}$可导致$\sim 10\%$较低的$D^{\rm pkSZ}_{\ell=3000}$和$Δ_z-D^{\rm pkSZ}_{\ell=3000}$缩放关系中较平坦的斜率，从而影响在$\ell=300…
2022-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying the Lyman-$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
Inferring local quasar IGM damping wing constraints
Leiden University（莱顿大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
通过贝叶斯推断框架，利用类星体衰减翼数据约束IGM中性氢分布及再电离模型参数。
2025-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signal of Cosmic Strings in Cross-Correlation of 21-cm Redshift and CMB Polarization Maps
本研究探索再电离前宇宙弦尾迹在21厘米红移与B模式CMB极化图互相关中的信号，提出用匹配滤波提取非高斯特征，证实可在LCDM高斯背景中检测到张力略低于当前上限的宇宙弦信号。
2022-05-05 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Reionization history constraints from neural network based predictions of high-redshift quasar continua
早期宇宙的观测表明，再电离是由$z\sim6$完成的，然而，这个过程的确切历史仍然是未知的。测量中性部分在这一时期演化的一种方法是通过观测高红移类星体的Ly $α$阻尼翼。为了限制类星体观测中的中性部分，我们需要一个精确的Ly $α$周围类星体光谱模型，在光谱被其宿主星系处理之后，但在它被中间IGM的吸收和阻尼改变之前。在本文中，我们提出了一种新的机器学习方法，使用人工神经网络，重建类星体连续体周围的Ly $α$。我们的QSANNdRA算法改善了这种重建的错误相比，最先进的PCA为基础的模型在文献中平均14.2%，并提供了6.1%的改善，平均相比，其扩展。与扩展的PCA模型相比，QSANNdRA进一步实现了22.1%和16.8%的改善时，最相似的两个高红移类星体的研究中，ULAS J1120+0641在$z=7.0851$和ULAS J1342+0928在$z=7.5413$的低红移类星体进行评估。使用我们更精确的重建这两个$z>7$类星体，我们估计中性分数的IGM使用均匀再电离模型，并发现$\bar{x}_\mathrm{HI} = 0.25^{+0.05}_{-0.05}$在$z=7.0851$和$\bar{x}_\mathrm{HI} = 0.60^{+0.11}_{-0.11}$在$z=7.5413$。我们的结果与文献一致，有利于快速结束再电离。
2020-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization and the Hubble Constant: Correlations in the Cosmic Microwave Background
本文利用去除低阶极化的 CMB 数据，揭示再电离光深与 $H_0$ 的正相关，并表明更大的 $τ_{\rm reio}$ 可在 $Λ$CDM、DR 和 EDE 中轻微缓解哈勃张力。
2025-07-25 astro-ph.CO hep-ph
The Cosmic Near Infrared Background III: Fluctuations, Reionization and the Effects of Minimum Mass and Self-regulation
目前的观测表明，宇宙在z~6之前的某个时候被再电离。观察宇宙这一时期的一种方法是通过近红外背景（NIRB），其中包含有关星系的信息，这些星系可能太微弱而无法单独观察。我们计算了这些星系的分布引起的NIRB涨落的角功率谱（C_l）。假设完全减去任何再电离后的分量，C_1将由负责完成再电离的星系主导（例如，z~6）。在高l时，C_l的形状对星系中暗物质晕的非线性偏置量很敏感。由于非线性偏置依赖于这些晕的质量，我们可以利用C_l的形状来推断完成再电离的暗物质晕的典型质量。我们通过使用更高分辨率的N体模拟来扩展我们先前的研究，该模拟可以将晕解析到10^8 M_sun。我们还包括改进的辐射转移，这使得抑制恒星形成的小质量晕由于光电离加热。由于非线性偏置在小尺度上增强了暗物质晕的功率谱，我们发现，在小晕中完全抑制小源或部分抑制恒星形成的情况下（电离区的最小星系质量为M_min=10^9 M_sun，中性区的最小星系质量为M_min=10^8 M_sun），C_l比这些小晕未被抑制的情况更陡。在所有情况下，我们都没有看到l^2C_l形状的向高l的转变。
2012-04-17 astro-ph.CO
Cosmic Star Formation History
在过去的二十年里，来自多波长成像和光谱调查的大量数据彻底改变了我们对星系形成和演化的看法。在这里，我们回顾了一系列的补充技术和理论工具，使天文学家绘制的宇宙历史的恒星形成，重元素的生产，和再电离的宇宙从宇宙的“黑暗时代”到现在的时代。一个一致的图像正在出现，即恒星形成率密度在大爆炸后约3.5 Gyr达到峰值，z约为1.9，并在稍后时间呈指数下降，e折叠时间尺度为3.9 Gyr。今天观测到的恒星质量有一半是在红移z = 1.3之前形成的。大约25%在宇宙恒星形成率密度达到峰值之前形成，另外25%在z = 0.7之后形成。今天只有不到1%的恒星是在再电离时期形成的。在一个普遍的初始质量函数的假设下，在任何时期推断出的全球恒星质量密度与所有先前恒星形成活动的时间积分相当匹配。恒星形成和中心黑洞吸积的共动率遵循类似的上升和下降，为黑洞和它们的宿主星系的共同进化提供了证据。宇宙的平均金属丰度在z = 6时上升到大约0.001太阳，大爆炸后的一个Gyr，似乎伴随着每个重子产生不到10个氢莱曼连续谱光子，这是宇宙学再电离的一个相当紧张的预算。
2014-06-13 astro-ph.CO
Constraining the neutral hydrogen fraction during reionization: Cross-simulation inference using power spectrum and bispectrum
National Institute of Technology Calicut（印度卡尔库特国家技术学院）
本文通过交叉模拟验证，利用功率谱和双谱推断中性氢分数，发现双谱在同代码情况下约束更紧，而交叉模拟情况下约束改善有限，但存在系统性偏差，表明模型不确定性是主要限制因素。
2026-07-02 astro-ph.CO
Non-parametric foreground subtraction for 21cm epoch of reionization experiments
从再电离时代（EoR）的红移21厘米发射检测的一个障碍是前景的存在，超过宇宙学信号的强度的数量级。我们认为，在原则上，它会更好地适应前景非参数化-允许数据来确定它们的形状-而不是选择一些功能形式提前，然后拟合其参数。然而，非参数拟合经常遭受其他问题。我们讨论这些之前，提出了一个非参数的方法，WP平滑，这似乎可以避免其中的一些。在概述了Wp平滑的原理之后，我们描述了一种实现Wp平滑的算法，然后将Wp平滑应用于LOFAR EoR实验的合成数据立方体。WP平滑的性能，测量的程度，它是能够恢复的宇宙信号的方差，它避免了从前景的功率泄漏，进行比较的参数拟合，和另一个非参数的方法（平滑样条）。我们发现，WP平滑是优于平滑样条为我们的应用程序，是有竞争力的参数化的方法，即使在后一种情况下，我们可以选择的函数形式的拟合与模拟前景的提前知识。最后，我们讨论了拟合的质量如何受到频率分辨率和范围，宇宙信号的特性和边缘效应的影响。
2009-06-15 astro-ph.CO
Revealing the formation histories of the first stars with the cosmic near-infrared background
宇宙近红外背景（NIRB）提供了一个强大的整体探测辐射过程在不同的宇宙时代，包括预再电离时代时，无金属，第三族（Pop III）恒星首次形成。虽然来自富含金属的第二星族（Pop II）恒星的辐射可能在再电离时代对观测到的NIRB的贡献中占主导地位，但Pop III恒星-如果有效形成-可能会在NIRB上留下特征印记，这要归功于它们强烈的Ly $α$发射。使用第一个恒星形成的物理模型，我们提供了一个分析的NIRB平均光谱和各向异性贡献的恒星星族在$z>5$。我们发现，在大规模的波普III恒星持续形成的分子冷却晕在几倍的速度$10^{-3}\,M_\odot \ \mathrm{yr}^{-1}$，在被抑制对时代的再电离（EoR）的积累莱曼-维尔纳背景，一个独特的光谱签名显示了向红的$1\,μ$ m在观测到的NIRB光谱来源于星系在$z>5$。虽然光谱特征的详细形状和幅度取决于各种因素，包括恒星形成历史，IMF，LyC逃逸分数等，但最有趣的场景是有效的Pop III恒星形成即将到来的设施，如宇宙历史，再电离时代和冰探测器（SPHEREx）的光谱光度计。因此，在未来几年内，通过对NIRB的精确测量，将可以对高红移的Pop III恒星的丰度和形成历史进行新的限制。
2021-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intergalactic Magnetogenesis at Cosmic Dawn by Photoionization
我们提出了一个天体物理机制，产生宇宙磁场在再电离时代的详细分析。它基于宇宙中形成的第一个源对星系际介质的光电离。首先导出了诱导方程，然后确定了该机制的特征长度和时间尺度，最后对第一恒星、原始星系和遥远的强类星体进行了数值计算。在这些简单的例子中，产生的磁场强度在源的斯特伦格伦球之间的中性星系际介质中的几百千秒差距的$10^{-23}$ G到几百秒差距的$10^{-19}$ G之间变化。因此，这种机制有助于整个宇宙在大尺度结构形成之前的预磁化。它在再电离时期的任何时候，与任何电离源一起运作。最后，所产生的领域拥有一个特征的空间配置，这可能有助于区分这些种子从那些产生不同的机制。
2015-06-26 astro-ph.CO
Lux ex tenebris: The imprint of annihilating dark matter on the intergalactic medium during Cosmic Dawn
即将使用下一代射电望远镜（如HERA和SKA）对高度红移的21厘米线进行的测量将为探测再电离时代（EoR）、宇宙黎明和黑暗时代期间的暗物质（DM）物理提供有趣的机会。HERA已经在建设中，迫切需要彻底了解DM物理学在这些时代对星系际介质（IGM）的影响。我们提出的第一个结果的流体动力学模拟套件与$2 \times 512^3$粒子在一个$(100 \ h^{-1} \ \text{Mpc})^3$盒DM湮灭和重子冷却物理。我们专注于红移$z \sim 11$，就在我们的模拟再电离开始之前，并讨论了DM湮灭的IGM和结构形成的印记。我们发现，而结构的形成是不受热WIMP比$m_χ\gtrsim 100 \ \text{MeV}$重，加热从$\mathcal{O}$（GeV）DM粒子可能会留下一个显着的印记IGM改变21厘米的信号。低密度区域中的冷气体特别容易受到DM加热的影响。然而，我们注意到，延迟的能量沉积目前没有在我们的模拟中考虑。
2020-09-23 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Unique Signatures of Population III Stars in the Global 21-cm Signal
我们调查的影响，第三族恒星的天空平均21厘米的背景辐射，跟踪集体发射的所有来源的紫外线和X射线光子再电离完成之前。虽然来自PopIII恒星的紫外光子原则上可以将21 cm跃迁的辐射耦合的开始-以及潜在的再电离-转移到早期，但我们发现PopIII恒星的残余物可能对21 cm信号产生比PopIII恒星本身更明显的影响。来自这种源的X射线优先在早期加热IGM，这延长了再加热的时期，并导致从吸收信号到发射的更渐进的过渡。这种逐渐加热引起了广泛的，不对称的翅膀的吸收信号，这与相对尖锐的，对称的信号，出现在模型治疗PopII源只。一个更强的PopIII特征，其中吸收最小值的位置变得与PopII模型不一致，需要极端的恒星形成事件，这可能在物理上是不合理的，进一步相信相对较高频率的吸收槽，$ν_{\min} \sim 100$ MHz的预测。因此，虽然光是波谷的位置可能不足以显示出PopIII的存在，但只要PopIII IMF足够头重脚轻，并且至少有一些PopIII恒星在双星中形成，即使在过渡到PopII恒星形成之前，每个晕中只有少数PopIII恒星形成，也应该会出现不对称的翅膀。
2017-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
High Mass X-ray Binaries and the Cosmic 21-cm Signal: Impact of Host Galaxy Absorption
通过在再电离之前加热星系际介质（IGM），X射线有望在早期宇宙中发挥重要作用。来自这个“加热时代”（EoH）的宇宙21厘米信号可以作为第一个星系内部高能过程的干净探测器。在这里，我们改进了先前的估计，这个信号，通过使用高分辨率的流体动力学模拟计算的X射线吸收由于星际介质（ISM）的主机星系。在宿主星系内部吸收的X射线无法逃逸到IGM中，并对EoH做出贡献。我们发现，通过这些星系的X射线不透明度可以用一个无金属的ISM来近似，其典型的柱密度为log[N / cm^-2] = 21.4 +0.40-0.65。我们通过将这些ISM不透明度与高质量X射线双星（被认为是早期宇宙中重要的X射线源）的公共光谱相结合来计算得到的21厘米信号。我们的研究结果支持“标准方案”，其中IGM的X射线加热是不均匀的，并发生在大部分再电离之前。大尺度（k ~ 0.1/Mpc）的21 cm功率在z = 10 - 15时达到峰值，约为100 mK^2，红移取决于宇宙恒星形成的历史。这与最近的一些工作相反，这些工作的动机是银河系内部对本地HMXB的X射线吸收要大得多。我们的主要结果可以重现近似的X射线发射HMXB与能量指数α = 1，截断在能量低于0.5千电子伏的幂律谱。
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
