我们提出了一个新的半解析模型的第一批恒星的形成。我们的方法需要暗物质晕合并树（包括3维空间信息）从宇宙学N体模拟作为输入，并应用解析处方计算人口III（流行III）和金属富集的恒星形成历史。我们已经开发了一种新的方法来准确地计算影响Pop III恒星形成的主要反馈过程：H $_2$从莱曼-沃纳（LW）辐射的光解离，抑制恒星形成由于不均匀的再电离，和通过超新星风的金属富集。我们的方法利用基于网格的方法，依靠快速傅立叶变换（FFT），以快速跟踪整个模拟框中的三维LW强度，电离分数和金属丰度。我们提出了广泛的天体物理模型参数的模拟从$z\approx 30-6$。最初的远程LW反馈和本地金属富集和再电离反馈占主导地位。然而，对于$z \lesssim 15$，我们发现Pop III型恒星的恒星形成率密度（SFRD）受到外部金属富集（来自一个晕的金属污染其他原始晕）和不均匀再电离的影响。我们发现这些过程的相互作用对于$z \lesssim 10$的Pop III SFRD尤其重要。再电离反馈延迟恒星形成足够长的时间，使金属气泡到达光晕，否则就会形成Pop III恒星。与单独的LW反馈相比，包括这些效应可以导致在$z=6$下Pop III SFRD的数量级以上的降低。
英文摘要：
We present a new semi-analytic model of the formation of the first stars. Our method takes dark matter halo merger trees (including 3-dimensional spatial information) from cosmological N-body simulations as input and applies analytic prescriptions to compute both the Population III (Pop III) and metal-enriched star formation histories. We have developed a novel method to accurately compute the major feedback processes affecting Pop III star formation: H$_2$ photodissociation from Lyman-Werner (LW) radiation, suppression of star formation due to inhomogeneous reionization, and metal enrichment via supernovae winds. Our method utilizes a grid-based approach relying on fast Fourier transforms (FFTs) to rapidly track the LW intensity, ionization fraction, and metallicity in 3-dimensions throughout the simulation box. We present simulations for a wide range of astrophysical model parameters from $z\approx 30-6$. Initially long-range LW feedback and local metal enrichment and reionization feedback dominate. However, for $z \lesssim 15$ we find that the star formation rate density (SFRD) of Pop III stars is impacted by the combination of external metal enrichment (metals from one halo polluting other pristine halos) and inhomogeneous reionization. We find that the interplay of these processes is particularly important for the Pop III SFRD at $z \lesssim 10$. Reionization feedback delays star formation long enough for metal bubbles to reach halos that would otherwise form Pop III stars. Including these effects can lead to more than an order of magnitude decrease in the Pop III SFRD at $z=6$ compared to LW feedback alone.
Towards Reconciling Reionization with JWST: The Role of Bright Galaxies and Strong Feedback
University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of the Western Cape（西开普大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Technical University of Denmark（丹麦技术大学）
Astraeus III: The environment and physical properties of reionization sources
在本文中，我们使用了N体dArk martEr模拟中星系形成和再电离的数值辐射传递耦合框架，它耦合了前十亿年的星系形成和再电离。探索了一些模型的再电离反馈和逃逸分数的电离辐射从银河系环境（$f_\mathrm{esc}$），我们量化的贡献的恒星形成星系{（与晕质量$M_h>10^{8.2}$ M $_\odot$）}再电离依赖于辐射反馈模型，$f_\mathrm{esc}$，和环境的过密度。我们的主要发现是：（i）对于常数$f_\mathrm{esc}$模型，中等质量星系（晕质量为$M_h\simeq10^{9-11}$ M $_\odot$，绝对紫外强度为$M_{UV} \sim -15$至$-20$）在中密度区域驱动再电离;（ii）$f_\mathrm{esc}$随着晕质量的降低而增加的情况下，星系人口将驱动再电离至低质量星系（$M_h\lesssim10^{9.5}$ M $_\odot$）与较低的光度（$M_{UV} \gtrsim-16$）和过密度;（iii）再电离印记其拓扑结构的电离发射率的低质量星系（$M_h\lesssim10^{9}$ M $_\odot$）通过辐射反馈。低质量星系经历辐射反馈对恒星形成的更强抑制，在过密区域表现出较低的电离发射率;（iv）$f_\mathrm{esc}$随星系性质的变化对再电离源及其可探测性的影响最大，辐射反馈强度和环境过密起着次…
Testing primordial non-Gaussianities on galactic scales at high redshift
原始非高斯性提供了暴胀模型的一个重要检验。虽然普朗克宇宙微波背景实验对星系团尺度上的非高斯性产生了很强的限制，但在星系尺度上仍有相当大的非高斯性空间。我们已经测试了本地的非高斯高红移星系人口的影响，运行5个宇宙学N体模拟到z=6.5。对于这些模拟，我们采用相同的初始相位，以及高斯或尺度相关的非高斯原始波动，所有这些都与普朗克对集群尺度的约束一致。然后，我们使用Behroozi et al.（2013）的晕-恒星质量经验关系为每个晕分配恒星质量。我们的模拟与非高斯初始条件产生晕质量函数，显示出明显的偏离从类似的模拟与高斯初始条件在z>~10。我们观察到一个>0.3 dex的增强低端的晕质量函数，这导致了类似的影响星系恒星质量函数，这应该是测试未来的星系调查在z>10。由于宇宙再电离被认为是由高红移的矮星系驱动的，我们的发现可能对宇宙的再电离历史有影响。
Probing the thermal history during reionization using a semi-numerical photon-conserving code SCRIPT
星系际介质（IGM）在再电离时期的电离和热状态一直是最近的兴趣，因为它们与第一批恒星的密切联系。我们在本文中提出了一个半数值代码，计算大规模的温度和电离氢场在宇宙学上的代表性体积占补丁在这些数量所产生的再电离。该代码是对先前开发的用于研究电离区域生长的版本的扩展，即光子守恒的再电离半数值代码（Semi Numerical Code for Reionization with Photon Conservation，缩写为WNTT）。在本版本中的主要补充是非均匀重组，这是必不可少的温度计算。这种扩展版本的RECT还实现了再电离期间光加热的物理后果，例如，辐射反馈这些增强功能使我们能够预测早期版本不可行的观测值。其中包括星系的紫外光度函数的暗端（这可能受到辐射反馈的影响）和低密度IGM在$z\sim 6$的温度-密度关系。我们研究了不同的自由参数和处方我们的模型上的各种可观的效果。我们的分析的结论是，它应该是可能的，把约束的IGM的热和电离状态的演化使用现有的观测占所有可能的变化的自由参数。参数空间的详细探索将在未来进行。
Cosmic Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
Dark-ages reionization and galaxy formation simulation--VII. The sizes of high-redshift galaxies
本文利用数值模拟项目中暗时代再电离和星系形成观测量的半解析模型研究了高红移星系的大小。我们的基准模型，包括来自超新星和光电离背景的强反馈，准确地再现了恒星质量函数和紫外光度函数的演变。利用这个模型，我们研究了星系的大小-光度关系，发现星系的有效半径与紫外光度成$R_\mathrm{e}\propto L^{0.25}$标度，在$z{\sim}5$-$9$。我们表明，最近在$z{\sim}7$（Bowler et al. 2016）和$z{\sim}11$（Oesch et al. 2016）发现的非常明亮的星系与我们预测的大小-光度关系有关。我们发现，在$z>8$的星系的一个显着的部分将不会被解决的JWST，但GMT将有能力解决所有星系的晕以上的原子冷却极限。我们表明，我们的基准模型成功地再现了平均星系大小的红移演化在$z>5$。我们还探索了没有超新星反馈的模型中的星系大小。非超新星反馈模型产生的星系大小比观测结果要小。因此，我们确认超新星反馈在确定星系的大小-光度关系及其再电离过程中的红移演化中起着重要的作用。
MEGATRON: Dwarf Galaxy Quenching in the Epoch of Reionization
University of Sussex（萨塞克斯大学）；DISCnet Centre for Doctoral Training, University of Sussex（萨塞克斯大学 DISCnet 博士培训中心）；University of Bath（巴斯大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Institut d’Astrophysique de Paris, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天体物理研究所，索邦大学，法国国家科学研究中心）；University of Oxford（牛津大学）
