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
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
Simulating Cosmic Reionization and the Radiation Backgrounds from the Epoch of Reionization
大规模的再电离模拟相结合的宇宙学N-体模拟，模拟不断变化的密度和速度场，并确定星系晕源的结果，与射线跟踪辐射转移计算模型的非平衡电离的星系际介质。这些模拟已被用来预测宇宙辐射背景，包括CMB，近红外和红移21厘米背景的再电离的一些签名的影响。我们总结了我们最近在这项工作中取得的一些进展，并解决这样的签名效果的观测是否可以用来区分不同质量的星系再电离的相对贡献的问题。
2012-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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: Numerical and Physical Convergence
在本文中，我表明，在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目下进行的再电离模拟收敛在空间和质量，虽然相当缓慢。一个完全收敛的解（对于给定的恒星形成和反馈模型）可以在大约20%的精度水平下确定，但是这样的解在实践中是无用的，因为在生产级模拟中实现它需要在各种质量和空间分辨率下运行大量的计算资源，并且这样的任务还没有现成的计算资源。为了在此期间取得进展，我在恒星形成配方中引入了弱收敛校正因子，它允许人们用有限分辨率模拟来近似完全收敛的解。弱收敛模拟的准确性接近一个可比的，~20%的精度水平的恒星形成历史的个人星系晕和其他星系的性质，直接关系到恒星形成率，如恒星质量和金属丰度。然而，模型星系的其他属性，例如，他们的HI质量，恢复在弱收敛运行仅在两个因素。
2016-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
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
Formation of globular clusters in atomic-cooling halos via rapid gas condensation and fragmentation during the epoch of reionization
利用宇宙辐射流体动力学模拟研究了两个暗物质晕中心的贫金属球状星团（GC）的形成，其中$M_{\rm halo} \sim4\times10^7 M_\odot$在$z>10$。我们发现，非常紧凑的（$\lesssim$ 1 pc）和大规模（$\sim6\times10^5 M_\odot$）集群迅速形成时，原始气体崩溃等温的援助下，有效的LY $α$发射从分子冷却晕过渡到原子冷却晕。由于致密的恒星形成气体的局部自由落体时间非常短（$\ll 1\,{\rm Myr}$），在恒星反馈过程吹出气体并停止恒星形成之前，很大一部分坍缩的气体已经变成了恒星。虽然恒星形成的早期阶段仅限于中央恒星形成盘的一小部分区域，但我们发现由于超新星的金属富集，盘很快就会破碎。在碎片云中形成的子星团最终与中心的主星团合并。模拟集群的质量和大小与当地GC非常相似，但金属丰度分布比当地GC中发现的要宽得多。我们讨论的作用，前富集流行III和II明星作为一个潜在的解决方案，后者的问题。虽然并非没有缺点，但令人鼓舞的是，一个天真的盲目（未调整）宇宙学模拟为至少一些大质量GC的形成提供了一个可能的渠道。
2016-04-05 astro-ph.GA
Astraeus II: Quantifying the impact of cosmic variance during the Epoch of Reionization
下一代望远镜，如詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）和南希格雷斯罗马太空望远镜（NGST）将使我们能够以前所未有的细节研究我们宇宙的第一个十亿年。在这项工作中，我们使用ASTRAEUS（半数值辐射转移耦合星系形成和再电离在N体dArk matEr simulationS）的框架，耦合星系形成和再电离（广泛的再电离反馈模型），估计宇宙方差预期的紫外光度函数（UV LF）和恒星质量函数（SMF）在JWST调查。我们发现，不同的再电离方案中发挥的宇宙方差较小的作用。大部分的宇宙方差完全由底层密度场驱动，并在JADES深巡天（JWST高级河外巡天，面积为46弧分$^2$）的$z =12 (6)$处的${\rm M}_{\rm UV} \sim -17.5 (-20)$的$100\%$以上增加;宇宙方差随着巡天面积的增加而减小，与红移大致无关。我们发现，模糊端（${\rm M}_{\rm UV} > -17$）的莱曼Break Galerkin（LBGs）紫外LF的斜率变得越来越浅，增加再电离反馈，并显示如何JWST观测将能够区分不同的模型之间的再电离反馈在$z>9$，甚至占宇宙方差。我们还显示的环境（在密度和电离场）的莱曼打破Galerkin在EoR，发现潜在的过密度和电离分数的规模积极的紫外线光度。最后，我们还提供了一个公共的软件工具，让感兴趣的读者计算不同的红移和调查领域的宇宙方差。
2021-04-26 astro-ph.GA
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 contribution from stars stripped in binaries to cosmic reionization of hydrogen and helium
大质量恒星通常存在于双星系统中，有人认为双星系统的产物会增强恒星星族的电离辐射。我们需要精确预测二元产物，以了解和量化它们对宇宙再电离的贡献。我们调查的贡献剥离的恒星双星，因为（1）他们可以说，最好的理解产品的双星演化，（2）我们最近产生的第一个非LTE辐射转移计算这些剥离的恒星的大气，预测其电离光谱，和（3）他们是非常有前途的来源，因为他们提高电离辐射的恒星星族在后期。这使得恒星的反馈可以清除周围的环境，使更多的光子可以逃逸并进入星系际介质。结合我们对电离光谱的详细预测和一个简单的宇宙再电离模型，我们估计剥离的恒星贡献了百分之几十的光子，导致宇宙氢再电离，这取决于假设的逃逸分数。更重要的是，剥离的恒星强化了电离辐射。我们估计，光谱电离部分的光谱指数可以增加到-1，而对于单星，光谱电离部分的光谱指数小于-2。在高红移，剥离的恒星和大质量的单星结合主导的氦电离发射，但我们预计活动星系核驱动宇宙氦再电离。我们预计进一步的观测结果是：（1）恒星系统周围星系际气体的高电离态，如CIV和SiIV;（2）星系际介质的额外加热高达几千开尔文。量化这些保证了在完整的宇宙学模拟中包含剥离恒星和其他二元产物的精确模型。
2019-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Globular Cluster - Dark Matter Halo Connection
我提出了一个简单的唯象模型的观测线性标度的恒星质量在老球状星团（GC）与$z=0$晕质量，其中在GC中的恒星质量的比例线性与祖先晕质量在$z=6$以上的GC形成的最小晕质量。该模型再现了在$z=0$观测到的$M_{\rm GCs}-M_{\rm halo}$关系，并预测了举办一个GC所需的$z=6$最小晕质量：$M_{\rm min}(z=6)=1.07 \times 10^9\,M_{\odot}$。转化为$z=0$，平均阈值质量为$M_{\rm halo}(z=0) \approx 2\times 10^{10}\,M_{\odot}$。我探讨的GC在再电离时代的可观测性和它们对宇宙再电离的贡献，这两个敏感地依赖于（未知的）GC出生质量比，现今的恒星质量，$ξ$。根据目前对具有$M_{1500} < -17$的$z \gtrsim 6$天体的探测，$ξ> 10$的值是非常不利的;这反过来对GC形成情景具有潜在的重要意义。即使$ξ$值很低，一些观测到的高$z$星系实际上可能是GC，使再电离时代星系紫外光度函数的估计和暗物质模型的约束变得复杂。如果是$5 \lesssim ξ\lesssim 10$，GC可能是重要的再电离源。我还探讨了预测的部分吸积与原位GC在本地宇宙和系统的后代在晕质量阈值GC形成（矮星系）。这里提出的模型的一个吸引人的特点是能够预测GC属性的基础上，完全暗物质…
2017-09-25 astro-ph.GA
A powerful radio-loud quasar at the end of cosmic reionization
我们提出的射电响亮类星体PSO J352.4034-15.3373在z=5.84 pm 0.02的发现。这个类星体是目前已知的最亮的射电源，在z~6处，从3GHz到230 MHz，流量密度在8-100 mJ y之间，射电响度参数R>~1000。这个来源提供了一个前所未有的机会，研究强大的喷流和无线电模式反馈在最高的红移，并提出了第一个真正的机会，探测深入到中性星系际介质在宇宙再电离结束时检测21厘米的吸收。
2018-07-06 astro-ph.GA
Beyond21: A Global Framework for Cosmic Dawn and Reionization Within and Beyond the Standard Model
Raymond and Beverly Sackler School of Physics and Astronomy, Tel-Aviv（特拉维夫大学雷蒙德和贝弗利·萨克勒物理与天文学院）
Beyond21通过灵活的恒星形成模型和自洽流程，预测宇宙黎明和再电离期的21厘米信号及X射线背景，支持高分辨率参数探索。
2026-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Revised AGN Spectral Model Reveals a More Significant Role in Cosmic Reionization
Beijing Normal University（北京师范大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）；Peking University（北京大学）
修订的AGN光谱模型显示，AGNs在宇宙再电离中扮演了比之前估计更显著的角色。
2026-01-08 astro-ph.GA
Onset of Cosmic Reionization: Evidence of An Ionized Bubble Merely 680 Myrs after the Big Bang
虽然大部分的星系间介质（IGM）今天是由电离氢渗透，它主要是充满了大爆炸后的第一个7亿年的中性氢。电离IGM（宇宙再电离）的过程预计在空间上是不均匀的，较暗的星系起着重要作用。然而，我们对再电离过程仍然只有一些直接的限制。在这里，我们报告的第一个光谱确认的两个星系和很可能的第三个星系在一个集团（以下EGS77）在红移z = 7.7，仅仅680百万年后的大爆炸。三个成员之间的物理间隔< 0.7 Mpc。我们估计最亮星系的电离泡半径约为1.02 Mpc，并表明，所有三个星系形成的单个电离泡可能重叠显着，形成一个大而局部的电离区，这导致在再电离过程中的空间不均匀性。令人惊讶的是，EGS77中的三个星系中有两个在连续谱中非常微弱，这要归功于我们选择了使用莱曼α线发射的再电离源。事实上，其中一个是迄今为止在如此高的红移下发现的最微弱的光谱确认星系。我们的观测提供了宇宙再电离过程中的直接约束，并使我们能够调查负责宇宙再电离源的属性。
2020-01-06 astro-ph.GA
Cosmic Strings and the Origin of Globular Clusters
我们假设宇宙弦环是球状星团吸积的种子。通过要求在弦环上吸积的天体质量分布的峰值与银河系中观测到的球状星团质量分布的峰值一致来固定宇宙弦张力，然后计算了期望的球状星团的数密度和质量函数，并与观测值进行了比较。我们的假设自然地解释了为什么球状星团是星系中最古老、密度最大的天体，以及为什么它们会在星系的晕中被发现。
2015-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
On the Reionization-Era Globular Cluster in Low-Mass Galaxy Eridanus II
本文利用 Hubble Space Telescope 档案数据测量了低质量星系 Eridanus II 及其球状星团的恒星形成历史与性质，发现两者均为再电离时期遗迹，并指出考古学研究是探测此类低质量系统星团形成的唯一途径。
2023-03-20 astro-ph.GA
Effects of Cosmic String Velocities and the Origin of Globular Clusters
在假设宇宙弦环是球状星团的种子的前提下，我们研究了这些弦的速度在决定球状星团质量分布中的作用。具有足够高速度的环不会形成紧凑和大致球形的物体，因此不能成为球状星团的种子。我们计算了球状星团的期望数密度和质量函数作为弦张力和峰值环速度的函数，并将结果与银河系中球状星团质量分布的观测数据进行了比较。我们确定的临界峰值弦环速度超过该协议之间的起源球状星团（忽略环速度）和观测数据的弦环模型丢失。
2015-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Gas Accretion History of Low Mass Halos within the Cosmic Web from Cosmological Simulations
利用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟，我们研究了位于类场低密度环境中的低质量晕的气体吸积历史。我们跟踪他们的演变分别从早期，前再电离时代，通过再电离，并超越，直到$z=0$。在再电离之前，低质量的晕以非常快的速度吸积冷的宇宙网气体，通常达到它们所拥有的最高气体质量。但是当再电离发生时，我们看到几乎所有的晕都失去了大量的气体含量，尽管有些反应比其他反应慢。我们发现，响应率的影响晕质量的第一，其次是由其内部的气体密度在再电离的时代。再电离也使宇宙网气体完全电离z $\sim$ 6。因此，最低质量的晕（$\sim$ 10 $^6~h^{-1}$ M $_\odot$在$z=6$）再也不能从宇宙网中重新吸积气体，到了$z\sim5$，所有内部气体都被电离掉了，导致恒星形成在这个时期停止。然而，更大质量的晕可以从它们的气体质量损失中恢复过来，并重新吸积电离的宇宙网络气体。我们发现这种再吸积的效率是晕质量的函数，其次是当地周围的气体密度。更接近宇宙网络结构的晕可以更快地吸积密度更大的气体。我们发现，我们的低质量晕有一个快速，致密的气体吸积的甜蜜点，距离我们的样本中最大质量的晕（$>$ 10 $^8~h^{-1}$ M $_\odot$）大约1-5维里半径，因为这些往往深深地嵌入在宇宙网络中。
2019-12-10 astro-ph.GA
