Physical properties of simulated galaxy populations at z=2 - II. Effects of cosmology, reionization and ISM physics
我们使用流体动力学模拟从OWLS项目的星系人口的物理性质的依赖关系在红移2假设的恒星形成法，状态方程施加在未解决的星际介质，恒星初始质量函数，再电离的历史，和假设的宇宙学。这项工作补充了论文I，在那里我们研究了不同模型的影响，为恒星形成和活动星系核驱动的星系风。物质功率谱的归一化强烈影响星系质量函数，但对固定质量晕中星系的物理性质影响相对较小。再电离抑制了低质量星系的恒星质量和气体分数，但在z = 2时，结果对再电离的时间不敏感。恒星初始质量函数主要通过影响反馈的效率来决定星系的物理性质，而再循环质量和金属分数的变化所起的作用较小。如果我们使用一个恒星形成的配方，它再现了观察到的恒星形成定律，而不依赖于未解决的ISM的假设状态方程，那么后者是不重要的。恒星形成定律，即气体消耗时间尺度作为表面密度的函数，决定了星系中致密的恒星形成气体的质量，但既不影响恒星形成速率，也不影响恒星质量。这可以从自我调节的角度来理解：气体分数进行调节，直到流出速率与流入速率平衡。
2013-08-07 astro-ph.CO
Promising Observational Methods for Detecting the Epoch of Reionization
自从在z > 6 Ly-alpha森林中首次探测到Gunn-Peterson槽和首次通过宇宙微波背景（CMB）再电离测量Thomson散射光学厚度以来，已经有好几年了。目前的CMB测量提供了一个显着的约束，再电离的平均红移，和Ly-alpha森林提供了一个下限的红移在再电离结束。然而，没有任何观察提供关于这一过程的持续时间和形态的确切信息。本文简要回顾了探测和研究宇宙相变的最有前途的观测方法，重点是CMB各向异性、伽马射线暴余辉、Ly-alpha发射星系和红移21 cm发射。
2010-09-24 astro-ph.CO
Neural network emulation of reionization to constrain new physics with early- and late-time probes
本文提出 NNERO 神经网络模拟器，用于快速准确模拟自由电子比例演化与再电离光深，支持结合 CMB 和 21 cm 等探针约束冷/非冷暗物质模型参数。
2025-03-14 astro-ph.CO
Probing the Physics of Reionization Using kSZ Power Spectrum from Current and Upcoming CMB Surveys
本研究利用Cross-ILC前景减除技术，结合当前及未来CMB巡天的kSZ功率谱测量，可在无τ先验下严格约束再电离参数，结合LiteBIRD数据能实现对再电离中点和持续时间的高精度CMB测量，凸显宽多极kSZ探测的重要性。
2024-03-12 astro-ph.CO
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。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recombination Clumping Factor of Physically Defined Intergalactic Medium at the Epoch of Reionization
Zhejiang University（浙江大学）；The University of Osaka（大阪大学）
研究再电离时期IGM的复合聚集因子\(C\)，基于电离光子有效透射因子给出新定义，用\textsc{Gamer - 2}代码模拟，发现新定义的\(C\)与传统值相当且对多因素鲁棒，超新星反馈在特定尺度影响再电离但不显著改变全局\(C\)。
2026-07-23 astro-ph.CO
The effect of a short mean free path on HII regions and 21-cm tomography during reionization
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究开发了首个显式纳入平均自由程(MFP)作为自由参数的再电离解析模型，发现短MFP显著减小HII区域大小并降低21厘米信号对比度，对SKA等阵列的观测灵敏度提出了更高要求。
2025-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Epoch of Reionization modelling and simulations for SKA
在本章中，我们提供了一个概述的模拟和建模的宇宙黎明和时代的再电离的现状。我们讨论的建模要求所规定的问题和SKA仪器属性和计划的调查参数的特征尺度。目前的模拟包括大多数相关的物理过程。它们可以遵循完整的非线性动力学，现在已经达到了所需的尺度和动态范围，尽管小尺度物理学仍然需要包括在次网格级别。然而，尽管在开发新的数值方法，有效地利用当前的硬件，他们仍然相当计算昂贵的显着进展。作为回应，一些替代方法，特别是半解析/半数值方法，已经开发出来。虽然必须更近似，但如果在模拟中适当地构造和校准，它们可以用于快速探索可用的巨大参数空间。在模拟和半分析建模中纳入一些物理过程方面仍需进一步开展工作。这种混合方法的快速，近似建模校准的数值模拟，然后可以用来构建大型图书馆的再电离模型的观测数据的可靠解释。
2015-01-17 astro-ph.CO
Modeling Cosmic Reionization
冷的中性星系间氢转变为高度电离的温暖等离子体标志着宇宙黑暗时代的结束和星系时代的开始。这一过程的细节反映了早期辐射源和热源的性质、宇宙大尺度结构的统计特征、宇宙重子的热力学和化学、恒星形成和黑洞吸积的历史。在未来十年中，来自新的地面和空间仪器和设施的大量数据集将彻底改变我们对原始星系，再电离光子预算，星系际介质（IGM）的物理学以及“宇宙网”中氢气的细粒度特性的理解。在这篇评论中，我们调查的物理和再电离时代的建模的关键方面，并描述了目前在这一领域的各种计算技术和工具。
2022-10-05 astro-ph.CO
Dark-ages reionization & galaxy formation simulation V: morphology and statistical signatures of reionization
本文利用数值模拟中的暗期、再电离和星系形成观测量（DRAGONS）框架，研究了星系形成物理对再电离期（EoR）电离氢（HII）区形态和统计的影响。DRAGONS自洽耦合半解析的星系形成模型与非均匀电离紫外背景，因此可以用来研究的电离源星系人口的反馈现象的形态和统计的依赖性的再电离。星系形成物理学的变化改变了HII区域的大小以及21厘米功率谱的振幅和形状。在星系物理学的研究中，我们发现超新星反馈在再电离中起着最重要的作用，在没有这种反馈的情况下，HII区域高达$\approx 20$ %的较小和功率谱振幅的分数差异高达$\approx 17$ %。我们比较我们的星系形成为基础的再电离模型与过去的计算，假设恒定的恒星晕质量比，并发现，正确选择的最小晕质量，这样的模型可以模仿预测的再电离形态。因此，在固定的中性分数的再电离形态是唯一的决定由星系形成的细节，但对托管的电离源的大部分晕的质量是敏感的。因此，简单的EoR参数化是再电离统计的准确预测。然而，使用未来的21厘米观测来完全理解再电离将需要结合其他观测，用现实的星系形成模型来解释。
2016-08-15 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
Chemical constraints on the contribution of Population III stars to cosmic reionization
最近的研究强调，z = 6-8的星系无法产生足够的电离光子来恢复IGM，并建议第三星族恒星可以解决这种紧张局势，因为它们更硬的光谱可以产生比第二星族多10倍的电离光子。但这个论点关键取决于第三星族时代的持续时间，因为第三星族恒星是由原始气体形成的，反过来又取决于银河系富集的速度。我们使用一个半解析模型的星系形成，跟踪星系的化学演化，以衡量的影响，第三族恒星的再电离。星族III SNe产生不同的金属丰度，我们认为，星族III时代的持续时间可以通过高z阻尼Lyα吸收体（DLAs）的精确相对丰度测量来限制，这提供了过去恒星形成的化学记录。我们发现，由于第三星族恒星的金属产额很大，寿命很短，因此在10^6年左右的极短时间尺度内，第三星族恒星的单代恒星就可以在第三星族到第二星族跃迁的临界金属丰度Zcrit=10^-4 Zsun以上自富集星系。这随后终止了第III族时代，因此它们仅在z >~ 30时贡献>~ 50%的电离光子，并且在z=10时贡献<1%。通过延迟金属混合到ISM中，可以增加III族贡献。然而，将得到的金属丰度模式与z <~ 6 DLAs中现有的测量结果进行比较，我们表明，在z = 10时，高质量第三星族恒星对电离率的贡献率必须<~ 10%。未来对z~7-8类星体和伽玛暴的丰度测量应该能探测到星族III恒星形成的化学痕迹的时代。
2013-10-02 astro-ph.CO
The He II Post-Reionization Epoch: HST/COS Observations of the Quasar HS1700+6416
单电离氦（He II）的再电离期被认为开始于红移z~3.5- 4，并在z~2.7时几乎完成。利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪（COS）拍摄的明亮高红移类星体HS 1700 +6416的远紫外光谱，研究了其再电离后的时间演化。我们讨论这些数据，因为他们探测后再电离历史的He II和当地的电离环境周围的类星体和横向的视线。我们比较以前的光谱远紫外光谱探测器的当前COS数据，其中有一个显着更高的信噪比。Gunn-Peterson槽在较低的红移处恢复，有效光学厚度从z~2.7处的τ_eff~1.8下降到z~2.3处的τ_eff~0.7。我们在He II Lyα破裂附近看到了一个有趣的过量通量，这可能是类星体的线发射，尽管可能不是He II Lyα。我们提出了四个可能的横向邻近类星体的光谱，虽然紫外硬度数据是不够的质量说，如果他们的影响被视为沿HS 1700视线。
2012-12-06 astro-ph.CO
Modeling Reionization in a Bursty Universe
我们提出了半解析模型的时代的再电离集中在连续和突发恒星形成（SF）之间的差异。我们的模型利用物理动机的分析适合在一个有代表性的宇宙体积的暗物质晕周围的HII区域的一维辐射传输模拟。约束我们的模拟与观测到的和外推的UV光度函数的高红移星系，我们发现，对于一个固定的晕质量，恒星星族形成的爆发模型产生较大的HII区域，留下了长寿命的遗迹HII区域，能够保持部分电离的星系际介质（IGM）中的方式类似于早期的X射线背景。整体效果是IGM的光学深度显著增加，$τ_e$，再电离的红移增加较温和。为了产生普朗克观测到的$τ_e =0.066$和红移$z_{\rm re}\sim 6$的完全再电离，具有爆发SF的模型需要一个逃逸分数$f_{\rm esc}\sim 2\%-10\%$，该分数比假设连续SF的$f_{\rm esc}\sim 17\%$低2-10倍，并且与$z=0$和$z\sim 1.3-6$观测到的$f_{\rm esc}$的上限一致。再现观测到的$τ_e$和$z_{\rm re}$所需的电离光子预算取决于SF爆发的周期和占空比以及中性IGM的温度。这些结果表明，如果再电离是由SF短爆发驱动的，那么观测到的和预测的再电离光子收支之间的紧张关系可以得到缓解，这可能与星族III星和致密星团（如原球状星团）的形成有关。
2016-02-19 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
The 21-cm Line as a Probe of Reionization
结构形成和再电离的早期阶段的最令人兴奋的探针之一是中性氢的自旋翻转线，其静止波长为21厘米。本章介绍了这种跃迁的物理学和它所依赖的天体物理学参数，包括讨论渗透到星系际介质中的辐射场，这些辐射场决定了这种跃迁的亮度。我们描述的21厘米背景的演变中的临界点，并专注于天空平均亮度和功率谱作为代表性的测量。最后，我们将讨论观测结果及其在不久的将来面临的挑战。
2015-11-03 astro-ph.CO
Probing the epoch of pre-reionization by cross-correlating cosmic microwave and infrared background anisotropies
第一颗恒星形成的时期和当时星系际介质（IGM）的状态无法用现有的望远镜直接观测。来自这些早期来源的辐射现在是宇宙红外背景（CIB）的一部分，并且当这些来源吸收它们周围的气体时，IGM等离子体将通过热Sunyaev-Zeldovich（TSZ）效应在宇宙微波背景（CMB）中产生微弱的温度各向异性。虽然这些TSZ各向异性太微弱，无法检测到，我们表明，交叉相关的源减去CIB波动从{ \it欧几里得}的地图，适当构造的微波地图在不同的频率可以探测的物理状态的气体在再电离和测试/约束模型的早期CIB源。我们识别了来自空间和地面仪器的频率组合的CMB减去的微波图，以表明它们可以与即将到来的全天空{ \it Euclid} CIB图交叉相关，以检测尺度为$\sim 5'-60'$的交叉功率，其中信号/噪声高达$S/N\sim 4-8$，这取决于这些预再电离时期对汤姆逊光学深度的贡献（$Δτ\simeq 0.05$）和IGM的温度（高达$\sim10^4$ K）。这样的测量将为探索这些第一光源的出现和物理特性提供一个新的窗口。
2014-11-07 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
Modelling the 21 cm Signal From the Epoch of Reionization and Cosmic Dawn
通过红移21厘米谱线研究宇宙黎明和再电离时期是SKA1的主要科学目标之一。它们的重要性在于它们与宇宙中最早的恒星密切相关。解释即将出现的数据需要对相关的物理过程进行详细的建模。在这篇文章中，我们专注于再电离的理论模型，这些模型是由在印度工作的各个小组根据即将到来的SKA制定的。这些模型包括纯分析和半数值计算以及完全数值辐射转移模拟。从这些模型的21厘米信号的预测将是有用的，在约束使用SKA数据的早期星系的属性。
2016-10-26 astro-ph.CO
Tomography of the Cosmic Dawn and Reionization Eras with Multiple Tracers
宇宙黎明和再电离时代仍然是天体物理学和宇宙学的一个基本但具有挑战性的前沿。我们提倡一种大规模的多示踪剂方法，以全面了解导致第一批恒星和星系形成和演化的物理学。我们强调线强度映射技术来跟踪大尺度上的多相再电离拓扑结构，并详细测量再电离历史。除了21厘米，我们主张在Wouthuysen-Field耦合时期进行Lya层析成像映射，作为宇宙黎明时代的额外探测。
2019-03-28 astro-ph.CO
The need for obscured supermassive black hole growth to explain quasar proximity zones in the epoch of reionization
高红移类星体的邻近区是超大质量黑洞形成的独特探针，但同时解释邻近区的大小和黑洞质量已被证明是具有挑战性的。我们研究的鲁棒性的一些假设，通常是推断类星体的寿命从邻近区的大小。我们发现，小的邻近区域可以很容易地解释类星体的亮度变化与短占空比的$f_\mathrm{duty}\sim 0.1$和短明亮的周期$t_\mathrm{on}\sim 10^4$年，即使是长寿命。我们进一步表明，调和这与黑洞质量估计需要黑洞继续增长和吸积在其模糊的阶段。因此，$\gtrsim$ 0.7或更高的遮蔽分数与低红移测量和黑洞吸积模型一致。这样短的占空比和长的模糊相位也与大的邻近区的观察结果一致，从而为所有大小的邻近区提供了简单、统一的模型。我们的模拟的大动态范围，其校准的莱曼- $α$森林，使我们能够调查的大规模拓扑结构的再电离和类星体的主机晕质量邻近区的影响。我们发现，不完全再电离可以阻碍邻近区的增长，使它们缩小30%，但类星体宿主晕质量只影响邻近区微弱和间接。我们的工作表明，高红移邻近区可以成为研究类星体变率和黑洞生长的有效工具。
2023-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy-IGM connection in THESAN: the physics connecting the IGM Lyman-$α$ opacity and galaxy density in the reionization epoch
利用THESAN模拟研究再电离末期类星体视线莱曼-$\alpha$光学深度与星系分布的联系，揭示其对红移相关距离处星系的敏感性，并探讨电离源和暗物质性质的影响。
2025-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
No way ou$τ$: Epoch of Reionization Observations Do not Support Large Values of the Optical Depth to Reionization
Pengcheng Laboratory（鹏城实验室）；Tsinghua University（清华大学）
该研究结合CMB、BAO及再电离相关观测数据，采用Gompertzian再电离框架分析，得出再电离光深为0.067±0.011，在大于约2σ水平上偏好动力学暗能量，大尺度极化的系统误差难以解释该偏好。
2026-08-04 astro-ph.CO
A first look at the topology of reionization redshifts in models of the Epoch of the Reionization
在EoR期间，第一批恒星和星系出现，同时产生电离气泡，最终将在z=6附近渗透。这些电离气泡和渗滤过程现在受到了大量的审查，因为HI气体的观测将在未来十年内进行，例如SKA射电望远镜。EoR的研究是在半解析和完全数值的宇宙学模拟上进行的，以研究例如过程的拓扑结构。我们通过电离源的辐射影响下的区域分析EoR模型的拓扑结构。它们与再电离红移（zreion）场的峰值补丁相关联，我们测量它们的一般属性（例如数量，大小，形状，取向）。我们的目标是获得对再电离过程的几何形状以及它与物质分布的关系的见解。我们还评估了如何可以使用这样的测量来量化的物理参数的再电离模型或完全数值模拟和半解析模型之间的差异的影响。我们使用的DisPerSE框架（适用于莫尔斯理论和持久的同源性）对不同的EoR方案，通过气体密度和zreion地图。我们发现，我们可以区分EoR模型与不同的来源，使用简单的分析的数量，形状和大小分布的峰值补丁。对于每一个模型，我们统计表明，他们是相当长的，并与气体细丝对齐。我们简要地强调，可以遵循渗流过程研究zreion字段具有不同的持久性阈值。我们表明，完全数值的EMMA模拟可以在这个拓扑框架一致的21厘米FAST模型，只要源分布是足够的扩散。
2021-11-23 astro-ph.CO
On the Physical Requirements for a Pre-Reionization Origin of the Unresolved Near-Infrared Background
对扣除分辨源后的宇宙近红外背景（CIB）光的研究可以推动当前观测的极限，并推断早期宇宙中星系和黑洞活动的水平。然而，从低和高红移源中分离出相对贡献并不是微不足道的。空间波动的CIB表现出集群过剩的角度尺度$\sim 1^\circ$，其起源尚未最终确定。我们探讨的可能性，这种信号是由星系和吸积黑洞在早期宇宙的排放为主。我们发现，如果第一个小质量星系有一个正常的IMF，他们的老化恒星（化石）的光集成在宇宙时间贡献了相当数量的CIB作为他们的预再电离祖先。然而，测量到的波动信号太大，产生的星系在红移$z>8$，除非他们的恒星形成效率是远远大于从观测到的莱曼辍学人口推断。为了在不违反星系计数和IGM电子光学深度的约束下产生观测到的CIB波动水平，$z>12$的小晕必须以$f_\star \gtrsim 0.1$的效率形成恒星，尽管最好是头重脚轻的IMF，但电离辐射的逃逸分数$f_{\rm esc}<0.01$非常低。如果CIB涨落是由高$z$黑洞产生的，那么就需要在早期宇宙中通过$z\simeq 10$达到$ρ_{\rm acc} \gtrsim 10^5M_\odot{\rm Mpc^{-3}}$的剧烈吸积。这种增长必须在$z \sim 6$处停止，并被显著遮蔽，以免过度产生软宇宙X射线背景（CXB）及其与CIB的观测相干性。因此，我们发现，在高$z$阶段，合适的可能性范围是狭窄的，但…
2015-09-23 astro-ph.CO
Impact of the Epoch of Reionization sources on the 21-cm bispectrum
本文通过模拟不同再电离源模型，计算21厘米双谱并分析特定$k$-三角形构型，证明其能有效区分由内向外、由外向内等不同再电离形态，从而约束电离光子源性质。
2024-09-06 astro-ph.CO
Cross-correlating the patchy screening and kinetic Sunyaev-Zel'dovich effects as a new probe of reionization
School of Earth and Space Exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；Department of Applied Mathematics and Theoretical Astrophysics, University of Cambridge（剑桥大学应用数学与理论天体物理系）；Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理系）；McWilliams Center for Cosmology and Astrophysics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学麦克威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
本文提出利用CMB巡天将斑块屏蔽效应与kSZ效应交叉相关，以探测再电离时期的电离气体分布特征。
2026-01-05 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
Capturing Small-Scale Reionization Physics: A Sub-Grid Model for Photon Sinks with SCRIPT
National Centre for Radio Astrophysics, TIFR（印度天体物理与无线电天文国家中心，TIFR）
本研究扩展了半数值框架SCRIPT，引入自洽亚网格模型关联电离相关物理量与密度场，经多类观测验证有效，还发现成团因子与平均自由程强相关，为高红移再电离研究提供工具。
2025-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Breaking the UV Luminosity Function Degeneracy:Self-Interacting Dark Matter Constraints from Reionization Topology
University of Oxford（牛津大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
本文通过再电离拓扑证明自相互作用暗物质约束不再退化，利用JWST和SKA1-Low数据排除或检测特定暗物质参数。
2026-04-21 astro-ph.CO
Detectability of 21-cm Power Spectra from the Epoch of Reionization using Modern Radio Telescopes
K. N. Toosi University of Technology（K.N.托伊西理工大学）；University of Massachusetts Dartmouth（马萨诸塞大学达特茅斯分校）
本研究利用HERA、MWA、GMRT、LOFAR四个射电天文台，结合21SSD模拟的45个模型，探究再电离时期21厘米功率谱的探测灵敏度，以约束该时期的天体物理模型。
2026-10-14 astro-ph.CO
Unveiling the cosmic dawn and epoch of reionization using cosmic 21-cm signal
本研究利用宇宙21厘米信号对宇宙黎明和再电离时代进行半解析建模，探讨了原初磁场、宇宙射线质子加热对EDGES信号的影响，并结合MCMC方法约束了再电离模型，指出未来探测将更好地限制早期恒星形成率。
2023-11-21 astro-ph.CO
Galactic Outflows and Photoionization Heating in the Reionization Epoch
我们进行了一套新的宇宙学辐射流体动力学模拟，并探讨星系外流和光电离加热对再电离时代恒星形成的相对影响。河外紫外背景（EUVB）本身在z=6时抑制光度函数不到50%，使观测到的星系丰度增加3-5倍。星系外流恢复了与观测的一致性，但没有阻止星族II恒星的形成，使宇宙在z=6时再电离。由此产生的EUVB抑制了维里温度低于10^5K的晕中的恒星形成，但在更大质量的晕中影响较弱。尽管如此，由于EUVB的不均匀性，低质量晕贡献了所有电离光子的50%。总的来说，恒星形成率与晕质量M_h成比例，在具有$M_h=10^{8.2--10.2}\msun$的晕中为1.3-1.4。这是一个比再电离模型中通常假设的更陡峭的依赖关系，在大尺度上提高了21厘米波动的预期功率谱。光度函数急剧上升到至少M_1600=-13，表明再电离是由尚未观测到的微弱星系（M_1600 >= -15）驱动的。我们的模型不能同时解释星系、宇宙微波背景和星系际介质的观测。增加动态范围将减轻现有的差异，但观测可能仍然需要额外的物理，如可变的电离逃逸分数（删节）。
2011-10-13 astro-ph.CO
Probing the Epoch of Reionization with the Lyman Alpha Forest at z~4-5
不均匀的宇宙学再电离过程在z=4-5的星系际介质中留下了有形的印记。莱曼α森林通量功率谱提供了一个潜在的强大的探测时代的再电离。利用现有的SDSS I/II类星体样品，在没有其他物理过程影响Lyman α通量功率谱的情况下，利用z=4.5 ± 0.5处的Lyman α森林吸收谱，可以在~7 σ水平上区分两种宇宙学再电离方案，一种在z=6处完成再电离，另一种在z=9处完成再电离.红移范围z=4-5可能提供最好的窗口，因为仍然有足够的透射通量和类星体来测量通量波动的精确统计，并且IGM仍然保留了大量的再电离记忆。
2009-07-09 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
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
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
Cosmic birefringence tomography and calibration-independence with reionization signals in the CMB
本文提出利用 CMB 再电离与复合时期双折射角之差消除偏振角校准偏差，并结合多类探测实现双折射层析，预测 LiteBIRD 可测至约 0.05 度。
2021-08-20 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
Impact of the reduced speed of light approximation on the post-overlap neutral hydrogen fraction in numerical simulations of the epoch of reionization
降低光速近似用于再电离和星系形成时期的各种模拟。它的流行源于它能够通过允许使用更大，因此更少的时间步长来获得解决方案，从而大大降低模拟的计算成本。它的物理动机是电离前沿的传播速度很少超过光速的一小部分。然而，这种方法的物理有效性没有全球性的证据，因此需要识别和表征这种近似导致的可能的伪影，以允许其正确使用。在本文中，我们调查的影响，约化光速近似的预测性质的星系际介质。为此，我们使用完全耦合的辐射流体动力学RAMSES-CUDATON模拟的时代的再电离。我们发现，降低光速的一个因素5（20，100）导致高估后再电离体积加权$x_{HI}$由一个类似的因素~5（20，100）相对于全速的光模拟。我们证明了这种误差是由氢-光子化学驱动的。在光电离平衡中，降低光速与人为地降低光子密度或反应截面具有相同的效果，并且导致低估的电离通量。我们通过在光子传播模块中使用降低的光速运行额外的模拟来证实这一解释，但在化学模块中保持这一时间的光速。通过这种设置，再电离后的中性氢分数收敛到光速的全值，这验证了我们的解释。增加空间分辨率超过1千秒差距的细胞大小的物理，以便更好地解决莱曼极限系统，并没有显着影响我们的结论。
2019-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Map of Diffuse Radio Emission at 182 MHz to Enhance Epoch of Reionization Observations in the Southern Hemisphere
我们提出了一个宽带地图的偏振漫发射在167-198 MHz的Murchison宽场阵列（MWA）的数据开发。该地图的目的是提高能见度模拟和精度校准21厘米的再电离时代（EoR）的实验。它占地面积很大--11，000平方英尺。°的- 在所有四个斯托克斯参数的南半球天空，并捕捉1至9度的角度尺度上的发射。带平均扩散结构主要是非极化的，但在RA = 0 h附近具有显著的线极化结构。我们通过将其与GLEAM目录相结合并模拟MWA的观测来评估地图的准确性，证明短基线（6.1-50波长）的准确性现在接近通常用于EoR校准的较长基线的准确性。我们讨论了如何使用地图的可见性仿真的各种干涉阵列。该地图有可能提高校准精度的实验，如氢时代的再电离阵列（HERA）和即将到来的平方公里阵列（SKA）以及MWA。
2021-11-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
Semi-analytic forecasts for JWST -- IV. Implications for cosmic reionization and LyC escape fraction
在低质量晕中形成的星系束被认为是大爆炸后最初10亿年内宇宙再电离的主要原因。然而，这些晕在附近宇宙中形成恒星的效率极低。在这项工作中，我们解决这个明显的紧张局势，并询问是否物理动机模型的星系形成，再现了观测到的丰富的微弱星系在附近的宇宙也是一致的再电离历史上的观测约束。通过接口的圣克鲁斯半解析模型的星系形成与分析再电离模型，我们构建了一个计算效率高的管道，连接“地面水平”的星系形成物理学的“顶级”宇宙尺度观测。根据预测到$z=15$的星系群的光度特性，我们计算了星系际氢的再电离历史。我们量化的三个简并量，影响总的电离光子预算，包括星系的丰度，电离光子的内在生产率，和LyC逃逸分数。我们探索这些数量之间的协方差使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们发现，我们的本地校准的模型是一致的，与所有目前可用的约束条件的再电离历史，合理的假设下的LyC逃逸分数。我们量化了不同光度的星系贡献的电离光子的比例，发现JWST NIRCam宽和深调查中预计将被检测到的星系负责产生整个EoR的电离光子的$\sim 40$ - $80\%$。这项工作中提出的所有结果都可以在https://www.simonsfoundation.org/semi-analytic-forecasts-for-jwst/上获得。
2020-06-18 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
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
A CRASH simulation of the contribution of binary stars to the epoch of reionization
我们使用一组三维辐射转移模拟研究的效果，星系中的双星的大部分在再电离时代的星系际介质的物理性质（即气体温度和电离状态的氢和氦），电离气泡的拓扑结构和21厘米的功率谱。与以前的文献一致，我们发现双星的加入可以加速HI和HeI的再电离过程，而HeII的再电离仍然由更高能量的源，特别是吸积黑洞主导.双星较早的电离使得有更多的时间来冷却和复合，因此在任何给定的红移下，被双星完全电离的气体通常比被单星电离的气体更冷。在体积平均电离分数相同的情况下，双星的加入会导致更少的小电离泡和更多的大电离泡，在21 cm功率谱的大尺度上也有可见的影响。
2022-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the Reionization Epoch through 21\,cm and Line Intensity Mapping Experiments
New York University（纽约大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Southern Methodist University（南方卫理公会大学）
通过21厘米和多线强度映射实验交叉相关性研究再电离时期参数约束
2025-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
External Calibrator in Global Signal Experiment for Detection of the Epoch of Reionization
我们提出了一个概念设计研究的外部校准器在21厘米的实验对全球平均辐射的时代的再电离（EoR）检测。如果在短时间间隔内实现传统的三位置开关测量，则使用外部校准器代替当前EoR实验中常用的内部校准器可以消除仪器效应，例如波束图案、接收器增益和系统的不稳定性。此外，在新的设计中，天线系统被放置在具有打开/关闭天花板的地下消声室中，以最大限度地减少环境影响，例如RFI和地面辐射/反射。看来，本文提出的四个外部校准器中的三个，包括两个室内人工发射机和一个室外天体辐射（银河系偏振），不能满足我们的目的。银河弥散辐射的日运动是最有可能作为外部定标器的辐射源，为此我们讨论了观测策略和提取EoR信号的算法。
2021-05-20 astro-ph.CO astro-ph.IM
Stacking 21-cm Maps around Lyman-$α$ Emitters during Reionization: Prospects for a Cross-correlation Detection with the Hydrogen Epoch of Reionization Array
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Department of Physics, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院物理系）；Department of Physics, The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校物理系）
本研究利用HERA仪器叠加LAEs周围的21厘米图像，预测交叉相关信号探测前景，表明约50个LAEs样本即可约束再电离历史，为未来联合分析奠定基础。
2025-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
DUSTiER (DUST in the Epoch of Reionization): dusty galaxies in cosmological radiation-hydrodynamical simulations of the Epoch of Reionization with RAMSES-CUDATON
近年来，星际尘埃已成为高红移宇宙和甚高红移宇宙研究中的一个重要课题。证据表明，在再电离时期，大质量恒星形成星系中已经存在高尘埃质量，可能影响电离光子逃逸到星系际介质中。此外，正确估计紫外波长处的尘埃消光对于精确的紫外光度函数（UVLF）预测和解释至关重要。本文研究了尘埃对高红移星系观测性质的影响，以及宇宙再电离。为此，我们耦合的物理模型尘埃生产的完全耦合的辐射流体动力学宇宙学模拟代码RAMSES-CUDATON，并执行$16^3$，$2048^3$，模拟，我们称之为DUSTiER的尘埃在再电离时代。它产生的星系与尘埃质量和紫外线斜率兼容的限制在z $\geq 5$。我们发现，消光对UVLF的亮端有着巨大的影响，甚至早在$\rm z=8$，我们的尘埃UVLF比无尘UVLF更符合观测。在$\rm z=5$中，被遮蔽的恒星形成的比例上升到45%，与ALMA的一些最新结果一致。最后，我们发现尘埃减少了质量比$10^{10} M_\odot$（比$\approx -18$ MAB 1600亮）大的星系的电离光子逃逸> 10%，对于我们最大的星系可能高达80-90%。然而，我们发现电离逃逸分数首先是由星系中的中性氢决定的，因为后者产生的传输比单独通过尘埃小100倍。
2023-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Position-dependent power spectra of the 21-cm signal from the epoch of reionization
来自再电离时期的21厘米信号是非高斯的。目前的射电望远镜专注于探测21厘米功率谱，但在未来，平方公里阵列预计将提供双谱的第一次测量。已有的研究表明，位置相关功率谱是一种简单而有效的方法来探测压缩极限双谱。在这种方法中，调查被划分为子体积和局部功率谱和相应的子体积的平均密度之间的相关性计算。这种相关性相当于双谱在压缩极限下的积分，但比通常的双谱估计更容易实现。它也有一个明确的物理解释：它描述了示踪剂的小尺度功率谱，如星系和21厘米的信号如何响应大尺度环境。再电离自然地耦合大尺度和小尺度，因为银河系源产生的电离辐射在此过程中可以通过星系际介质传播高达数十兆秒差距。在这里，我们适用于位置依赖的功率谱方法的波动在21厘米的背景再电离。我们发现，这个统计量有一个独特的演变，可以理解一个简单的分析模型。我们还表明，统计可以很容易地区分简单的“由内而外”和“由外而内”的再电离模型。因此，位置相关的功率谱是一种很有前途的方法来验证再电离信号，并提取高阶信息的这个过程。
2019-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of an oxygen emission line from a high redshift galaxy in the reionization epoch
宇宙再电离过程中星系中星际介质的物理性质和元素丰度对于理解星系在这一过程中的作用是很重要的。我们报告了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列探测到的氧发射线在88微米的波长从一个星系在大爆炸后约7亿年的时代。这个星系的氧丰度估计约为太阳的十分之一。没有探测到远红外连续辐射表明银河系中缺乏星际尘埃。在158微米波长处的碳排放线也没有被检测到，这意味着中性气体的数量异常少。这些特性可能允许电离光子逃逸到星系际介质中。
2016-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Escape Fraction of Ionizing Photons During the Epoch of Reionization: observability with the Square Kilometre Array
电离光子的逃逸分数$f_\mathrm{esc}$是表征再电离时期的重要参数之一，它在观测和理论上都是不受约束的。最近的工作强调了星系尺度反馈对$f_\mathrm{esc}$瞬时值的影响，因此开发一个再电离自洽耦合到星系演化的模型非常重要。在这项工作中，我们提出了这样一个模型，并探讨如何物理动机的功能形式的$f_\mathrm{esc}$影响星系际介质内的电离氢的演变。使用的$21$厘米功率谱的演变，我们调查的可能性观测区分恒定的$f_\mathrm{esc}$和其他模型，依赖于不同形式的星系反馈。我们发现，改变潜在的$f_\mathrm{esc}$和星系反馈之间的联系，大大改变了大规模的$21$厘米功率。即将推出的平方公里阵列低频仪器具有在固定光学深度区分我们的模型的灵敏度，只需要$200$小时的积分时间集中在红移$z = 7.5-8.5$。将这些结果推广到不同的光学深度将需要多个$800$小时的观测跨越红移$z = 7-10$。这提供了一个令人兴奋的机会，以观测约束最难以捉摸的参数之一，在时代的再电离。
2019-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
