Astraeus VI: Hierarchical assembly of AGN and their large-scale effect during the Epoch of Reionization
在这篇文章中，我们使用ASTRAEUS（N体暗物质模拟中星系形成和再电离的半数值辐射转移耦合）框架来研究宇宙再电离源的性质。我们扩展ASTRAEUS，它已经耦合了一个星系形成半解析模型与详细的半数值再电离计划，包括一个模型的黑洞的形成，增长，并从相关的活动星系核（活动星系核）的电离辐射的生产。我们校准了我们的基准活动星系核模型，以再现z ~ 5处的热光度函数，并探讨了由此产生的活动星系核人口在宇宙再电离中的作用。我们发现，在所有得到合理活动星系核光度函数的模型中，星系在再电离时期的电离收支中占绝对优势，活动星系核在z=6时占电离收支的1-10%，只有在z < 5时才开始发挥作用。
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Characteristic Shape of Damping Wings During Reionization
本文利用CROC模拟研究再电离时期阻尼翼形状，发现其与体积加权中性分数紧密相关，可用于高精度约束再电离历史。
2023-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the escape fraction of ionizing photons during reionization with the GRB derived star-formation rate
在分析星系再电离时代和早期星系形成的过程中，逃逸出宿主星系并因此能够吸收星系间介质（IGM）中氢的电离光子的比例是一个关键参数。再电离历史的研究通常会受到高红移星系将质量转化为恒星的效率和电离光子逃逸分数之间的未知值的简并。最近的伽马射线暴（GRB）测量的恒星形成率密度在再电离提供了第一个机会，打破这种简并。我们面对一个半解析模型与GRB衍生的恒星形成率，以及观测的Ly-alpha森林和CMB的再电离。假设在恒星形成星系中产生的紫外光子主导再电离过程，我们证明了对于我们的基准模型，来自高红移星系的电离光子的逃逸分数为~5% [log（f_esc）=-1.35+/-0.15（68%）]。该值相对于建模中的不确定性是相当稳定的，包括辐射反馈的实施、演化逃逸分数的可能性以及IMF的未知形状，这些因素对逃逸分数值的额外系统不确定性的贡献总计约为0.2 dex。
2009-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HI Bias during the Epoch of Reionization
中性氢（HI）及其21厘米谱线是研究星系际介质（IGM）再电离过程的重要探针。为了有效地使用这种探测器，必须很好地理解中性氢是如何追踪底层物质分布的。在这里，我们研究这个问题，使用半数值模拟相结合的HI在IGM和HI从晕在再电离时代（EoR），并调查的演变和尺度依赖的中性分数的偏见，以及21厘米线的偏见。结果表明，在再电离过程中，大尺度中性组分偏置值为负值，其绝对值在再电离早期增大，在再电离后期减小。在再电离后期，HI偏置存在一个过渡尺度，在这个尺度上，HI偏置由大尺度的负向小尺度的正过渡，并且随着再电离的进行，这个尺度逐渐增大。
2019-10-03 astro-ph.CO
The Neutral Islands during the Late Epoch of Reionization
再电离时期电离场的大尺度结构可以用漂移集理论来模拟。早期电离区的生长可用“气泡模型”描述，而中性区在电离区渗流后的收缩过程则可用“岛模型”描述。建立了一个基于偏移集的分析模型和半数值程序（islandFAST）。电离背景和岛内部的气泡也包括在处理中。在模型中，考虑了大尺度欠密中性岛和小尺度过密团簇两种电离光子吸收体，电离背景自洽演化。
2018-01-12 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
Investigating the characteristic shape and scatter of intergalactic damping wings during reionization
本研究利用Sherwood-Relics模拟套件的斑块式再电离模拟，探究高红移天体Lyα阻尼翼的特征形状与离散性的决定因素，发现其由视线方向按光深贡献加权的平均中性氢密度决定，且存在红移依赖，还可通过大速度偏移处的形状区分星系与年轻类星体的阻尼翼。
2023-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2022-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
An analytical model of the large neutral regions during the late stage of reionization
在本文中，我们调查的性质和分布的大中性区在后期时期的再电离。在再电离的“气泡模型”中，利用漂移集模型得到了再电离早期大电离区（“气泡”）的质量分布，其中一个区域的电离对应于随机轨道第一次越过势垒。我们推广了这一思想，并发展了一种方法来预测在再电离后期的大规模中性区的分布，考虑到电离HII区渗流后的电离背景。我们称之为“中性岛”的大尺度中性区不是单个星系或小晕，而是更大的区域，在那里形成的星系较少，因此电离较晚，它们在漂移集模型中被识别为第一个下穿越岛屏障。假设电离背景光子的消耗率与中性岛的表面积成正比，我们得到了中性岛的尺寸分布。我们还考虑了“气泡在岛”的影响，考虑的条件概率向上穿越气泡障碍后，向下穿越岛障碍。我们发现这种影响是非常重要的。设置了额外的屏障，以避免岛屿被淹没。我们发现中性岛存在一个特征标度，当小的中性岛被电离本底迅速吞噬时，这个特征标度随再电离的进行变化不大。
2013-12-17 astro-ph.CO
Suppressing variance in 21-cm signal simulations during reionization
在大尺度（$\gtrsim$ 100 Mpc）下提供了再电离期间21 cm信号的当前最佳限值。为了对这些尺度进行建模，需要巨大的模拟体积，这在计算上是昂贵的。我们发现，在这些大尺度上的不确定性的主要来源是样本方差，这决定了分析当前和即将到来的观测所需的模拟的最小尺寸。在大尺度结构模拟中，“固定”初始条件（IC）以精确地遵循初始功率谱和“配对”两个模拟与精确异相IC的方法已被证明可以显著降低样本方差。在这里，我们应用这种“固定和配对”（F\&P）的方法，再电离模拟的聚类信号来源于密度波动和再电离气泡。利用半数值方法，我们证明了传统方法需要$L\simeq 500$（300）Mpc的模拟盒来模拟$k$ =0.1 Mpc $^{-1}$的大规模聚类信号，精度为5（10）%，而使用F\&P方法，模拟盒可以减少2倍，以获得相同的精度水平.我们的结论是，使用F\&P方法时，计算成本可以减少至少4倍。
2022-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A joint measurement of galaxy luminosity functions and large-scale field densities during the Epoch of Reionization
当代望远镜最令人兴奋的进步之一是在再电离时期探测星系，使用深场将这些仪器推向极限。我们必须优化对这些领域的分析，以便从中提取尽可能多的信息。特别是，测量星系光度函数的标准方法丢弃了关于大尺度暗物质密度波动的信息，尽管这种大尺度结构在宇宙黎明期间驱动了星系形成和再电离。测量这些密度将提供一个可观测的基础，将星系调查与再电离过程和结构形成的理论模型联系起来。在这里，我们使用现有的哈勃深场数据，同时适合的通用光度函数和测量大尺度密度为每个哈勃深场在$z =$ 6- 8直接将先验的大尺度密度场和星系的偏见。我们的通用光度函数的拟合与以前的方法是一致的，但在细节上有所不同。这是第一次，我们测量的调查领域，包括最高/最低密度的哈勃领域的基本密度。我们表明，密度的分布是一致的，目前的宇宙方差的预测。对17个场的分析是詹姆斯韦伯太空望远镜可能实现的一个小样本，它将在可比（或更好）的深度和更高的红移下测量数百个场。
2022-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
Cosmic Reionization On Computers: Reionization Histories of Present-day Galaxies
我们研究的再电离历史的现代星系明确跟踪的建筑模块的晕在计算机上的宇宙再电离项目。我们跟踪暗物质粒子属于$z=0$晕跟踪中性馏分在相应的位置在快速全球再电离。由此产生的粒子再电离的历史，使我们能够探索不同的定义晕的再电离红移和占中性内容的星际介质。与以前的工作一致，我们发现了一个系统的趋势，再电离红移与质量-目前的晕具有较高的质量有较早的再电离时间。最后，我们量化了每个晕内的再电离时间的传播，这也具有质量依赖性。
2019-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Group Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
受本星系群矮星系恒星化石记录的启发，我们发现最暗超暗矮星系（UFD; ${\rm M}_{\rm V}$ $\sim -2$或${\rm M}_{\star}$ $\sim 10^{2}$ at $z=0$）的恒星形成祖先在再电离（$z\sim6-10$）期间具有${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$到$-6$的紫外（UV）光度。这种微弱星系的存在对星系形成和再电离的早期阶段有着重要的意义。如果再电离过程中紫外光度函数（UVLF）的暗端斜率很陡，（$α\lesssim-2$）到${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$，那么：（i）UFD的祖先产生了来自星系的UV通量的$>50$ %，（ii）星系可以维持再电离，其逃逸分数比目前采用的值低2倍;（iii）直接的HST和JWST观测可能只探测到来自星系的紫外光的$\sim10-50$ %;（iv）宇宙恒星形成历史在$z\gtrsim6$处增加了$\gtrsim4-6$。如果高红移UVLF翻转，来自UFD的显著通量以及由此产生的与LG矮星系计数的紧张关系将减少。与UVLF形状无关，大量UFD的存在需要在再电离期间对${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$的非零光度函数。
2017-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the effect of photoheating feedback during reionization
我们提出了自洽的辐射流体动力学模拟的氢再电离与Arepo-RT补充了国家的最先进的星系形成模型。我们研究如何光热反馈，由于再电离，形状的星系属性。我们的基准模型完成再电离的$z\approx6$和匹配观测的Ly $α$森林，CMB电子散射光学厚度，高红移紫外光度函数，和恒星质量函数。与以前的工作相反，光加热抑制恒星形成率超过$50\%$只在晕小于$\sim10^{8.4}\ M_\odot$（$\sim10^{8.8}\ M_\odot$）在$z=6$ $(z=5)$，表明效率低下的光加热反馈的光子在星系内。与我们的基准模型相比，在$z\approx10.7$中使用均匀的紫外线背景加热气体会产生更早的恒星形成抑制。这种差异可以通过采用具有更真实的再电离历史的UV背景模型来减轻。在没有恒星反馈的情况下，光加热只能使质量小于$\sim10^9\ M_\odot$的晕在$z\gtrsim5$熄灭，这意味着光加热反馈在调节恒星形成方面是次主导的。此外，恒星反馈，实现了非本地星系风计划的模拟，削弱了光加热反馈的强度，减少恒星源的数量。最重要的是，光加热不会在紫外光度函数、恒星质量函数或宇宙恒星形成率密度中留下可观测的印记。因此，使用这些观测值来检测再电离印记的可行性需要进一步研究。
2019-06-24 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
Dark-ages Reionization & Galaxy Formation Simulation II: Spin and concentration parameters for dark matter haloes during the Epoch of Reionization
我们使用高分辨率的N体模拟研究的浓度和自旋参数的暗物质晕的质量范围$10^8\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1} < {\rm M} < 10^{11}\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1}$和红移$5{<}z{<}10$，对应的星系晕被认为是负责再电离。我们建立了一个子样本的平衡晕和对比他们的属性，也包括非放松系统的完整人口。通过将NFW和Einasto剖面拟合到单个晕的球平均密度剖面来计算浓度。在去除平衡外的晕后，我们发现一个$z{>}5$浓度$-$质量（$c(M)$）的关系，几乎是平坦的，以及描述了一个简单的幂律NFW和Einasto拟合。在$z=5$中，平均值关系周围的固有离散度为$Δc_{\rm{vir}}{\sim1}$（或20%）。我们还发现，由Ludlow等人提出的分析模型。再现晕浓度的质量和红移依赖。我们的最佳拟合Einasto形状参数$α$以$α{=}0.0070ν^2{+}0.1839$准确描述的方式取决于峰高$ν$。自旋参数$λ$的分布对平衡态的依赖性很弱;对于我们的弛豫样品，$λ$的峰值大约在${\sim}0.033$，对于全布居，峰值在${\sim}0.04$。自旋-维里质量关系在高红移处有轻微的负相关。
2015-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Formation and Reionization: Key Unknowns and Expected Breakthroughs by the James Webb Space Telescope
詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）计划于2021年底发射，这标志着宇宙再电离时代高红移z>~6的星系形成研究的新开端。JWST可以捕捉敏感的高分辨率图像和红外多目标光谱，这将改变我们对宇宙历史最初10亿年期间星系形成的看法。这篇评论总结了我们目前的知识，在JWST之前，通过哈勃太空望远镜和地面设施，包括凯克，甚大望远镜，斯巴鲁和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的观测实现星系在再电离星系间氢的作用。我们确定了JWST在其任务寿命期间可以解决的领域中的突出问题，包括计划中的JWST周期1计划。（节录）
2021-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Modelling recombinations during cosmological reionization
电离前沿扩展到中性介质中可以通过复合显着减慢。在宇宙学数值模拟中，复合率通常使用“聚集因子”来计算，该因子考虑到模拟密度场中并非所有尺度都被解析。在这里，我们证明，使用一个单一的值的聚集因子显着高估的重组率，以及如何局部估计的聚集因子都很容易计算，并给出显着更好的数值收敛。我们认为，这个较低的值的重组率是更相关的再电离过程中，因此，在再电离过程中的重组的重要性被高估。
2010-11-16 astro-ph.CO
The Impact of Scatter in the Galaxy UV Luminosity to Halo Mass Relation on Ly$α$ Visibility During the Epoch of Reionization
氢的再电离与宇宙中的第一个结构密切相关，因此了解再电离的时间轴有望揭示这些早期物体的性质。特别是Lyman α（Ly $α$）从星系穿过星系际介质（IGM）的传输对IGM中的中性氢敏感，因此可以用来探测再电离时间轴。在这项工作中，我们实现了一个改进的模型的星系紫外光度暗物质晕质量的关系，推断体积平均分数的中性氢在IGM从Ly $α$观测。许多模型假设，紫外线明亮的星系是由IGM过密区域的大质量暗物质晕所承载的，因此存在于相对较大的电离区域。然而，观测和N-体模拟表明，在紫外光光度晕质量关系的散射是预期的。在这里，我们对散射进行建模（尽管我们假设IGM拓扑不受影响），并评估再电离过程中对Ly $α$可见性的影响。我们发现，紫外线光度晕质量散射减少LY $α$的可见性相比，没有散射的模型，这是最重要的紫外线明亮的星系。然后，我们使用我们的模型与散射推断中性分数，$\overline{x}_{\mathrm{HI}}$，在$z \sim 7$使用的样本莱曼break星系的遗产领域。我们推断，与没有分散的$\overline{x}_{\mathrm{HI}} = 0.59_{-0.14}^{+0.12}$相比，有分散的$\overline{x}_{\mathrm{HI}} = 0.55_{-0.13}^{+0.11}$有非常轻微的下降，并且在不确定性范围内是一致的。最后，我们把我们的结果的…
2020-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Neutral Intergalactic Gas on Lyman-$α$ Intensity Mapping During Reionization
我们提出了高红移Ly $α$强度场的第一个模拟，解释了星系际介质（IGM）中的散射。使用三维蒙特卡罗辐射转移代码，我们发现，LY $α$散射平滑的LY $α$强度在小尺度上的空间波动，这种平滑的空间依赖性强烈依赖于平均中性分数的IGM。我们的模拟发现，$k=0.1-1~{\rm Mpc^{-1}}$的再电离的强烈影响，与$P_{\rm Lyα}\propto k^{-1.5}$相比，$\bar{x}_{\rm HI} = 0.63$的$P_{\rm Lyα}\propto k^{-1.75}$和$\bar{x}_{\rm HI} = 0.86$的$P_{\rm Lyα} \propto k^{-2.2}$。在波数为$k>1 ~ {\rm Mpc^{-1}}$的情况下，我们发现该信号对来自星系的出射Ly $α$谱线轮廓很敏感。我们还表明，Ly $α$强度图和未来的星系红移调查之间的交叉相关性可以检测到大尺度上的仪器类似SPHEREx，并在广泛的尺度范围内的CDIM静脉中的一个假设的强度映射仪器。
2018-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman Alpha Emitting Galaxies as a Probe of Reionization
再电离时代（EoR）是我们宇宙演化的一个里程碑。在EoR期间存在的恒星形成星系可能会以Lyman Alpha（Lya）线发射其辐射光度的显着部分（约5-40%）。然而，在EoR期间存在的中性星系际气体对在这个时期从星系逃逸的Lya发射是不透明的，这使得它很难被观察到。中性星系际介质（IGM）因此可能会通过抑制来自背景星系的Lya通量来揭示自己。有趣的是，现在在z >6的星系中观察到观测到的Lya通量“突然”减少。这篇评论包含了Lya辐射过程的详细总结：我描述了（i）主要的Lya发射过程，包括碰撞激发和复合（并推导出著名的因子“0.68”），和（ii）基本的辐射转移概念，包括例如部分相干散射、频率扩散、共振与机翼散射，光学厚相对于“极”光学厚（静态/流出/塌陷）介质和多相介质。在此审查之后，我推导出的Gunn-Peterson光学深度的IGM在（非均匀）再电离和后再电离的表达式。然后，我描述了为什么目前的观察似乎需要一个非常快速的演变的体积平均中性部分的氢在现实的非均匀再电离模型的背景下，并讨论在这种解释的不确定性。最后，我描述了现有的和未来的调查和仪器可以帮助减少这些不确定性，并允许我们充分利用Lya发射星系作为EoR的探测器。
2014-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
An Estimate of the Impact of Reionization on Supermassive Black Hole Growth
本研究构建半解析模型，结合并合树与再电离、黑洞生长模型，估算再电离对超大质量黑洞生长的影响，发现早期再电离可显著抑制不同质量暗晕内的黑洞质量，且抑制效果与是否允许超爱丁顿吸积相关，相关预测或可由詹姆斯·韦布空间望远镜观测检验。
2024-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating X-ray sources during the epoch of reionization with the 21 cm signal
加热中性气体的能量源是至关重要的21厘米信号的预测期间的再电离（EoR）的时代。为了研究不同来源类型的21厘米信号的统计差异，我们使用了五个辐射转移模拟，这些模拟具有相同的恒星UV发射模型和不同的高能源组合，如X射线双星（XRB），吸积核黑洞（BH）和热星际介质发射（ISM）。我们发现，有效的加热从ISM增加了平均全球21厘米的信号，同时减少其波动，从而功率谱。在双谱中还观察到在正值和负值之间的转变的尺度和定时方面的明显影响。XRB的影响与ISM相似，尽管由于加热效率较低，其在时间上有所延迟，强度也有所降低。由于核黑洞的缺乏，在它们存在的情况下，21~cm统计的行为与只考虑恒星的情况非常相似，除了最新的再电离阶段，当黑洞的影响清晰可见时。我们发现，在这里调查的源场景之间的差异大于仪器的噪音SKA 1-低$z \gtrsim 7-8$，这表明，在未来可能会限制光谱能量分布的源有助于再电离过程。
2021-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization and the First Nonlinear Structures in the Universe
在这一章中，我们将概述宇宙中的氢原子和氦原子何时以及如何从中性转变为电离态的预期，重点关注最早、最不为人所知的阶段，并强调最重要的开放性问题。我们包括一个历史的总结，并强调了再电离的作用，作为宇宙大爆炸以来的几个里程碑之一，其地位作为一个独特的探测结构形成的开始阶段。
2015-11-03 astro-ph.CO
Neutral island statistics during reionization from 21-cm tomography
我们提出的前景提取信息的时代的再电离通过确定剩余的中性区域，被称为岛屿，在层析观测的红移21厘米信号。使用模拟数据集，我们表明，在晚些时候的21厘米功率谱是相当不敏感的再电离过程的细节，但中性岛的属性可以区分不同的再电离方案。我们比较这些岛屿的电离气泡的属性。在等体积填充分数下，中性岛的数量往往较少，但与电离气泡相比较大。此外，中性岛的尺寸分布的演变被发现是慢于电离的气泡，也他们的渗流行为有很大的不同。尽管中性岛相对罕见，但由于它们的尺寸较大，并且在较低的红移下噪声水平较低，因此它们在平方公里阵列（SKA-Low）的低频分量观测中更容易识别。中性岛的大小分布在再电离的后期阶段被发现依赖于源的属性，如电离效率的源和它们的最小质量。我们发现最长的视线通过一个中性区域是超过100共动Mpc，直到非常晚的阶段（90- 95%再电离），这可能有相关的长吸收谷在$z=5.6-5.8$在类星体ULAS J 0148 +0600的频谱。
2019-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mean free path of hydrogen ionizing photons during the epoch of reionization
我们利用极光辐射流体动力学模拟研究了氢电离光子在再电离阶段的平均自由程。我们直接测量MFP的平均距离1 Ry光子旅行之前达到一个光学深度的单位沿随机视线。在再电离过程中，自由程的终点往往是密度接近宇宙平均值的中性气体，而在再电离后，终点往往是过密的，但高度电离的。尽管离散的过密系统的重要性日益增加，但具有$N_{\rm{HI}} \lesssim 10^{16.5}~{\rm cm^{-2}}$的系统的累积贡献足以在$z \approx 6$下驱动MFP，而在更早的时间，更高的柱密度更重要。在再电离之后，HI系统的典型尺寸接近于局部Jeans长度，但是在再电离期间它要大得多。起源于星系附近的光子的平均自由程$\rm{MFP_{gal}}$比宇宙MFP小得多。再电离后，这种增强可以保持显着的开始距离的$\sim 1$共同移动Mpc。然而，在再电离过程中，距离$\sim 10^2 - 10^3$共动kpc的$\rm{MFP_{gal}}$通常超过宇宙MFP。这些发现有重要的后果模型解释星系间MFP逃逸电离光子的距离可以从星系被吸收之前，并可能导致他们低估所需的逃逸分数从星系，和/或所需的发射率电离光子后再电离。
2017-08-14 astro-ph.CO
Self-consistent Semi-analytic Modeling of Feedback During Primordial Star Formation and Reionization
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。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inhomogeneous recombinations during cosmic reionization
通过耗尽可用于扩展宇宙HII区域的电离光子预算，重组系统（或莱曼极限系统）可以在宇宙再电离期间（和之后）产生巨大影响。不幸的是，在大规模再电离模拟中直接解决这样的结构在计算上是不切实际的。相反，在这里，我们实现了一个子网格处方跟踪星系际介质中的非均匀重组。建立在以前的工作参数化恒星形成的光加热反馈，我们提出了大规模的，半数值再电离模拟，自洽跟踪本地（子网格）的源和汇的电离光子的演变。我们简单的单参数模型自然会产生扩展的再电离和适度、缓慢变化的发射率，与观察结果一致。双折射有助于减缓大HII区域的增长，并抑制再电离后期（和之后）电离背景的快速上升。结果，在整个再电离过程中，典型的HII区域小了$\sim 2-3$倍。在再电离的后半部分，大尺度（$k\lesssim 0.2\text{ Mpc$ ^{-1} $}$）电离功率谱受到$\gtrsim 2-3$因子的抑制。因此，正确的重组建模是重要的，几乎所有的再电离观测，包括即将到来的干涉与红移21厘米线解释。与以前的工作一致，我们发现在再电离结束时电离气体的聚团因子为$C_{\rm HII}\sim 4$。
2014-02-10 astro-ph.CO
Sensitivity of the Hydrogen Epoch of Reionization Array and its Build-out Stages to One-point Statistics from Redshifted 21 cm Observations
我们提出了一个基线敏感性分析的氢时代的再电离阵列（HERA）和它的构建阶段的一点统计（方差，偏度和峰度）的红移21厘米强度波动的再电离时代（EoR）的基础上现实的模拟观测。通过开发一个全天空21厘米光锥模型，考虑到适当的视野和频率带宽，利用一个现实的测量方案，并假设完美的前景去除，我们表明，HERA将能够恢复统计的天空模型与高灵敏度的平均测量从多个领域。所有构建阶段都将能够检测方差，而HERA128和更大的偏度和峰度应该是可检测的。我们确定样本方差作为方差测量的限制约束，而偏度和峰度测量将主要受到热噪声的限制。可以通过执行频率合并和加窗来提高灵敏度。此外，我们发现，强样本方差波动的峰度测量从一个单独的领域的观察表明，存在边远的冷或热区域的基础波动，一个功能，可以潜在地被用作EoR泡沫指标。这份手稿是从原来发表的论文修改，以反映更正的勘误表。
2018-04-24 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
Cosmic Reionization On Computers: Biases and Uncertainties in the Measured Mean Free Path at the End Stage of Reionization
本文使用 Cosmic Reionization on Computers 模拟研究再电离末期平均自由程（MFP）的观测偏差，发现在真实 MFP 较小（$z=6.8$）时推断值受类星体寿命影响显著，而在较大时偏差小于30%。
2025-06-24 astro-ph.CO
The THESAN project: tracking the expansion and merger histories of ionized bubbles during the Epoch of Reionization
本研究利用THESAN辐射-流体动力学模拟，通过空间分辨的再电离红移追踪电离气泡的膨胀与并合历史，发现其生长分为三个阶段，并揭示了气泡大小分布的特征尺度，为理解再电离的物理机制提供了框架。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recombination clumping factor during cosmic reionization
我们讨论了在IGM中的重组的作用，以及相关的概念的聚集因子，在宇宙再电离。一般来说，聚团因子是一个局部量，它依赖于局部超密度和尺度，在该尺度下重子密度场可以假设是光滑的。这个尺度称为过滤尺度，它本身取决于过密度和局部热历史。我们提出了一种建立自洽分析模型的非均匀再电离假设的线性增长率的密度波动，同时占这些影响的方法。我们表明，考虑到当地的聚集因子引入显着的修正总重组率，与全球统一的聚集因子的模型相比。
2014-04-14 astro-ph.CO
The distribution of Lyman-limit absorption systems during and after reionization
莱曼极限吸收系统在宇宙学再电离过程中和再电离之后可以发挥许多重要作用。不幸的是，由于所需的动态范围过大，不可能自洽地将这些系统包括在宇宙学模拟中。使用快速和多功能的半数值模拟，我们系统地探索吸收系统的空间分布期间和之后的再电离。我们自我校准的平均自由程（MFP）的电离紫外线背景（UVB）的吸收剂的数量，并在一个给定的MFP和中性氢分数目前的结果。我们使用一个简单的光学深度准则来确定吸收体的位置。我们的方法是相当强大的不确定性，如丢失的子网格结构。与在较低的红移，其中的UVB是相对均匀的，在较高的红移中的UVB和HII形态的再电离的波动可以驱动的大规模分布的吸收系统。具体来说，我们发现，吸收剂是高度相关的密度场在小尺度上，然后成为反相关的UVB在大尺度上。再电离后，吸收剂的大尺度功率谱跟踪UVB功率谱，这可以预测与一个简单的分析扩展的晕模型。在再电离过程中，吸收体倾向于优先位于最近电离的星系际介质（IGM）的超密度（即细丝）内。在再电离期间和之后，吸收体也可以主导小尺度（k > 1/Mpc）21-cm功率。相反，它们在中等尺度上平滑对比度。一旦HII区域增长到超过mfp，吸收器增加到大规模的21厘米功率。我们的研究结果应被证明是有用的，在解释未来的观测再电离时代。
2010-07-30 astro-ph.CO
Unveiling the Phase Transition of the Universe During the Reionization Epoch with Lyman-alpha
再电离时代（6 < z < 10）标志着我们宇宙中第一个大星系成长成熟并开始影响周围宇宙的时期。大质量恒星和潜在的吸积超大质量黑洞使宇宙充满了电离辐射，烧掉了自复合（z~1000）以来充满星系际介质（IGM）的中性气体薄雾。这一过程的演变限制了这些最早的光源的关键特性，因此在观测上限制再电离是未来十年的一个关键科学目标。从光度学确定的星系中测量莱曼α辐射是一个高度限制的再电离探测器，因为中性IGM会共振散射这些光子，降低可探测性。虽然8- 10米望远镜已经完成了大量的工作，但这些观测需要超大型望远镜（ELT）;今天10米级望远镜的通量极限仅足以观测已知最亮的星系（m < 26）。用巨型麦哲伦望远镜（GMT）和30米望远镜（TMT）进行的超深探测将能够探测到比今天最深探测微弱2-3个星等的星系的莱曼α辐射。GMT上的宽场光纤光谱学与TMT上的窄场AO辅助狭缝光谱学相结合，将能够探测整个再电离时期电离气泡的预期大小，随后使用宽场红外空间望远镜进行度尺度深度成像调查。这些数据将提供第一个解决莱曼α为基础的地图的电离星系际介质在整个时代的再电离，约束模型的时间和空间演变的这种相变。
2019-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Census of the LyC Photons that Form the UV Background During Reionization
我们提出了一种新的，在飞行中的光子通量和吸收示踪剂算法，旨在直接测量不同的源人口的metagalactic紫外线背景和电离部分的气体在宇宙中的贡献。我们使用一套多频辐射流体动力学模拟，仔细校准重现一个现实的再电离历史和星系属性在$z \ge 6$，解开不同质量晕和恒星发射的光子的贡献不同的金属和年龄的紫外线背景再电离。虽然在非常早期的宇宙时期，低质量的贫金属晕提供了大部分的LyC光子，但它们的贡献随着时间的推移而稳步下降。在$z = 6$，大质量系统（${\rm M_{halo}}/{\rm M_\odot} > 10^{10} \, {\rm h ^{-1}}$）和富金属恒星（$10^{-3} < Z/Z_{\rm \odot} < 10^{-1.5}$）发射的光子对电离紫外背景的贡献最大。我们证明，有很大的变化，逃逸分数取决于源，逃逸分数最高（$\sim 45-60\%$）的光子发射的最古老的恒星，穿透到IGM通过低不透明度的通道雕刻的电离光子和超新星从年轻的恒星。在HII区域开始重叠之前，光电离率在不同的孤立的HII气泡之间强烈波动，这取决于嵌入的电离源，我们认为这可能会导致矮星系性质的空间变化。
2018-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of Neutral Oxygen During the Epoch of Reionization and its Use in Estimating the Neutral Hydrogen Fraction
我们使用人工合成的视线通过Technicolor Dawn模拟的快照来探索中性氧OI吸收剂的统计数据如何响应氢再电离。环星系介质（CGM）的电离状态最初大致跟踪星系际介质的电离状态，但从$z=8$开始，由于自屏蔽，CGM系统地变得更加中性。弱吸收体追踪远离晕的扩散气体，因此它们首先被电离，而较强的系统对再电离不太敏感。整体OI覆盖分数随着时间的推移缓慢下降，由于正在进行的浓缩和电离前沿逐渐侵入越来越稠密的气体之间的竞争。虽然下降的覆盖率部分抵消了继续形成新的晕，电离的扩散气体导致预测的OI吸收剂的视线发生率突然下降的重叠时期，在定性的协议与观测。与最近在$z\approx6$观察到的等效宽度（EW）分布相比，模拟产生的系统与$EW \geq 0.1 \unicode{x212B}$不足，尽管它们再现了较弱的系统与$EW \geq 0.05 \unicode{x212B}$。通过$z\approx5$，$EW < 0.1 \unicode{x212B}$系统的发生率过度产生，与先前的指示一致，即在$z<6$模拟的电离背景太弱。SiII和SiIV的总柱密度跟踪总氧柱，因此OI和SiII + SiIV共动质量密度的比率跟踪再电离的进展。该探针可证明在其中$x_{HI} > 10\%$
2019-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
B-mode CMB Polarization from Patchy Screening during Reionization
在CMB极化补丁再电离产生的B-模式从两个影响：产生的极化从散射的四极矩再电离气泡，和波动的筛选E-模式的重组。以前已经研究了散射的贡献，但尚未计算出屏蔽的贡献。我们表明，在小于声学尺度（l>300）的尺度上，来自屏蔽的B模功率大于来自散射的B模功率。在阻尼标度（l>2000）以下，该比率接近常数~2.5。在与引力波相关的度标度上（l<100），屏蔽B模式具有白噪声尾部，并且对散射效应不占主导地位。这些结果是强大的不确定性，在斑片状再电离的建模。
2009-05-18 astro-ph.CO
The Evolution of the Lyman-Alpha Luminosity Function During Reionization
氢再电离发生的时间范围是高度不确定的，但可以通过观测来自遥远来源的莱曼α（Ly $α$）发射来限制。星系际介质（IGM）中的中性氢使星系发射的Ly $α$ ~光子衰减。随着再电离的进展，IGM不透明度降低，增加了Ly $α$ ~的可见性。Ly星系的$α$ ~光度函数（LF）是一个有用的工具来限制再电离的时间轴。在这项工作中，我们模型的Ly $α$ ~LF作为红移，$z=5-10$，和平均IGM中性氢分数，$\overline{x}_\textsc{hi}$的函数。我们结合从非均匀再电离模拟得到的Ly $α$ ~光度概率分布与UV LF模型来模拟Ly $α$ ~LF。随着中性部分的增加，Ly $α$ ~发射星系的平均数密度减小，亮度降低，尽管对于$\overline{x}_\textsc{hi} \lesssim 0.4$，Ly $α$ ~LF只有很小的减少。我们使用我们的模型来推断IGM中性分数在$z=6.6, 7.0, 7.3$从观察到的赖氨酸$α$ ~ LF。我们的结论是，有一个显着的增加，在中性分数增加红移：$\overline{x}_\textsc{hi}(z=6.6)=0.08^{+ 0.08}_{- 0.05}, \, \overline{x}_\textsc{hi}(z=7.0)=0.28 \pm 0.05$和$\overline{x}_\textsc{hi}(z=7…
2021-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hydrodynamic Feedback of Cosmic Reionization on Small-Scale Structures and Its Impact on Photon Consumption during the Epoch of Reionization
星系际介质（IGM）中的密度不均匀性可以大大提高电离气体的复合率，影响再电离过程中HII区的生长。以前的尝试，以量化这种效果通常未能解决到牛仔裤规模的预电离IGM，这是很重要的，在建立这种效果，随着流体动力学反反应的再电离上it.Towards，为此，我们进行了一组完全耦合，辐射流体动力学模拟从宇宙学的初始条件，扩展以前的工作规模的小晕的质量分辨率。再电离前的结构一直演化到红移$z_i$，在此位置，来自外部源的电离辐射到达，在几百万年内以超音速扫过整个体积的R型电离锋，直到它被捕获在微晕的表面上并转换为D型，之后微晕气体被光蒸发风去除。在此期间，小尺度密度结构导致电离气体的高（$>$ 10）聚集因子，这极大地提高了复合速率，直到结构被$\sim 10-100~\rm{Myr}$之后的流体动力学反馈破坏。对于在平均密度差为$\barδ$的$200~h^{-1}~\rm{kpc}$盒中强度为$J_{21}$的入射恒星辐射，每个H原子的额外重组数，在均匀分布气体的预期值之上，由$0.32[J_{21}]^{0.12}[(1+z_i)/11]^{-1.7}[1+\barδ]^{2.5}$给出。在大部分体积在再电离结束时被电离的模型中，这可以将每个H原子的一个以上的复合添加到电离光子预算中以实现再电离。
2016-10-17 astro-ph.CO
The Role of Quasar Radiative Feedback on Galaxy Formation during Cosmic Reionization
最近的观测发现，许多$z\sim 6$类星体场缺乏星系。这种意外的星系缺乏可能是由类星体辐射反馈解释的。本文介绍了一套类星体场的三维辐射转移宇宙学模拟。我发现类星体辐射抑制低质量星系的恒星形成，主要是通过光解离它们的氢分子。光加热也起作用，但仅在$\sim$ 1亿年之后。然而，当类星体开启时，已经具有$10^5 M_\odot$以上恒星质量的星系将不会受到明显的抑制。类星体辐射反馈抑制星系光度函数（LF）的暗端在$1$ pMpc范围内，但远小于LF的场间变化。我的研究还表明，通过使用类星体周围明亮星系（$M_{1500}<-16$）的数量，我们可以潜在地恢复潜在的质量过密度，这使我们能够对类星体环境进行可靠的限制。
2020-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
How the first generations of luminous baryons established the X-ray and UV backgrounds
第一代天体以其辐射对我们的宇宙产生了重大影响。来自第一个源的X射线，具有大的平均自由程，可能很快加热了星系际介质（IGM）。第二代21厘米仪器可以为这个早期时代提供独特的视角。再电离的早期阶段可能随后出现，由所谓的“迷你晕”驱动，即分子冷却的晕。这些小晕容易受到复杂反馈机制的影响，特别是来自再电离之前的软紫外背景，导致再电离的早期阶段复杂且可能延长。当原子冷却的星系成为主要的电离者时，再电离可以进行得更快，这些星系对辐射反馈的敏感性比以前认为的要低。再电离可能已经减缓了在最后阶段时，电离的气泡增长大于莱曼极限吸收系统（LLS）的分离。最后阶段可能涉及LLS的光蒸发，然后调节紫外线背景的上升。我将讨论这种叙述的理论基础，以及未来的21厘米观测如何有助于阐明突出的不确定性。
2011-01-21 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
Primordial non-Gaussianity from the 21 cm Power Spectrum during the Epoch of Reionization
原初非高斯性是暴胀宇宙学的一个关键检验。我们认为，在再电离的时代，从21厘米发射的电离功率谱的非高斯性的影响。我们专注于大尺度上的功率谱在7到8的红移，并探讨当前和下一代21厘米实验的局部非高斯参数f_NL的预期约束。我们表明，如SKA和MWA实验可以测量10阶的f_NL值。这可以通过一个数量级的快速傅里叶变换望远镜，如Omniscope。
2011-09-04 astro-ph.CO
Infra-red emission line tomography of the intergalactic medium during the Epoch of Reionization
第一个主要的恒星形成星系和活动星系核将产生巴耳末和高阶扩展晕在再电离时代通过散射莱曼共振线光子周围的中性星系际气体。散射率的光学深度依赖性将产生对气体密度和速度波动都敏感的信号，从而提供探测年轻恒星形成星系周围的电离区和流场的可能性。讨论了使用天基望远镜探测红外线晕的要求，并评估了使用詹姆斯·韦伯太空望远镜上的可调滤波成像仪探测晕的可能性。
2012-01-26 astro-ph.CO
21-cm signatures of residual HI inside cosmic HII regions during reionization
我们调查汇的电离辐射再电离时代的21厘米信号的影响，专注于1点统计。我们认为汇在星系际介质和星系内。在固定的填充因子的HII区域，汇将有两个主要的影响21厘米的形态：（一）作为电离光子的非均匀吸收体，它们导致在更小和更广泛的宇宙HII补丁;和（二）作为中性气体的水库，它们有助于在其他电离区域的非零21厘米信号。这两种效应都抑制了再电离过程中中性和电离贴片之间的对比度，使得用21厘米干涉测量法检测再电离时代更具挑战性。在这里，我们使用最新的半数值模拟系统地研究这些影响。我们发现，汇显着抑制峰值的红移演变的方差，对应的中点再电离。如前所述，偏度在中点改变符号，但残差HI的波动抑制了后期的上升。此外，大水平的残留HI显着改变的方差，偏度和功率谱的演变，从较低的水平。一般来说，大尺度模式的演变提供了一个更好的，更干净的，更高的信噪比探头的再电离。
2015-05-27 astro-ph.CO
Constraining Reionization with Lyman Alpha Emitting Galaxies
中性弥漫星系际气体存在于再电离时期（EoR）抑制了背景星系发射的莱曼α（Lya）通量。在这一章中，我总结了越来越多的观测支持的说法，星系在z>6时发射的Lya光子被干预的HI气体抑制。我描述的关键物理过程中影响Lya转移EOR。我认为，尽管与这个复杂的多尺度问题的不确定性，在Lya发射星系在z=0-6的数据强烈表明，观察到的减少Lya流量从星系在z>6是由于额外的干预HI气体。主要的问题是，在扩散中性IGM中，这种额外的HI气体占多大比例。我总结了如何在现有的和即将到来的仪器未来的调查，预计将大大减少现有的观测不确定性。有了这些改进的数据，我们将有可能确定Lya发射星系的再电离。
2015-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially adaptive radiation-hydrodynamical simulations of galaxy formation during cosmological reionization
我们提出了一套宇宙学辐射流体动力学模拟的星系组装驱动的星系际介质（IGM）在z >~ 6的再电离。模拟帐户的流体动力学反馈光电离加热和爆炸的大质量恒星超新星（SNe）。我们的参考模拟是在一个尺寸为25兆秒差距/小时的盒子中使用2 x 512 ^3个粒子进行的，产生了合理的再电离历史，并与观察到的星系紫外光度函数相匹配。不同的盒子大小和分辨率的模拟被用来研究数值收敛，和模拟中，无论是SNe或光电离加热或两者都被关闭，被用来研究从恒星形成的反馈的作用。电离辐射的处理使用精确的辐射转移在高空间自适应分辨率，在该流体动力学进行。SN反馈强烈地降低了恒星形成率（SFR）在几乎整个质量范围内的模拟星系，并需要产生SFR与观测一致。光加热有助于抑制低质量星系中的恒星形成，但它对宇宙SFR的影响很小。由于光热效应被强烈的SN反馈所掩盖，因此它不会在紫外星系光度函数上留下签名，尽管我们注意到我们的分辨率不足以模拟通过分子氢跃迁冷却的恒星形成迷你晕。光加热确实对再电离提供了强的正反馈，因为它平滑了IGM中的密度波动，这大大降低了IGM的复合率。我们的模拟表明，一个紧密的非线性耦合的星系形成和再电离，激发需要准确和同时列入的光加热和SN反馈模型的早期宇宙。
2015-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
