再电离期间的宇宙学 HII 气泡增长

我们基于最先进的超大尺度（100 Mpc/h）宇宙学辐射转移模拟，提出了电离氢（HII）气泡及其增长的一般性质。该模拟在相关红移处解析了所有具有原子冷却能力的晕，并同时进行辐射转移和结构形成的动力学演化。我们的主要结论包括：（1）对于显著的 HII 气泡，其数量分布在所有红移处均峰值位于体积 $\sim 0.6 {\rm Mpc^{3}/h^{3}}$ 处。但在 $z\le 10$ 时，一个巨大的连通气泡网络主导了整个 HII 体积。（2）HII 气泡高度非球形。（3）HII 区域相对于底层物质分布具有高度偏倚，且该偏倚随时间减小。（4）当宇宙电离度达到 50% 时，HII 区域的非高斯性较小。非高斯性在再电离时期末期 $z\sim 6$ 附近达到最大值。但在所有感兴趣的红移处，HII 场中均存在显著的非高斯性。（5）第三星族星系可能在再电离过程中发挥重要作用。小气泡最初主要由第三星族恒星产生。在 $z\ge 10$ 时，即使是最大的 HII 气泡，其电离光子贡献也来自第二星族和第三星族恒星的平衡混合；而在 $z\le 8$ 时，第二星族恒星开始主导大气泡的整体电离光子产生，尽管第三星族恒星继续做出不可忽略的贡献。（6）晕数密度与气泡尺寸之间的关系很复杂，但对于大气泡，发现晕数密度与气泡尺寸之间存在强相关性。