再电离的直接数值模拟 II：复合、团聚因子及再电离的光子预算

作为一系列应用论文中的第一篇，我们研究了高红移星系中恒星源再电离的机制、各种团聚因子在估算星际介质 (IGM) 复合时间上的效用，以及实现再电离所需的光子预算。我们测试了 Madau 等人提出的静态和时间依赖模型作为再电离完成/维持预测器的准确性。我们在一个包含 $800^3$ 个均匀流体单元和暗物质粒子的 20 Mpc 共动立方体中模拟了 WMAP7 $\Lambda$CDM 宇宙学模型。通过调整恒星形成以大致匹配观测到的恒星形成率密度和光度函数，我们创建了一个完全耦合的辐射 - 流体 H 再电离实现，其始于 $z\sim10$ 并开始电离，于 $z\sim5.8$ 完成。我们发现，将中性 IGM 转化为高度电离状态大约需要每个 H 原子 2 个电离光子，这支持了 Bolton & Haehnelt 讨论的“光子匮乏”情景。导致这一数值的再电离事件通常可描述为“由内而外”，但实际上该叙述取决于人们归因于已电离气体的电离水平。我们发现，Madau 等人推导出的用于维持 IGM 处于电离状态的 UV 光子产生率公式 $dN/dt_{ion}(z)$ 不应用于预测再电离完成时期，因为它忽略了全局电离平衡中不可忽略的历史依赖项。我们发现，电离体积分数 $Q_{HII}$ 的时间依赖模型更具预测性，但其高估了再电离完成的红移，偏差约为 $\delta_z\sim1$。我们提出了一种修正的时间依赖模型公式，其与我们的模拟结果吻合度达到 $O(1\%)$。最后，我们利用模拟估算出由于网格上解析的星系际气体导致的全局 UV 逃逸分数为 $<f_{esc}>\sim0.7$。