再电离后星系际介质热演化模型

近年来对低密度星系际介质（IGM）温度的测量更为精确。这些新测量对加热 IGM 的过程（如 H I 和 He II 的再电离）给出了约束。我们提出了一个 IGM 热历史的半解析模型，该模型跟踪原初气体的光致加热历史。我们的模型采用多区方法，与以往模型相比，更准确地捕捉了斑块化再电离期间 IGM 的非均匀加热与冷却。我们将模型与跨越 $z = 1.6-4.8$ 的近期温度测量进行比较，发现这些测量与 He II 在 $z = 3-4$ 由类星体再电离的情景相符。持续时间显著更长或红移更高的 He II 再电离情景被这些测量排除。对于氢再电离，我们发现仅排除了低红移和高温情景。例如，若模型中 IGM 在电离前沿通过时被加热至 30 000 K，且氢再电离发生在 $6 < z < 9$，则该模型被排除。最后，我们对 TeV 耸耀体、宇宙线及其他非标准机制可能贡献的加热量给出了约束。我们发现，到 $z = 2$ 时，在标准纯光致加热模型基础上，每个重子最多可被注入 1 eV 的额外热量，而在 $z > 3$ 时该上限降至 $<~0.5$ eV。