宇宙再电离历史关键参数的观测约束

我们讨论了对宇宙再电离的约束及其对宇宙恒星形成率密度 $\rho_\mathrm{SFR}$ 模型的影响；我们研究了关键参数的影响，例如星际介质（IGM）中电离氢的团块因子 $C_{H_{II}}$ 以及从恒星形成星系逃逸以使 IGM 再电离的电离光子比例 $f_\mathrm{esc}$。我们的分析使用了来自光度函数的恒星形成率历史数据，假设恒星形成星系足以在高红移处主导再电离过程。我们加入了另外两组约束：IGM 电离比例的测量结果以及 Planck 卫星关于宇宙微波背景（CMB）积分 Thomson 光深 $\tau_\mathrm{Planck}$ 的最新结果。我们还考虑了这两个参数随红移演化的各种可能性，并将它们与上述观测数据进行了对比。我们得出结论，如果选择恒定团块因子模型，论文中常用的 $3$ 的基准值与观测是一致的；即使考虑随红移变化的模型，得到的光深与 $z>7$ 时的 $C_{H_{II}}$ 平均值强相关，这是支持使用恒定团块因子的补充论据。此外，逃逸比例与过多的天体物理参数相关，使我们无法使用一个完整且完全令人满意的模型。随红移恒定的值似乎再次是最可能的表达：将其作为拟合参数，我们从最大似然（ML）模型得到 $f_\mathrm{esc}=0.24\pm0.08$；使用随红移变化的模型，我们发现其演化几乎恒定，随 $z$ 略有增加，在 $f_\mathrm{esc}=0.23$ 左右。最后，我们的分析表明，再电离早在 $z\geq14$ 开始并持续到 $z\sim6$ 是一个可能的历史过程。