在宇宙学辐射流体动力学模拟中追踪再电离的源

我们使用 Katz 等人 2018 年提出的光子通量与吸收示踪算法，来刻画不同质量暗物质晕、不同年龄与金属丰度的恒星对宇宙再电离的贡献。我们采用一套经过仔细校准以重现逼真的再电离历史及 $z \geq 6$ 处星系性质的多频宇宙学辐射流体动力学自适应网格细化（AMR）模拟。在我们的模拟中，质量为 $10^9{\rm M_{\odot}}h^{-1}<M<10^{10}{\rm M_{\odot}}h^{-1}$ 的暗物质晕、金属丰度为 $10^{-3}Z_{\odot}<Z<10^{-1.5}Z_{\odot}$ 的恒星，以及年龄为 $3\,{\rm Myr} < t < 10 \, {\rm Myr}$ 的恒星在质量与体积上均主导了再电离。我们表明，到 $z=6$ 时再电离了宇宙大部分体积的源，未必是同一红移处主导星系际紫外背景的源。我们进一步表明，在我们的模拟中，每类源对再电离的贡献在不同气体相中并不均匀。星际介质（IGM）、环星系介质（CGM）、纤维状结构、恒星际介质（ISM）以及稀薄的超新星加热气体均由不同类别的源进行了光致电离。碰撞电离在最低和最高密度处均有贡献。在单个 HII 气泡形成的早期阶段，再电离以由不同类别源电离的气体同心壳层形成的方式进行，导致温度随星系中心半径出现大幅变化。因此，单个 HII 气泡的温度结构或可揭示作为首批电离源的星系的恒星形成历史。我们的探索性模拟凸显了利用光子示踪算法可更好地理解再电离的复杂本质。