再電離の終わりにおける銀河のイオン化出力の上昇と下降

要旨：クエーサーの吸収スペクトル測定は、再電離が急速に進行し、z ∼ 5.5で遅れて終了し、その後フラットなイオン化背景の進化が続いたことを示唆しています。この挙動を再現するシミュレーションは、z ∼ 6–7でピークに達し、z ∼ 5までに1.5–2.5倍減少する微調整された銀河のイオン化放射率に依存していることが多いです。これは、この期間中に銀河の存在量が単調に増加することが観察されるため、困惑させるものです。この説明には、イオン化光子の逃避に対する塵の遮蔽やIGMの光加熱からのフィードバックといった影響も含まれます。この放射率の低下が、再電離シミュレーションにおける1つまたは複数のモデリングの欠陥のアーティファクトである可能性を探ります。これには、イオン化スペクトルについての誤った仮定や、IGMのクラスタリングの不正確なモデリングが含まれる可能性があります。我々の結果は、シミュレーションが大規模かつ星形成ハローからのIGMの不透明度を過小評価している場合、低下の必要性が軽減される可能性があることを示唆しています。他の潜在的なモデリングの問題は、小さな影響を及ぼすか、修正が必要な場合は急激な低下を要求します。我々は、放射率が再電離の終わりにほぼフラットであり、z = 5からz = 7までに∼0.05デクスしか変化しないという示例モデルを構築します。ただし、より現実的なシナリオでは、∼0.1–0.3デクスの低下が必要です。また、Ly αの有効光学的深度分布の進化を調査し、最近の測定と比較します。ハードなイオン化スペクトルを持ち、かつ低バイアスの微弱な源によって駆動されるモデルは、森林の平均透過率および光学的深度分布を同時に再現するのが最も容易であることがわかりました。