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맥락. 은하는 은하 합병과 피드백으로 인해 역사상 어떤 스타버스트 및 소멸 기간을 겪을 수 있습니다. 그러나 재이온화 시대(EoR)의 반수치 시뮬레이션은 은하의 별 형성 역사(SFH)의 영향을 정확하게 모델링하지 않습니다. 목표. 은하에서 나오는 동일한 총 이온화 광자 예산을 유지하면서, EoR 동안 은하의 SFH 모델링 변화가 우주 간섭 매질(IGM)의 이온화 및 가열, 그리고 관련된 21cm 신호에 어떻게 의존하는지 조사합니다. 방법. J IUTIAN -300 N-바디 암흑 물질 시뮬레이션과 반분석 모델 L-G ALAXIES 2020을 채택하여 은하 형성을 모델링했습니다. L-G ALAXIES 2020의 은하 카탈로그를 입력값으로 사용하여, 1D 방사 전이 코드 G RIZZLY로 J IUTIAN -300 밀도 필드를 후처리하여 재이온화 과정과 21cm 신호를 모델링했습니다. 결과. L-G ALAXIES 2020에서 유도된 SFH를 가진 은하가 생성한 이온화 영역은 일정한 별 형성률로 얻은 것보다 약간 더 크고 따뜻함을 발견했습니다. 고정된 별 질량의 경우, 은하는 별 질량 가중 별 나이 τ age가 증가함에 따라 더 작은 이온화 영역을 생성합니다. 이로 인해 G RIZZLY로 얻어진 IGM 이온화 및 가열의 토폴로지와 타이밍이 달라집니다. 결론. 은하의 SFH는 τ age 및 적색편이에 크게 의존합니다. 은하의 SFH 모델이 다르면 EoR 동안 기체 가열 및 이온화 과정에 영향을 미치며, 결과적으로 21cm 글로벌 신호 및 전력 스펙트럼에도 영향을 미칩니다.
Ma et al. (Mon,)은 이 질문을 연구했습니다.