星光怎样改变星系间的氢
从星系里逃出的紫外光开始，数清电离与复合，再跟随一片膨胀气体，读出中性氢留下的无线电信号。新量出现时，都有例子可以边读边算。
L1 · 概念
星系的光怎样改变宇宙中的氢
年轻星系逸出的紫外光能电离星系间的氢；这些光还要不断补偿电子与质子重新结合造成的损失。
L2 · 推导与例题
电离一半究竟是什么意思
一半体积完全电离，与每处气体都有一半氢电离，可以有相同平均值，却有不同的复合速度。
L2 · 推导与例题
一片膨胀的气体需要多少光
电离区的体积由逃逸光子的供给与复合损耗共同决定；用固定共动体积数氢核，可以把膨胀放进同一个方程。
L3 · 推导与例题
两个电离泡相遇以后，光去了哪里
同一时刻的重叠体积只能计一份；从数光子的例子理解过量体积怎样继续分配，以及总量为何不能唯一决定泡的形状。
L3 · 推导与例题
从中性氢的信号读出电离泡
在高自旋温度近似下，中性氢减少会削弱理想21厘米信号；从能级与亮温走到平均值、傅里叶功率和丢失的相位信息。
L3 · 复算方法
亲手复算一段电离历史
从原始单元数组出发，检查光子收支，再用独立积分和傅里叶投影复算电离历史与空间起伏。
L4 · 论文阅读
怎样读懂HERA给出的21厘米上限
从HERA的功率谱图和两行原表入手，分清带符号的估计、误差、窗口与上限，再看这些数字怎样限制早期宇宙。