Reionisering - Reionization

Innen Big Bang -teorien og kosmologien er reionisering prosessen som fikk materien i universet til å reionisere seg etter at de " mørke tidsalder " var gått .

Reionisering er den andre av to store faseoverganger av gass i universet (den første er rekombinasjon ). Mens flertallet av baryonisk materie i universet er i form av hydrogen og helium , refererer reionisering vanligvis strengt til reionisering av hydrogen , elementet.

Det antas at urheliumet også opplevde den samme fasen med reioniseringsendringer, men på forskjellige punkter i universets historie. Dette blir vanligvis referert til som heliumreionisering .

Bakgrunn

Skjematisk tidslinje for universet, som viser reioniseringens plass i kosmisk historie.

Den første faseforandringen av hydrogen i universet var rekombinasjon , som skjedde ved et rødskift z  = 1089 (379 000 år etter Big Bang), på grunn av avkjøling av universet til det punktet hvor rekombinasjonshastigheten til elektroner og protoner dannes nøytralt hydrogen var høyere enn re -ioniseringshastigheten . Universet var ugjennomsiktig før rekombinasjonen, på grunn av spredning av fotoner (av alle bølgelengder) fra frie elektroner (og i betydelig mindre grad frie protoner), men det ble stadig mer gjennomsiktig etter hvert som flere elektroner og protoner ble kombinert for å danne nøytralt hydrogen atomer. Mens elektronene til nøytralt hydrogen kan absorbere fotoner med noen bølgelengder ved å stige til en eksitert tilstand , vil et univers fullt av nøytralt hydrogen være relativt ugjennomsiktig bare ved de absorberte bølgelengdene, men gjennomsiktig i det meste av spekteret. Universets mørke middelalder starter på det tidspunktet, fordi det ikke var andre lyskilder enn den gradvis rødskiftende kosmiske bakgrunnsstrålingen.

Den andre faseforandringen skjedde når objekter begynte å kondensere i det tidlige universet som var energiske nok til å re-ionisere nøytralt hydrogen. Etter hvert som disse objektene dannet og utstrålte energi, gikk universet tilbake fra å være sammensatt av nøytrale atomer, til igjen å være et ionisert plasma . Dette skjedde mellom 150 millioner og en milliard år etter Big Bang (ved en rød forskyvning 6 <  z  <20). På den tiden hadde imidlertid materien blitt spredt av universets ekspansjon, og spredningsinteraksjonene mellom fotoner og elektroner var mye mindre hyppige enn før elektron-proton-rekombinasjon. Dermed var universet fullt av ionisert hydrogen med lav tetthet og forble gjennomsiktig, slik tilfellet er i dag.

Deteksjonsmetoder

Å se tilbake så langt i universets historie gir noen observasjonsutfordringer. Det er imidlertid noen få observasjonsmetoder for å studere reionisering.

Kvasarer og Gunn-Peterson-trau

Et middel for å studere reionisering bruker spektraene til fjerne kvasarer . Kvasarer frigjør en ekstraordinær mengde energi, faktisk er de blant de lyseste objektene i universet. Som et resultat kan noen kvasarer påvises fra så langt tilbake som epoken med reionisering. Kvasarer har også tilfeldigvis relativt jevne spektrale trekk, uavhengig av posisjonen på himmelen eller avstanden fra jorden . Dermed kan det antas at eventuelle store forskjeller mellom kvasarspektre vil være forårsaket av interaksjonen mellom deres utslipp og atomer langs siktlinjen. For bølgelengder av lys ved energiene til en av Lyman-overgangene av hydrogen er spredningstverrsnittet stort, noe som betyr at selv for lave nivåer av nøytralt hydrogen i det intergalaktiske mediet (IGM), er absorpsjon ved disse bølgelengdene svært sannsynlig.

For nærliggende objekter i universet er spektrale absorpsjonslinjer veldig skarpe, ettersom bare fotoner med energier som er tilstrekkelig til å forårsake en atomovergang, kan forårsake denne overgangen. Avstandene mellom kvasarer og teleskopene som oppdager dem er imidlertid store, noe som betyr at utvidelsen av universet får lys til å bli merkbar rødskift. Dette betyr at ettersom lyset fra kvasaren beveger seg gjennom IGM og blir rødskiftet, blir bølgelengder som hadde vært under Lyman Alpha -grensen strukket, og vil faktisk begynne å fylle ut Lyman -absorpsjonsbåndet. Dette betyr at i stedet for å vise skarpe spektrale absorpsjonslinjer, vil et kvasarlys som har gått gjennom et stort, spredt område med nøytralt hydrogen, vise et Gunn-Peterson-trau .

Rødskiftet for en bestemt kvasar gir tidsmessig (tids) informasjon om reionisering. Siden et objekts rødskift tilsvarer tidspunktet da det sendte ut lyset, er det mulig å bestemme når reioniseringen ble avsluttet. Kvasarer under et visst rødskift (nærmere i rom og tid) viser ikke Gunn-Peterson-trau (selv om de kan vise Lyman-alpha-skogen ), mens kvasarer som sender ut lys før reionisering vil inneholde et Gunn-Peterson-trough. I 2001 ble fire kvasarer oppdaget (av Sloan Digital Sky Survey ) med rød forskyvning fra z  = 5,82 til z  = 6,28. Mens kvasarene over z  = 6 viste et Gunn-Peterson-bunn, noe som indikerer at IGM fortsatt var minst delvis nøytral, gjorde ikke de nedenfor, noe som betyr at hydrogenet var ionisert. Ettersom det forventes at reionisering skjer over relativt korte tidsskalaer, tyder resultatene på at universet nærmet seg slutten av reionisering ved z  = 6. Dette antyder igjen at universet fortsatt må ha vært nesten helt nøytralt ved z  > 10.

CMB -anisotropi og polarisering

Anisotropien til den kosmiske mikrobølgebakgrunnen på forskjellige vinkelskalaer kan også brukes til å studere reionisering. Fotoner gjennomgår spredning når det er frie elektroner tilstede, i en prosess kjent som Thomson-spredning . Etter hvert som universet ekspanderer, vil tettheten av frie elektroner avta, og spredning vil forekomme sjeldnere. I perioden under og etter reionisering, men før det hadde skjedd betydelig ekspansjon for tilstrekkelig lavere elektrontetthet, vil lyset som komponerer CMB oppleve observerbar Thomson -spredning. Denne spredningen vil sette sitt preg på CMB -anisotropikartet , og introdusere sekundære anisotropier (anisotropier introdusert etter rekombinasjon). Den samlede effekten er å slette anisotropier som forekommer i mindre skalaer. Mens anisotropier på små skalaer slettes, introduseres faktisk polarisasjonsanisotropier på grunn av reionisering. Ved å se på de observerte CMB -anisotropiene og sammenligne med hvordan de ville se ut hvis ikke reionisering hadde funnet sted, kan elektronkolonnetettheten på tidspunktet for reionisering bestemmes. Med dette kan universets alder da reionisering skjedde deretter beregnes.

Den WMAP lov den sammenligningen gjøres. De første observasjonene, utgitt i 2003, antydet at reionisering fant sted fra 11 < z  <30. Dette rødskiftområdet var i klar uenighet med resultatene fra å studere kvasarspektre. Imidlertid returnerte WMAP -dataene på tre år et annet resultat, med reionisering som begynte på z  = 11 og universet ionisert med z  = 7. Dette stemmer mye bedre overens med kvasardataene.

Resultater i 2018 fra Planck -oppdraget, gir en øyeblikkelig redionisering av rød skift på z = 7,68 ± 0,79.

Parameteren som vanligvis siteres her er τ, den "optiske dybden til reionisering", eller alternativt, z re , redionisering av reionisering, forutsatt at det var en øyeblikkelig hendelse. Selv om dette neppe er fysisk, siden reionisering sannsynligvis ikke var øyeblikkelig, gir z re et estimat av gjennomsnittlig rødskift av reionisering.

21 cm linje

Selv om kvasardataene er omtrent i samsvar med CMB -anisotropidataene, er det fortsatt en rekke spørsmål, spesielt angående energikildene til reionisering og effektene på og rollen til strukturdannelse under reionisering. Den 21-cm linje i hydrogen er potensielt et middel for å studere denne perioden, så vel som den "mørke tider" som gikk forut reionisering. 21 cm-linjen forekommer i nøytralt hydrogen, på grunn av forskjeller i energi mellom spinntrillingen og spin-singlet-tilstandene til elektronet og protonet. Denne overgangen er forbudt , noe som betyr at den skjer ekstremt sjelden. Overgangen er også sterkt temperaturavhengig , noe som betyr at ettersom objekter dannes i "mørketiden" og avgir Lyman-alfa- fotoner som absorberes og slippes ut av omkringliggende nøytralt hydrogen, vil det produsere et 21 cm linjesignal der hydrogen gjennom Wouthuysen-feltkobling . Ved å studere 21 cm linjeutslipp vil det være mulig å lære mer om de tidlige strukturene som dannet seg. Observasjoner fra eksperimentet for å oppdage Global Epoch of Reionization Signature (EDGES) peker på et signal fra denne epoken, selv om oppfølgingsobservasjoner vil være nødvendig for å bekrefte det. Flere andre prosjekter håper å komme godt i gang i dette området i nær fremtid, for eksempel Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) ), Kartlegger for IGM Spin Temperature (MIST), Dark Ages Radio Explorer (DARE) -oppdraget og Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA).

Energikilder

Astronomer håper å bruke observasjoner for å svare på spørsmålet om hvordan universet ble rejonisert.

Selv om det har kommet observasjoner som smalner vinduet der epoken med reionisering kunne ha funnet sted, er det fremdeles usikkert hvilke objekter som ga fotonene som reioniserte IGM. For å ionisere nøytralt hydrogen kreves en energi større enn 13,6 eV , som tilsvarer fotoner med en bølgelengde på 91,2 nm eller kortere. Dette er i den ultrafiolette delen av det elektromagnetiske spekteret , noe som betyr at hovedkandidatene alle er kilder som produserer en betydelig mengde energi i ultrafiolett og over. Hvor mange kildene er må også vurderes, så vel som levetiden, ettersom protoner og elektroner vil rekombinere hvis det ikke kontinuerlig tilføres energi for å holde dem fra hverandre. Til sammen kan den kritiske parameteren for en hvilken som helst kilde vurderes oppsummeres som dens "utslippshastighet for hydrogenioniserende fotoner per kosmologisk volum." Med disse begrensningene forventes det at kvasarer og første generasjons stjerner og galakser var hovedkildene til energi.

Dverggalakser

Dverggalakser er for tiden den viktigste kilden til ioniserende fotoner i epoken med reionisering. For de fleste scenarier vil dette kreve at logghellingen til UV -galaksenes lysstyrkefunksjon , ofte betegnet α, er brattere enn den er i dag, og nærmer seg α = -2.

I 2014 har to separate kilder identifisert to Green Pea-galakser som er sannsynlige kandidater som slipper Lyman Continuum (LyC). Dette antyder at disse to fastlegene er lav-rødskift-analoger av Lyman-alfa- og LyC-emittere med høy rødforskyvning, hvorav bare to andre er kjent: Haro 11 og Tololo-1247-232 . Å finne lokale LyC -avgivere er avgjørende for teoriene om det tidlige universet og epoken med reionisering. Disse to fastlegene har SDSS DR9 referansenummer: 1237661070336852109 (GP_J1219) og 1237664668421849521.

En ny studie viser at dverggalakser bidro med nesten 30% av ultrafiolett lys under reioniseringsprosessen. Dvergene hadde en så stor innvirkning fordi en større brøkdel av ioniserende fotoner er i stand til å unnslippe dverggalakser (klokker inn på 50%) i motsetning til større galakser (klokker inn på bare 5%). Siterer JH Wise fra et intervju med Sky and Telescope : "De minste galakser dominerer først i tidlige tider; men de tar i utgangspunktet livet av seg selv ved å blåse ut gassen gjennom sine egne supernovaer og varme opp miljøet. Etterpå større galakser (men fortsatt mye mindre enn Melkeveien med omtrent 100 ganger i masse) overtar jobben med å reionisere universet. "

Kvasarer

Kvasarer , en klasse med aktive galaktiske kjerner (AGN), ble ansett som en god kandidatkilde fordi de er svært effektive til å omdanne masse til energi , og avgir mye lys over terskelen for ioniserende hydrogen. Det er imidlertid ukjent hvor mange kvasarer som eksisterte før reionisering. Bare de lyseste kvasarene som er tilstede under reionisering kan oppdages, noe som betyr at det ikke er noen direkte informasjon om dimmerkvasarer. Ved å se på de lettere observerte kvasarene i universet i nærheten, og anta at lysstyrkefunksjonen (antall kvasarer som en funksjon av lysstyrke ) under reionisering vil være omtrent den samme som i dag, er det mulig å gjøre estimater av kvasarpopulasjonene på tidligere tidspunkt. Slike studier har funnet ut at kvasarer ikke eksisterer i høyt nok tall til å reionisere IGM alene, og sa at "bare hvis den ioniserende bakgrunnen er dominert av lav-lysstyrke-AGNer, kan kvasarlysstyrkefunksjonen gi nok ioniserende fotoner."

Befolkning III -stjerner

Simulert bilde av de første stjernene, 400 Myr etter Big Bang .

Befolkning III -stjerner var de tidligste stjernene, som ikke hadde noen elementer som var mer massive enn hydrogen eller helium . Under Big Bang -nukleosyntesen var de eneste elementene som dannet bortsett fra hydrogen og helium spormengder litium . Likevel har kvasarspektra avslørt tilstedeværelsen av tunge elementer i det intergalaktiske mediet i en tidlig epoke. Supernova -eksplosjoner produserer slike tunge elementer, så varme, store, populasjon III -stjerner som vil danne supernovaer er en mulig mekanisme for reionisering. Selv om de ikke har blitt observert direkte, er de konsistente i henhold til modeller som bruker numerisk simulering og aktuelle observasjoner. En gravitasjonslinset galakse gir også indirekte bevis på Population III -stjerner. Selv uten direkte observasjoner av Population III -stjerner, er de en overbevisende kilde. De er mer effektive og effektive ionisatorer enn Population II -stjerner, ettersom de avgir flere ioniserende fotoner, og er i stand til å reionisere hydrogen på egen hånd i noen reioniseringsmodeller med rimelige innledende massefunksjoner . Som en konsekvens blir Population III -stjerner for øyeblikket ansett som den mest sannsynlige energikilden for å starte reioniseringen av universet, selv om andre kilder sannsynligvis vil ha overtatt og drevet reionisering til fullføring.

I juni 2015 rapporterte astronomer bevis for Population III -stjerner i Cosmos Redshift 7 -galaksen ved z = 6,60 . Slike stjerner har sannsynligvis eksistert i det veldig tidlige universet (dvs. ved høyt rødskift), og kan ha startet produksjonen av kjemiske elementer som er tyngre enn hydrogen som er nødvendige for senere dannelse av planeter og liv slik vi kjenner det.

Se også

Notater og referanser

Eksterne linker