Войти
В области Большого взрыва теория и космология, реионизация - это процесс, который вызвал реионизацию материи во вселенной вселенной по прошествии "темных веков. ".
Реионизация - это второй из двух основных фазовых переходов газа во вселенной . Хотя большая часть барионной материи во Вселенной находится в форме водорода и гелия, реионизация обычно относится строго к реионизации водорода, элемента.
Считается, что первичный гелий также испытал ту же фазу реионизационных изменений, но в разные моменты истории Вселенной. Обычно это называется реионизацией гелия .
Схематическая временная шкала Вселенной, изображающая место реионизации в космической истории. .
.
Временная шкала природы Это поле:Первым фазовым изменением водорода во Вселенной была рекомбинация, которая произошла при красном смещении z = 1089 (379000 лет после Большого взрыва) из-за охлаждения Вселенной до точки, где скорость рекомбинации электронов и протонов с образованием нейтрального водорода была выше, чем re скорость ионизации. Вселенная была непрозрачной до рекомбинации из-за рассеяния фотонов (всех длин волн) на свободных электронах (и, в значительно меньшей степени, на свободных протонах), но она становилась все более прозрачной по мере того, как больше электронов и протоны объединяются с образованием нейтральных атомов водорода. В то время как электроны нейтрального водорода могут поглощать фотоны некоторых длин волн, переходя в возбужденное состояние, Вселенная, полная нейтрального водорода, будет относительно непрозрачной только на этих поглощенных длинах волн, но прозрачна на большей части спектра. Темные века Вселенной начинаются с этого момента, потому что не было никаких источников света, кроме постепенно смещающегося в красную область космического фонового излучения.
Второе фазовое изменение произошло, когда в ранней Вселенной начали конденсироваться объекты, которые были достаточно энергичными, чтобы повторно ионизировать нейтральный водород. Когда эти объекты сформировались и излучали энергию, Вселенная снова превратилась из нейтральной в ионизированную плазму. Это произошло между 150 миллионами и одним миллиардом лет после Большого взрыва (при красном смещении 6 < z < 20). At that time, however, matter had been diffused by the expansion of the universe, and the scattering interactions of photons and electrons were much less frequent than before electron-proton recombination. Thus, the universe was full of low density ionized hydrogen and remained transparent, as is the case today.
Оглядываясь назад на историю Вселенной, возникает ряд проблем с наблюдениями. Однако есть несколько методов наблюдения для изучения реионизации.
Одно из средств изучения реионизации использует спектры далеких квазаров. Квазары выделяют необычайное количество энергии, на самом деле они являются одними из самых ярких объектов во Вселенной. В результате некоторые квазары можно обнаружить еще в эпоху реионизации. Квазары также имеют относительно однородные спектральные характеристики, независимо от их положение в небе или расстояние от Земли. Таким образом, можно сделать вывод, что любые существенные различия в спектрах квазаров будут вызваны взаимодействием их излучения с атомами вдоль линии зрения. Для длин волн света при энергиях один из переходов Лаймана водорода, сечение рассеяния велико, что означает, что даже для низких уровней нейтрального водорода в межгалактической среде (IGM), поглощение на этих длинах волн весьма вероятно.
Для близлежащих объектов во Вселенной спектральные линии поглощения очень резкие, поскольку только фотоны с энергией, достаточной для того, чтобы вызвать атомный переход, могут вызвать этот переход. Однако расстояния между квазарами и телескопами, которые их обнаруживают, велики, а это означает, что расширение Вселенной вызывает заметное красное смещение света. Это означает, что по мере того, как свет от квазара проходит через IGM и подвергается красному смещению, длины волн, которые были ниже предела Лайман-альфа, растягиваются и, по сути, начинают заполнять полосу поглощения Лаймана. Это означает, что вместо того, чтобы показывать резкие спектральные линии поглощения, свет квазара, который прошел через большую расширенную область нейтрального водорода, будет иметь впадину Ганна-Петерсона.
Красное смещение для конкретного квазара обеспечивает временное (время) информация о реионизации. Поскольку красное смещение объекта соответствует времени, когда он излучал свет, можно определить, когда закончилась реионизация. Квазары ниже определенного красного смещения (ближе в пространстве и времени) не показывают впадину Ганна-Петерсона (хотя они могут показывать лес Лаймана-альфа ), в то время как квазары, излучающие свет до реионизации, будут иметь Ганна-альфа. Желоб Петерсона. В 2001 году было обнаружено четыре квазара (с помощью Sloan Digital Sky Survey ) с красными смещениями в диапазоне от z = 5,82 до z = 6,28. В то время как квазары выше z = 6 показали впадину Ганна-Петерсона, что указывает на то, что IGM все еще был, по крайней мере, частично нейтральным, квазары ниже нет, что означает, что водород был ионизирован. Поскольку ожидается, что реионизация произойдет в относительно коротких временных масштабах, результаты предполагают, что вселенная приближалась к концу реионизации при z = 6. Это, в свою очередь, предполагает, что вселенная все еще должна была быть почти полностью нейтральной при z>10.
Анизотропия космического микроволнового фона на различных угловых масштабах также может быть использована для изучения реионизации. Фотоны подвергаются рассеянию при наличии свободных электронов в процессе, известном как томсоновское рассеяние. Однако по мере расширения Вселенной плотность свободных электронов будет уменьшаться, и рассеяние будет происходить реже. В период во время и после реионизации, но до того, как произошло значительное расширение, чтобы значительно понизить электронную плотность, свет, составляющий реликтовый фон, будет испытывать наблюдаемое томсоновское рассеяние. Это рассеяние оставит свой след на карте анизотропии CMB , привнося вторичные анизотропии (анизотропии, появившиеся после рекомбинации). Общий эффект заключается в стирании анизотропии, возникающей в меньших масштабах. В то время как анизотропия на малых масштабах стирается, анизотропия поляризации фактически вносится из-за реионизации. Наблюдая за наблюдаемой анизотропией реликтового излучения и сравнивая с тем, как они выглядели бы, если бы не происходила реионизация, можно определить столбцовую плотность электронов во время реионизации. Таким образом, можно рассчитать возраст Вселенной, когда произошла реионизация.
Микроволновой датчик анизотропии Уилкинсона позволил провести такое сравнение. Первоначальные наблюдения, опубликованные в 2003 году, предполагают, что реионизация произошла из 11 . Результаты 2018 года с миссии Planck дают мгновенное красное смещение реионизации z = 7,68 ± 0,79. Обычно здесь указывается параметр τ, «оптическая глубина реионизации» или, альтернативно, z re, красное смещение реионизации, если предположить, что это было мгновенное событие. Хотя это вряд ли будет физическим, поскольку реионизация, скорее всего, не была мгновенной, z re дает оценку среднего красного смещения реионизации. Даже с учетом того, что данные о квазарах примерно согласуются с данными об анизотропии реликтового излучения, остается ряд вопросов, особенно в отношении источников энергии реионизации и влияния на нее, и роль формирования структуры во время реионизации. Линия 21 см в водороде потенциально может служить средством изучения этого периода, а также «темных веков», предшествовавших реионизации. Линия 21 см возникает в нейтральном водороде из-за разницы в энергии между спин-триплетом и спин-синглетным состояниями электрона и протона. Этот переход запрещен, т. Е. Происходит крайне редко. Переход также сильно зависит от температуры, что означает, что когда объекты формируются в «темные века» и испускают фотоны Лаймана-альфа , которые поглощаются и повторно излучаются окружающим нейтральным водородом, он будет производить линейный сигнал длиной 21 см в этом водороде через связь Ваутхуйзена-Филда. Изучая эмиссию в линии 21 см, можно будет больше узнать о сформировавшихся ранних структурах. Наблюдения в рамках эксперимента по обнаружению глобальной эпохи сигнатуры реионизации (EDGES) указывают на сигнал из этой эпохи, хотя для подтверждения этого потребуются дополнительные наблюдения. Несколько других проектов надеются добиться прогресса в этой области в ближайшем будущем, например, Precision Array для исследования эпохи реионизации (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), миссия Dark Ages Radio Explorer (DARE) и Большая апертура Эксперимент по обнаружению темных веков (LEDA). В то время как наблюдения были сделаны в очень узком окне, в течение которого могла иметь место эпоха реионизации, до сих пор неясно, какие объекты предоставили фотоны, реионизировавшие IGM. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия более 13,6 эВ, что соответствует фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче. Он находится в ультрафиолетовой части электромагнитного спектра, что означает, что основными кандидатами являются все источники, которые производят значительное количество энергии в ультрафиолете и выше. Следует также учитывать, насколько многочисленны источники, а также их долговечность, поскольку протоны и электроны будут рекомбинировать, если не будет непрерывно подавать энергию для их разделения. В целом, критический параметр для любого рассматриваемого источника может быть резюмирован как его «скорость излучения ионизирующих водород фотонов на единицу космологического объема». С учетом этих ограничений ожидается, что квазары и звезды первого поколения и галактики были основными источниками энергии. Карликовые галактики в настоящее время являются основным источником ионизирующих фотонов в эпоху реионизации. Для большинства сценариев это потребовало бы, чтобы логарифм наклона функции светимости УФ-галактики, часто обозначаемой α, был круче, чем сегодня, и приближался к α = -2. В 2014 г., два отдельных источника идентифицировали две галактики Зеленого горошка (GPs), которые, вероятно, являются кандидатами на Лайман Континуум (LyC). Это говорит о том, что эти два GP являются аналогами с низким красным смещением излучателей Lyman-alpha и LyC с большим красным смещением, из которых известны только два других: Haro 11 и Tololo-1247-232. Обнаружение локальных излучателей LyC имеет решающее значение для теорий о ранней Вселенной и эпохе реионизации. Эти два GP имеют ссылочные номера SDSS DR9: 1237661070336852109 (GP_J1219) и 1237664668421849521. Новое исследование показывает, что карликовые галактики вносили почти 30% ультрафиолетового света в процессе реионизации. Карлики оказали такое большое влияние, потому что большая часть ионизирующих фотонов способна покидать карликовые галактики (с тактовой частотой 50%) в отличие от более крупных галактик (с тактовой частотой всего 5%). Цитируя Дж. Мудрый из интервью с Sky and Telescope : «Самые маленькие галактики сначала доминируют в ранние времена; однако они в основном убивают себя, выбрасывая свой газ через свои сверхновые и нагревая окружающую среду. Затем - более крупные галактики. (но все же намного меньше Млечного Пути примерно в 100 раз по массе) берут на себя работу по реионизации Вселенной. " Квазары, класс активных ядер галактик (AGN), считались хорошим потенциальным источником, поскольку они высокоэффективны при преобразовании массы в энергии и излучают большое количество света выше порогового значения для ионизации водорода. Однако неизвестно, сколько квазаров существовало до реионизации. Могут быть обнаружены только самые яркие из квазаров, присутствующих во время реионизации, что означает, что нет прямой информации о существовавших более тусклых квазарах. Однако, если посмотреть на более легко наблюдаемые квазары в ближайшей Вселенной и предположить, что функция светимости (количество квазаров как функция от светимости ) во время реионизации будет примерно такой же как и сегодня, можно сделать оценки населения квазаров в более ранние времена. Такие исследования показали, что квазаров не существует в достаточном количестве, чтобы реионизировать только IGM, и утверждают, что «только если на ионизирующем фоне преобладают AGN с низкой светимостью, функция светимости квазаров может обеспечить достаточное количество ионизирующих фотонов». Звезды населения III были самыми ранними звездами, у которых не было элементов более массивных, чем водород или гелий. Во время нуклеосинтеза Большого взрыва единственными элементами, которые образовались помимо водорода и гелия, были следовые количества лития. Однако спектры квазаров выявили наличие тяжелых элементов в межгалактической среде в раннюю эпоху. Взрывы сверхновых производят такие тяжелые элементы, такие горячие, большие, звезды населения III, которые образуют сверхновые, являются возможным механизмом реионизации. Хотя они не наблюдались напрямую, они согласуются с моделями с использованием численного моделирования и текущими наблюдениями. Галактика с гравитационной линзой также косвенно свидетельствует о звездах населения III. Даже без прямых наблюдений звезд населения III они являются убедительным источником. Они являются более эффективными ионизаторами, чем звезды населения II, поскольку они излучают больше ионизирующих фотонов и способны самостоятельно реионизировать водород в некоторых моделях реионизации с разумными начальными функциями масс. Как следствие, звезды населения III в настоящее время считаются наиболее вероятным источником энергии, инициирующим реионизацию Вселенной, хотя другие источники, вероятно, взяли верх и довели реионизацию до завершения. В июне 2015 года астрономы сообщили о наличии звезд населения III в галактике Красное смещение Космоса 7 на z = 6.60. Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т. Е. С большим красным смещением) и, возможно, начали производство химических элементов тяжелее водорода, которые необходимы для более позднего формирование планет и жизни в том виде, в каком мы ее знаем.Линия 21 см
Источники энергии
Астрономы надеются использовать наблюдения, чтобы ответить на вопрос о том, как Вселенная была реионизирована. Карликовые галактики
Квазары
Звезды населения III
Моделированное изображение первых звезд через 400 млн лет после Большого взрыва.См. также
Примечания и ссылки
Внешние ссылки
