Reionizace - Reionization

Část série na
Fyzikální kosmologie
Obraz celé oblohy odvozený z devítiletých dat WMAP
Raný vesmír
Pozadí
Rozšíření  · Budoucnost
Komponenty  · Struktura
Komponenty
Struktura
Experimenty
Vědci
Předmětová historie

V oblasti velkého třesku teorie a kosmologii , reionization je proces, který způsobil hmota ve vesmíru se reionize po uplynutí „ doby temna “.

Reionization je druhým ze dvou hlavních fázových přechodů z plynu v vesmíru (první je rekombinace ). Zatímco většina baryonické hmoty ve vesmíru je ve formě vodíku a hélia , reionizace obvykle striktně odkazuje na reionizaci vodíku , prvku.

Předpokládá se, že prvotní hélium také zažilo stejnou fázi reionizačních změn, ale v různých bodech historie vesmíru. To se obvykle označuje jako reionizace helia .

Pozadí

Schematická časová osa vesmíru zobrazující místo reionizace v kosmické historii.

První fázovou změnou vodíku ve vesmíru byla rekombinace , ke které došlo při červeném posunu z  = 1089 (379 000 let po Velkém třesku), v důsledku ochlazení vesmíru do bodu, kdy se rychlost rekombinace elektronů a protonů vytvoří neutrální vodík byl vyšší než rychlost ionizace . Vesmír byl před rekombinací neprůhledný kvůli rozptylu fotonů (všech vlnových délek) z volných elektronů (a v podstatně menší míře i volných protonů), ale stal se stále průhlednějším, protože více elektronů a protonů se spojilo za vzniku neutrálního vodíku atomy. Zatímco elektrony neutrálního vodíku mohou absorbovat fotony některých vlnových délek tím, že stoupají do excitovaného stavu , vesmír plný neutrálního vodíku bude relativně neprůhledný pouze na absorbovaných vlnových délkách, ale transparentní ve většině spektra. V tomto bodě začíná vesmír temna, protože kromě postupně se měnícího kosmického záření pozadí neexistovaly žádné jiné zdroje světla.

Ke změně druhé fáze došlo, jakmile začaly v raném vesmíru kondenzovat objekty, které byly dostatečně energické na to, aby znovu ionizovaly neutrální vodík. Když tyto objekty vytvářely a vyzařovaly energii, vesmír se vrátil z neutrálních atomů a znovu se stal ionizovanou plazmou . K tomu došlo mezi 150 miliony a jednou miliardou let po Velkém třesku (při červeném posunu 6 <  z  <20). V té době však byla hmota rozptylována expanzí vesmíru a rozptylové interakce fotonů a elektronů byly mnohem méně časté než před rekombinací elektron-proton. Vesmír byl tedy plný ionizovaného vodíku s nízkou hustotou a zůstal průhledný, jako je tomu dnes.

Detekční metody

Ohlédnutí se tak daleko v historii vesmíru představuje některé pozorovací výzvy. Existuje však několik pozorovacích metod pro studium reionizace.

Kvazary a žlab Gunn-Peterson

Jedním ze způsobů studia reionizace jsou spektra vzdálených kvasarů . Kvazary uvolňují mimořádné množství energie, ve skutečnosti patří mezi nejjasnější objekty ve vesmíru. Výsledkem je, že některé kvasary jsou detekovatelné již od epochy reionizace. Kvazary také mají relativně jednotné spektrální rysy, bez ohledu na jejich polohu na obloze nebo vzdálenost od Země . Lze tedy usoudit, že jakékoli větší rozdíly mezi kvasarovými spektry budou způsobeny interakcí jejich emise s atomy podél zorného pole. Pro vlnové délky světla v energiích jednoho z Lymanových přechodů vodíku je rozptylový průřez velký, což znamená, že i pro nízké hladiny neutrálního vodíku v mezigalaktickém médiu (IGM) je absorpce na těchto vlnových délkách velmi pravděpodobná.

U blízkých objektů ve vesmíru jsou spektrální absorpční čáry velmi ostré, protože tento přechod mohou způsobit pouze fotony s energiemi, které jsou dostatečné k vyvolání atomového přechodu. Vzdálenosti mezi kvasary a dalekohledy, které je detekují, jsou však velké, což znamená, že rozpínání vesmíru způsobuje, že světlo prochází znatelným červeným posunem. To znamená, že jak světlo z kvasaru prochází IGM a je posunuto červeně, vlnové délky, které byly pod limitem Lymanovy alfa, se natáhnou a ve skutečnosti začnou vyplňovat Lymanovo absorpční pásmo. To znamená, že místo zobrazení ostrých spektrálních absorpčních čar bude kvazarové světlo, které cestovalo velkou roztaženou oblastí neutrálního vodíku, ukazovat Gunn-Petersonovo koryto .

Redshifting pro konkrétní kvasar poskytuje časové (časové) informace o reionizaci. Protože červený posun objektu odpovídá času, ve kterém vyzařovalo světlo, je možné určit, kdy reionizace skončila. Kvazary pod určitým červeným posunem (blíže v prostoru a čase) nevykazují žlab Gunn-Peterson (i když mohou ukazovat les Lyman-alpha ), zatímco kvazary vyzařující světlo před reionizací budou obsahovat žlab Gunn-Peterson. V roce 2001 byly detekovány čtyři kvasary (podle průzkumu Sloan Digital Sky Survey ) s červenými posuny v rozmezí od z  = 5,82 do z  = 6,28. Zatímco kvazary nad z  = 6 vykazovaly Gunn-Petersonův žlab, což naznačuje, že IGM byl stále alespoň částečně neutrální, ty níže ne, což znamená, že vodík byl ionizován. Jelikož se očekává, že k reionizaci dojde v relativně krátkých časových intervalech, výsledky naznačují, že se vesmír blížil ke konci reionizace při z  = 6. To zase naznačuje, že vesmír musel být při z  > 10 stále téměř zcela neutrální .

CMB anizotropie a polarizace

Anizotropii kosmického mikrovlnného pozadí na různých úhlových stupnicích lze také použít ke studiu reionizace. Fotony procházejí rozptylem, pokud jsou přítomny volné elektrony, v procesu známém jako Thomsonův rozptyl . Jak se však vesmír rozpíná, hustota volných elektronů klesá a rozptyl se bude vyskytovat méně často. V období během a po reionizaci, ale předtím, než došlo k významné expanzi, aby se dostatečně snížila hustota elektronů, světlo, které tvoří CMB, zažije pozorovatelný Thomsonův rozptyl. Tento rozptyl zanechá svou stopu na mapě anizotropie CMB a zavede sekundární anizotropie (anizotropie zavedené po rekombinaci). Celkovým efektem je vymazání anizotropií, ke kterým dochází v menších měřítcích. Zatímco anizotropie v malých měřítkách jsou vymazány, polarizační anizotropie jsou ve skutečnosti zavedeny kvůli reionizaci. Při pohledu na pozorované anizotropie CMB a ve srovnání s tím, jak by vypadaly, kdyby neproběhla reionizace, lze určit hustotu elektronového sloupce v době reionizace. S tímto lze potom vypočítat věk vesmíru, kdy došlo k reionizaci.

Wilkinson mikrovlnná trouba Anisotropy Probe nechá že srovnání lze učinit. Počáteční pozorování vydaná v roce 2003 naznačovala, že reionizace proběhla od 11 < z  <30. Tento rozsah červeného posunu byl v jasném nesouhlasu s výsledky studia kvasarových spekter. Tříletá data WMAP však přinesla jiný výsledek, přičemž reionizace začala na z  = 11 a vesmír ionizoval z  = 7. To je v mnohem lepší shodě s daty kvasaru.

Výsledky v roce 2018 z Planckovy mise přinášejí okamžitý reionizační rudý posun z = 7,68 ± 0,79.

Zde obvykle uváděný parametr je τ, „optická hloubka reionizace“, nebo alternativně, z re , červený posun reionizace, za předpokladu, že šlo o okamžitou událost. I když je nepravděpodobné, že by to bylo fyzické, protože reionizace velmi pravděpodobně nebyla okamžitá, z re poskytuje odhad průměrného červeného posunu reionizace.

21 cm čára

I když jsou kvazarová data zhruba v souladu s daty anizotropie CMB, stále existuje řada otázek, zejména týkajících se energetických zdrojů reionizace a účinků a úlohy formování struktury během reionizace. 21 cm čára ve vodíku je potenciálně prostředkem studiu tohoto období, stejně jako „temna“, které předchází reionization. 21 cm čára se vyskytuje v neutrálním vodíku v důsledku rozdílů v energii mezi spinovým tripletem a spinovým singletovým stavem elektronu a protonu. Tento přechod je zakázán , což znamená, že se vyskytuje extrémně zřídka. Přechod je také velmi závislý na teplotě , což znamená, že když se objekty vytvářejí ve „temných dobách“ a emitují fotony Lyman-alfa, které jsou absorbovány a znovu emitovány okolním neutrálním vodíkem, vytvoří v tomto vodíku signál 21 cm v tomto vodíku Spojka Wouthuysen-Field . Studiem 21 cm emise čáry bude možné dozvědět se více o raných strukturách, které se vytvořily. Postřehy z experimentu k detekci globální epochy reionizačního podpisu (EDGES) poukazují na signál z této éry, ačkoli k jeho potvrzení bude zapotřebí následných pozorování. Několik dalších projektů doufá, že v blízké budoucnosti dosáhne pokroku v této oblasti, například Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT ), Mapper z IGM Spin Temperature (MIST), mise Dark Ages Radio Explorer (DARE) a Experiment s velkou clonou pro detekci temného věku (LEDA).

Zdroje energie

Astronomové doufají, že použijí pozorování k zodpovězení otázky, jak byl vesmír reionizován.

I když přišla pozorování, ve kterých se zužuje okno, během kterého mohla proběhnout epocha reionizace, stále není jisté, které objekty poskytly fotony, které reionizovaly IGM. K ionizaci neutrálního vodíku je zapotřebí energie větší než 13,6 eV , což odpovídá fotonům s vlnovou délkou 91,2 nm nebo kratší. To je v ultrafialové části elektromagnetického spektra , což znamená, že primárními kandidáty jsou všechny zdroje, které produkují značné množství energie v ultrafialovém a výše. Je také třeba vzít v úvahu, jak početný je zdroj, stejně jako životnost, protože protony a elektrony se budou rekombinovat, pokud nebude nepřetržitě poskytována energie, aby byly odděleny. Celkově lze kritický parametr pro jakýkoli uvažovaný zdroj shrnout jako „rychlost emise fotonů ionizujících vodík na jednotku kosmologického objemu“. S těmito omezeními se očekává, že kvazary a hvězdy a galaxie první generace byly hlavními zdroji energie.

Trpasličí galaxie

Trpasličí galaxie jsou v současné době primárním zdrojem ionizujících fotonů během epochy reionizace. U většiny scénářů by to vyžadovalo, aby byl log -sklon funkce svítivosti UV galaxie , často označovaný α, strmější než dnes, blížící se α = -2.

V roce 2014 dva oddělené zdroje identifikovaly dvě galaxie Zeleného hrášku (GP) jako pravděpodobné kandidáty vyzařující Lyman Continuum (LyC). To naznačuje, že tito dva praktičtí lékaři jsou analogy s nízkým červeným posunem zářičů Lyman-alpha a LyC s vysokým červeným posunem, z nichž jsou známy pouze dva další: Haro 11 a Tololo-1247-232 . Nalezení místních zářičů LyC je klíčové pro teorie o raném vesmíru a epochě reionizace. Tyto dva GP mají referenční čísla SDSS DR9: 1237661070336852109 (GP_J1219) a 1237664668421849521.

Nová studie ukazuje, že trpasličí galaxie přispěly během procesu reionizace téměř 30% ultrafialového světla. Trpaslíci měli tak velký dopad, protože větší část ionizujících fotonů je schopna uniknout trpasličích galaxií (s taktováním 50%) na rozdíl od větších galaxií (s taktováním pouhých 5%). Citace JH Wise z rozhovoru pro Sky and Telescope : „Nejmenší galaxie nejprve dominují v raných dobách, ale v podstatě se zabíjejí tím, že vyfukují plyn přes vlastní supernovy a zahřívají své prostředí. Poté větší galaxie (ale stále hodně menší než Mléčná dráha asi 100krát hmotnější) převzít práci reionizace vesmíru “.

Kvasary

Kvazary , třída aktivních galaktických jader (AGN), byly považovány za dobrý kandidátský zdroj, protože jsou vysoce účinné při přeměně hmoty na energii a vyzařují velké množství světla nad prahovou hodnotu ionizujícího vodíku. Není však známo, kolik kvazarů existovalo před reionizací. Lze detekovat pouze nejjasnější kvazary přítomné během reionizace, což znamená, že neexistují žádné přímé informace o existujících stmívacích kvazarech. Při pohledu na snáze pozorovatelné kvasary v blízkém vesmíru a za předpokladu, že funkce svítivosti (počet kvazarů jako funkce svítivosti ) během reionizace bude přibližně stejná jako dnes, je možné provést odhady populace kvasarů v dřívějších dobách. Takové studie zjistily, že kvazary neexistují v tak vysokých počtech, aby mohly reionizovat samotný IGM, přičemž tvrdí, že „pouze v případě, že ionizujícímu pozadí dominují AGN s nízkou svítivostí, může funkce kvasarové svítivosti poskytnout dostatek ionizujících fotonů“.

Hvězda populace III

Simulovaný obraz prvních hvězd, 400 Myr po Velkém třesku .

Hvězdy populace III byly nejranějšími hvězdami, které neměly žádné prvky hmotnější než vodík nebo helium . Během nukleosyntézy velkého třesku byly jedinými prvky, které se tvořily kromě vodíku a helia, stopová množství lithia . Kvazarová spektra však odhalila přítomnost těžkých prvků v mezigalaktickém médiu v rané éře. Exploze supernovy produkují tak těžké prvky, takže horké, velké hvězdy populace III, které vytvoří supernovy, jsou možným mechanismem reionizace. I když nebyly přímo pozorovány, jsou konzistentní podle modelů využívajících numerickou simulaci a aktuální pozorování. Gravitačně lensed galaxie také poskytuje nepřímé důkazy hvězd Populace III. I bez přímého pozorování hvězd Populace III jsou přesvědčivým zdrojem. Jsou účinnější a efektivnější ionizátory než hvězdy populace II, protože emitují více ionizujících fotonů a jsou schopné v některých reionizačních modelech s rozumnými počátečními hmotnostními funkcemi samy reionizovat vodík . V důsledku toho jsou hvězdy populace III v současné době považovány za nejpravděpodobnější zdroj energie k zahájení reionizace vesmíru, ačkoli jiné zdroje pravděpodobně převzaly a vedly reionizaci k dokončení.

V červnu 2015 astronomové ohlásili důkazy o hvězdách populace III v galaxii Cosmos Redshift 7 při z = 6,60 . Takové hvězdy pravděpodobně existovaly ve velmi raném vesmíru (tj. Při vysokém červeném posunu) a mohly zahájit produkci chemických prvků těžších než vodík, které jsou potřebné pro pozdější vznik planet a života, jak ho známe.

Viz také

Poznámky a reference

externí odkazy