yeniden iyonlaşma - Reionization

Bir serinin parçası
fiziksel kozmoloji
Dokuz yıllık WMAP verilerinden elde edilen tam gökyüzü görüntüsü
erken evren
Arka plan
Genişletme  · Gelecek
Bileşenler  · Yapı
Bileşenler
Yapı
deneyler
Bilim insanları
Konu geçmişi

Alanlarında Büyük Patlama teorisi ve kozmoloji , Yeniden iyonlama içinde durumun yaratmış süreçtir evrenin "dolmasının ardından reionize için karanlık çağlara ".

Yeniden iyonlama iki büyük ikinci bir faz geçişleri arasında gaz içinde evrenin (ilk rekombinasyon ). Evrendeki baryonik maddenin çoğunluğu hidrojen ve helyum formundayken , yeniden iyonlaşma genellikle element olan hidrojenin yeniden iyonlaşmasına atıfta bulunur .

İlkel helyumun da aynı yeniden iyonlaşma değişim aşamasını yaşadığına, ancak evrenin tarihinin farklı noktalarında yaşadığına inanılıyor . Bu genellikle helyum reiyonizasyonu olarak adlandırılır .

Arka fon

Yeniden iyonlaşmanın kozmik tarihteki yerini gösteren, evrenin şematik zaman çizelgesi.

Evrenin hidrojen ilk aşaması bir değişiklik oldu rekombinasyon bir meydana geldi redshift z  = 1089 (379,000 yıl Büyük Patlamadan sonra), bağlı noktasına evrenin soğutma burada rekombinasyon oranı elektronlar ve proton forma nötr hidrojen, yeniden iyonlaşma oranından daha yüksekti . Evren, serbest elektronlardan (ve önemli ölçüde daha az ölçüde, serbest protonlardan) fotonların (tüm dalga boylarındaki) saçılması nedeniyle rekombinasyondan önce opaktı, ancak daha fazla elektron ve proton birleşerek nötr hidrojen oluşturmak üzere bir araya geldikçe giderek şeffaf hale geldi. atomlar. Nötr hidrojenin elektronları, uyarılmış bir duruma yükselerek bazı dalga boylarındaki fotonları emebilirken , nötr hidrojenle dolu bir evren, yalnızca emilen dalga boylarında nispeten opak, ancak spektrumun çoğunda şeffaf olacaktır. Evrenin Karanlık Çağları bu noktada başlar, çünkü giderek kırmızıya kayan kozmik arka plan radyasyonu dışında hiçbir ışık kaynağı yoktu.

İkinci faz değişimi, erken evrende nötr hidrojeni yeniden iyonize edecek kadar enerjik olan nesneler yoğunlaşmaya başladığında meydana geldi . Bu cisimler enerji oluşturup yaydıkça , evren nötr atomlardan oluşmadan tekrar iyonize bir plazma haline geldi . Bu, Büyük Patlama'dan 150 milyon ila bir milyar yıl sonra (6 < z  < 20 kırmızıya kaymada  ) meydana geldi. Bununla birlikte, o zaman, evrenin genişlemesiyle madde dağılmıştı ve fotonların ve elektronların saçılma etkileşimleri, elektron-proton rekombinasyonundan öncekinden çok daha az sıklıktaydı. Böylece evren düşük yoğunluklu iyonize hidrojenle doluydu ve bugün olduğu gibi şeffaf kaldı.

Algılama yöntemleri

Evrenin tarihine şimdiye kadar bakmak, bazı gözlemsel zorluklar sunar. Bununla birlikte, yeniden iyonlaşmayı incelemek için birkaç gözlemsel yöntem vardır.

Kuasarlar ve Gunn-Peterson çukuru

Yeniden iyonlaşmayı incelemenin bir yolu, uzak kuasarların spektrumlarını kullanır . Kuasarlar olağanüstü miktarda enerji yayarlar, aslında evrendeki en parlak nesneler arasındadırlar. Sonuç olarak, bazı kuasarlar yeniden iyonlaşma çağına kadar geriye doğru tespit edilebilir. Kuasarlar ayrıca, gökyüzündeki konumları veya Dünya'dan uzaklıkları ne olursa olsun, nispeten tek tip spektral özelliklere sahiptir . Bu nedenle, kuasar spektrumları arasındaki herhangi bir büyük farkın, emisyonlarının görüş hattı boyunca atomlarla etkileşiminden kaynaklanacağı sonucuna varılabilir . Hidrojenin Lyman geçişlerinden birinin enerjilerindeki ışığın dalga boyları için , saçılma kesiti büyüktür, yani galaksiler arası ortamdaki (IGM) düşük nötr hidrojen seviyeleri için bile , bu dalga boylarında absorpsiyon oldukça olasıdır.

Evrendeki yakındaki nesneler için, spektral absorpsiyon çizgileri çok keskindir, çünkü sadece atomik bir geçişe neden olmaya yeterli enerjiye sahip fotonlar bu geçişe neden olabilir. Bununla birlikte, kuasarlar ve onları tespit eden teleskoplar arasındaki mesafeler büyüktür, bu da evrenin genişlemesinin ışığın gözle görülür şekilde kırmızıya kaymasına neden olduğu anlamına gelir . Bu, kuasardan gelen ışık IGM'den geçerken ve kırmızıya kayarken, Lyman Alpha sınırının altında olan dalga boylarının gerildiği ve aslında Lyman absorpsiyon bandını doldurmaya başlayacağı anlamına gelir. Bu, keskin spektral absorpsiyon çizgileri göstermek yerine, geniş, yayılmış bir nötr hidrojen bölgesinden geçen bir kuasarın ışığının bir Gunn-Peterson çukuru göstereceği anlamına gelir .

Belirli bir kuasar için kırmızıya kayma, yeniden iyonlaşma hakkında zamansal (zaman) bilgi sağlar. Bir nesnenin kırmızıya kayması ışığı yaydığı zamana karşılık geldiğinden, yeniden iyonlaşmanın ne zaman sona erdiğini belirlemek mümkündür. Belirli bir kırmızıya kaymanın altındaki (uzay ve zamanda daha yakın ) kuasarlar Gunn-Peterson çukurunu göstermezler (ancak Lyman-alfa ormanını gösterebilirler ), oysa yeniden iyonlaşmadan önce ışık yayan kuasarlar bir Gunn-Peterson çukuruna sahip olacaktır. 2001 yılında, z  = 5.82 ila z  = 6.28 arasında değişen kırmızıya kaymalarla ( Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması tarafından) dört kuasar tespit edildi . z  = 6'nın üzerindeki kuasarlar , IGM'nin hala en azından kısmen nötr olduğunu gösteren bir Gunn-Peterson çukuru gösterirken, aşağıdakiler, hidrojenin iyonize olduğu anlamına gelir. Yeniden iyonlaşmanın nispeten kısa zaman dilimlerinde gerçekleşmesi beklendiğinden, sonuçlar evrenin z  = 6'da yeniden iyonlaşmanın sonuna yaklaştığını gösteriyor. Bu da evrenin hala z  > 10'da neredeyse tamamen nötr olması gerektiğini gösteriyor .

SPK anizotropisi ve polarizasyon

Farklı açısal ölçeklerde kozmik mikrodalga arka planının anizotropisi de yeniden iyonlaşmayı incelemek için kullanılabilir. Thomson saçılması olarak bilinen bir süreçte, serbest elektronlar mevcut olduğunda fotonlar saçılmaya uğrarlar . Ancak evren genişledikçe serbest elektronların yoğunluğu azalacak ve saçılma daha az sıklıkta gerçekleşecektir. Yeniden iyonlaşma sırasında ve sonrasında, ancak elektron yoğunluğunu yeterince düşürmek için önemli genişleme meydana gelmeden önce, SPK'yı oluşturan ışık gözlemlenebilir Thomson saçılması yaşayacaktır. Bu saçılma, SPK anizotropi haritasında iz bırakacak ve ikincil anizotropileri (rekombinasyondan sonra ortaya çıkan anizotropileri) ortaya çıkaracaktır . Genel etki, daha küçük ölçeklerde meydana gelen anizotropileri silmektir. Küçük ölçeklerdeki anizotropiler silinirken , aslında yeniden iyonlaşma nedeniyle polarizasyon anizotropileri ortaya çıkar. Gözlenen SPK anizotropilerine bakarak ve yeniden iyonlaşma gerçekleşmemiş olsaydı nasıl görüneceklerini karşılaştırarak, yeniden iyonlaşma anında elektron kolonu yoğunluğu belirlenebilir. Bununla, yeniden iyonlaşmanın gerçekleştiği evrenin yaşı hesaplanabilir.

Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probe karşılaştırma yapılabilmesi için bu izin verdi. 2003'te yayınlanan ilk gözlemler, yeniden iyonlaşmanın 11 < z  < 30'dan itibaren gerçekleştiğini öne sürdü . Bu kırmızıya kayma aralığı, kuasar spektrumlarının incelenmesinden elde edilen sonuçlarla açık bir anlaşmazlık içindeydi. Bununla birlikte, üç yıllık WMAP verileri, z  = 11'de başlayan yeniden iyonlaşma ve z  = 7 ile iyonlaşan evren ile farklı bir sonuç verdi . Bu, kuasar verileriyle çok daha iyi bir uyum içindedir.

2018'deki Planck misyonundan elde edilen sonuçlar , z = 7.68 ± 0.79'luk bir anlık yeniden iyonlaşma kırmızıya kayması sağlar.

Burada genellikle alıntılanan parametre τ, "yeniden iyonlaşma için optik derinlik" veya alternatif olarak, anlık bir olay olduğu varsayılarak yeniden iyonlaşmanın kırmızıya kayması olan z re'dir. Bunun fiziksel olması muhtemel olmasa da, yeniden iyonlaşma büyük olasılıkla anlık olmadığından, z re , yeniden iyonlaşmanın ortalama kırmızıya kaymasının bir tahminini sağlar.

21 cm çizgi

Kuasar verilerinin SPK anizotropi verileriyle kabaca uyumlu olmasına rağmen, özellikle yeniden iyonlaşmanın enerji kaynakları ve yeniden iyonlaşma sırasında yapı oluşumu üzerindeki etkileri ve rolü ile ilgili bir takım sorular vardır . 21 cm hattı hidrojen potansiyel olarak bu süre, hem de Yeniden iyonlama önce "karanlık dönemi" eğitim için bir yöntemdir. 21 cm çizgisi, elektron ve protonun spin üçlüsü ve spin singlet durumları arasındaki enerji farklarından dolayı nötr hidrojende oluşur. Bu geçiş yasaktır , yani çok nadiren gerçekleşir. Geçiş aynı zamanda oldukça sıcaklığa bağlıdır, yani nesneler "karanlık çağlarda" oluştuğunda ve çevreleyen nötr hidrojen tarafından emilen ve yeniden yayılan Lyman-alfa fotonları yayarken , bu hidrojende 21 cm'lik bir çizgi sinyali üretecektir. Wouthuysen-Alan bağlantısı . 21 cm'lik çizgi emisyonunu inceleyerek, oluşan erken yapılar hakkında daha fazla bilgi edinmek mümkün olacaktır. Dan Gözlemler Deney Yeniden iyonlama İmza Küresel Epoch Algılama için takip gözlemler onaylamak için gerekli olacak rağmen, bu dönemin bir sinyale (KENAR) puan. Reionization Epoch'u Araştırmak için Hassas Dizi (PAPER), Düşük Frekans Dizisi (LOFAR), Murchison Geniş Alan Dizisi (MWA), Dev Metrewave Radyo Teleskobu (GMRT ) gibi birçok başka proje de yakın gelecekte bu alanda ilerleme kaydetmeyi umuyor. ), IGM Dönme Sıcaklığı Eşleyicisi (MIST), Karanlık Çağlar Radyo Gezgini (DARE) görevi ve Karanlık Çağları Tespit Etmeye Yönelik Geniş Diyafram Deneyi (LEDA).

Enerji kaynakları

Gökbilimciler, Evrenin nasıl yeniden iyonlaştığı sorusunu yanıtlamak için gözlemleri kullanmayı umuyorlar.

Yeniden iyonlaşma çağının gerçekleşmiş olabileceği pencerenin ne kadar dar olduğu konusunda gözlemler yapılmış olsa da, IGM'yi yeniden iyonlaştıran fotonları hangi nesnelerin sağladığı hala belirsizdir. Nötr hidrojeni iyonize etmek için, dalga boyu 91.2 nm veya daha kısa olan fotonlara karşılık gelen 13.6 eV'den daha büyük bir enerji gereklidir . Bu, elektromanyetik spektrumun ultraviyole kısmındadır , yani birincil adayların tümü, ultraviyole ve üzerinde önemli miktarda enerji üreten kaynaklardır. Protonlar ve elektronlar, onları ayrı tutmak için sürekli olarak enerji sağlanmazsa yeniden birleşeceğinden, kaynağın ne kadar çok olduğu ve uzun ömürlü olduğu da dikkate alınmalıdır. Toplamda, dikkate alınan herhangi bir kaynak için kritik parametre, "birim kozmolojik hacim başına hidrojen iyonlaştırıcı fotonların emisyon oranı" olarak özetlenebilir. Bu kısıtlamalarla kuasarların ve birinci nesil yıldızların ve galaksilerin ana enerji kaynakları olması bekleniyor .

cüce galaksiler

Cüce gökadalar , şu anda yeniden iyonlaşma çağında iyonlaştırıcı fotonların birincil kaynağıdır. Çoğu senaryo için bu , genellikle α ile gösterilen UV galaksi parlaklık fonksiyonunun log-eğiminin bugün olduğundan daha dik olmasını ve α = -2'ye yaklaşmasını gerektirir.

2014'te iki ayrı kaynak, iki Yeşil Bezelye gökadasını (GP) Lyman Sürekliliği (LyC) yayan adaylar olarak tanımladı. Bu, bu iki GP'nin yüksek kırmızıya kaymalı Lyman-alfa ve LyC yayıcılarının düşük kırmızıya kaymalı analogları olduğunu, bunlardan yalnızca ikisinin bilindiğini gösterir: Haro 11 ve Tololo-1247-232 . Yerel LyC yayıcılarını bulmak, erken evren ve yeniden iyonlaşma çağı hakkındaki teoriler için çok önemlidir. Bu iki GP'nin SDSS DR9 referans numaraları vardır: 1237661070336852109 (GP_J1219) ve 1237664668421849521.

Yeni bir çalışma, yeniden iyonlaşma sürecinde cüce gökadaların morötesi ışığın yaklaşık %30'una katkıda bulunduğunu gösteriyor. Cüceler böylesine büyük bir etkiye sahipti çünkü iyonlaştırıcı fotonların daha büyük bir kısmı, daha büyük galaksilerin (sadece %5'lik bir hızıyla) aksine cüce galaksilerden (%50'de devreye girerek) kaçabiliyor. JH Wise'ın Sky and Telescope ile yaptığı bir röportajdan alıntı yaparak : "En küçük galaksiler ilk zamanlarda baskındır; ancak, temelde kendi süpernovaları aracılığıyla gazlarını üfleyerek ve çevrelerini ısıtarak kendilerini öldürürler. Daha sonra, daha büyük galaksiler (ama yine de Samanyolu'ndan yaklaşık 100 kat daha küçük) evreni yeniden iyonlaştırma işini üstlenir."

kuasarlar

Kuazarlar , bir sınıf olarak aktif galaktik çekirdeklerde (AGN), dönüştürme de yüksek verimli olduğu için iyi bir aday kaynağı olarak kabul etmiştir kütle için enerji ve hidrojen iyonlaştırmak için eşik üzerinde ışık büyük bir yayar. Bununla birlikte, yeniden iyonlaşmadan önce kaç tane kuasarın var olduğu bilinmiyor. Yeniden iyonlaşma sırasında yalnızca en parlak kuasarlar tespit edilebilir, bu da daha sönük kuasarlar hakkında doğrudan bilgi olmadığı anlamına gelir. Ancak, yakındaki evrende daha kolay gözlenen quasarların bakarak ve bu varsayarak aydınlatma gücü fonksiyonu (bir fonksiyonu olarak quasarların sayısı parlaklığının bugün olduğu gibi Yeniden iyonlama sırasında) yaklaşık aynı olacaktır, tahminlerini yapmak mümkündür kuasar popülasyonları daha önceki zamanlarda. Bu tür çalışmalar, kuasarların tek başına IGM'yi yeniden iyonize etmek için yeterince yüksek sayılarda bulunmadığını ve "yalnızca iyonlaştırıcı arka plana düşük parlaklıktaki AGN'lerin hakim olması durumunda kuasar parlaklık işlevi yeterli iyonlaştırıcı fotonlar sağlayabileceğini" söyleyerek buldu.

Nüfus III yıldızları

Big Bang'den 400 Myr sonraki ilk yıldızların simüle edilmiş görüntüsü .

Popülasyon III yıldızları , hidrojen veya helyumdan daha büyük hiçbir elemente sahip olmayan en eski yıldızlardı . Big Bang nükleosentezi sırasında hidrojen ve helyum dışında oluşan tek element eser miktarda lityumdu . Yine de kuasar spektrumları, erken bir çağda galaksiler arası ortamda ağır elementlerin varlığını ortaya çıkardı . Süpernova patlamaları, süpernova oluşturacak kadar sıcak, büyük, Popülasyon III yıldızları gibi ağır elementler üretir, yeniden iyonlaşma için olası bir mekanizmadır. Doğrudan gözlemlenmemiş olsalar da, sayısal simülasyon kullanan modellere ve güncel gözlemlere göre tutarlıdırlar. Bir kütleçekimsel mercekli gökada da Nüfus III yıldızlı dolaylı kanıtlar sunmaktadır. Popülasyon III yıldızlarının doğrudan gözlemleri olmasa bile, bunlar zorlayıcı bir kaynaktır. Daha fazla iyonlaştırıcı foton yaydıkları ve makul başlangıç ​​kütle fonksiyonlarına sahip bazı yeniden iyonlaşma modellerinde hidrojeni kendi başlarına yeniden iyonize edebildikleri için, Popülasyon II yıldızlarından daha verimli ve etkili iyonlaştırıcılardır . Sonuç olarak, Popülasyon III yıldızları şu anda evrenin yeniden iyonlaşmasını başlatmak için en olası enerji kaynağı olarak kabul edilir, ancak diğer kaynaklar muhtemelen devralmış ve yeniden iyonlaşmayı tamamlamaya yönlendirmiştir.

Haziran 2015'te gökbilimciler , Cosmos Redshift 7 galaksisindeki Popülasyon III yıldızları için z = 6.60'ta kanıt bildirdiler . Bu tür yıldızların çok erken evrende (yani yüksek kırmızıya kaymada) var olmaları muhtemeldir ve bildiğimiz şekliyle daha sonraki gezegenlerin ve yaşamın oluşumu için gerekli olan hidrojenden daha ağır kimyasal elementlerin üretimine başlamış olabilirler .

Ayrıca bakınız

Notlar ve referanslar

Dış bağlantılar