Реионизация - Reionization

Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
Составные части· Структура
Составные части
Структура
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

В области Большой взрыв теория и космология, реионизация это процесс, который вызвал проблему в вселенная реионизировать после истечения срока "Темные времена ".

Реионизация - вторая из двух основных фазовые переходы из газ в вселенная.[нужна цитата ] Хотя большинство барионная материя во Вселенной находится в форме водорода и гелия, реионизация обычно относится строго к реионизации водород, элемент.

Считается, что изначальный гелий также пережили ту же фазу реионизационных изменений, но в разные моменты истории Вселенной. Обычно это называют реионизация гелия.

Фон

Схематическая временная шкала Вселенной, изображающая место реионизации в космической истории.



Первое фазовое изменение водорода во Вселенной было рекомбинация, которое произошло на красное смещение z = 1089 (379000 лет после Большого взрыва) из-за охлаждения Вселенной до точки, в которой скорость рекомбинации электроны и протоны для образования нейтрального водорода была выше, чем реионизация ставка.[нужна цитата ] До рекомбинации Вселенная была непрозрачной из-за рассеяние фотонов (всех длин волн) от свободных электронов (и, в значительно меньшей степени, свободных протонов), но он становился все более прозрачным по мере того, как все больше электронов и протонов объединялись, образуя нейтральные атомы водорода. В то время как электроны нейтрального водорода могут поглощать фотоны некоторых длин волн, поднимаясь до возбужденное состояние Вселенная, полная нейтрального водорода, будет относительно непрозрачной только на этих поглощенных длинах волн, но прозрачной 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 объекты начали конденсироваться в начале вселенная которые были достаточно энергичными, чтобы повторно ионизировать нейтральный водород. Как эти объекты сформировались и излученный энергии, Вселенная превратилась из нейтральной в ионизированную плазма. Это произошло между 150 миллионами и одним миллиардом лет после Большого взрыва (при красном смещении 6 <z < 20).[нужна цитата ] В то время, однако, материя была распространена в результате расширения Вселенной, и рассеивающие взаимодействия фотонов и электронов были гораздо реже, чем до электрон-протонной рекомбинации. Таким образом, Вселенная была заполнена ионизированным водородом низкой плотности и оставалась прозрачной, как и сегодня.

Методы обнаружения

Оглядываясь назад на историю Вселенной, возникает ряд проблем с наблюдениями. Однако есть несколько методов наблюдения для изучения реионизации.

Квазары и желоб Ганна-Петерсона

Один из способов изучения реионизации использует спектры далеких квазары. Квазары выделяют невероятное 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 обладают относительно однородными спектральными характеристиками, независимо от их положения в небе или расстояния от объекта. земной шар. Таким образом, можно сделать вывод, что любые существенные различия между спектрами квазаров будут вызваны взаимодействием их излучения с атомы по прямой видимости. За длины волн света при энергиях одного из Лайман переходы водорода, сечение рассеяния большой, что означает, что даже при низких уровнях нейтрального водорода в межгалактическая среда (IGM), поглощение на этих длинах волн весьма вероятно.

Для близлежащих объектов во Вселенной спектральные линии поглощения очень резкие, так как 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 заставляет свет претерпевать заметное красное смещение. 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, разбросанную область нейтрального водорода, будет показывать Желоб Ганна-Петерсона.[1]

Красное смещение для конкретного квазара предоставляет временную (временную) информацию о реионизации. Поскольку красное смещение объекта соответствует времени, в которое 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 Лиман-альфа лес ), в то время как квазары, излучающие свет до реионизации, будут иметь впадину Ганна-Петерсона. В 2001 г. было обнаружено четыре квазара ( Sloan Digital Sky Survey ) с красными смещениями от z = 5,82 до z = 6,28. Пока квазары выше z = 6 показал впадину Ганна-Петерсона, что указывает на то, что IGM все еще был, по крайней мере, частично нейтральным, а приведенные ниже - нет, что означает, что водород был ионизирован. Поскольку ожидается, что реионизация произойдет в относительно короткие сроки, результаты показывают, что Вселенная приближалась к концу реионизации на z = 6.[2] Это, в свою очередь, предполагает, что Вселенная должна была быть почти полностью нейтральной в z > 10.

Анизотропия и поляризация реликтового излучения

Анизотропия космический микроволновый фон в различных угловых масштабах можно также использовать для изучения реионизации. Фотоны рассеиваются 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 существенно понизить электронную плотность, свет, составляющий реликтовый фон, будет испытывать наблюдаемое томсоновское рассеяние. Это рассеяние оставит свой след на реликтовом излучении. анизотропия карта, вводящая вторичные анизотропии (анизотропии, введенные после рекомбинации).[3] Общий эффект заключается в стирании анизотропии, возникающей в меньших масштабах. Пока анизотропия на малых масштабах стирается, поляризация анизотропия фактически вводится из-за реионизации.[4] 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.

В СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson позволил провести такое сравнение. Первоначальные наблюдения, опубликованные в 2003 г., предполагали, что реионизация происходила с 11 <z < 30.[5] Этот диапазон красных смещений явно расходился с результатами изучения спектров квазаров. Однако трехлетние данные WMAP дали другой результат: реионизация началась в z = 11 и Вселенная ионизируется z = 7.[6] Это намного лучше согласуется с данными о квазарах.

Результаты 2018 от Планк миссии, дают мгновенное красное смещение реионизации z = 7,68 ± 0,79.[7]

Обычно здесь указывается параметр τ, «оптическая глубина до реионизации» или, альтернативно, zповторно, красное смещение реионизации, если предположить, что это было мгновенным событием. Хотя это вряд ли будет физическим, поскольку реионизация, скорее всего, не была мгновенной, zповторно дает оценку среднего красного смещения реионизации.

Линия 21 см

Даже с учетом того, что данные о квазарах примерно согласуются с данными об анизотропии реликтового излучения, все еще остается ряд вопросов, особенно в отношении источников энергии реионизации, а также влияния и роли формирование структуры во время реионизации. В Линия 21 см в водороде потенциально является 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 запрещенный, то есть встречается крайне редко. Переход тоже очень температура зависимым, что означает, что поскольку объекты формируются в «темные века» и излучают Лайман-альфа фотоны которые поглощаются и повторно испускаются окружающим нейтральным водородом, он будет производить линейный сигнал длиной 21 см в этом водороде через Связь Wouthuysen-Field.[8][9] Изучая эмиссию в линии 21 см, можно будет больше узнать о сформировавшихся ранних структурах. Наблюдения Эксперимент по обнаружению глобальной эпохи реионизационной сигнатуры (EDGES) указывает на сигнал из этой эпохи, хотя для его подтверждения потребуются дополнительные наблюдения.[10] Некоторые другие проекты надеются добиться прогресса в этой области в ближайшем будущем, например, Прецизионный массив для исследования эпохи реионизации (БУМАГА), Низкочастотный массив (ЛОФАР), Мурчисон Уайдфилд Массив (MWA), Гигантский радиотелескоп Метревэйва (GMRT), Радиопроводник Темных веков (DARE) миссия, а Эксперимент с большой апертурой для определения темных веков (ЛЕДА).

Источники энергии

Астрономы надеются использовать наблюдения, чтобы ответить на вопрос, как Вселенная была реионизирована.[11]

Несмотря на то, что были получены наблюдения, в течение которых могла произойти эпоха реионизации, все еще не ясно, какие объекты обеспечивали фотоны, реионизирующие IGM. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия более 13,6 эВ требуется, что соответствует фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче. Это в ультрафиолетовый часть электромагнитный спектр, 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 можно резюмировать как его «скорость излучения ионизирующих водород фотонов на единицу космологического объема».[12] С этими ограничениями ожидается, что квазары и первое поколение звезды и галактики были основными источниками энергии.[13]

Карликовые галактики

Карликовые галактики в настоящее время являются основным источником ионизирующих фотонов в эпоху реионизации.[14] Для большинства сценариев это потребует логарифмического наклона УФ-галактики. функция светимости, часто обозначаемый как α, будет круче, чем сегодня, приближаясь к α = -2.[14]

В 2014 году два отдельных источника определили два Галактики зеленого горошка (Терапевты) вероятно Лайман Континуум (LyC) -выпускающие кандидаты.[15][16] Это говорит о том, что эти два GP являются аналогами с низким красным смещением излучателей Lyman-alpha и LyC с высоким красным смещением, из которых известны только два других: Аро 11 и Тололо-1247-232.[15][16][17] Обнаружение локальных излучателей LyC имеет решающее значение для теорий о ранней Вселенной и эпохе реионизации.[15][16] У этих двух терапевтов есть SDSS Справочные номера 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%).[18][19] Цитируя Дж. Мудрый из интервью с Небо и телескоп: "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 в масса) взять на себя работу по реионизации Вселенной ".[18]

Квазары

Квазары, класс активные галактические ядра (AGN), считались хорошим источником кандидатов, потому что они очень эффективны при преобразовании масса к энергия, и излучают много света выше порога 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, глядя на более легко наблюдаемые квазары в соседней Вселенной и предполагая, что функция светимости (количество квазаров как функция яркость ) во время реионизации будет примерно таким же, как сегодня, можно сделать оценки численности квазаров в более ранние времена. Такие исследования показали, что квазаров не существует в достаточно большом количестве, чтобы реионизировать только IGM,[12][20] говоря, что «только если на ионизирующем фоне преобладают AGN с низкой светимостью, функция светимости квазара может обеспечить достаточное количество ионизирующих фотонов».[21]

Population III звезды

Смоделированное изображение первых звезд через 400 млн лет после Большой взрыв.

Population III звезды были самыми ранними звездами, в которых не было элементов более массивных, чем водород или гелий. В течение Нуклеосинтез Большого взрыва, единственными элементами, которые образовались помимо водорода и гелия, были следовые количества литий. Однако спектры квазаров показали наличие тяжелых элементов в межгалактическая среда в раннюю эпоху. Сверхновая звезда взрывы производят такие тяжелые элементы, такие горячие, большие звезды населения III, которые образуют сверхновые, являются возможным механизмом реионизации. Хотя они не наблюдались напрямую, они согласуются в соответствии с моделями с использованием численного моделирования.[22] и текущие наблюдения.[23] А гравитационно линзированный Галактика также является косвенным свидетельством звезд населения III.[24] Даже без прямых наблюдений за звездами населения III они являются убедительным источником. Они являются более эффективными ионизаторами, чем звезды населения II, так как излучают больше ионизирующих фотонов,[25] и способны самостоятельно реионизировать водород в некоторых моделях реионизации с разумными начальные массовые функции.[26] Как следствие, звезды населения III в настоящее время считаются наиболее вероятным источником энергии, инициирующим реионизацию Вселенной.[27] хотя другие источники, вероятно, взяли на себя управление и довели реионизацию до завершения.

В июне 2015 года астрономы сообщили о доказательствах Population III звезды в Космос Красное Смещение 7 галактика в z = 6.60. Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т. Е. С большим красным смещением) и, возможно, начали образование химические элементы Тяжелее чем водород которые необходимы для последующего формирования планеты и жизнь как мы это знаем.[28][29]

Смотрите также

Примечания и ссылки

  1. ^ Дж. Э. Ганн и Б.А. Петерсон (1965). «О плотности нейтрального водорода в межгалактическом пространстве». Астрофизический журнал. 142: 1633–1641. Bibcode:1965ApJ ... 142.1633G. Дои:10.1086/148444.
  2. ^ Р. Х. Беккер; и другие. (2001). «Доказательства реионизации на z ~ 6: обнаружение впадины Ганна-Петерсона в квазаре с z = 6,28». Астрономический журнал. 122 (6): 2850–2857. arXiv:astro-ph / 0108097. Bibcode:2001AJ .... 122.2850B. Дои:10.1086/324231. S2CID  14117521.
  3. ^ Манодж Каплингхат; и другие. (2003). «Исследование истории реионизации Вселенной с использованием поляризации космического микроволнового фона». Астрофизический журнал. 583 (1): 24–32. arXiv:Astro-ph / 0207591. Bibcode:2003ApJ ... 583 ... 24K. Дои:10.1086/344927. S2CID  11253251.
  4. ^ О. Доре; и другие. (2007). «Сигнатура пятнистой реионизации в поляризационной анизотропии реликтового излучения». Физический обзор D. 76 (4): 043002. arXiv:Astro-ph / 0701784v1. Bibcode:2007ПхРвД..76д3002Д. Дои:10.1103 / PhysRevD.76.043002. S2CID  119360903.
  5. ^ А. Когут; и другие. (2003). «Первый год наблюдений зонда Уилкинсона для микроволновой анизотропии (WMAP): корреляция температуры и поляризации». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 148 (1): 161–173. arXiv:Astro-ph / 0302213. Bibcode:2003ApJS..148..161K. Дои:10.1086/377219.
  6. ^ Д.Н. Спергель; и другие. (2007). "Трехлетние наблюдения с помощью зонда Уилкинсона микроволновой анизотропии (WMAP): значение для космологии". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 170 (2): 377–408. arXiv:Astro-ph / 0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. Дои:10.1086/513700. S2CID  1386346.
  7. ^ Planck Collaboration (2020). «Итоги Planck 2018. VI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика. 641: A6. arXiv:1807.06209. Bibcode:2020A & A ... 641A ... 6P. Дои:10.1051/0004-6361/201833910. S2CID  119335614.
  8. ^ Реннан Баркана и Авраам Леб (2005). «Обнаружение самых ранних галактик с помощью двух новых источников колебаний в 21 сантиметр». Астрофизический журнал. 626 (1): 1–11. arXiv:Astro-ph / 0410129. Bibcode:2005ApJ ... 626 .... 1B. Дои:10.1086/429954. S2CID  7343629.
  9. ^ М.А.Альварес; Уэ-Ли Пен; Цзы-Чинг Чанг (2010). «Повышенная обнаруживаемость предреионизационной структуры 21 см». Письма в астрофизический журнал. 723 (1): L17 – L21. arXiv:1007.0001v1. Bibcode:2010ApJ ... 723L..17A. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 723/1 / L17. S2CID  118436837.
  10. ^ «Астрономы обнаруживают свет от первых звезд Вселенной». 28 февраля 2018 г.. Получено 1 марта 2018.
  11. ^ "Хаббл снова открывает глаза". www.spacetelescope.org. Получено 17 декабря 2018.
  12. ^ а б Пьеро Мадау; и другие. (1999). «Передача излучения в комковатой Вселенной. III. Природа космологического ионизирующего источника». Астрофизический журнал. 514 (2): 648–659. arXiv:Astro-ph / 9809058. Bibcode:1999ApJ ... 514..648M. Дои:10.1086/306975. S2CID  17932350.
  13. ^ Леб и Баркана (2001). «В начале: первые источники света и реионизация Вселенной». Отчеты по физике. 349 (2): 125–238. arXiv:Astro-ph / 0010468. Bibcode:2001ФР ... 349..125Б. Дои:10.1016 / S0370-1573 (01) 00019-9. S2CID  119094218.
  14. ^ а б Р. Дж. Боувенс; и другие. (2012). «Галактики с более низкой светимостью могут реионизировать Вселенную: очень крутые слабые склоны к функциям УФ-светимости на z> = 5-8 по данным наблюдений HUDF09 WFC3 / IR». Письма в астрофизический журнал. 752 (1): L5. arXiv:1105.2038v4. Bibcode:2012ApJ ... 752L ... 5B. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 752/1 / L5. S2CID  118856513.
  15. ^ а б c А. Э. Яскот, М. С. Оэй (2014). «Связывание Ly-альфа и низкоионизационных переходов на низкой оптической глубине». Письма в астрофизический журнал. 791 (2): L19. arXiv:1406.4413v2. Bibcode:2014ApJ ... 791L..19J. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 791/2 / L19. S2CID  119294145.
  16. ^ а б c А. Верхамме; И. Орлитова; Д. Шерер; М. Хейс (2014). «Об использовании Lyman-alpha для обнаружения галактик, протекающих через континуум Lyman». arXiv:1404.2958v1 [astro-ph.GA ].
  17. ^ К. Накадзима и М. Оучи (2014). «Состояние ионизации межзвездной среды в галактиках: эволюция, зависимость SFR-M * -Z и уход ионизирующих фотонов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 442 (1): 900–916. arXiv:1309.0207v2. Bibcode:2014МНРАС.442..900Н. Дои:10.1093 / mnras / stu902. S2CID  118617426.
  18. ^ а б Шеннон Холл (июль 2014 г.). "Карликовые галактики нанесли мощный удар". Небо и телескоп. Получено 30 января 2015.
  19. ^ J.H. Мудрый; и другие. (2014). «Рождение галактики - III. Стимулирующая реионизация с самыми слабыми галактиками». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 442 (3): 2560–2579. arXiv:1403.6123v2. Bibcode:2014МНРАС.442.2560W. Дои:10.1093 / mnras / stu979. S2CID  92979534.
  20. ^ Поль Шапиро и Марк Жиру (1987). «Космологические области H II и фотоионизация межгалактической среды». Астрофизический журнал. 321: 107–112. Bibcode:1987ApJ ... 321L.107S. Дои:10.1086/185015.
  21. ^ Сяоху Фань; и другие. (2001). «Обзор квазаров z> 5,8 в обзоре неба Sloan Digital. I. Открытие трех новых квазаров и пространственная плотность светящихся квазаров на z ~ 6». Астрономический журнал. 122 (6): 2833–2849. arXiv:astro-ph / 0108063. Bibcode:2001AJ .... 122.2833F. Дои:10.1086/324111. S2CID  119339804.
  22. ^ Николай Гнедин и Иеремия Острикер (1997). «Реионизация Вселенной и раннее производство металлов». Астрофизический журнал. 486 (2): 581–598. arXiv:Astro-ph / 9612127. Bibcode:1997ApJ ... 486..581G. Дои:10.1086/304548. S2CID  5758398.
  23. ^ Лимин Лу; и другие. (1998). «Содержание металла в облаках Лайман-альфа с очень низкой плотностью столбцов: последствия для происхождения тяжелых элементов в межгалактической среде». arXiv:Astro-ph / 9802189.
  24. ^ Р. А. Э. Фосбери; и другие. (2003). «Массивное звездообразование в гравитационно линзированной галактике H II на z = 3,357». Астрофизический журнал. 596 (1): 797–809. arXiv:Astro-ph / 0307162. Bibcode:2003ApJ ... 596..797F. Дои:10.1086/378228. S2CID  17808828.
  25. ^ Джейсон Тумлинсон; и другие. (2002). «Космологическая реионизация первыми звездами: развивающиеся спектры населения III». Материалы конференции ASP. 267: 433–434. Bibcode:2002ASPC..267..433T.
  26. ^ Апарна Венкатесан; и другие. (2003). "Эволюционирующие спектры звезд населения III: последствия для космологической реионизации". Астрофизический журнал. 584 (2): 621–632. arXiv:Astro-ph / 0206390. Bibcode:2003ApJ ... 584..621V. Дои:10.1086/345738. S2CID  17737785.
  27. ^ Марсело Альварес; и другие. (2006). «Область H II первой звезды». Астрофизический журнал. 639 (2): 621–632. arXiv:astro-ph / 0507684. Bibcode:2006ApJ ... 639..621A. Дои:10.1086/499578. S2CID  12753436.
  28. ^ Собрал, Дэвид; Мэтти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шерер, Даниэль; Мобашер, Бахрам; Röttgering, Huub J. A .; Сантос, Сержио; Хеммати, Шубане (4 июня 2015 г.). «Доказательства наличия POPIII-подобных звездных популяций в наиболее ярких излучателях LYMAN-α в эпоху реионизации: спектроскопическое подтверждение». Астрофизический журнал. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ ... 808..139S. Дои:10.1088 / 0004-637x / 808/2/139. S2CID  18471887.
  29. ^ Прощай, Деннис (17 июня 2015 г.). "Астрономы сообщают об обнаружении самых ранних звезд, которые обогатили Космос". Нью-Йорк Таймс. Получено 17 июн 2015.

внешняя ссылка