fbpx
维基百科

再電離

四月 09, 2024

再電離（英語：Reionization）是在大霹靂宇宙學的黑暗時期之後，宇宙中物質再電離的過程，並且是宇宙中氣體的兩次主要相變中的第二次。當主要的重子物質成為氫的形式，再電離通常指的是氫氣體的電離。宇宙原生的氦也經歷過相同的相變，但在宇宙歷史上是不同的點，並且通常會稱為氦再電離。

背景 编辑

 
描繪出的宇宙時間線，刻畫出再電離在宇宙歷史上的位置。

在宇宙中氫的第一次相變是復合，發生在紅移z = 1100（大霹靂之後的400,000年），由於在這個點上宇宙的冷卻使得電子和質子結合形成中性氫原子的比率高過氫被電離的比率。因為光子的散射，在再結合之前的宇宙是不透明的，但在更多的電子被捕獲形成氫之後，宇宙變得越來越透明。同時，中性氫（或其它的原子或分子）的電子能夠吸收某些波長的光子成為激發態，充滿中性氫原子的宇宙相對來說對這些波長是不透明的，而對其他大部分的頻譜是透明的。黑暗時期就從這個點開始，因為除了逐漸變暗的微波背景輻射，沒有其他的光源。

第二次的相變發生在早期宇宙充滿足以使中性氫游離的能量，開始形成天體的時期。當這些天體形成和輻射能量，在大霹靂之後的1億5千萬年至10億年（在紅移6 < z < 20），宇宙將從中性再回復成電離的電漿。但是，現在因為宇宙的膨脹已經將物質稀釋，並且散射的交互作用不再像再結合之前的頻繁。因此，一如今天的狀況，充滿低密度游離化氫的宇宙仍然是透明的。

檢測的方法 编辑

回顧到目前為止的宇宙，帶來了一些觀測上的挑戰。但是，有幾個觀測方法用來研究再游離。

類星體和冈恩-彼得森槽（Gunn-Peterson trough） 编辑

一項關於再游離的重要研究是使用遙遠類星體的光譜。類星體釋放出極大量的能量，意即是它們是宇宙中最明亮的天體種類之一。有些類星體甚至可以在再電離的早期就被探測。類星體也正好有相對一致的光譜特徵，而無須顧慮它在天空中的位置和與地球的距離。因此可以推斷出類星體光譜上出現的任何差異，都是與在視線方向上的原子交互作用引起的。若光波長屬於氫萊曼譜線其中之一，則其具有很大的散射截面，這意味着既使只有少量的中性氫在星系際介質（IGM）內，在這些波長上的吸收依然會很明顯。

在鄰近的宇宙中，光譜的吸收線是很銳利的，因為即使光子的能量只能造成一個原子的躍遷，躍遷也會發生。但是，類星體和用來偵測的望遠鏡之間距離是很大的，宇宙膨脹將導致接收到的光明顯的紅化。這意味著當類星體的光在旅途中通過了星系際介質（IGM）時，本來比萊曼α的波長還要短的光發生紅移後，正好落入了萊曼譜線的範圍，因此從類星體所在紅移處的萊曼α線對應波長開始，往其短波長方向會出現連續的吸收。這意味著明顯的譜線被連續譜取代，類星體的光線在經過散布著中性氫的廣闊空間後，將會呈現出耿恩-彼得森槽[1]。

這些紅移的出現讓我們可以擷取到關於再電離時期的片段資訊。因為天體的紅移對應著我們看見的光線輻射出來的時間，它或許可以確立再電離時期結束的時間點。紅移在特定數值之下的類星體不會呈現耿恩-彼得森槽（雖然它們可能會呈現萊曼α森林），當早於再電離的類星體會顯現耿恩-彼得森槽。在2001年，史隆數位巡天發現了紅移在z = 5.82到z = 6.28之間的4個類星體，其中z = 6的呈現出耿恩-彼得森槽，低於這個值的則沒有，這顯示z = 6的IGM至少有部分是中性的氫。推測再電離發生在相對來說較短的時間尺度內，此一結果顯示宇宙在接近z = 6的時間上結束了再電離[2]。這事實上顯示宇宙在z > 10的時刻，幾乎已經全部中性化了。

宇宙微波背景輻射的非各向同性和極化 编辑

宇宙微波背景在不同角度上的不同性質也可以用來研究再電離。當光子在與自由電子散射時，有一個稱為湯姆森散射的過程。然而，當宇宙膨脹時，自由電子的密度將會降低，同時散射發生的頻率也會降低。在再電離與之後的時期，但在字宙顯著膨脹及電子密度過低之前，來自宇宙微波背景的光將發生可觀測的湯姆森散射。這些散射會在宇宙微波背景的各向異性圖留下痕跡，導入第二次的各向異性（在再結合之後的發生的各向異性）[3]。整體的效應將刪除發生在小尺度上的各向異性。雖然小尺度上的各向異性會被消除，但再電離卻會導致偏振的各向異性[4]。仔細研究宇宙微波背景的各向異性，和看起來沒有發生再電離地區比較，可以確定再電離時期的電子柱密度。據此，可以計算再電離發生時的宇宙年齡。

威爾金森微波各向異性探測器可以作出這種比較。最初的觀測在2003年釋出，認為再電離發生在11 <z < 30的位置[5]，但這些紅移的範圍，很明顯與對類星體光譜觀測的研究結果不一致。但是，WMAP三年觀測的資料給出了不一樣的結果，再電離開始於z = 11和宇宙電離發生於z = 7[6]，這與類星體的資料吻合的較好。

21公分線 编辑

即使類星體的資料和宇宙微波背景輻射的各向異性資料大致上符合，但還是有一些問題，特別是關於再電離的能量來源，還有在再電離時在宇宙結構形成中扮演的角色及產生的效應。氫的21公分線可能是研究這一時期，以及再電離之前“黑暗時期”的重要工具。21公分線是中性氫，在電子質子自旋平行和自旋反平行之間轉換時發生的，而這種轉換是被禁止的，意思是很難發生，這種轉換也需要高溫，意思是形成於「黑暗時期」和輻射出的光子加熱了周圍的中性氫原子，導致周圍地區輻射出更多的21公分線[7][8]。靠著研究21公分線輻射，將可以了解更多有關早期結構的形成。雖然目前還沒有結果，但有幾個專案正在進行，像是21公分線陣列（PaST）、低頻陣列（LOFAR）、默奇森廣角陣列（英语：Murchison Widefield Array）（MWA）和巨米波電波望遠鏡（GMRT），可望在不久的將來能在這一領域中有所進展。

能量來源 编辑

雖然觀測獲得的資料縮小了再電離時代的範圍，但是依然不能確定是何種天體提供了光子使IGM再電離。使中性氫電離，只需要13.6電子伏特的能量，這相當於波長為91.2奈米或更短的光子，對應到電磁頻譜中的紫外線。這意味著所有可在紫外線或更高頻率的波段輸出可觀能量的天體，都可能是主要的來源。來源的數量及壽命也必須納入考量，因為若不持續提供能量，質子和電子就會再結合。最後，來源的關鍵參數可被總結成「單位宇宙體積氫電離光子的發射率」[9]。由於這些限制，預期類星體、第一代的恆星及星系是這些能量的主要來源[10]。

矮星系 编辑

矮星系目前被認目是再電離時代中電離光子的主要來源。[11]在大多情況下，這需要星系紫外線光度函數的對數斜率α=-2，比現今的值還斜。[11]

在2014年，兩個來源分別指出豌豆星系(GPs)有可能是萊曼連續光子(LyC)的放射來源。[12][13]這暗示了相較於高紅位移的萊曼阿爾法及LyC放射體，這兩個GPs是低紅位移的。除此之外目前只有兩個已知的星系，Haro 11及Tololo-1247-232。[12][13][14]尋找局部的LyC放射體對於早期宇宙及再電離時代相當關鍵。[12][13]這兩個GPs的SDSS編號分別為1237661070336852109 (GP_J1219)及1237664668421849521。

新研究顯示矮星系在再電離中貢獻了30%的紫外光。貢獻如此之大的原因，相較於一般星系的5%比例，電離光子可以以50％的比例逃離矮星系。[15][16] J.H. Wise在與天空與望遠鏡雜誌的訪問中談到：「在早期最小的星系佔了絕大多數，他們基本上因自己的超新星及加溫環境而燃燒殆盡。之後較大的星系（但質量仍比銀河系小一百倍）開始為宇宙的再電離負責。」[15]

類星體 编辑

類星體是一種活躍星系核，可進行高效率的質能轉換，並輻射出大量能量在電離氫門檻之上的光，因而被認為是好的可能來源。但在再電離之前有多少類星體存在猶未可知。當再電離進行之際，只有最明亮的類星體能被檢測出來，這意味著沒有當時較暗的類星體的直接資料。但藉由觀察附近宇宙中較易測量的類星體，和假設再電離時期的光度函數（以類星體數量為變數的光度函數）與現今大致相同，就可推估早期的類星體數量。這樣的研究發現類星體的數量並不足以獨力造成IGM的再電離[9][17]，也就是說，「只有當再電離背景為主的低亮度活躍星系核（AGN）也是類星體，才能提供足夠電離的光子」[18]。

第三星族星 编辑

 
在大霹靂4億年後第一顆恆星的模擬影像。

第三星族星是由沒有比氦更重的元素構成的恆星。當太初核合成時，除了微量可追蹤的鋰之外，氦是由氫合成的唯一元素。但是，類星體的光譜顯示早期的IGM已經有重元素的存在。超新星的爆炸可以產生這些重元素，因此高熱、巨大，可以形成超新星的第三星族星可能成為再電離的機制。雖然未曾被直接觀測，但第三星族星與一些模型的數值模擬[19]和目前的觀測相符[20]。重力透鏡星系也提供了第三星族星的間接證據[21]。即使沒有直接觀測到第三星族星，它仍是令人信服的來源。它們能比第二星族星輻射更多的電離光子 [22]；並且在一些採用合理初始質量函數的再電離模型中，可自行使氫再電離[23]。結果是，第三星族星目前被認為最有可能是啟動宇宙再電離的能量來源[24]，但之後有可能是由其它能量來源來接管以至完成。

在2015年六月，天文學家報告了在宇宙紅移7號星系中紅位移為6.60的第三星族星。這類星體有可能存在於非常早期（也就是紅位移很大）的宇宙之中，而且有可能開始產生比氫重的化學元素，可用來產生我們熟知的行星及生命。[25][26]

相關條目 编辑

註解和參考資料 编辑

  1. ^ J.E. Gunn and B.A. Peterson. . The Astrophysical Journal. 1965, 142: 1633–1641 [2010-08-20]. doi:10.1086/148444. （原始内容存档于2019-06-20）. 
  2. ^ R.H. Becker; et al. Evidence For Reionization at z ~ 6: Detection of a Gunn-Peterson Trough In A z=6.28 Quasar. Astronomical Journal. 2001, 122: 2850–2857 [2010-08-20]. doi:10.1086/324231. （原始内容于2020-08-06）. 
  3. ^ Manoj Kaplinghat; et al. Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization. The Astrophysical Journal. 2003, 583: 24–32 [2010-08-21]. doi:10.1086/344927. （原始内容于2018-12-14）. 
  4. ^ Olivier Dore; et al. The Signature of Patchy Reionization in the Polarization Anisotropy of the CMB. 2007. arXiv:astro-ph/0701784. 
  5. ^ A. Kogut; et al. . The Astrophysical Journal Supplement Series. 2003, 148: 161–173 [2010-08-21]. doi:10.1086/377219. （原始内容存档于2019-09-26）. 
  6. ^ D.N. Spergel; et al. Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2006, 170: 377–408 [2010-08-21]. doi:10.1086/513700. （原始内容于2019-01-21）. 
  7. ^ Rennan Barkana and Abraham Loeb. Detecting the Earliest Galaxies through Two New Sources of 21 Centimeter Fluctuations. The Astrophysical Journal. 2005, 626: 1–11. doi:10.1086/429954. 
  8. ^ Marcelo Alvarez; et al. Enhanced Detectability of Pre-reionization 21-cm Structure. 2010 [2010-08-23]. arXiv:1007.0001. （原始内容于2019-07-30）. 
  9. ^ 9.0 9.1 Piero Madau; et al. Radiative Transfer in a Clumpy Universe. III. The Nature of Cosmological Ionizing Source. The Astrophysical Journal. 1999, 514: 648–659 [2010-08-24]. doi:10.1086/306975. （原始内容于2020-01-25）. 
  10. ^ Loeb and Barkana. In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe. Physics Reports. 2000, 349: 125–238 [2010-08-24]. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9. （原始内容于2018-12-14）. 
  11. ^ 11.0 11.1 R.J.Bouwens; et al. Lower-luminosity Galaxies Could Reionize the Universe: Very Steep Faint-end Slopes to the UV Luminosity Functions at z >= 5-8 from the HUDF09 WFC3/IR Observations. The Astrophysical Journal Letters. 2012, 752 (1): L5. Bibcode:2012ApJ...752L...5B. arXiv:1105.2038v4  . doi:10.1088/2041-8205/752/1/L5. 
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 A. E. Jaskot & M. S. Oey. Linking Ly-alpha and Low-Ionization Transitions at Low Optical Depth. The Astrophysical Journal Letters. 2014, 791 (2): L19. Bibcode:2014ApJ...791L..19J. arXiv:1406.4413v2  . doi:10.1088/2041-8205/791/2/L19. 
  13. ^ 13.0 13.1 13.2 A. Verhamme; I. Orlitova; D. Schaerer; M. Hayes. On the use of Lyman-alpha to detect Lyman continuum leaking galaxies. 2014. arXiv:1404.2958v1   [astro-ph.GA]. 
  14. ^ K. Nakajima & M. Ouchi. Ionization state of inter-stellar medium in galaxies: evolution, SFR-M*-Z dependence, and ionizing photon escape. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014, 442 (1): 900–916. Bibcode:2014MNRAS.442..900N. arXiv:1309.0207v2  . doi:10.1093/mnras/stu902. 
  15. ^ 15.0 15.1 Shannon Hall. Dwarf Galaxies Packed a Mighty Punch. Sky and Telescope. July 2014 [January 2015]. （原始内容于2019-06-29）. 
  16. ^ J.H. Wise; et al. The birth of a galaxy - III. Propelling reionization with the faintest galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014, 442 (3): 2560–2579. Bibcode:2014MNRAS.442.2560W. arXiv:1403.6123v2  . doi:10.1093/mnras/stu979. 
  17. ^ Paul Shapiro & Mark Giroux. Cosmological H II regions and the photoionization of the intergalactic medium. The Astrophysical Journal. 1987, 321: 107–112 [2010-08-24]. doi:10.1086/185015. （原始内容于2017-11-06）. 
  18. ^ Xiaohu Fan; et al. A Survey of z>5.8 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey. I. Discovery of Three New Quasars and the Spatial Density of Luminous Quasars at z~6. The Astronomical Journal. 2001, 122: 2833–2849 [2010-08-24]. doi:10.1086/324111. （原始内容于2017-11-03）. 
  19. ^ Nickolay Gnedin and Jeremiah Ostriker. Reionization of the Universe and the Early Production of Metals. Astrophysical Journal. 1997, 486: 581–598 [2010-08-25]. doi:10.1086/304548. （原始内容于2019-08-25）. 
  20. ^ Limin Lu; et al. The Metal Contents of Very Low Column Density Lyman-alpha Clouds: Implications for the Origin of Heavy Elements in the Intergalactic Medium. 1998. arXiv:astro-ph/9802189. 
  21. ^ R. A. E. Fosbury; et al. Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357. Astrophysical Journal. 2003, 596 (1): 797–809 [2010-08-25]. doi:10.1086/378228. （原始内容于2016-06-02）. 
  22. ^ Jason Tumlinson; et al. Cosmological Reionization by the First Stars: Evolving Spectra of Population III. ASP Conference Proceedings. 2002, 267: 433–434 [2010-08-25]. （原始内容于2019-03-27）. 
  23. ^ Aparna Venkatesan; et al. Evolving Spectra of Population III Stars: Consequences for Cosmological Reionization. Astrophysical Journal. 2003, 584: 621–632 [2010-08-25]. doi:10.1086/345738. （原始内容于2018-12-14）. 
  24. ^ Marcelo Alvarez; et al. The H II Region of the First Star. Astrophysical Journal. 2006, 639: 621–632 [2010-08-25]. doi:10.1086/499578. （原始内容于2019-08-24）. 
  25. ^ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh. Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation. The Astrophysical Journal. 4 June 2015, 808: 139. Bibcode:2015ApJ...808..139S. arXiv:1504.01734  . doi:10.1088/0004-637x/808/2/139. 
  26. ^ Overbye, Dennis. Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos. New York Times. 17 June 2015 [17 June 2015]. （原始内容于2019-06-29）. 

外部連結 编辑

四月 09, 2024
再電離, 英語, reionization, 是在大霹靂宇宙學的黑暗時期之後, 宇宙中物質的過程, 並且是宇宙中氣體的兩次主要相變中的第二次, 當主要的重子物質成為氫的形式, 通常指的是氫氣體的電離, 宇宙原生的氦也經歷過相同的相變, 但在宇宙歷史上是不同的點, 並且通常會稱為氦, 目录, 背景, 檢測的方法, 類星體和冈恩, 彼得森槽, gunn, peterson, trough, 宇宙微波背景輻射的非各向同性和極化, 21公分線, 能量來源, 矮星系, 類星體, 第三星族星, 相關條目, 註解和參考資料, 外. 再電離 英語 Reionization 是在大霹靂宇宙學的黑暗時期之後 宇宙中物質再電離的過程 並且是宇宙中氣體的兩次主要相變中的第二次 當主要的重子物質成為氫的形式 再電離通常指的是氫氣體的電離 宇宙原生的氦也經歷過相同的相變 但在宇宙歷史上是不同的點 並且通常會稱為氦再電離 目录 1 背景 2 檢測的方法 2 1 類星體和冈恩 彼得森槽 Gunn Peterson trough 2 2 宇宙微波背景輻射的非各向同性和極化 2 3 21公分線 3 能量來源 3 1 矮星系 3 2 類星體 3 3 第三星族星 4 相關條目 5 註解和參考資料 6 外部連結背景 编辑 nbsp 描繪出的宇宙時間線 刻畫出再電離在宇宙歷史上的位置 在宇宙中氫的第一次相變是復合 發生在紅移z 1100 大霹靂之後的400 000年 由於在這個點上宇宙的冷卻使得電子和質子結合形成中性氫原子的比率高過氫被電離的比率 因為光子的散射 在再結合之前的宇宙是不透明的 但在更多的電子被捕獲形成氫之後 宇宙變得越來越透明 同時 中性氫 或其它的原子或分子 的電子能夠吸收某些波長的光子成為激發態 充滿中性氫原子的宇宙相對來說對這些波長是不透明的 而對其他大部分的頻譜是透明的 黑暗時期就從這個點開始 因為除了逐漸變暗的微波背景輻射 沒有其他的光源 第二次的相變發生在早期宇宙充滿足以使中性氫游離的能量 開始形成天體的時期 當這些天體形成和輻射能量 在大霹靂之後的1億5千萬年至10億年 在紅移6 lt z lt 20 宇宙將從中性再回復成電離的電漿 但是 現在因為宇宙的膨脹已經將物質稀釋 並且散射的交互作用不再像再結合之前的頻繁 因此 一如今天的狀況 充滿低密度游離化氫的宇宙仍然是透明的 檢測的方法 编辑回顧到目前為止的宇宙 帶來了一些觀測上的挑戰 但是 有幾個觀測方法用來研究再游離 類星體和冈恩 彼得森槽 Gunn Peterson trough 编辑 一項關於再游離的重要研究是使用遙遠類星體的光譜 類星體釋放出極大量的能量 意即是它們是宇宙中最明亮的天體種類之一 有些類星體甚至可以在再電離的早期就被探測 類星體也正好有相對一致的光譜特徵 而無須顧慮它在天空中的位置和與地球的距離 因此可以推斷出類星體光譜上出現的任何差異 都是與在視線方向上的原子交互作用引起的 若光波長屬於氫萊曼譜線其中之一 則其具有很大的散射截面 這意味着既使只有少量的中性氫在星系際介質 IGM 內 在這些波長上的吸收依然會很明顯 在鄰近的宇宙中 光譜的吸收線是很銳利的 因為即使光子的能量只能造成一個原子的躍遷 躍遷也會發生 但是 類星體和用來偵測的望遠鏡之間距離是很大的 宇宙膨脹將導致接收到的光明顯的紅化 這意味著當類星體的光在旅途中通過了星系際介質 IGM 時 本來比萊曼a的波長還要短的光發生紅移後 正好落入了萊曼譜線的範圍 因此從類星體所在紅移處的萊曼a線對應波長開始 往其短波長方向會出現連續的吸收 這意味著明顯的譜線被連續譜取代 類星體的光線在經過散布著中性氫的廣闊空間後 將會呈現出耿恩 彼得森槽 1 這些紅移的出現讓我們可以擷取到關於再電離時期的片段資訊 因為天體的紅移對應著我們看見的光線輻射出來的時間 它或許可以確立再電離時期結束的時間點 紅移在特定數值之下的類星體不會呈現耿恩 彼得森槽 雖然它們可能會呈現萊曼a森林 當早於再電離的類星體會顯現耿恩 彼得森槽 在2001年 史隆數位巡天發現了紅移在z 5 82到z 6 28之間的4個類星體 其中z 6的呈現出耿恩 彼得森槽 低於這個值的則沒有 這顯示z 6的IGM至少有部分是中性的氫 推測再電離發生在相對來說較短的時間尺度內 此一結果顯示宇宙在接近z 6的時間上結束了再電離 2 這事實上顯示宇宙在z gt 10的時刻 幾乎已經全部中性化了 宇宙微波背景輻射的非各向同性和極化 编辑 宇宙微波背景在不同角度上的不同性質也可以用來研究再電離 當光子在與自由電子散射時 有一個稱為湯姆森散射的過程 然而 當宇宙膨脹時 自由電子的密度將會降低 同時散射發生的頻率也會降低 在再電離與之後的時期 但在字宙顯著膨脹及電子密度過低之前 來自宇宙微波背景的光將發生可觀測的湯姆森散射 這些散射會在宇宙微波背景的各向異性圖留下痕跡 導入第二次的各向異性 在再結合之後的發生的各向異性 3 整體的效應將刪除發生在小尺度上的各向異性 雖然小尺度上的各向異性會被消除 但再電離卻會導致偏振的各向異性 4 仔細研究宇宙微波背景的各向異性 和看起來沒有發生再電離地區比較 可以確定再電離時期的電子柱密度 據此 可以計算再電離發生時的宇宙年齡 威爾金森微波各向異性探測器可以作出這種比較 最初的觀測在2003年釋出 認為再電離發生在11 lt z lt 30的位置 5 但這些紅移的範圍 很明顯與對類星體光譜觀測的研究結果不一致 但是 WMAP三年觀測的資料給出了不一樣的結果 再電離開始於z 11和宇宙電離發生於z 7 6 這與類星體的資料吻合的較好 21公分線 编辑 即使類星體的資料和宇宙微波背景輻射的各向異性資料大致上符合 但還是有一些問題 特別是關於再電離的能量來源 還有在再電離時在宇宙結構形成中扮演的角色及產生的效應 氫的21公分線可能是研究這一時期 以及再電離之前 黑暗時期 的重要工具 21公分線是中性氫 在電子質子自旋平行和自旋反平行之間轉換時發生的 而這種轉換是被禁止的 意思是很難發生 這種轉換也需要高溫 意思是形成於 黑暗時期 和輻射出的光子加熱了周圍的中性氫原子 導致周圍地區輻射出更多的21公分線 7 8 靠著研究21公分線輻射 將可以了解更多有關早期結構的形成 雖然目前還沒有結果 但有幾個專案正在進行 像是21公分線陣列 PaST 低頻陣列 LOFAR 默奇森廣角陣列 英语 Murchison Widefield Array MWA 和巨米波電波望遠鏡 GMRT 可望在不久的將來能在這一領域中有所進展 能量來源 编辑雖然觀測獲得的資料縮小了再電離時代的範圍 但是依然不能確定是何種天體提供了光子使IGM再電離 使中性氫電離 只需要13 6電子伏特的能量 這相當於波長為91 2奈米或更短的光子 對應到電磁頻譜中的紫外線 這意味著所有可在紫外線或更高頻率的波段輸出可觀能量的天體 都可能是主要的來源 來源的數量及壽命也必須納入考量 因為若不持續提供能量 質子和電子就會再結合 最後 來源的關鍵參數可被總結成 單位宇宙體積氫電離光子的發射率 9 由於這些限制 預期類星體 第一代的恆星及星系是這些能量的主要來源 10 矮星系 编辑 矮星系目前被認目是再電離時代中電離光子的主要來源 11 在大多情況下 這需要星系紫外線光度函數的對數斜率a 2 比現今的值還斜 11 在2014年 兩個來源分別指出豌豆星系 GPs 有可能是萊曼連續光子 LyC 的放射來源 12 13 這暗示了相較於高紅位移的萊曼阿爾法及LyC放射體 這兩個GPs是低紅位移的 除此之外目前只有兩個已知的星系 Haro 11及Tololo 1247 232 12 13 14 尋找局部的LyC放射體對於早期宇宙及再電離時代相當關鍵 12 13 這兩個GPs的SDSS編號分別為1237661070336852109 GP J1219 及1237664668421849521 新研究顯示矮星系在再電離中貢獻了30 的紫外光 貢獻如此之大的原因 相較於一般星系的5 比例 電離光子可以以50 的比例逃離矮星系 15 16 J H Wise在與天空與望遠鏡雜誌的訪問中談到 在早期最小的星系佔了絕大多數 他們基本上因自己的超新星及加溫環境而燃燒殆盡 之後較大的星系 但質量仍比銀河系小一百倍 開始為宇宙的再電離負責 15 類星體 编辑 類星體是一種活躍星系核 可進行高效率的質能轉換 並輻射出大量能量在電離氫門檻之上的光 因而被認為是好的可能來源 但在再電離之前有多少類星體存在猶未可知 當再電離進行之際 只有最明亮的類星體能被檢測出來 這意味著沒有當時較暗的類星體的直接資料 但藉由觀察附近宇宙中較易測量的類星體 和假設再電離時期的光度函數 以類星體數量為變數的光度函數 與現今大致相同 就可推估早期的類星體數量 這樣的研究發現類星體的數量並不足以獨力造成IGM的再電離 9 17 也就是說 只有當再電離背景為主的低亮度活躍星系核 AGN 也是類星體 才能提供足夠電離的光子 18 第三星族星 编辑 nbsp 在大霹靂4億年後第一顆恆星的模擬影像 第三星族星是由沒有比氦更重的元素構成的恆星 當太初核合成時 除了微量可追蹤的鋰之外 氦是由氫合成的唯一元素 但是 類星體的光譜顯示早期的IGM已經有重元素的存在 超新星的爆炸可以產生這些重元素 因此高熱 巨大 可以形成超新星的第三星族星可能成為再電離的機制 雖然未曾被直接觀測 但第三星族星與一些模型的數值模擬 19 和目前的觀測相符 20 重力透鏡星系也提供了第三星族星的間接證據 21 即使沒有直接觀測到第三星族星 它仍是令人信服的來源 它們能比第二星族星輻射更多的電離光子 22 並且在一些採用合理初始質量函數的再電離模型中 可自行使氫再電離 23 結果是 第三星族星目前被認為最有可能是啟動宇宙再電離的能量來源 24 但之後有可能是由其它能量來源來接管以至完成 在2015年六月 天文學家報告了在宇宙紅移7號星系中紅位移為6 60的第三星族星 這類星體有可能存在於非常早期 也就是紅位移很大 的宇宙之中 而且有可能開始產生比氫重的化學元素 可用來產生我們熟知的行星及生命 25 26 相關條目 编辑大霹靂 宇宙年表 Haro 11 英语 Haro 11 Tololo 1247 232 英语 Tololo 1247 232 豌豆星系 類星體 斯特龍根球註解和參考資料 编辑 J E Gunn and B A Peterson On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space The Astrophysical Journal 1965 142 1633 1641 2010 08 20 doi 10 1086 148444 原始内容存档于2019 06 20 R H Becker et al Evidence For Reionization at z 6 Detection of a Gunn Peterson Trough In A z 6 28 Quasar Astronomical Journal 2001 122 2850 2857 2010 08 20 doi 10 1086 324231 原始内容存档于2020 08 06 引文格式1维护 显式使用等标签 link Manoj Kaplinghat et al Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization The Astrophysical Journal 2003 583 24 32 2010 08 21 doi 10 1086 344927 原始内容存档于2018 12 14 引文格式1维护 显式使用等标签 link Olivier Dore et al The Signature of Patchy Reionization in the Polarization Anisotropy of the CMB 2007 arXiv astro ph 0701784 引文格式1维护 显式使用等标签 link A Kogut et al First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP Observations Temperature Polarization Correlation The Astrophysical Journal Supplement Series 2003 148 161 173 2010 08 21 doi 10 1086 377219 原始内容存档于2019 09 26 引文格式1维护 显式使用等标签 link D N Spergel et al Three Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP Observations Implications for Cosmology The Astrophysical Journal Supplement Series 2006 170 377 408 2010 08 21 doi 10 1086 513700 原始内容存档于2019 01 21 引文格式1维护 显式使用等标签 link Rennan Barkana and Abraham Loeb Detecting the Earliest Galaxies through Two New Sources of 21 Centimeter Fluctuations The Astrophysical Journal 2005 626 1 11 doi 10 1086 429954 Marcelo Alvarez et al Enhanced Detectability of Pre reionization 21 cm Structure 2010 2010 08 23 arXiv 1007 0001 原始内容存档于2019 07 30 引文格式1维护 显式使用等标签 link 9 0 9 1 Piero Madau et al Radiative Transfer in a Clumpy Universe III The Nature of Cosmological Ionizing Source The Astrophysical Journal 1999 514 648 659 2010 08 24 doi 10 1086 306975 原始内容存档于2020 01 25 引文格式1维护 显式使用等标签 link Loeb and Barkana In the Beginning The First Sources of Light and the Reionization of the Universe Physics Reports 2000 349 125 238 2010 08 24 doi 10 1016 S0370 1573 01 00019 9 原始内容存档于2018 12 14 11 0 11 1 R J Bouwens et al Lower luminosity Galaxies Could Reionize the Universe Very Steep Faint end Slopes to the UV Luminosity Functions at z gt 5 8 from the HUDF09 WFC3 IR Observations The Astrophysical Journal Letters 2012 752 1 L5 Bibcode 2012ApJ 752L 5B arXiv 1105 2038v4 nbsp doi 10 1088 2041 8205 752 1 L5 12 0 12 1 12 2 A E Jaskot amp M S Oey Linking Ly alpha and Low Ionization Transitions at Low Optical Depth The Astrophysical Journal Letters 2014 791 2 L19 Bibcode 2014ApJ 791L 19J arXiv 1406 4413v2 nbsp doi 10 1088 2041 8205 791 2 L19 13 0 13 1 13 2 A Verhamme I Orlitova D Schaerer M Hayes On the use of Lyman alpha to detect Lyman continuum leaking galaxies 2014 arXiv 1404 2958v1 nbsp astro ph GA K Nakajima amp M Ouchi Ionization state of inter stellar medium in galaxies evolution SFR M Z dependence and ionizing photon escape Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2014 442 1 900 916 Bibcode 2014MNRAS 442 900N arXiv 1309 0207v2 nbsp doi 10 1093 mnras stu902 15 0 15 1 Shannon Hall Dwarf Galaxies Packed a Mighty Punch Sky and Telescope July 2014 January 2015 原始内容存档于2019 06 29 J H Wise et al The birth of a galaxy III Propelling reionization with the faintest galaxies Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2014 442 3 2560 2579 Bibcode 2014MNRAS 442 2560W arXiv 1403 6123v2 nbsp doi 10 1093 mnras stu979 Paul Shapiro amp Mark Giroux Cosmological H II regions and the photoionization of the intergalactic medium The Astrophysical Journal 1987 321 107 112 2010 08 24 doi 10 1086 185015 原始内容存档于2017 11 06 Xiaohu Fan et al A Survey of z gt 5 8 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey I Discovery of Three New Quasars and the Spatial Density of Luminous Quasars at z 6 The Astronomical Journal 2001 122 2833 2849 2010 08 24 doi 10 1086 324111 原始内容存档于2017 11 03 引文格式1维护 显式使用等标签 link Nickolay Gnedin and Jeremiah Ostriker Reionization of the Universe and the Early Production of Metals Astrophysical Journal 1997 486 581 598 2010 08 25 doi 10 1086 304548 原始内容存档于2019 08 25 Limin Lu et al The Metal Contents of Very Low Column Density Lyman alpha Clouds Implications for the Origin of Heavy Elements in the Intergalactic Medium 1998 arXiv astro ph 9802189 引文格式1维护 显式使用等标签 link R A E Fosbury et al Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z 3 357 Astrophysical Journal 2003 596 1 797 809 2010 08 25 doi 10 1086 378228 原始内容存档于2016 06 02 引文格式1维护 显式使用等标签 link Jason Tumlinson et al Cosmological Reionization by the First Stars Evolving Spectra of Population III ASP Conference Proceedings 2002 267 433 434 2010 08 25 原始内容存档于2019 03 27 引文格式1维护 显式使用等标签 link Aparna Venkatesan et al Evolving Spectra of Population III Stars Consequences for Cosmological Reionization Astrophysical Journal 2003 584 621 632 2010 08 25 doi 10 1086 345738 原始内容存档于2018 12 14 引文格式1维护 显式使用等标签 link Marcelo Alvarez et al The H II Region of the First Star Astrophysical Journal 2006 639 621 632 2010 08 25 doi 10 1086 499578 原始内容存档于2019 08 24 引文格式1维护 显式使用等标签 link Sobral David Matthee Jorryt Darvish Behnam Schaerer Daniel Mobasher Bahram Rottgering Huub J A Santos Sergio Hemmati Shoubaneh Evidence For POPIII Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN a Emitters At The Epoch Of Re Ionisation Spectroscopic Confirmation The Astrophysical Journal 4 June 2015 808 139 Bibcode 2015ApJ 808 139S arXiv 1504 01734 nbsp doi 10 1088 0004 637x 808 2 139 Overbye Dennis Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos New York Times 17 June 2015 17 June 2015 原始内容存档于2019 06 29 外部連結 编辑End of the Dark Ages 页面存档备份 存于互联网档案馆 Epoch of Reionization LOFAR 取自 https zh wikipedia org w index php title 再電離 amp oldid 78804493, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，

文章

，阅读，下载，免费，免费下载，mp3，视频，mp4，3gp， jpg，jpeg，gif，png，图片，音乐，歌曲，电影，书籍，游戏，游戏。