基本介紹
再電離,檢測的方法,類星體和耿恩-彼得森槽,宇宙微波背景輻射的非各向同性和極化,21厘米線,能量來源,類星體,第三星族星,
再電離
在宇宙大爆炸初期，物質處於一個高溫高密的電漿狀態，隨著宇宙的膨脹而不斷冷卻。質子和電子複合成氫原子，幾乎完全中性的宇宙進入了相對平靜的“黑暗時期”。而在我們今天的宇宙中，星系際介質里的氣體是高度電離的。這之間，宇宙經歷了從中性到電離的一個非常重要的演化階段——再電離。宇宙再電離開始於第一代恆星形成並放出宇宙第一縷曙光的時候（大約在大爆炸後4億年），這些恆星和星系發出的高能光子中有一部分透出，使星系周圍比較稀薄的氣體電離。隨著星系的不斷形成，電離區逐漸擴大並相互連結。當電離區覆蓋整個宇宙中的星系際介質時，再電離完成。宇宙的再電離是星系形成與演化的關鍵階段，也是至今人類所認知的宇宙演化歷史中的一塊重要空白，因此近年來已成為宇宙學與天體物理學中的一個極活躍的研究方向。
宇宙在電離
宇宙在電離檢測的方法
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。
類星體和耿恩-彼得森槽
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探測到再電離的早期。類星體也正好有相對來說是一致的光譜特徵，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互動作用引起的。萊曼轉換在可見光波長的能量上，有著很大的散射截面，意味著即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。
在類星體附近的天體，光譜的吸收線是很銳利的，因為即使光子的能量只有造成一個原子的轉換也可以導致這種變化。但是，類星體和用來偵測的望遠鏡之間距離是很大的，這意味著宇宙膨脹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發生紅移並且通過了星系際介質(IGM)。由於本來比萊曼α的波長要短的成份已經被紅移，某些被紅移後的輻射成份波長正好對應著萊曼α的波長，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，類星體的光線經過廣闊的空間，分布在不同區域的中性氫顯現出了耿恩-彼得森槽。
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關恩-彼得森波谷(雖然它們可能會呈現萊曼α森林)，因為會顯現耿恩-彼得森槽特性的再電離早於這些類星體輻射的光之前。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，顯示該處的IGM至少有一部分是中性的氫，低於這個值的則沒有。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。這在事實上，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
宇宙微波背景輻射在不同角度上的各向異性也可以用來研究再電離。當光子還是自由光子時，在經歷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。在再電離和之後的時期，但在電子密度充分將低，發生顯著的膨脹之前，來自平靜的CMB的光將經歷可以觀測到的湯姆森散射。這些散射將標記出CMB的各向異性圖，導入第二次的各向異性(在再結合之後導入各向異性)。整體的效應將刪除發生在較小尺度上的各向異性。雖然小尺度上的各向異性會被刪除，因為再電離確實會導入極化的各向異性。注意對CMB的各向異性觀察，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列密度。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對這種現象作出比較。最初的觀測，在2003年釋出，認為再電離發生在 11 <z < 30的位置，但對類星體光譜觀測的研究結果，與這些紅移的範圍很明顯的是不一致的。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和宇宙電離的z = 7，這與類星體的資料就有較好的吻合性了。
21厘米線
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和產生的效應，還有在再電離時在結構形成中扮演的角色。氫的21厘米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。
不同紅移處的電離度大小
不同紅移處的電離度大小21cm線是中性氫原子基態的超精細結構譜線，直接與宇宙中的中性氫相聯繫。一方面，由於21cm線的自發躍遷機率極小（平均每個氫原子需要約1000萬年才自發躍遷一次），在較大的中性度，甚至是完全中性的環境下都難以飽和，因此它非常適合於用來探測宇宙再電離時期的中性結構。另一方面，21cm線是一條確定頻率的譜線，在不同的射電波段觀測到的21cm譜線對應的是不同紅移處的信號，從而我們可以得到宇宙結構演化及星系際介質電離過程的三維信息。21厘米線是中性氫的電子自旋在平行和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厘米線。
利用21cm譜線探測宇宙再電離主要有兩種方法。討論較多的是21cm層析（tomography)方法，也就是以宇宙微波背景輻射為背景源，觀測不同紅移處的星際介質對背景輻射的吸收或發射21cm光子所產生的信號。氫原子的21cm譜線有一個特徵溫度——自旋溫度，根據自旋溫度與宇宙微波背景輻射的亮溫度的相對高低，星際介質中的氫原子會發射或吸收21cm光子，使微波背景的亮溫度略有升高或降低，從而使宇宙微波背景的亮溫度產生一定幅度的漲落。第二種方法是“21cm森林”觀測。這種觀測是以非常高紅移（紅移6以上）的類星體或伽瑪射線爆的餘輝作為背景射電輻射源，探測視線方向上各種結構產生的21cm吸收線。不同紅移上的結構在類星體或伽瑪爆餘輝光譜上的不同頻率處產生吸收線，形成“森林”似的光譜結構。同樣地，21cm吸收線的強弱反映了吸收體的溫度、密度、電離度，以及電離源的輻射狀況。不同於21cm層析方法的是，21 cm森林信號更加敏感於星際介質的溫度，能夠更有效地提取宇宙溫度演化的信息。
靠著研究 21厘米線輻射，將可以了解更多有關早期結構的形成。雖然還沒有結果，但有幾個專案正在進行，向是21厘米線陣列(21CMA（21 Centimeter Array）)、低頻陣列(LOFAR（Low Frequency Array）)、默奇森廣角陣列(MWA（Murchison Wide-Field Array）)和大米波電波望遠鏡(GMRT（Giant Meterwave Radio Telescope）)，可望在不久的將來能在這一領域中有所進展。
能量來源
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91.2納米或波長更短的光子。這在電磁頻譜中是紫外線的部分，這意味著所有主要的候選者都是紫外線和有更高能量的光子。有許多的來源是必須被考慮的，像是長壽的質子和電子，但如果不持續供應能量使他門分開就會再結合。同時，考慮任何來源關鍵的參數是"每單位宇宙論體積氫電離光子的發射率"。由於這些限制，預期類星體和第一代的恆星是這些能量的主要來源。
類星體
類星體是良好的候選來源，因為它能高效率的將質量轉換為能量，並且輻射出大量能量在電離氫門檻之上的光。但是，還不知道在再電離之前有多少類星體存在。當再電離進行之際，只有最明亮的類星體能被檢測出來，這意味著沒有較暗的類星體曾經存在的直接資料。但是，經由查看附近的宇宙地區較易觀測到的類星體，和假設再電離時期的亮度函式(類星體數量的亮度函式)和今天的分布大致上是相同的，這將可以估計早期的類星體數量。這樣的研究發現類星體沒有足夠的數量獨力造成IGM的再電離，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”。請注意，類星體是的一種活躍星系核，或稱為AGN。
第三星族星
模擬在大爆炸4億年後第一顆恆星的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。雖然它們未能直接觀測到，但是符合數質類比模型的模擬和觀測。重力透鏡星系也提供了第三星族星的間接證據。即使沒有直接觀測到第三星族星，它仍是令人心服的來源。它們能比第二星族星輻射更多的光子，更有效率的造成再電離 ，並且在與初始質量函式相對應的它們自己的一些再電離模型可以使氫再電離。結果是，第三星族星目前被認為是發動宇宙再電離最有可能的能量來源。
