再电离

再电离是在大爆炸宇宙学的黑暗期之后,宇宙中物质再电离的过程,并且是宇宙中气体的两次主要相变中的第二次。当主要的重子物质成为氢的形式,再电离通常指的是气体的电离。宇宙原生的氦也经历过相同的相变,但在宇宙历史上是不同的点,并且通常会称为氦再电离。

宇宙大爆炸初期,物质处于一个高温高密的等离子体状态,随着宇宙的膨胀而不断冷却。质子和电子复合成氢原子,几乎完全中性的宇宙进入了相对平静的“黑暗时期”。而在我们今天的宇宙中,星系际介质里的气体是高度电离的。这之间,宇宙经历了从中性到电离的一个非常重要的演化阶段再电离。宇宙再电离开始于第一代恒星形成并放出宇宙第一缕曙光的时候(大约在大爆炸后4亿年),这些恒星和星系发出的高能光子中有一部分透出,使星系周围比较稀薄的气体电离。随着星系的不断形成,电离区逐渐扩大并相互连结。当电离区覆盖整个宇宙中的星系际介质时,再电离完成。宇宙的再电离是星系形成与演化的关键阶段,也是至今人类所认知的宇宙演化历史中的一块重要空白,因此近年来已成为宇宙学与天体物理学中的一个极活跃的研究方向。

回顾到目前为止的宇宙,带来了一些观测上的挑战。但是,有几个观测方法用来研究再游离。

一项关于再游离的重要研究是使用遥远类星体的光谱。类星体释放出极大量的能量,意即是它们是宇宙中最明亮的天体种类之一。有些类星体甚至可以探测到再电离的早期。类星体也正好有相对来说是一致的光谱特征,而无须顾虑它在天空中的位置和与地球的距离。因此可以推断出类星体光谱上出现的任何差异,都是与在视线方向上的原子交互作用引起的。莱曼转换在可见光波长的能量上,有着很大的散射截面,意味着即使只有少量的中性氢在星系际介质(IGM)内,在这些波长上的吸收依然会很明显。

在类星体附近的天体,光谱的吸收线是很锐利的,因为即使光子的能量只有造成一个原子的转换也可以导致这种变化。但是,类星体和用来侦测的望远镜之间距离是很大的,这意味着宇宙膨胀导致接收到的光明显的红化。这意味着当类星体的光在旅途中发生红移并且通过了星系际介质(IGM)。由于本来比莱曼α的波长要短的成份已经被红移,某些被红移后的辐射成份波长正好对应着莱曼α的波长,因此从类星体所在红移处的莱曼α线对应波长开始,往其短波长方向会出现连续的吸收。这意味着明显的谱线被连续谱取代,类星体的光线经过广阔的空间,分布在不同区域的中性氢显现出了耿恩-彼得森槽

这些红移的出现让我们可以撷取到关于再电离时期的片段资讯。因为天体的红移对应着我们看见的光线辐射出来的时间,它或许可以确立再电离时期结束的时间点。红移在特定数值之下的类星体不会呈现关恩-彼得森波谷(虽然它们可能会呈现莱曼α森林),因为会显现耿恩-彼得森槽特性的再电离早于这些类星体辐射的光之前。在2001年,史隆数位巡天发现了红移在z = 5.82到z = 6.28之间的4个类星体,其中z = 6的呈现出耿恩-彼得森槽,显示该处的IGM至少有一部分是中性的氢,低于这个值的则没有。推测再电离发生在相对来说较短的时间尺度内,此一结果显示宇宙在接近z = 6的时间上结束了再电离。这在事实上,显示宇宙在z > 10的时刻几乎已经全部中性化了。

宇宙微波背景辐射在不同角度上的各向异性也可以用来研究再电离。当光子还是自由光子时,在经历散射时有一个称为汤姆森散射的过程。然而,当宇宙膨胀时,自由电子的密度将会降低,同时散射发生的频率也会降低。在再电离和之后的时期,但在电子密度充分将低,发生显著的膨胀之前,来自平静的CMB的光将经历可以观测到的汤姆森散射。这些散射将标记出CMB的各向异性图,导入第二次的各向异性(在再结合之后导入各向异性)。整体的效应将删除发生在较小尺度上的各向异性。虽然小尺度上的各向异性会被删除,因为再电离确实会导入极化的各向异性。注意对CMB的各向异性观察,和看起来没有发生再电离地区比较,可以确定再电离时期的电子列密度。据此,可以计算再电离发生时的宇宙年龄。

威尔金森微波各向异性探测器可以对这种现象作出比较。最初的观测,在2003年释出,认为再电离发生在 11 <z < 30的位置,但对类星体光谱观测的研究结果,与这些红移的范围很明显的是不一致的。但是,WMAP三年观测的资料给出了不一样的结果,再电离开始于z = 11和宇宙电离的z = 7,这与类星体的资料就有较好的吻合性了。

即使类星体的资料和宇宙微波背景辐射的各向异性资料大致上符合,但还是有一些问题,特别是关于再电离的能量来源和产生的效应,还有在再电离时在结构形成中扮演的角色。氢的21厘米线可能是研究这一时期,以及再电离之前“黑暗时期”的重要工具。

21cm线是中性氢原子基态的超精细结构谱线,直接与宇宙中的中性氢相联系。一方面,由于21cm线的自发跃迁概率极小(平均每个氢原子需要约1000万年才自发跃迁一次),在较大的中性度,甚至是完全中性的环境下都难以饱和,因此它非常适合于用来探测宇宙再电离时期的中性结构。另一方面,21cm线是一条确定频率的谱线,在不同的射电波段观测到的21cm谱线对应的是不同红移处的信号,从而我们可以得到宇宙结构演化及星系际介质电离过程的三维信息。 21厘米线是中性氢的电子自旋在平行和反平行之间转换时发生的,而这种转换是被禁止的,意思是很难发生,这种转换也 需要高温,意思是形成于“黑暗时期”和辐射出的光子加热了周围的中性氢原子,导致周围地区辐射出更多的21厘米线。

利用21cm谱线探测宇宙再电离主要有两种方法。讨论较多的是21cm层析(tomography)方法,也就是以宇宙微波背景辐射为背景源,观测不同红移处的星际介质对背景辐射的吸收或发射21cm光子所产生的信号。氢原子的21cm谱线有一个特征温度自旋温度,根据自旋温度与宇宙微波背景辐射的亮温度的相对高低,星际介质中的氢原子会发射或吸收21cm光子,使微波背景的亮温度略有升高或降低,从而使宇宙微波背景的亮温度产生一定幅度的涨落。第二种方法是“21cm森林”观测。这种观测是以非常高红移(红移6以上)的类星体或伽玛射线爆的余辉作为背景射电辐射源,探测视线方向上各种结构产生的21cm吸收线。不同红移上的结构在类星体或伽玛爆余辉光谱上的不同频率处产生吸收线,形成“森林”似的光谱结构。同样地,21cm吸收线的强弱反映了吸收体的温度、密度、电离度,以及电离源的辐射状况。不同于21cm层析方法的是,21 cm森林信号更加敏感于星际介质的温度,能够更有效地提取宇宙温度演化的信息。

靠着研究 21厘米线辐射,将可以了解更多有关早期结构的形成。虽然还没有结果,但有几个专案正在进行,向是21厘米线阵列(21CMA(21 Centimeter Array))、低频阵列(LOFAR(Low Frequency Array))、默奇森广角阵列(MWA(Murchison Wide-Field Array))和大米波电波望远镜(GMRT(Giant Meterwave Radio Telescope)),可望在不久的将来能在这一领域中有所进展。

虽然观测获得的资料缩小了再电离时代的范围,但是依然不能确定是何种天体提供了光子使IGM再电离。使中性氢电离,只需要13.6电子伏特的能量,这相当于91.2纳米或波长更短的光子。这在电磁频谱中是紫外线的部分,这意味着所有主要的候选者都是紫外线和有更高能量的光子。有许多的来源是必须被考虑的,像是长寿的质子和电子,但如果不持续供应能量使他门分开就会再结合。同时,考虑任何来源关键的参数是"每单位宇宙论体积氢电离光子的发射率"。由于这些限制,预期类星体和第一代的恒星是这些能量的主要来源。

类星体是良好的候选来源,因为它能高效率的将质量转换为能量,并且辐射出大量能量在电离氢门槛之上的光。但是,还不知道在再电离之前有多少类星体存在。当再电离进行之际,只有最明亮的类星体能被检测出来,这意味着没有较暗的类星体曾经存在的直接资料。但是,经由查看附近的宇宙地区较易观测到的类星体,和假设再电离时期的亮度函数(类星体数量的亮度函数)和今天的分布大致上是相同的,这将可以估计早期的类星体数量。这样的研究发现类星体没有足够的数量独力造成IGM的再电离,也就是说, "只有当再电离背景为主的低亮度活跃星系核(AGN)也是类星体,才能提供足够电离的光子”。请注意,类星体是的一种活跃星系核,或称为AGN。


  

第三星族星是由没有比氦更重的元素构成的恒星。当太初核合成时,除了微量可追踪的之外,氦是由氢合成的唯一元素。但是,类星体的光谱显示早期的IGM已经有重元素的存在。超新星的爆炸可以产生这些重元素,因此高热、巨大,可以形成超新星的第三星族星可能成为再电离的机制。虽然它们未能直接观测到,但是符合数质类比模型的模拟和观测。重力透镜星系也提供了第三星族星的间接证据。即使没有直接观测到第三星族星,它仍是令人心服的来源。它们能比第二星族星辐射更多的光子,更有效率的造成再电离 ,并且在与初始质量函数相对应的它们自己的一些再电离模型可以使氢再电离。结果是,第三星族星目前被认为是发动宇宙再电离最有可能的能量来源。

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