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再电离

再电离（英语：Reionization）是在大霹雳宇宙学的黑暗时期之后，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，再电离通常指的是氢气体的电离。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。

背景 编辑

 
描绘出的宇宙时间线，刻画出再电离在宇宙历史上的位置。

在宇宙中氢的第一次相变是复合，发生在红移z = 1100（大霹雳之后的400,000年），由于在这个点上宇宙的冷却使得电子和质子结合形成中性氢原子的比率高过氢被电离的比率。因为光子的散射，在再结合之前的宇宙是不透明的，但在更多的电子被捕获形成氢之后，宇宙变得越来越透明。同时，中性氢（或其它的原子或分子）的电子能够吸收某些波长的光子成为激发态，充满中性氢原子的宇宙相对来说对这些波长是不透明的，而对其他大部分的频谱是透明的。黑暗时期就从这个点开始，因为除了逐渐变暗的微波背景辐射，没有其他的光源。

第二次的相变发生在早期宇宙充满足以使中性氢游离的能量，开始形成天体的时期。当这些天体形成和辐射能量，在大霹雳之后的1亿5千万年至10亿年（在红移6 < z < 20），宇宙将从中性再回复成电离的电浆。但是，现在因为宇宙的膨胀已经将物质稀释，并且散射的交互作用不再像再结合之前的频繁。因此，一如今天的状况，充满低密度游离化氢的宇宙仍然是透明的。

检测的方法 编辑

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。

类星体和冈恩-彼得森槽（Gunn-Peterson trough） 编辑

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在再电离的早期就被探测。类星体也正好有相对一致的光谱特征，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。若光波长属于氢莱曼谱线其中之一，则其具有很大的散射截面，这意味着既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。

在邻近的宇宙中，光谱的吸收线是很锐利的，因为即使光子的能量只能造成一个原子的跃迁，跃迁也会发生。但是，类星体和用来侦测的望远镜之间距离是很大的，宇宙膨胀将导致接收到的光明显的红化。这意味著当类星体的光在旅途中通过了星系际介质（IGM）时，本来比莱曼α的波长还要短的光发生红移后，正好落入了莱曼谱线的范围，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。这意味著明显的谱线被连续谱取代，类星体的光线在经过散布著中性氢的广阔空间后，将会呈现出耿恩-彼得森槽[1]。

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著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耿恩-彼得森槽（虽然它们可能会呈现莱曼α森林），当早于再电离的类星体会显现耿恩-彼得森槽。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，低于这个值的则没有，这显示z = 6的IGM至少有部分是中性的氢。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[2]。这事实上显示宇宙在z > 10的时刻，几乎已经全部中性化了。

宇宙微波背景辐射的非各向同性和极化 编辑

宇宙微波背景在不同角度上的不同性质也可以用来研究再电离。当光子在与自由电子散射时，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。在再电离与之后的时期，但在字宙显著膨胀及电子密度过低之前，来自宇宙微波背景的光将发生可观测的汤姆森散射。这些散射会在宇宙微波背景的各向异性图留下痕迹，导入第二次的各向异性（在再结合之后的发生的各向异性）[3]。整体的效应将删除发生在小尺度上的各向异性。虽然小尺度上的各向异性会被消除，但再电离却会导致偏振的各向异性[4]。仔细研究宇宙微波背景的各向异性，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柱密度。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作出这种比较。最初的观测在2003年释出，认为再电离发生在11 <z < 30的位置[5]，但这些红移的范围，很明显与对类星体光谱观测的研究结果不一致。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和宇宙电离发生于z = 7[6]，这与类星体的资料吻合的较好。

21公分线 编辑

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，还有在再电离时在宇宙结构形成中扮演的角色及产生的效应。氢的21公分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。21公分线是中性氢，在电子质子自旋平行和自旋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公分线[7][8]。靠著研究21公分线辐射，将可以了解更多有关早期结构的形成。虽然目前还没有结果，但有几个专案正在进行，像是21公分线阵列（PaST）、低频阵列（LOFAR）、默奇森广角阵列（英语：Murchison Widefield Array）（MWA）和巨米波电波望远镜（GMRT），可望在不久的将来能在这一领域中有所进展。

能量来源 编辑

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，这相当于波长为91.2奈米或更短的光子，对应到电磁频谱中的紫外线。这意味著所有可在紫外线或更高频率的波段输出可观能量的天体，都可能是主要的来源。来源的数量及寿命也必须纳入考量，因为若不持续提供能量，质子和电子就会再结合。最后，来源的关键参数可被总结成“单位宇宙体积氢电离光子的发射率”[9]。由于这些限制，预期类星体、第一代的恒星及星系是这些能量的主要来源[10]。

矮星系 编辑

矮星系目前被认目是再电离时代中电离光子的主要来源。[11]在大多情况下，这需要星系紫外线光度函数的对数斜率α=-2，比现今的值还斜。[11]

在2014年，两个来源分别指出豌豆星系(GPs)有可能是莱曼连续光子(LyC)的放射来源。[12][13]这暗示了相较于高红位移的莱曼阿尔法及LyC放射体，这两个GPs是低红位移的。除此之外目前只有两个已知的星系，Haro 11及Tololo-1247-232。[12][13][14]寻找局部的LyC放射体对于早期宇宙及再电离时代相当关键。[12][13]这两个GPs的SDSS编号分别为1237661070336852109 (GP_J1219)及1237664668421849521。

新研究显示矮星系在再电离中贡献了30%的紫外光。贡献如此之大的原因，相较于一般星系的5%比例，电离光子可以以50％的比例逃离矮星系。[15][16] J.H. Wise在与天空与望远镜杂志的访问中谈到：“在早期最小的星系占了绝大多数，他们基本上因自己的超新星及加温环境而燃烧殆尽。之后较大的星系（但质量仍比银河系小一百倍）开始为宇宙的再电离负责。”[15]

类星体 编辑

类星体是一种活跃星系核，可进行高效率的质能转换，并辐射出大量能量在电离氢门槛之上的光，因而被认为是好的可能来源。但在再电离之前有多少类星体存在犹未可知。当再电离进行之际，只有最明亮的类星体能被检测出来，这意味著没有当时较暗的类星体的直接资料。但借由观察附近宇宙中较易测量的类星体，和假设再电离时期的光度函数（以类星体数量为变数的光度函数）与现今大致相同，就可推估早期的类星体数量。这样的研究发现类星体的数量并不足以独力造成IGM的再电离[9][17]，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”[18]。

第三星族星 编辑

 
在大霹雳4亿年后第一颗恒星的模拟影像。

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，除了微量可追踪的锂之外，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。虽然未曾被直接观测，但第三星族星与一些模型的数值模拟[19]和目前的观测相符[20]。重力透镜星系也提供了第三星族星的间接证据[21]。即使没有直接观测到第三星族星，它仍是令人信服的来源。它们能比第二星族星辐射更多的电离光子 [22]；并且在一些采用合理初始质量函数的再电离模型中，可自行使氢再电离[23]。结果是，第三星族星目前被认为最有可能是启动宇宙再电离的能量来源[24]，但之后有可能是由其它能量来源来接管以至完成。

在2015年六月，天文学家报告了在宇宙红移7号星系中红位移为6.60的第三星族星。这类星体有可能存在于非常早期（也就是红位移很大）的宇宙之中，而且有可能开始产生比氢重的化学元素，可用来产生我们熟知的行星及生命。[25][26]

相关条目 编辑

注解和参考资料 编辑

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外部链接 编辑

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