Reionizácia

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Kozmológia
Ilc 9yr moll4096.png
Vesmír · Veľký tresk · Vek vesmíru · Chronológia vesmíru








z  d  u

Reionizácia v kozmológii Veľkého tresku predstavuje proces, ktorý zmenil hmotu vo vesmíre po temnoveku z elektricky neutrálnej opäť na ionizovanú. Reaionizácia predstavuje druhú z dvoch hlavných fázových premien plynu vo vesmíre. Keďže väčšina baryónovej hmoty je vo forme vodíka, reionizácia zvyčajne znamená reionizáciu vodíka. Pôvodné hélium vo vesmíre prechádzalo rovnakými fázovými zmenami, ale v rozdielnom čase, a zvyčajne sa označuje ako reionizácia hélia.

Pozadie[upraviť | upraviť zdroj]

Schematická časová os vesmíru zobrazujúca obdobie reionizácie v kozmickej histórii

Prvá fázová zmena vodíka bola rekombinácia, ktorá nastala pri červenom posune z=1089 (379 000 rokov po Veľkom tresku). Spôsobilo ju ochladzovanie vesmíru až do bodu, keď neutrálny vodík vznikal kombináciou elektrónov a protónov rýchlejšie, ako postupovala ionizácia. Pred rekombináciou bol vesmír nepriehľadný, pretože fotóny neustále narážali do voľných elektrónov (a v podstatne menšej miere do voľných protónov), ale čím viac elektrónov a protónov kombináciou vytváralo atómy vodíka, tým bol vesmír priehľadnejší. Keďže elektróny v neutrálnom vodíku (alebo v iných atómoch a molekulách) absorbujú len fotóny určitej vlnovej dĺžky, vesmír plný neutrálneho vodíka je relatívne nepriehľadný pre tie vlnové dĺžky a priesvitný pre väčšinu spektra. V tom bode nastal temný vek, pretože neexistovali iné zdroje svetla ako postupne tmavnúce žiarenie kozmického pozadia.

Druhá fázová zmena nastala, keď v rannom vesmíre začali vznikať objekty s dostatočnou energiou na to, aby ionizovali neutrálny vodík. Počas toho ako tieto objekty vznikali, vyžarovali energiu a vesmír sa tak, medzi 150 miliónmi až jednou miliardou rokov po Veľkom tresku (červený posun 6<z<20), zmenil z neutrálneho čierneho späť na ionizovanú plazmu. V tom čase už bola hmota rozptýlená expanziou a vzájomné zrážky boli omnoho menej časté ako pred rekombináciou. Preto vesmír plný riedkeho ionizovaného vodíka zostal priesvitný.

Metódy detekcie[upraviť | upraviť zdroj]

Skúmanie takej vzdialenej histórie vesmíru predstavuje výzvu. Napriek tomu existuje iba pár pozorovacích metód na štúdium reionizácie.

Kvazary a Gunnov-Petersonov efekt[upraviť | upraviť zdroj]

Jedným z prostriedkov využívaných pri skúmaní reionizácie je spektrum vzdialených kvazarov. Kvazary vyžarujú neuveriteľné množstvo energie a patria medzi najjasnejšie objekty vo vesmíre. Niektoré kvazary je možné pozorovať až do obdobia reionizácie. Kvazary majú relatívne jednotné spektrálne charakteristiky, nezávisle od ich pozície na oblohe alebo vzdialenosti od Zeme. Z toho sa dá odvodiť, že každý väčší rozdiel v ich spektre je spôsobený interakciou s atómami. Pre vlnové dĺžky svetla s energiami z Lymanovej série je pri vodíku prierez rozptylu veľký, to znamená, že aj nižšom obsahu neutrálneho vodíka v intergalaktickom médiu (IGM) je absorpcia týchto vlnových dĺžok veľmi pravdepodobná.

Absorpčné spektrálne čiary blízkych objektov sú veľmi ostré. Napriek tomu vzdialenosť medzi kvazarmi a teleskopmi, ktoré ich pozorujú je veľká, to znamená, že rozpínanie vesmíru spôsobuje značný červený posun svetla.

Tento červený posun umožňuje získať informácie o čase reionizácie. Keďže červený posun objektu zodpovedá času, kedy vyžiaril svetlo, ktoré vidíme, je možné určiť, kedy reionizácia skončila. Kvazary s červeným posunom pod určitou hranicou nevykážu Gunn-Petersenov efekt, ale kvazary vyžarujúce svetlo pred reionizáciou áno. Projekt Sloan Digital Sky Survey objavil v roku 2001 štyri kvazary s červeným posunom od z=5,82 po z=6,28. Zatiaľčo kvazary nad z=6 vykazovali Gunn-Petersenov efekt, čo naznačuje, že IGM bolo stále aspoň čiastočne neutrálne, tak kvazary pod z=6 tento jav nevykazovali. Predpokladá sa, že reionizácia trvala relatívne krátko a výsledky tvrdia, že koniec reionizácie vo vesmíre nastal v z=6.[1] Z toho ďalej vyplýva, že pri z>10 musel byť vesmír takmer úplne neutrálny.

Anizotropnosť a polarizácia CMB[upraviť | upraviť zdroj]

Na skúmanie reionizácie sa dá použiť aj anizotropia kozmického mikrovlnného pozadia v rozdielnych uhlových mierkach. Ak existujú voľné elektróny, tak fotóny sa budú rozptyľovať v procese známom ako Thomsonov rozptyl. Kvôli rozpínaniu vesmíru bude hustota voľných elektrónov klesať a rozptyl bude nastávať menej často. Svetlo tvoriace CMB prejde pozorovateľným Thomsonovým rozptylom počas a po reionizácii, ale predtým ako rozpínanie dostatočne znížilo hustotu elektrónov. Tento rozptyl zanechá stopy na mape anizotropie CMB v podobe sekundárnych anizotropií.[2] Cekový efekt vymaže nerovnomernosti, ktoré sa vyskytujú v malých mierkach a zároveň reionizácia spôsobí polarizáciou anizotropií. Porovnaním pozorovaných nerovnomerností CMB s tým ako by vyzerali, keby sa reionizácia neudiala, môžeme zistiť hustotu elektrónov v čase reionizácie a následne aj vek vesmíru v období reionizácie.

Toto porovnanie umožnila Wilkinsonova Mikrovlnná Anizotropná Sonda. Pôvodné pozorovania z roku 2003 predpokladali, že reionizácia sa udiala medzi 11<z<30.[3] Tento rozsah červeného posunu bol jasne v rozpore s výsledkami výskumu spektra kvazarov, ale trojročné dáta z WMAP poskytli iný výsledok: reionizácia začala v z=11 a vesmír bol ionizovaný v z=7.[4] Tieto výsledky sú v lepšej zhode s údajmi z kvazarov.

21 cm čiara[upraviť | upraviť zdroj]

Aj keď sa dáta z kvazarov zhruba zhodujú s údajmi anizotropie CMB, stále existuje mnoho otázok, najmä čo bolo zdrojom energie reionizácie a účinkami na vznik štruktúr počas reionizácie. 21cm čiara vodíka je potenciálnym nástrojom na štúdium tohoto obdobia a aj temného veku, ktorý predchádzal reionizácii. 21cm čiara sa vyskytuje v neutrálnom vodíku, kvôli rozdielom v energiách medzi paralelným a antiparalelným spinovým stavom elektrónu a protónu. Tento prechod sa vyskytuje extrémne zriedkavo a je veľmi závislý od teploty, tzn. ak objekt vznikol v temnom veku a vyžiaril Lyman-alpha fotóny, ktoré pohltí a náasledne znovu vyžiari okolitý neutrálny vodík, tak prostredníctvom Wouthuysen–Fieldovho spojenia vznikne signál 21cm čiary vodíka.[5] Skúmaním emisií 21cm čiar je možné zistiť viac o prvých vzniknutých štruktúrach. Keďže zatiaľ nemáme žiadne výsledky, pripravuje sa viacero projektov ako napr. Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR),Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), a Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA).

Zdroje energie[upraviť | upraviť zdroj]

Aj keď pozorovania zúžili rozsah, v ktorom sa mohla reionizácia odohrať, stále nevieme, čo poskytlo fotóny, ktoré reionizovali IGM. Na ionizáciu neutrálneho vodíka je potrebná energia väčšia ako 13,6 eV, to zodpovedá fotónom s vlnovou dĺžkou 91,2 nm a kratšou, to je ultrafialová časť elektromagnetického spektra. Preto sú hlavným kandidátom zdroje, ktoré produkujú značné množstvo energie v ultrafialovej alebo vyššej časti spektra. Do úvahy treba zobrať aj početnosť zdrojov a ich životnosť, pretože protóny a elektróny sa skombinujú len ak nemajú zdroj energie, ktorý ich drží od seba. V rámci týchto obmedzení sa predpokladá, že hlavným zdrojom energie sú kvazary a prvá generácia hviezd.[6]

Kvazary[upraviť | upraviť zdroj]

Kvazary sú dobrými kandidátmi, pretože sú veľmi účinné v premieňaní hmoty na energiu a vyžarujú množstvo žiarenia nad hranicou pre ionizáciu vodíka. Nie je známe, koľko kvazarov existovalo pred reionizáciou. Môžeme pozorovať len najjasnejšie kvazary z obdobia reionizácie, a preto nemáme žiadne priame informácie o menej jasných kvazarov v tej dobe. Pozorovaním ľahšie viditeľných kvazarov v blízkom vesmíre a za predpokladu, že funkcia jasu (počet kvazarov ako fukncia jasu) počas reionizácie bude približne rovnaká ako dnes, sa dá odhadnúť počet kvazarov v ranných dobách. Štúdie tvrdia, že neexistoval dostatok kvazarov na to, aby samostante reionizovali IGM[7] a že funkcia jasu kvazarov by mohla poskytnúť dostatok ionizačných fotónov, len ak v ionizačnom pozadí dominovali AGN s nízkym jasom.[8] Pozn.: Kvazary sú typ aktívneho galaktického jadra (Active Galactic Nuclei - AGN)

Hviezdy III. populácie[upraviť | upraviť zdroj]

Simulácia prvých hviezd, 400 miliónov rokov po Veľkom tresku

Hviezdy III. populácie sú hviezdy tvorené len vodíkom alebo héliom. Počas obdobia nukleosyntézy vzniklo okrem vodíka len hélium a stopové množstvo lítia. Spektrum kvazarov však odhalilo prítomnosť ťažkých prvkov v IGM počas skorých období. Tieto ťažké prvky vznikali pri výbuchoch supernov, a tak sa horúce a veľké hviezdy III. populácie, ktoré umierali ako supernovy, považujú za možný mechanizmus reionizácie. Aj keď neboli pozorované priamo, použitím numerických simulácií[9] a súčasných pozorovaní vedci zistili, že sú konzistentné so súčasným modelom. Galaxie viditeľné prostredníctvom gravitačnej šošosvky tiež poskytujú nepriamy dôkaz hviezd III. populácie.[10] Aj bez priameho pozorovania sú hviezdy III. populácie vhodnejším zdrojom. V ionizácii sú účinnejšie a efektívnejšie ako hviezdy II. populácie, pretože vyžarujú viac ionizujúcich fotónov.[11] Hviezdy III. populácie su momentálne najvážnejším kandidátom na zdroj energie, ktorá spôsobila reionizáciu.[12]

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. R.H. Becker, et al. (2001). "Evidence For Reionization at z ~ 6: Detection of a Gunn-Peterson Trough In A z=6.28 Quasar". Astronomical Journal 122 (6): 2850–2857. DOI:10.1086/324231.
  2. Manoj Kaplinghat et al. (2003). "Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization". The Astrophysical Journal 583 (1): 24–32. DOI:10.1086/344927.
  3. A. Kogut et al. (2003). "First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Temperature-Polarization Correlation". The Astrophysical Journal Supplement Series 148 (1): 161–173. DOI:10.1086/377219.
  4. D.N. Spergel et al. (2006). "Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series 170 (2): 377–408. DOI:10.1086/513700.
  5. Rennan Barkana and Abraham Loeb (2005). "Detecting the Earliest Galaxies through Two New Sources of 21 Centimeter Fluctuations". The Astrophysical Journal 626 (1): 1–11. DOI:10.1086/429954.
  6. Loeb and Barkana (2000). "In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe". Physics Reports 349 (2): 125–238. DOI:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.
  7. Paul Shapiro & Mark Giroux (1987). "Cosmological H II regions and the photoionization of the intergalactic medium". The Astrophysical Journal 321: 107–112. DOI:10.1086/185015.
  8. Xiaohu Fan, et al. (2001). "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 122 (6): 2833–2849. DOI:10.1086/324111.
  9. Nickolay Gnedin and Jeremiah Ostriker (1997). "Reionization of the Universe and the Early Production of Metals". Astrophysical Journal 486 (2): 581–598. DOI:10.1086/304548.
  10. R. A. E. Fosbury et al. (2003). "Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357". Astrophysical Journal 596 (1): 797–809. DOI:10.1086/378228.
  11. Jason Tumlinson et al. (2002). "Cosmological Reionization by the First Stars: Evolving Spectra of Population III". ASP Conference Proceedings 267: 433–434.
  12. Marcelo Alvarez et al. (2006). "The H II Region of the First Star". Astrophysical Journal 639 (2): 621–632. DOI:10.1086/499578.

Pozri aj[upraviť | upraviť zdroj]

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]

Zdroj[upraviť | upraviť zdroj]

  • Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Reionization na anglickej Wikipédii.