再電離

再電離是指在大爆炸宇宙學的黑暗期之后，宇宙中物質再次電離的過程，這是宇宙中氣體的兩次主要相變中的第二次。當主要的重子物質轉變為氫形式時，再電離通常指氫氣的電離。宇宙原始的氦也經歷了類似的相變，盡管在宇宙史上是不同的時間點，通常被稱為氦再電離。

在宇宙中，氫的第一次相變是復合，發生在紅移z=1100（大爆炸后的400,000年），此時宇宙的冷卻使得電子和質子結合形成中性氫原子的速度超過了氫被電離的速度。由于光子的散射，在再結合之前的宇宙是不透明的，但在更多電子被捕獲形成氫之后，宇宙變得越來越透明。同時，中性氫（或其他原子或分子）的電子能夠吸收某些波長的光子進入激發態，充滿中性氫原子的宇宙相對于這些波長來說是不透明的，而對于其他大部分頻譜則是透明的。黑暗時期就是從這一點開始的，因為除了逐漸變暗的微波背景輻射外，沒有其他光源。

第二次相變發生在早期宇宙充滿了足以使中性氫游離的能量，開始形成天體的時期。當這些天體形成并輻射能量，在大爆炸后的1.5至10億年間（紅移6 < z < 20），宇宙從中性狀態重新變為電離的等離子體。然而，由于宇宙的膨脹已經稀釋了物質，而且散射的相互作用不再像再結合前那樣頻繁，因此，就像今天的情況一樣，充滿低密度游離氫的宇宙仍然保持透明。

一項關于再電離的重要研究是使用遙遠類星體的光譜。類星體釋放出巨大的能量，使其成為宇宙中最明亮的天體類型之一。一些類星體甚至可以在再電離的早期被探測到。類星體還具有相對一致的光譜特征，無論其在天空中的位置和與地球的距離如何。因此，可以推斷出類星體光譜上出現的任何差異都是與視線方向上的原子相互作用的結果。萊曼轉換在可見光波長的能量上有很大的散射截面，這意味著即使只有少量的中性氫存在于星系際介質（IGM）中，在這些波長上的吸收也很明顯。在鄰近的宇宙中，光譜的吸收線很尖銳，因為即使光子的能量只夠引起一個原子的躍遷，躍遷也會發生。然而，類星體和用于探測的望遠鏡之間的距離很大，這意味著宇宙膨脹導致接收的光明顯變紅。這意味著當類星體的光在旅行過程中穿過星系際介質（IGM）時，原本比萊曼α波長短的成分發生了紅移，恰好落在萊曼譜線范圍內，因此從類星體所在的紅移處的萊曼α線對應的波長開始，朝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后，顯示出耿恩-彼得森槽。這些紅移的出現為我們提供了關于再電離時期的碎片信息。因為天體的紅移對應著我們看到的光線輻射出來的時刻，它可能有助于建立再電離時期結束的時間點。紅移在特定數值以下的類星體不會顯示耿恩-彼得森槽（盡管它們可能會顯示萊曼α森林），因為會顯示耿恩-彼得森槽的再電離早于這些類星體輻射的光。在2001年，斯隆數字巡天發現了紅移在z=5.82至z=6.28之間的四個類星體，其中z=6的顯示出耿恩-彼得森槽，低于這個值的則沒有，這表明z=6的IGM至少有一部分是中性的氫。推測再電離發生在相對較短的時間尺度內，這一結果表明宇宙在接近z=6的時間上結束了再電離。這實際上表明宇宙在z>10的時刻幾乎已經完全中性化了。

宇宙微波背景在不同角度上的各向異性能用于研究再電離。當光子與自由電子散射時，會發生湯姆森散射。然而，隨著宇宙膨脹，自由電子的密度會下降，同時散射的發生頻率也會下降。在再電離及其后的時期，但在宇宙顯著膨脹和電子密度顯著降低之前，來自宇宙微波背景的光會發生可觀測的湯姆森散射。這些散射將在宇宙微波背景的各向異性圖中留下印記，引入第二次各向異性（繼再結合之后的各向異性）。總體而言，這種影響會消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，但再電離會導致偏振的各向異性。仔細研究宇宙微波背景的各向異性，與看似未發生再電離的地區相比，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進行此類比較。最初的數據發布于2003年，認為再電離發生在11 < z < 30的地方，但這與對類星體光譜觀測的研究結果明顯不符。然而，WMAP三年數據給出了不同的結果，再電離始于z=11，宇宙電離發生在z=7，這與類星體的數據有更好的一致性。

即使類星體的數據和宇宙微波背景輻射的各向異性數據基本相符，但仍有一些問題，尤其是關于再電離的能量來源，以及再電離期間在宇宙結構形成中發揮的作用和產生的影響。氫的21厘米線可能是研究這一時期以及再電離前“黑暗時期”的重要工具。21厘米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關聯。一方面，由于21厘米線的自發躍遷概率極小（平均每個氫原子需要約100萬年才會自發躍遷一次），在較大程度的中性度下，即使是完全中性的環境中也難以達到飽和，因此它特別適合用于探測宇宙再電離時期的中性結構。另一方面，21厘米線是一條確定頻率的譜線，在不同的射電波段觀測到的21厘米譜線對應的是不同紅移處的信號，從而我們可以獲取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，即很難發生，這種轉換還需要高溫，即形成于“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21厘米譜線探測宇宙再電離主要有兩種方法。討論較多的是21厘米層析法（tomography），即將宇宙微波背景輻射作為背景源，觀測不同紅移處的星際介質對背景輻射的吸收或發射21厘米光子所產生的信號。氫原子的21厘米譜線有一個特征溫度——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21厘米光子，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。另一種方法是“21厘米森林”觀測。這種觀測是以極高紅移（紅移6以上）的類星體或伽馬射線暴的余輝作為背景射電輻射源，探測視線方向上各種結構產生的21厘米吸收線。不同紅移上的結構在類星體或伽馬射線暴余輝光譜的不同頻率處產生吸收線，形成“森林”般的光譜結構。同樣地，21厘米吸收線的強度反映了吸收體的溫度、密度、電離度，以及電離源的輻射情況。與21厘米層析法不同的是，“21厘米森林”信號對星際介質的溫度更為敏感，能夠更有效地提取宇宙溫度演化的信息。依靠研究21厘米線輻射，有望獲得更多關于早期結構形成的信息。盡管尚未取得成果，但有幾個項目正在進行中，如21厘米線陣列（21CMA）、低頻陣列（LOFAR）、默奇森廣角陣列（MWA）和巨型米波無線電望遠鏡（GMRT），有望在未來這一領域的研究中取得進展。

盡管觀測數據縮小了再電離時代的范圍，但仍未確定是什么樣的天體提供了光子使IGM再電離。使中性氫電離只需13.6電子伏特的能量，相當于91.2納米或更短波長的光子。這在電磁頻譜中是紫外線的一部分，這意味著所有主要的候選者都是紫外線和具有更高能量的光子。有許多來源必須加以考慮，比如長壽的質子和電子，但如果它們不繼續提供能量使它們分離，它們就會重新結合。同時，考慮任何來源的關鍵參數是“每單位宇宙論體積氫電離光子的發射率”。由于這些限制，預計類星體和第一代恒星是這些能量的主要來源。

類星體是良好的候選來源，因為它能高效地將質量轉化為能量，并且輻射出大量能量在電離氫閾值以上的光。然而，尚不清楚再電離之前有多少類星體存在。當再電離進行時，只有最亮的類星體能被檢測出來，這意味著沒有較暗的類星體存在的直接證據。然而，通過對附近宇宙中較容易觀測到的類星體的調查，并假設再電離時期的亮度函數（類星體數量的亮度函數）與今天的分布大致相同，就可以估算早期類星體的數量。這類研究表明，類星體沒有足夠的數量單獨引發IGM的再電離，即“只有當再電離背景主要是低亮度活動星系核（AGN）也是類星體時，才能提供足夠的電離光子。”需要注意的是，類星體是一種活動星系核，或稱AGN。

第三星族星是由不含比氦更重的元素組成的恒星。當原始核合成時，除了微量可追溯的鋰之外，氦是唯一的元素，由氫合成。然而，類星體的光譜顯示早期IGM已有重元素存在。超新星爆炸可以產生這些重元素，因此高熱、巨大，能夠形成超新星的第三星族星可能成為再電離的機制。盡管它們無法直接觀測到，但符合數質類比模型的模擬和觀測。引力透鏡星系也為第三星族星提供了間接證據。即使沒有直接觀測到第三星族星，它仍是最令人信服的能源來源。它們能比第二星族星輻射更多的光子，更有效地實現再電離，并且在與初始質量函數相對應的它們自己的再電離模型中能使氫再電離。因此，第三星族星目前被認為是最有可能啟動宇宙再電離的能源來源。