Reionisierung - Reionization

Auf den Gebieten der Urknalltheorie und Kosmologie ist Reionisation der Prozess, der die Reionisation von Materie im Universum nach dem Ablauf des „ dunklen Zeitalters “ verursachte.

Die Reionisation ist der zweite von zwei großen Phasenübergängen von Gas im Universum (der erste ist die Rekombination ). Während der Großteil der baryonischen Materie im Universum in Form von Wasserstoff und Helium vorliegt , bezieht sich die Reionisierung normalerweise ausschließlich auf die Reionisierung von Wasserstoff , dem Element.

Es wird angenommen, dass auch das ursprüngliche Helium die gleiche Phase der Reionisationsänderungen durchlief, jedoch zu verschiedenen Zeitpunkten in der Geschichte des Universums. Dies wird üblicherweise als Helium-Reionisation bezeichnet .

Hintergrund

Schematische Zeitleiste des Universums, die den Platz der Reionisation in der kosmischen Geschichte darstellt.

Die erste Phasenänderung von Wasserstoff im Universum war die Rekombination , die bei einer Rotverschiebung von z  = 1089 (379.000 Jahre nach dem Urknall) aufgrund der Abkühlung des Universums bis zu dem Punkt auftrat, an dem die Rekombinationsrate von Elektronen und Protonen zur Bildung von neutraler Wasserstoff war höher als die Re- Ionisationsrate . Das Universum war vor der Rekombination undurchsichtig, da Photonen (aller Wellenlängen) an freien Elektronen (und in deutlich geringerem Maße an freien Protonen) gestreut wurden , aber es wurde zunehmend transparent, je mehr Elektronen und Protonen sich zu neutralem Wasserstoff verbanden Atome. Während die Elektronen des neutralen Wasserstoffs Photonen einiger Wellenlängen absorbieren können, indem sie in einen angeregten Zustand aufsteigen , ist ein Universum voller neutralem Wasserstoff nur bei diesen absorbierten Wellenlängen relativ undurchsichtig, aber über den größten Teil des Spektrums transparent. Das dunkle Zeitalter des Universums beginnt an diesem Punkt, denn es gab keine anderen Lichtquellen als die sich allmählich rot verschiebende kosmische Hintergrundstrahlung.

Die zweite Phasenänderung trat auf, als im frühen Universum Objekte zu kondensieren begannen , die energetisch genug waren, um neutralen Wasserstoff zu reionisieren. Als sich diese Objekte formten und Energie ausstrahlten , verwandelte sich das Universum wieder in ein ionisiertes Plasma , das aus neutralen Atomen bestand . Dies geschah zwischen 150 Millionen und einer Milliarde Jahre nach dem Urknall (bei einer Rotverschiebung 6 <  z  < 20). Zu dieser Zeit war Materie jedoch durch die Expansion des Universums diffundiert, und die Streuwechselwirkungen von Photonen und Elektronen waren viel seltener als vor der Elektron-Proton-Rekombination. Somit war das Universum voll von ionisiertem Wasserstoff geringer Dichte und blieb transparent, wie es heute der Fall ist.

Erkennungsmethoden

Ein Blick zurück in die Geschichte des Universums stellt einige Beobachtungsherausforderungen. Es gibt jedoch einige Beobachtungsmethoden zur Untersuchung der Reionisation.

Quasare und der Gunn-Peterson-Trog

Ein Mittel zur Untersuchung der Reionisation verwendet die Spektren entfernter Quasare . Quasare setzen außerordentlich viel Energie frei, tatsächlich gehören sie zu den hellsten Objekten im Universum. Dadurch sind einige Quasare bereits in der Reionisationsepoche nachweisbar. Quasare haben auch relativ einheitliche spektrale Merkmale, unabhängig von ihrer Position am Himmel oder der Entfernung von der Erde . Daraus kann geschlossen werden, dass alle größeren Unterschiede zwischen Quasar-Spektren durch die Wechselwirkung ihrer Emission mit Atomen entlang der Sichtlinie verursacht werden. Für Lichtwellenlängen bei den Energien eines der Lyman-Übergänge von Wasserstoff ist der Streuquerschnitt groß, was bedeutet, dass selbst bei geringen Mengen an neutralem Wasserstoff im intergalaktischen Medium (IGM) eine Absorption bei diesen Wellenlängen sehr wahrscheinlich ist.

Für nahe Objekte im Universum sind die spektralen Absorptionslinien sehr scharf, da nur Photonen mit Energien, die gerade ausreichen, um einen atomaren Übergang zu bewirken, diesen Übergang verursachen können. Allerdings sind die Abstände zwischen Quasaren und den sie detektierenden Teleskopen groß, was bedeutet, dass durch die Expansion des Universums das Licht eine merkliche Rotverschiebung erfährt. Dies bedeutet, dass, wenn Licht vom Quasar durch das IGM wandert und rotverschoben wird, Wellenlängen, die unter der Lyman-Alpha-Grenze lagen, gestreckt werden und damit beginnen, die Lyman-Absorptionsbande zu füllen. Dies bedeutet, dass das Licht eines Quasars, das durch einen großen, ausgebreiteten Bereich von neutralem Wasserstoff gereist ist, anstatt scharfe spektrale Absorptionslinien zu zeigen, ein Gunn-Peterson-Trog zeigt .

Die Rotverschiebung für einen bestimmten Quasar liefert zeitliche (zeitliche) Informationen über die Reionisation. Da die Rotverschiebung eines Objekts dem Zeitpunkt entspricht, zu dem es das Licht emittiert hat, kann festgestellt werden, wann die Reionisation beendet ist. Quasare unterhalb einer bestimmten Rotverschiebung (näher in Raum und Zeit) zeigen nicht den Gunn-Peterson-Trog (obwohl sie den Lyman-Alpha-Wald zeigen können ), während Quasare, die vor der Reionisation Licht emittieren, einen Gunn-Peterson-Trog aufweisen. Im Jahr 2001 wurden vier Quasare (durch den Sloan Digital Sky Survey ) mit Rotverschiebungen im Bereich von z  = 5,82 bis z  = 6,28 entdeckt. Während die Quasare oberhalb von z  = 6 ein Gunn-Peterson-Tal zeigten, was darauf hinweist, dass das IGM immer noch zumindest teilweise neutral war, war dies bei den darunter nicht der Fall, was bedeutet, dass der Wasserstoff ionisiert war. Da eine Reionisation über relativ kurze Zeiträume erwartet wird, deuten die Ergebnisse darauf hin, dass sich das Universum bei z  = 6 dem Ende der Reionisation näherte . Dies wiederum legt nahe, dass das Universum bei z  > 10 immer noch fast vollständig neutral gewesen sein muss .

CMB-Anisotropie und Polarisation

Die Anisotropie des kosmischen Mikrowellenhintergrunds auf verschiedenen Winkelskalen kann auch verwendet werden, um die Reionisation zu untersuchen. Photonen unterliegen einer Streuung, wenn freie Elektronen vorhanden sind, in einem Prozess, der als Thomson-Streuung bekannt ist . Wenn sich das Universum jedoch ausdehnt, nimmt die Dichte der freien Elektronen ab und Streuung wird seltener auftreten. In der Zeit während und nach der Reionisation, aber bevor eine signifikante Expansion eingetreten war, um die Elektronendichte ausreichend zu senken, erfährt das Licht, aus dem das CMB besteht, eine beobachtbare Thomson-Streuung. Diese Streuung hinterlässt ihre Spuren auf der CMB- Anisotropiekarte und führt sekundäre Anisotropien (Anisotropien, die nach der Rekombination eingeführt werden) ein. Der Gesamteffekt besteht darin, Anisotropien zu löschen, die auf kleineren Skalen auftreten. Während Anisotropien auf kleinen Skalen gelöscht werden, werden Polarisationsanisotropien tatsächlich aufgrund der Reionisation eingeführt. Durch Betrachten der beobachteten CMB-Anisotropien und Vergleich mit dem, wie sie aussehen würden, wenn keine Reionisation stattgefunden hätte, kann die Elektronensäulendichte zum Zeitpunkt der Reionisation bestimmt werden. Damit lässt sich dann das Alter des Universums zum Zeitpunkt der Reionisation berechnen.

Die Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ermöglichte diesen Vergleich. Die ersten Beobachtungen, die 2003 veröffentlicht wurden, legten nahe, dass die Reionisation ab 11 < z  < 30 stattfand. Dieser Rotverschiebungsbereich stimmte eindeutig mit den Ergebnissen aus der Untersuchung von Quasarspektren überein. Die dreijährigen WMAP-Daten lieferten jedoch ein anderes Ergebnis, wobei die Reionisation bei z  = 11 begann und das Universum bei z  = 7 ionisiert wurde . Dies stimmt viel besser mit den Quasar-Daten überein.

Ergebnisse der Planck- Mission im Jahr 2018 ergeben eine sofortige Reionisations-Rotverschiebung von z = 7,68 ± 0,79.

Der hier üblicherweise zitierte Parameter ist , die "optische Tiefe bis zur Reionisation", oder alternativ z re , die Rotverschiebung der Reionisation, vorausgesetzt, es war ein augenblickliches Ereignis. Obwohl dies unwahrscheinlich ist, dass dies physikalisch ist, da die Reionisation sehr wahrscheinlich nicht augenblicklich war, liefert z re eine Schätzung der mittleren Rotverschiebung der Reionisation.

21-cm-Linie

Auch wenn die Quasardaten in etwa mit den CMB-Anisotropiedaten übereinstimmen, gibt es noch eine Reihe von Fragen, insbesondere zu den Energiequellen der Reionisation und den Auswirkungen und der Rolle der Strukturbildung während der Reionisation. Die 21-cm-Linie in Wasserstoff ist möglicherweise ein Mittel zur Untersuchung dieser Zeit sowie des "dunklen Zeitalters", das der Reionisierung vorausging. Die 21-cm-Linie tritt in neutralem Wasserstoff aufgrund von Energieunterschieden zwischen den Spintriplett- und Spinsingulettzuständen von Elektron und Proton auf. Dieser Übergang ist verboten , d. h. er kommt äußerst selten vor. Der Übergang ist auch stark temperaturabhängig , was bedeutet, dass, wenn sich Objekte im "dunklen Zeitalter" bilden und Lyman-Alpha- Photonen emittieren, die vom umgebenden neutralen Wasserstoff absorbiert und wieder emittiert werden, ein 21-cm-Liniensignal in diesem Wasserstoff erzeugt wird Wouthuysen-Feldkopplung . Durch die Untersuchung der 21-cm-Linienemission wird es möglich sein, mehr über die frühen Strukturen zu erfahren, die sich gebildet haben. Beobachtungen aus dem Experiment zur Erkennung der globalen Epoche der Reionisationssignatur (EDGES) weisen auf ein Signal aus dieser Zeit hin, obwohl Folgebeobachtungen erforderlich sind, um es zu bestätigen. Mehrere andere Projekte hoffen, in naher Zukunft in diesem Bereich Fortschritte zu machen, wie das Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), das Low Frequency Array (LOFAR), das Murchison Widefield Array (MWA), das Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT .). ), Mapper des IGM Spin Temperature (MIST), der Dark Ages Radio Explorer (DARE) Mission und des Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA).

Energiequellen

Astronomen hoffen, mit Beobachtungen die Frage beantworten zu können, wie das Universum reionisiert wurde.

Während Beobachtungen gemacht wurden, in denen das Fenster, in dem die Reionisationsepoche hätte stattfinden können, schmaler wurde, ist es immer noch ungewiss, welche Objekte die Photonen lieferten, die das IGM reionisierten. Um neutralen Wasserstoff zu ionisieren, ist eine Energie von mehr als 13,6 eV erforderlich, was Photonen mit einer Wellenlänge von 91,2 nm oder kürzer entspricht. Dies liegt im ultravioletten Teil des elektromagnetischen Spektrums , was bedeutet, dass die primären Kandidaten alle Quellen sind, die eine signifikante Energiemenge im Ultraviolett und darüber produzieren. Die Anzahl der Quellen muss ebenso berücksichtigt werden wie die Langlebigkeit, da Protonen und Elektronen rekombinieren, wenn nicht kontinuierlich Energie zugeführt wird, um sie auseinander zu halten. Insgesamt kann der kritische Parameter für jede betrachtete Quelle als ihre "Emissionsrate von wasserstoffionisierenden Photonen pro Einheit des kosmologischen Volumens" zusammengefasst werden. Angesichts dieser Einschränkungen wird erwartet, dass Quasare und Sterne und Galaxien der ersten Generation die Hauptenergiequellen waren.

Zwerggalaxien

Zwerggalaxien sind derzeit die Hauptquelle für ionisierende Photonen während der Reionisationsepoche. Für die meisten Szenarien würde dies erfordern, dass die logarithmische Steigung der UV-Galaxie- Leuchtkraftfunktion , oft als α bezeichnet, steiler als heute ist und sich α = -2 annähert.

Im Jahr 2014 haben zwei getrennte Quellen zwei Galaxien der Grünen Erbse (GPs) als wahrscheinliche Kandidaten für das Lyman-Kontinuum (LyC) identifiziert. Dies legt nahe, dass diese beiden GPs Analoga mit niedriger Rotverschiebung von Lyman-alpha- und LyC-Emittern mit hoher Rotverschiebung sind, von denen nur zwei andere bekannt sind: Haro 11 und Tololo-1247-232 . Das Auffinden lokaler LyC-Emitter ist entscheidend für die Theorien über das frühe Universum und die Epoche der Reionisation. Diese beiden GPs haben SDSS DR9-Referenznummern: 1237661070336852109 (GP_J1219) und 1237664668421849521.

Eine neue Studie zeigt, dass Zwerggalaxien während des Reionisationsprozesses fast 30% des ultravioletten Lichts beisteuern. Die Zwerge hatten einen so großen Einfluss, weil ein größerer Anteil ionisierender Photonen in der Lage ist, Zwerggalaxien (eintakten bei 50 %) zu entkommen, im Gegensatz zu größeren Galaxien (eintakten bei nur 5 %). Zitat von JH Wise aus einem Interview mit Sky and Telescope : "Die kleinsten Galaxien dominieren zuerst zu frühen Zeiten; sie töten sich jedoch im Grunde selbst, indem sie ihr Gas durch ihre eigenen Supernovae ausblasen und ihre Umgebung erhitzen. Danach größere Galaxien (aber immer noch viel) um das 100-fache an Masse kleiner als die Milchstraße) übernehmen die Aufgabe, das Universum zu reionisieren."

Quasare

Quasare , eine Klasse aktiver galaktischer Kerne (AGN), galten als gute Kandidatenquelle, da sie sehr effizient Masse in Energie umwandeln und viel Licht oberhalb der Schwelle für die Ionisierung von Wasserstoff emittieren. Es ist jedoch nicht bekannt, wie viele Quasare vor der Reionisation existierten. Nur die hellsten Quasare, die während der Reionisation vorhanden sind, können erkannt werden, was bedeutet, dass es keine direkten Informationen über existierte dunklere Quasare gibt. Wenn man sich jedoch die leichter beobachtbaren Quasare im nahen Universum ansieht und davon ausgeht, dass die Leuchtkraftfunktion (Anzahl der Quasare als Funktion der Leuchtkraft ) während der Reionisation ungefähr dieselbe ist wie heute, ist es möglich, Schätzungen von die Quasarpopulationen zu früheren Zeiten. Solche Studien haben ergeben, dass Quasare nicht in ausreichender Zahl vorhanden sind, um das IGM allein zu reionisieren, und sagten: "Nur wenn der ionisierende Hintergrund von AGNs mit geringer Leuchtkraft dominiert wird, kann die Quasar-Leuchtkraftfunktion genügend ionisierende Photonen liefern."

Bevölkerung III Sterne

Simuliertes Bild der ersten Sterne, 400 Myr nach dem Urknall .

Sterne der Population III waren die frühesten Sterne, die keine massereicheren Elemente als Wasserstoff oder Helium hatten . Während der Urknall-Nukleosynthese bildeten sich neben Wasserstoff und Helium nur Spuren von Lithium . Quasarspektren haben jedoch schon früh das Vorhandensein schwerer Elemente im intergalaktischen Medium gezeigt . Supernova- Explosionen produzieren so schwere Elemente, so dass heiße, große Sterne der Population III, die Supernovae bilden, ein möglicher Mechanismus für die Reionisierung sind. Obwohl sie nicht direkt beobachtet wurden, sind sie laut Modellen mit numerischer Simulation und aktuellen Beobachtungen konsistent. Eine Galaxie mit Gravitationslinse liefert auch indirekte Hinweise auf Sterne der Population III. Auch ohne direkte Beobachtungen von Sternen der Population III sind sie eine überzeugende Quelle. Sie sind effizientere und effektivere Ionisatoren als Sterne der Population II, da sie mehr ionisierende Photonen emittieren und in einigen Reionisationsmodellen mit vernünftigen anfänglichen Massenfunktionen Wasserstoff selbst reionisieren können . Infolgedessen werden Sterne der Population III derzeit als die wahrscheinlichste Energiequelle angesehen, die die Reionisierung des Universums einleitet, obwohl wahrscheinlich andere Quellen die Reionisierung übernommen und zum Abschluss gebracht haben.

Im Juni 2015 meldeten Astronomen Beweise für Sterne der Population III in der Kosmos Redshift 7 Galaxie bei z = 6,60 . Solche Sterne haben wahrscheinlich im sehr frühen Universum existiert (dh bei hoher Rotverschiebung) und haben möglicherweise mit der Produktion chemischer Elemente begonnen, die schwerer als Wasserstoff sind, die für die spätere Bildung von Planeten und Leben, wie wir es kennen, benötigt werden.

Siehe auch

Hinweise und Referenzen

Externe Links