再电离

再电离是指在大爆炸宇宙学的黑暗期之后，宇宙中物质再次电离的过程，这是宇宙中气体的两次主要相变中的第二次。当主要的重子物质转变为氢形式时，再电离通常指氢气的电离。宇宙原始的氦也经历了类似的相变，尽管在宇宙史上是不同的时间点，通常被称为氦再电离。

在宇宙中，氢的xxx次相变是复合，发生在红移z=1100（大爆炸后的400,000年），此时宇宙的冷却使得电子和质子结合形成中性氢原子的速度超过了氢被电离的速度。由于光子的散射，在再结合之前的宇宙是不透明的，但在更多电子被捕获形成氢之后，宇宙变得越来越透明。同时，中性氢（或其他原子或分子）的电子能够吸收某些波长的光子进入激发态，充满中性氢原子的宇宙相对于这些波长来说是不透明的，而对于其他大部分频谱则是透明的。黑暗时期就是从这一点开始的，因为除了逐渐变暗的微波背景辐射外，没有其他光源。

第二次相变发生在早期宇宙充满了足以使中性氢游离的能量，开始形成天体的时期。当这些天体形成并辐射能量，在大爆炸后的1.5至10亿年间（红移6 < z < 20），宇宙从中性状态重新变为电离的等离子体。然而，由于宇宙的膨胀已经稀释了物质，而且散射的相互作用不再像再结合前那样频繁，因此，就像今天的情况一样，充满低密度游离氢的宇宙仍然保持透明。

一项关于再电离的重要研究是使用遥远类星体的光谱。类星体释放出巨大的能量，使其成为宇宙中最明亮的天体类型之一。一些类星体甚至可以在再电离的早期被探测到。类星体还具有相对一致的光谱特征，无论其在天空中的位置和与地球的距离如何。因此，可以推断出类星体光谱上出现的任何差异都是与视线方向上的原子相互作用的结果。莱曼转换在可见光波长的能量上有很大的散射截面，这意味着即使只有少量的中性氢存在于星系际介质（IGM）中，在这些波长上的吸收也很明显。在邻近的宇宙中，光谱的吸收线很尖锐，因为即使光子的能量只够引起一个原子的跃迁，跃迁也会发生。然而，类星体和用于探测的望远镜之间的距离很大，这意味着宇宙膨胀导致接收的光明显变红。这意味着当类星体的光在旅行过程中穿过星系际介质（IGM）时，原本比莱曼α波长短的成分发生了红移，恰好落在莱曼谱线范围内，因此从类星体所在的红移处的莱曼α线对应的波长开始，朝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，类星体的光线在经过散布着中性氢的广阔空间后，显示出耿恩-彼得森槽。这些红移的出现为我们提供了关于再电离时期的碎片信息。因为天体的红移对应着我们看到的光线辐射出来的时刻，它可能有助于建立再电离时期结束的时间点。红移在特定数值以下的类星体不会显示耿恩-彼得森槽（尽管它们可能会显示莱曼α森林），因为会显示耿恩-彼得森槽的再电离早于这些类星体辐射的光。在2001年，斯隆数字巡天发现了红移在z=5.82至z=6.28之间的四个类星体，其中z=6的显示出耿恩-彼得森槽，低于这个值的则没有，这表明z=6的IGM至少有一部分是中性的氢。推测再电离发生在相对较短的时间尺度内，这一结果表明宇宙在接近z=6的时间上结束了再电离。这实际上表明宇宙在z>10的时刻几乎已经完全中性化了。

宇宙微波背景在不同角度上的各向异性能用于研究再电离。当光子与自由电子散射时，会发生汤姆森散射。然而，随着宇宙膨胀，自由电子的密度会下降，同时散射的发生频率也会下降。在再电离及其后的时期，但在宇宙显著膨胀和电子密度显著降低之前，来自宇宙微波背景的光会发生可观测的汤姆森散射。这些散射将在宇宙微波背景的各向异性图中留下印记，引入第二次各向异性（继再结合之后的各向异性）。总体而言，这种影响会消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，但再电离会导致偏振的各向异性。仔细研究宇宙微波背景的各向异性，与看似未发生再电离的地区相比，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进行此类比较。最初的数据发布于2003年，认为再电离发生在11 < z < 30的地方，但这与对类星体光谱观测的研究结果明显不符。然而，WMAP三年数据给出了不同的结果，再电离始于z=11，宇宙电离发生在z=7，这与类星体的数据有更好的一致性。

即使类星体的数据和宇宙微波背景辐射的各向异性数据基本相符，但仍有一些问题，尤其是关于再电离的能量来源，以及再电离期间在宇宙结构形成中发挥的作用和产生的影响。氢的21厘米线可能是研究这一时期以及再电离前“黑暗时期”的重要工具。21厘米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关联。一方面，由于21厘米线的自发跃迁概率极小（平均每个氢原子需要约100万年才会自发跃迁一次），在较大程度的中性度下，即使是完全中性的环境中也难以达到饱和，因此它特别适合用于探测宇宙再电离时期的中性结构。另一方面，21厘米线是一条确定频率的谱线，在不同的射电波段观测到的21厘米谱线对应的是不同红移处的信号，从而我们可以获取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，即很难发生，这种转换还需要高温，即形成于“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21厘米谱线探测宇宙再电离主要有两种方法。讨论较多的是21厘米层析法（tomography），即将宇宙微波背景辐射作为背景源，观测不同红移处的星际介质对背景辐射的吸收或发射21厘米光子所产生的信号。氢原子的21厘米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21厘米光子，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。另一种方法是“21厘米森林”观测。这种观测是以极高红移（红移6以上）的类星体或伽马射线暴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21厘米吸收线。不同红移上的结构在类星体或伽马射线暴余辉光谱的不同频率处产生吸收线，形成“森林”般的光谱结构。同样地，21厘米吸收线的强度反映了吸收体的温度、密度、电离度，以及电离源的辐射情况。与21厘米层析法不同的是，“21厘米森林”信号对星际介质的温度更为敏感，能够更有效地提取宇宙温度演化的信息。依靠研究21厘米线辐射，有望获得更多关于早期结构形成的信息。尽管尚未取得成果，但有几个项目正在进行中，如21厘米线阵列（21CMA）、低频阵列（LOFAR）、默奇森广角阵列（MWA）和巨型米波无线电望远镜（GMRT），有望在未来这一领域的研究中取得进展。

尽管观测数据缩小了再电离时代的范围，但仍未确定是什么样的天体提供了光子使IGM再电离。使中性氢电离只需13.6电子伏特的能量，相当于91.2纳米或更短波长的光子。这在电磁频谱中是紫外线的一部分，这意味着所有主要的候选者都是紫外线和具有更高能量的光子。有许多来源必须加以考虑，比如长寿的质子和电子，但如果它们不继续提供能量使它们分离，它们就会重新结合。同时，考虑任何来源的关键参数是“每单位宇宙论体积氢电离光子的发射率”。由于这些限制，预计类星体和xxx代恒星是这些能量的主要来源。

类星体是良好的候选来源，因为它能高效地将质量转化为能量，并且辐射出大量能量在电离氢阈值以上的光。然而，尚不清楚再电离之前有多少类星体存在。当再电离进行时，只有最亮的类星体能被检测出来，这意味着没有较暗的类星体存在的直接证据。然而，通过对附近宇宙中较容易观测到的类星体的调查，并假设再电离时期的亮度函数（类星体数量的亮度函数）与今天的分布大致相同，就可以估算早期类星体的数量。这类研究表明，类星体没有足够的数量单独引发IGM的再电离，即“只有当再电离背景主要是低亮度活动星系核（AGN）也是类星体时，才能提供足够的电离光子。”需要注意的是，类星体是一种活动星系核，或称AGN。

第三星族星是由不含比氦更重的元素组成的恒星。当原始核合成时，除了微量可追溯的锂之外，氦是xxx的元素，由氢合成。然而，类星体的光谱显示早期IGM已有重元素存在。超新星爆炸可以产生这些重元素，因此高热、巨大，能够形成超新星的第三星族星可能成为再电离的机制。尽管它们无法直接观测到，但符合数质类比模型的模拟和观测。引力透镜星系也为第三星族星提供了间接证据。即使没有直接观测到第三星族星，它仍是最令人信服的能源来源。它们能比第二星族星辐射更多的光子，更有效地实现再电离，并且在与初始质量函数相对应的它们自己的再电离模型中能使氢再电离。因此，第三星族星目前被认为是最有可能启动宇宙再电离的能源来源。