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利用者:Nova replet laetitia/sandbox/宇宙・物理・自然科学/宇宙の再電離

en:Reionization の 19:04, 1 March 2014 の版
ビッグバン宇宙論において宇宙の再電離とは、ビッグバン理論の暗黒時代の後におきた宇宙の物質の再イオン化の過程のことである。宇宙のガスの2つの主要な相転移の2番目の過程である。 バリオン物質の大部分は水素の形として存在し、再電離とは通常は水素のイオン化を指す。原始のヘリウムも同様の過程を経ているが、こちらは宇宙史の異なる時点での事象でありヘリウムの再電離として区別している。

背景

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Schematic timeline of the universe, depicting reionization's place in cosmic history.

宇宙での最初の水素の相転移は再結合である。これは赤方偏移が z = 1089 （ビッグバンの379,000年前後）に起きたとされ、宇宙が冷えて水素を形成するための電子と陽子の結合率がイオン化率よりも高くなった時点のことである。宇宙は再結合以前は不透明で、これは自由電子によって（明らかに少ないが自由な陽子によっても）光子がトムソン散乱されてしまうためである。しかし電子と陽子が結合して水素原子を形成するに連れ透明度は増していった。中性水素は中の電子を励起excited stateさせるようなある波長の光子を吸収できるため、宇宙の中性水素はほぼ吸収された波長では不透明だが、それ以外に対しては透明になる。暗黒時代はここから始まった。それは徐々に暗くなっていく宇宙背景放射以外の光源が存在しなかったからである。

第2の相転移は初期宇宙で物体の凝集が開始されたときである。このとき宇宙は中性水素をイオン化するのに十分なエネルギーがあった。物質の形成や電磁放射エネルギーにより、宇宙は中性から再びイオン化してプラズマplasmaとなった。これはビッグバンから 1億 - 1億5000万年後（赤方偏移が 6 < z < 20）の時代に起きた。しかし物質は宇宙の拡大によって拡散し、光子と電子の相互作用による散乱は、電子と陽子の再結合よりは頻繁には発生しなかった。こうしてイオン化した水素は低い密度＝透明となり今日に至っている。

検出の方法

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宇宙史を振り返ってみると観察にはいくつかの課題が存在しているが、再電離を観測する方法はいくつか存在している。

クエーサーとガン・ピーターソン効果

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One means of studying reionization uses the spectra of distant quasars. Quasars release an extraordinary amount of energy, meaning they are among the brightest objects in the universe. As a result, some quasars are detectable from as far back as the epoch of reionization. Quasars also happen to have relatively uniform spectral features, regardless of their position in the sky or distance from the Earth. Thus it can be inferred that any major differences between quasar spectra will be caused by the interaction of their emission with atoms along the line of sight. For wavelengths of light at the energies of one of the Lyman transitions of hydrogen, the scattering cross-section is large, meaning that even for low levels of neutral hydrogen in the intergalactic medium (IGM), absorption at those wavelengths is highly likely.

再電離研究の手段の1つとして、遠いクエーサーquasarのスペクトルspectrumを使う方法がある。クエーサーは異常なほどの量のエネルギーを放出し、これは宇宙で最も明るい天体である。これを使ってクーエサ－のいくつかは再電離の時代までの過去として観測できる。クエーサーはまた地球からの位置や距離に関係なくスペクトルが比較的均一という特徴がある。このためクエーサーどうしの主な違いは視線方向の原子と放射の相互作用によって引き起こされているものと考えることができる。水素のライマン系列Lyman seriesの1つのエネルギーでの光の波長は、散乱断面積scattering cross-sectionが大きく、 銀河間にある中性水素が低いレベルにあることを示す。同様に波長の吸収も高い。

再イオン化を研究する一つの手段は、使用していますスペクトル遠方のクエーサーを。クエーサーは、彼らは宇宙で最も明るいオブジェクトの一つです。つまり、エネルギーの異常な量を解放する。その結果、一部のクエーサーは、はるか昔再イオン化の時代としての検出可能である。クエーサーもかかわらずから空や距離内の位置に、比較的均一なスペクトルの特徴を持って起こる地球。したがって、クエーサーのスペクトル間の大きな違いは、それらの発光との相互作用によって引き起こされることが推測できる原子視線に沿っ。のために、波長の1のエネルギーで光のライマン遷移水素、散乱断面積は、さえにおける中性水素の低レベルのことを意味し、大きい銀河間媒質（IGM）、吸収、それらの波長では、可能性が高い。

For nearby objects in the universe, spectral absorption lines are very sharp, as only photons with energies just sufficient to cause an atomic transition can cause that transition. However, the distances between quasars and the telescopes which detect them are large, which means that the expansion of the universe causes light to undergo noticeable redshifting. This means that as light from the quasar travels through the IGM and is redshifted, wavelengths which had been above the Lyman Alpha limit are stretched, and will in effect begin to fill in the Lymann absorption band. This means that instead of showing sharp spectral absorption lines, a quasar's light which has traveled through a large, spread out region of neutral hydrogen will show a Gunn-Peterson trough.[1]

宇宙で近い物体では、スペクトル吸収線は非常に鋭く、原子の遷移十分なエネルギーを持った光子だけがその遷移の原因となりうる。しかしクエーサーとそれを観測する望遠鏡との距離は大きく、これは顕著な赤方偏移をするような光を引き起こす宇宙の拡大を意味する。このことはクエーサーからの光が銀河間を進んできて赤方偏移したこをを示す。ライマンα限界を超える引き伸ばされた波長、結果としてライマン吸収線中を埋め始める。ライマン吸収線が鋭くなる代わりにクエーサーからの光は大きくなり、中性水素の領域が広がる、これをガンピーターソン効果という。

原子遷移を引き起こすのにちょうど十分なエネルギーを有する光子のみがその遷移の原因となりますので、宇宙の近くのオブジェクトの場合は、スペクトルの吸収線は、非常にシャープである。しかし、クエーサーやそれらを検出望遠鏡間の距離があることを意味し、大きい宇宙の膨張が顕著redshiftingを受ける光が発生します。これはクエーサーからの光はIGMを通過し、赤方偏移であるとして、ライマンアルファ限界を超えていた波長が引き伸ばされており、事実上Lymann吸収帯を記入し始めることを意味します。これは代わりに鋭いスペクトル吸収線を示すのは、大を通して旅してきたクエーサーの光は、中性水素の領域を表示します広がることを意味しますガン·ピーターソンの谷を。[ 1 ]

The redshifting for a particular quasar provides temporal (time) information about reionization. Since an object's redshift corresponds to the time at which it emitted the light, it is possible to determine when reionization ended. Quasars below a certain redshift (closer in space and time) do not show the Gunn-Peterson trough (though they may show the Lyman-alpha forest), while quasars emitting light prior to reionization will feature a Gunn-Peterson trough. In 2001, four quasars were detected (by the Sloan Digital Sky Survey) with redshifts ranging from z = 5.82 to z = 6.28. While the quasars above z = 6 showed a Gunn-Peterson trough, indicating that the IGM was still at least partly neutral, the ones below did not, meaning the hydrogen was ionized. As reionization is expected to occur over relatively short timescales, the results suggest that the universe was approaching the end of reionization at z = 6.[2] This, in turn, suggests that the universe must still have been almost entirely neutral at z > 10.

特定のクエーサーの赤方偏移は再電離に関する一時的な情報をもたらす。それは物体の赤方偏移がこれは光を発する時間に相当しているからである。再電離がいつ終わったかを決定する可能性がある。クエーサーはある赤方偏移（時間も空間も近い）のもとではガンピーターソン効果を示さない（SDSSの観測で赤方偏移の 5.82から 6.28までのランキングで）、このことは6以上の赤方偏移でガンピーターソン効果を示す限りは、IGMはまだ少なくとも部分的に中性であることを示している。以下のものは示さず、これは水素がイオン化していることを意味する。再電離が比較的短い時間スケールで起きていることを期待すると、この結果はガンピーターソンの観察は宇宙はZ =6 で再イオン化近づいたことを示唆している[3]。これはつまり宇宙はまだほぼz > 10では完全に中性だったに違いない。

特定のクエーサーのためredshiftingは再イオン化に関する時間的（時間）情報を提供します。オブジェクトの赤方偏移は、光を出射する時間に相当するので、再イオン化が終了した時点を決定することができる。（彼らが表示される場合がありますが、特定の赤方偏移（空間的にも時間的にも近い）下のクエーサーは、ガン·ピーターソンの谷を示さないライマンアルファの森を）クエーサーは、ガン·ピーターソンの谷を特色にする前に、再イオン化に光を放出しながら、。2001年には、4クエーサーは（によって検出したスローン·デジタル·スカイサーベイに至るまで赤方偏移して）、Z = 5.82にZ = 6.28。上記のクエーサーながらZ = 6は、IGMがまだ少なくとも部分的に中立であることが示され、ガン·ピーターソンの谷を示したが、以下のものは、水素がイオン化された意味を、しませんでした。再イオン化が比較的短い時間スケール上で発生すると予想されているように、結果は宇宙がで再イオン化の終わりに近づいていたことを示唆しているZ = 6。[ 2 ]これは、順番に、宇宙はまだほぼ完全に中立的だったに違いないことを示唆しているZ > 10。

宇宙マイクロ波背景放射 （CMB）の異方性と分極

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The anisotropy of the cosmic microwave background on different angular scales can also be used to study reionization. Photons undergo scattering when there are free electrons present, in a process known as Thomson scattering. However, as the universe expands, the density of free electrons will decrease, and scattering will occur less frequently. In the period during and after reionization, but before significant expansion had occurred to sufficiently lower the electron density, the light that composes the CMB will experience observable Thomson scattering. This scattering will leave its mark on the CMB anisotropy map, introducing secondary anisotropies (anisotropies introduced after recombination).[4] The overall effect is to erase anisotropies that occur on smaller scales. While anisotropies on small scales are erased, polarization anisotropies are actually introduced because of reionization.[5] By looking at the CMB anisotropies observed, and comparing with what they would look like had reionization not taken place, the electron column density at the time of reionization can be determined. With this, the age of the universe when reionization occurred can then be calculated.

The Wilkinson Microwave Anisotropy Probe allowed that comparison to be made. The initial observations, released in 2003, suggested that reionization took place from 11 <z < 30.[6] This redshift range was in clear disagreement with the results from studying quasar spectra. However, the three year WMAP data returned a different result, with reionization beginning at z = 11 and the universe ionized by z = 7.[7] This is in much better agreement with the quasar data.

Results in 2013 from Planck mission, in combination with data from WMAP polarization, small-scale CMB experiments, and BAO measurements yield an instantaneous reionization redshift of z = 11.3 ± 1.1.[8]

The parameter usually quoted here is τ, the "optical depth to reionization," or alternatively, zre, the redshift of reionization, assuming it was an instantaneous event. While this is unlikely to be physical, since reionization was very likely not instantaneous, zre provides an estimate of the mean redshift of reionization.

異方性の宇宙マイクロ波背景放射の異なる角度スケールでも再イオン化を研究するために使用することができる。本自由電子が存在する場合の光子として知られるプロセスにおいて、散乱を受けるトムソン散乱。宇宙が膨張するが、自由電子の密度が減少し、散乱はそれほど頻繁に発生します。再イオン化中および後の期間でなく大幅な拡大が十分な電子密度を下げるために発生していた前に、CMBを構成する光が観測可能なトムソン散乱を経験するでしょう。この散乱は、CMBの上で、そのマークを残して異方性二異方性（再結合後に導入異方性）を導入、マップ[ 3 ]全体的な効果は、小さなスケールで発生する異方性を消去することです。小さ ​​なスケールの異方性が消去されていますが、偏光異方性は、実際にあるため再イオン化が導入されている。[ 4 ]観察CMBの異方性を見て、彼らがどのように見えるかと比較することで再イオン化が時場所、電子カラム密度を服用していない再イオン化を決定することができる。これにより、再イオン化が発生した宇宙の年齢を計算することができる。

ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ比較がなされることを可能にした。最初の観測は、2003年にリリースされ、再イオン化は11から行われたことを示唆した< Z <30。[ 5 ]この赤方偏移の範囲は、クエーサーのスペクトルを研究した結果との明確な意見の相違だった。しかし、3年間のWMAPデータは再イオン化がから始まると、異なる結果が返され、Z = 11とによりイオン化し、宇宙Z = 7。[ 6 ]これはクエーサーのデータとはるかに優れて一致している。

から2013年に結果プランク WMAP偏光、小規模CMB実験、およびからのデータと組み合わせて、ミッション、バオの測定値は、zの瞬時再イオン化の赤方偏移= 11.3±1.1が得られる。[ 7 ]

通常、ここに引用されたパラメータは、τ、「再イオン化に光学的深さ」、またはこれに代えて、Zで再、再イオン化の赤方偏移、それは瞬間的な出来事であったと仮定して。再イオン化が瞬間的ではない可能性が非常に高いだったので、これは、物理的な可能性は低いですが、Zの再再イオン化の平均赤方偏移の推定値を提供する。

21 cm ライン

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Even with the quasar data roughly in agreement with the CMB anisotropy data, there are still a number of questions, especially concerning the energy sources of reionization and the effects on, and role of, structure formation during reionization. The 21-cm line in hydrogen is potentially a means of studying this period, as well as the "dark ages" that preceded reionization. The 21-cm line occurs in neutral hydrogen, due to differences in energy between the parallel and anti-parallel spin states of the electron and proton. This transition is forbidden, meaning it occurs extremely rarely. The transition is also highly temperature dependent, meaning that as objects form in the "dark ages" and emit Lyman-alpha photons that are absorbed and re-emitted by surrounding neutral hydrogen, it will produce a 21-cm line signal in that hydrogen through Wouthuysen-Field coupling.[9][10] By studying 21-cm line emission, it will be possible to learn more about the early structures that formed. While there are currently no results, there are a few projects underway which hope to make headway in this area in the near future, such as the Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), the Dark Ages Radio Explorer (DARE) mission, and the Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA).

でも、大体CMBの異方性データと一致クエーサーのデータで、特に再イオン化のエネルギー源との影響に関する質問の数、および役割、残っている構造形成再イオン化の際には、。21 cmのライン水素中では、潜在的にこの期間を研究する手段だけでなく、再イオン化に先行した「暗黒時代」である。21 cmの線は、電子と陽子の平行および反平行なスピン状態間のエネルギーの違いにより、中性水素で起こる。この移行はされて禁止され、それがごくまれに発生していないという意味。転移はまた、高度にある温度オブジェクトは「暗黒時代」を形成し、ライマン-アルファ放出するように、つまり、従属の光子に吸収され、中性水素を取り囲むことによって再放出され、それを介して、その水素の21 cmの線信号を生成するWouthuysen場結合。[ 8 ] [ 9 ] 21 cmのライン放出を研究することによって、それが形成された初期の構造の詳細についてはすることが可能となります。は結果がありませんが、のような近い将来、この分野で前進していきたいと考えてい進行中いくつかのプロジェクトがある再イオン化の時代プロービングのための精密アレイ（紙）、低周波アレイ（LOFAR）、マーチソン広視野で配列（MWA）、ジャイアントMetrewave電波望遠鏡（GMRT）、暗黒時代のラジオエクスプローラ（DARE）の使命、そして暗黒時代検出するために、大口径の実験（LEDA）を。

エネルギーの起源

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While observations have come in which narrow the window during which the epoch of reionization could have taken place, it is still uncertain which objects provided the photons that reionized the IGM. To ionize neutral hydrogen, an energy larger than 13.6 eV is required, which corresponds to photons with a wavelength of 91.2 nm or shorter. This is in the ultraviolet part of the electromagnetic spectrum, which means that the primary candidates are all sources which produce a significant amount of energy in the ultraviolet and above. How numerous the source is must also be considered, as well as the longevity, as protons and electrons will recombine if energy is not continuously provided to keep them apart. Altogether, the critical parameter for any source considered can be summarized as its "emission rate of hydrogen-ionizing photons per unit cosmological volume."[11] With these constraints, it is expected that quasars and first generation stars and galaxies were the main sources of energy.[12]

観測が再イオン化の時代が起こった可能性がある時にウィンドウを狭めている来ているが、それはまだ、IGMをreionized光子を提供したオブジェクトが不確定である。中性水素をイオン化するために、13.6以上のエネルギーeVでは 91.2の波長の光子に対応する、必要とされる程度以下である。これはである紫外線の一部は、電磁スペクトルの一次候補者は、紫外線に、上かなりの量のエネルギーを生産するすべての源であることを意味する。エネルギーが連続的に離れてそれらを維持するために設けられていない場合にプロトンと電子が再結合するように、どのように多数のソースも、同様に長寿として、考慮されなければならないする。全体として、考えられて任意のソースのための重要なパラメータは、その「単位宇宙体積あたりの水素の電離光子の放出率。」のように要約することができる[ 10 ]これらの制約には、クエーサーと第一世代のことを期待されている星や銀河が主な原因だったエネルギーの。[ 11 ]

矮小銀河

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矮小銀河は、いまのところ再電離の時代に光子のイオン化の起源として主要な候補である[13]。ほとんどのシナリオでは、紫外線銀河の光度関数の対数曲線となることを要求し、しばしば α で表され、いまよりも急であったとされて α = -2 に近かったとされている[14]。

Dwarf galaxies are currently the primary candidate source of ionizing photons during the epoch of reionization.[15] For most scenarios, this would require the log-slope of the UV galaxy luminosity function, often denoted α, to be steeper than it is today, approaching α = -2.[16]

矮小銀河は、現在、再イオン化の時代の間に光子をイオン化する主な候補源である。[ 12 ]ほとんどのシナリオでは、これは紫外線銀河の対数スロープが必要となる光度関数をそれが今日よりも急であるためには、多くの場合、αで表さ、、近づいてα= -2。[ 13 ]

クエーサー

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Quasars, a class of active galactic nuclei (AGN), were considered a good candidate source because they are highly efficient at converting mass to energy, and emit a great deal of light above the threshold for ionizing hydrogen. It is unknown, however, how many quasars existed prior to reionization. Only the brightest of quasars present during reionization can be detected, which means there is no direct information about dimmer quasars that existed. However, by looking at the more easily observed quasars in the nearby universe, and assuming that the luminosity function (number of quasars as a function of luminosity) during reionization will be approximately the same as it is today, it is possible to make estimates of the quasar populations at earlier times. Such studies have found that quasars do not exist in high enough numbers to reionize the IGM alone,[11][17] saying that "only if the ionizing background is dominated by low-luminosity AGNs can the quasar luminosity function provide enough ionizing photons."[18]

活動銀河核クラスのクエーサーは良い起源候補として考えられていた。それは質量をエネルギーに変換する効果が高いためである。さらに水素を電離するしきい値を超える大変な光量を放出するからである。しかし、どれくらいのクエーサーが再電離を起こす以前に存在していたかは不明である。しかし、より簡単に近くの宇宙で観察されたクエーサーを見ることで、また光度関数（光度関数をクエーサーの数とみて）を仮定することで、再電離が今日と同じくらいの近似となるまでの間、初期のクエーサーの集団を見積もることが可能となる。この研究でクエーサーはIGM単独で再電離するほどには多くは存在していないことがわかった[11][17]。つまりバックグラウンドの再電離が低輝度のAGNによって占められている場合のみ、クエーサー光度関数を光子を再電離するのに十分に提供することができる、と言っている。[18]。

クエーサーのクラス活動銀河核（AGN）が、彼 ​​らは変換時に高効率であるため、優れた候補源と考えられた質量をするエネルギー、及び水素をイオン化するためのしきい値を超える光を大量に放出する。これは、前に再イオン化に存在していたが、どのように多くのクエーサー、不明である。再イオン化の間に存在するクエーサーの唯一の明るいが存在していた調光クエーサーについての直接的な情報がないことを意味し、検出することが可能となる。しかし、近くの宇宙の中で、より容易に観察クエーサーを見て、光度関数（光度関数をクエーサーの数として）の関数としてのクエーサーの数と仮定することにより、明るさ、それが今日のように再イオン化の際）はほぼ同じになり、それはの推定を行うことが可能である以前の回でクエーサー集団。このような研究は、クエーサーは、単独でIGMをreionize十分に高い数字に存在しないことを見出した[ 10 ] [ 14 ]電離背景が低輝度のAGNによって支配されている場合にのみ、クエーサー視感度関数が十分にイオン化光子を提供することができる」と言う。 「[ 15 ]

人口III星[ 編集]

III族星

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Simulated image of the first stars, 400 Myr after the Big Bang.

Population III stars are stars which have no elements more massive than hydrogen or helium. During Big Bang nucleosynthesis, the only elements that formed aside from hydrogen and helium were trace amounts of lithium. Yet quasar spectra have revealed the presence of heavy elements in the IGM at an early era. Supernova explosions produce such heavy elements, so hot, large, Population III stars which will form supernovae are a possible mechanism for reionization. While they have not been directly observed, they are consistent according to models using numerical simulation[19] and current observations.[20] A gravitationally lensed galaxy also provides indirect evidence of Population III stars.[21] Even without direct observations of Population III stars, they are a compelling source. They are more efficient and effective ionizers than Population II stars, as they emit more ionizing photons,[22] and are capable of reionizing hydrogen on their own in some reionization models with reasonable initial mass functions.[23] As a consequence, Population III stars are currently considered the most likely energy source to initiate the reionization of the universe,[24] though other sources are likely to have taken over and driven reionization to completion.

III族星

星は水素またはより多くの大規模などの要素がない星であるヘリウム。中にビッグバン元素合成、水素とヘリウムとは別に形成された要素だけでは、微量のたリチウム。まだクエーサーのスペクトルは、初期の時代のIGMでの重元素の存在が明らかになってきた。超新星爆発はとても暑いような重元素、超新星が再イオン化のための可能なメカニズムである形成する大規模な人口III星を生み出す。彼らが直接観測されていないが、彼 ​​らは、数値シミュレーションを用いてモデルに従って一貫している[ 16 ]と現在の観測。[ 17 ]重力レンズ付き銀河も人口III星の間接的な証拠を提供しています。[ 18 ]でも人口IIIの直接観察することなく星は、彼らは魅力的な源である。彼らは、彼らがより多くの電離光子を放出するように、種族II星よりも効率的かつ効果的なイオナイザーです[ 19 ]とリーズナブルでいくつかの再イオン化モデルで独自に水素をreionizingが可能な初期質量関数。[ 20 ]その結果、人口IIIとして星は現在、宇宙の再イオン化を開始するための最も可能性の高いエネルギー源と考えられている[ 21 ]他のソースが引き継がれ ​​、完了に再イオン化を牽引してきた可能性があるけれども。

下記も参照

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脚注と参照

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  3. ^ 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. arXiv:astro-ph/0108097. Bibcode: 2001AJ....122.2850B. doi:10.1086/324231. 
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  24. ^ Marcelo Alvarez et al. (2006). “The H II Region of the First Star”. Astrophysical Journal 639 (2): 621–632. arXiv:astro-ph/0507684. Bibcode: 2006ApJ...639..621A. doi:10.1086/499578. 

外部リンク

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