Реионизация Вселенной: процесс и эпоха изменений.

Введение

Процесс, вызвавший реионизацию материи на ранних этапах истории Вселенной.

В рамках теории Большого взрыва и космологии, реионизация – это процесс, в результате которого электрически нейтральные атомы во Вселенной вновь стали ионизированными после периода "тёмных веков". Реионизация является вторым из двух основных фазовых переходов газа во Вселенной (первый – рекомбинация). Хотя большая часть барионной материи во Вселенной представлена водородом и гелием, под реионизацией обычно подразумевается именно реионизация водорода, как элемента. Предполагается, что первобытный гелий также прошёл через аналогичный фазовый переход реионизации, но в различные моменты истории Вселенной. Этот процесс обычно называют реионизацией гелия.

Предыстория

Первым фазовым переходом водорода во Вселенной была рекомбинация, которая произошла при красном смещении z = 1089 (379 000 лет после Большого взрыва) из-за охлаждения Вселенной до точки, где скорость рекомбинации электронов и протонов с образованием нейтрального водорода превысила скорость реионизации. До рекомбинации Вселенная была непрозрачной из-за рассеяния фотонов (всех длин волн) свободными электронами (и, в меньшей степени, свободными протонами), но становилась все более прозрачной по мере объединения электронов и протонов в нейтральные атомы водорода. Хотя электроны нейтрального водорода могут поглощать фотоны определенных длин волн, переходя в возбужденное состояние, Вселенная, заполненная нейтральным водородом, оставалась бы относительно непрозрачной лишь на этих поглощенных длинах волн, но прозрачной в большей части спектра. С этого момента начинаются Темные века Вселенной, поскольку других источников света, кроме постепенно краснеющего космического микроволнового фона, не было. Второй фазовый переход произошел, когда в ранней Вселенной начали конденсироваться газовые облака, обладавшие достаточной энергией для реионизации нейтрального водорода. По мере формирования этих объектов и излучения энергии Вселенная вернулась из состояния, состоящего из нейтральных атомов, в состояние ионизированной плазмы. Это произошло между 150 миллионами и одним миллиардом лет после Большого взрыва (при красном смещении 20 > z > 6). Однако к тому времени вещество было рассеяно расширением Вселенной, и рассеивающие взаимодействия фотонов и электронов стали гораздо менее частыми, чем до рекомбинации электронов и протонов. Таким образом, Вселенная была заполнена ионизированным водородом низкой плотности и оставалась прозрачной, как и сегодня.

Методы обнаружения

Оглядываясь на столь отдалённые эпохи в истории Вселенной, возникают определенные наблюдательные трудности. Тем не менее, существует несколько наблюдательных методов для изучения эпохи реионизации.

Квазары и канава Ганна-Питерсона

Одним из способов изучения реионизации является использование спектров далеких квазаров. Квазары высвобождают огромное количество энергии, являясь одними из самых ярких объектов во Вселенной. В результате некоторые квазары обнаруживаются уже в эпоху реионизации. Квазары также характеризуются относительно однородными спектральными особенностями, независимо от их положения на небе или расстояния до Земли. Таким образом, можно заключить, что любые существенные различия между спектрами квазаров обусловлены взаимодействием их излучения с атомами вдоль линии визирования. Для длин волн света, соответствующих энергиям одного из переходов Лаймана водорода, сечение рассеяния велико, что означает, что даже при низких концентрациях нейтрального водорода в межгалактической среде (IGM) поглощение на этих длинах волн весьма вероятно. Для близких объектов во Вселенной спектральные линии поглощения очень четкие, поскольку только фотоны с энергией, достаточной для вызова атомного перехода, могут этот переход инициировать. Однако расстояния между квазарами и телескопами, их регистрирующими, огромны, что приводит к заметному красному смещению света из-за расширения Вселенной. Это означает, что по мере прохождения света от квазара через IGM и его красного смещения, длины волн, которые изначально были ниже предела Лаймана-альфа, растягиваются и начинают заполнять полосу поглощения Лаймана. В результате, вместо четких спектральных линий поглощения, свет квазара, прошедший через обширную область нейтрального водорода, демонстрирует провал Гунна-Петерсона. Красное смещение конкретного квазара предоставляет информацию о времени реионизации. Поскольку красное смещение объекта соответствует моменту излучения света, можно определить время окончания реионизации. Квазары с красным смещением ниже определенного значения (более близкие в пространстве и времени) не демонстрируют провал Гунна-Петерсона (хотя могут проявлять лес Лаймана-альфа), в то время как квазары, излучавшие свет до реионизации, характеризуются наличием провала Гунна-Петерсона. В 2001 году четыре квазара были обнаружены в ходе обзора Sloan Digital Sky Survey с красными смещениями в диапазоне от z = 5,82 до z = 6,28. Квазары с z > 6 показали провал Гунна-Петерсона, указывающий на то, что IGM оставался по крайней мере частично нейтральным, в то время как квазары с z < 6 не показали его, что свидетельствует об ионизации водорода. Поскольку реионизация, как ожидается, происходит за относительно короткий промежуток времени, полученные результаты позволяют предположить, что Вселенная приближалась к завершению реионизации при z = 6. Это, в свою очередь, указывает на то, что Вселенная должна была оставаться почти полностью нейтральной при z > 10. С другой стороны, протяженные провалы поглощения, сохраняющиеся до z < 5,5 в лесах Лаймана-альфа и Лаймана-бета, предполагают, что реионизация потенциально могла продолжаться и после z = 6.

One means of studying reionization uses the spectra of distant quasars. Quasars release an extraordinary amount of energy, being among the brightest objects in the universe. As a result, some quasars are detectable from as long ago 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. 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 below the Lyman Alpha limit are stretched, and will in effect begin to fill in the Lyman 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. The redshifting for a particular quasar provides temporal 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. This, in turn, suggests that the universe must still have been almost entirely neutral at z > 10. On the other hand, long absorption troughs persisting down to z < 5.5 in the Lyman alpha and Lyman beta forests suggest that reionization potentially extends later than z = 6.

Анизотропия и поляризация CMB

Анизотропия космического микроволнового фона на разных угловых масштабах также может быть использована для изучения реионизации. Фотоны подвергаются рассеянию при наличии свободных электронов, в процессе, известном как рассеяние Томсона. Однако по мере расширения Вселенной плотность свободных электронов уменьшается, и рассеяние происходит реже. В период во время и после реионизации, но до того, как произошло значительное расширение, достаточное для снижения плотности электронов, свет, составляющий КМБ, испытывает наблюдаемое рассеяние Томсона. Это рассеяние оставляет свой след на карте анизотропии КМБ, вводя вторичные анизотропии (анизотропии, возникшие после рекомбинации). Общий эффект заключается в сглаживании анизотропий на меньших масштабах. В то время как анизотропии на малых масштабах сглаживаются, анизотропии поляризации, напротив, возникают из-за реионизации. Сравнивая наблюдаемые анизотропии КМБ с тем, какими они были бы, если бы реионизация не произошла, можно определить плотность столба электронов во время реионизации. На основе этого можно вычислить возраст Вселенной в момент реионизации. Микроволновый анизотропный зонд Уилкинсона позволил провести такое сравнение. Первоначальные наблюдения, опубликованные в 2003 году, показали, что реионизация произошла при 30 > z > 11. Этот диапазон красного смещения явно противоречил результатам, полученным при изучении спектров квазаров. Однако данные WMAP за три года дали другой результат: реионизация началась при z = 11, а Вселенная была ионизирована к z = 7. Это гораздо лучше согласуется с данными квазаров. Результаты, полученные в 2018 году в рамках миссии Planck, указывают на мгновенное красное смещение реионизации z = 7,68 ± 0,79. Обычно цитируемым параметром здесь является τ – «оптическая глубина реионизации», или, альтернативно, zre – красное смещение реионизации, предполагая, что это было мгновенное событие. Хотя это маловероятно, поскольку реионизация, скорее всего, не была мгновенной, zre дает оценку среднего красного смещения реионизации.

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). 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. 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 30 > z > 11. 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. This is in much better agreement with the quasar data. Results in 2018 from Planck mission, yield an instantaneous reionization redshift of z = 7.68 ± 0.79. 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.

21-сантиметровая линия

Даже при том, что данные квазаров в целом согласуются с данными об анизотропии CMB, остается ряд вопросов, особенно касающихся источников энергии реионизации и влияния на, а также роли, формирования структуры в процессе реионизации. 21-сантиметровая линия в водороде потенциально является способом изучения этого периода, а также "темных веков", предшествовавших реионизации. Эта линия возникает в нейтральном водороде из-за разницы энергий между триплетным и синглетным спиновыми состояниями электрона и протона. Этот переход запрещен, то есть происходит крайне редко. Переход также сильно зависит от температуры, что означает, что по мере формирования объектов в "темных веках" и излучения ими лимановских альфа-фотонов, поглощаемых и переизлучаемых окружающим нейтральным водородом, будет генерироваться 21-сантиметровый сигнал посредством связи поля Вутхейсена. Изучение 21-сантиметрового излучения позволит узнать больше о ранних структурах, которые сформировались. Наблюдения, полученные в рамках Эксперимента по обнаружению глобального сигнала эпохи реионизации (EDGES), указывают на наличие сигнала из этой эпохи, однако для его подтверждения потребуются дополнительные наблюдения. Ряд других проектов надеются добиться прогресса в этой области в ближайшем будущем, включая Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), Mapper of the IGM Spin Temperature (MIST), миссию Dark Ages Radio Explorer (DARE) и эксперимент Large Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA).

Источники энергии

Хотя наблюдения и сужают временной интервал, в течение которого могла произойти эпоха реионизации, до сих пор неясно, какие объекты являлись источником фотонов, реионизировавших IGM. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия более 13,6 эВ, что соответствует фотонам с длиной волны 91,2 нм и менее. Это ультрафиолетовая часть электромагнитного спектра, а значит, основными кандидатами являются источники, выделяющие значительное количество энергии в ультрафиолетовом диапазоне и выше. Необходимо также учитывать численность источников и их продолжительность существования, поскольку протоны и электроны будут рекомбинировать, если энергия не будет постоянно поддерживаться для их удержания в раздёленном состоянии. Таким образом, критический параметр для любого рассматриваемого источника можно сформулировать как "скорость эмиссии ионизирующих водород фотонов на единицу космологического объема". Принимая во внимание эти ограничения, предполагается, что квазары, а также звёзды и галактики первого поколения были основными источниками энергии.

Карликовые галактики

В настоящее время карликовые галактики считаются основным источником ионизирующих фотонов в эпоху реионизации. Для большинства сценариев это потребует, чтобы логарифмический наклон функции светимости галактик в ультрафиолетовом диапазоне, часто обозначаемый как α, был круче, чем сегодня, приближаясь к α = 2, что позволяет лучше ограничить параметры слабо выраженной популяции галактик с малой массой. В 2014 году два независимых исследования выявили две галактики Green Pea (GPs) как вероятных кандидатов на излучение в линии Лаймана-континуума (LyC). Компактные карликовые галактики, активно формирующие звезды, такие как GPs, считаются отличными аналогами галактик с высоким красным смещением, излучающих в линии Лаймана-альфа и Лаймана-континуума (LAEs и LCEs, соответственно). К тому времени были известны лишь два других LCE: Haro 11 и Tololo 1247-232. Таким образом, поиск локальных излучателей LyC стал критически важным для теорий о ранней Вселенной и эпохе реионизации. Эти усилия привели к реализации программы Low-Redshift Lyman Continuum Survey, масштабного проекта на базе HST/COS, который почти утроил количество прямых измерений излучения Лаймана-континуума от карликовых галактик. На сегодняшний день как минимум 50 LCE были подтверждены с использованием HST/COS. Благодаря новым наблюдениям, полученным с помощью JWST, популяции LCE теперь изучаются при космологических красных смещениях, превышающих 6, что впервые позволяет провести детальную и прямую оценку источников космической реионизации. Сопоставление этих обширных выборок галактик с новыми ограничениями на функцию светимости в ультрафиолетовом диапазоне указывает на то, что карликовые галактики в подавляющем большинстве способствуют реионизации.

Квазары

Квазары, класс активных галактических ядер (AGN), рассматривались как вероятный источник, поскольку они обладают высокой эффективностью преобразования массы в энергию и излучают большое количество света, превышающее порог ионизации водорода. Однако, неизвестно, сколько квазаров существовало до эпохи реионизации. Обнаружить можно лишь самые яркие квазары, существовавшие в период реионизации, что означает отсутствие прямой информации о менее ярких квазарах того времени. Тем не менее, изучая более легко наблюдаемые квазары в близкой Вселенной и предполагая, что функция светимости (зависимость числа квазаров от их светимости) в эпоху реионизации была приблизительно такой же, как и сегодня, можно оценить численность квазаров в более ранние эпохи. Такие исследования показали, что квазаров недостаточно для самостоятельной реионизации межгалактической среды (IGM), и заключают, что "только в случае преобладания источников низкой светимости (AGN) в ионизирующем фоне, функция светимости квазаров может обеспечить достаточное количество ионизирующих фотонов".

Звезды III популяции

Звезды III популяции были самыми ранними звездами, не содержащими элементов тяжелее водорода или гелия. Во время нуклеосинтеза Большого взрыва, помимо водорода и гелия, образовались лишь незначительные количества лития. Однако спектры квазаров обнаружили присутствие тяжелых элементов в межгалактической среде на ранних этапах существования Вселенной. Поскольку тяжелые элементы образуются при взрывах сверхновых, горячие и массивные звезды III популяции, которые впоследствии взрываются как сверхновые, представляют собой возможный механизм реионизации. Хотя они не были обнаружены напрямую, они согласуются с моделями, основанными на численном моделировании и текущих наблюдениях. Гравитационно линзированная галактика также предоставляет косвенные свидетельства существования звезд III популяции. Даже без прямых наблюдений, они остаются убедительным источником. Они более эффективно ионизируют среду, чем звезды II популяции, поскольку излучают больше ионизирующих фотонов и способны самостоятельно реионизировать водород в некоторых моделях реионизации с разумными функциями начальной массы. Следовательно, звезды III популяции в настоящее время считаются наиболее вероятным источником энергии, инициировавшим реионизацию Вселенной, хотя другие источники, вероятно, впоследствии довели реионизацию до завершения. В июне 2015 года астрономы сообщили об обнаружении признаков звезд III популяции в галактике Cosmos Redshift 7. Вероятно, такие звезды существовали в очень ранней Вселенной (то есть при большом красном смещении) и могли начать производство химических элементов тяжелее водорода, необходимых для последующего формирования планет и жизни в том виде, в котором мы ее знаем.