이온화

Reionization

빅뱅 이론과 우주론 분야에서, 재이온화는 "암흑 시대"가 지난 후 우주의 물질이 재이온화되도록 만든 과정이다.

재이온화는 우주에서[citation needed] 가스의 가지 주요 상전이 중 두 번째입니다(첫 번째는 재결합입니다).우주에 있는 대부분의 중입자 물질은 수소와 헬륨의 형태이지만, 재이온화는 보통 원소인 수소의 재이온화를 말한다.

원시 헬륨은 또한 재이온화의 같은 단계를 겪었다고 믿어지지만, 우주의 역사에서 서로 다른 지점들이 있었다.이것은 보통 헬륨 이온화라고 불립니다.

배경

우주 역사에서 재이온화의 위치를 묘사하는 우주의 개략적인 연대표.

우주에서 수소의 첫 단계 변화는 적색편이 z = 1089년(빅뱅 이후 37만9000년)에 전자와 양성자의 재결합 속도가 재이온 [citation needed]속도보다 높을 정도로 우주가 냉각되면서 일어난 재결합이었다.우주가 재결합하기 전에는 (모든 파장의) 광자의 산란으로 인해 불투명했지만, 더 많은 전자와 양성자가 중성 수소 원자를 형성하기 위해 결합하면서 점점 더 투명해졌다.중성수소의 전자가 들뜬 상태로 올라감으로써 일부 파장의 광자를 흡수할 수 있는 반면 중성수소로 가득한 우주는 흡수된 파장에서만 상대적으로 불투명하지만 대부분의 스펙트럼에서 투명할 것이다.우주의 암흑 시대는 그 지점에서 시작됩니다. 왜냐하면 서서히 붉은 빛을 띠는 우주 배경 복사 외에는 다른 광원이 없었기 때문입니다.

두 번째 위상 변화는 중성 수소를 재이온화하기에 충분한 에너지가 있는 물체가 초기 우주에서 응축되기 시작하면서 일어났다.이 물체들이 에너지를 형성하고 방사하면서, 우주는 중성 원자로 구성되어 있던 것에서 다시 이온화된 플라즈마로 되돌아갔습니다.이는 빅뱅 이후 1억5000만 년에서 10억 년 사이에 발생했다(빨간색 시프트 20 > z >[citation needed] 6).그러나 그 당시에는 우주의 팽창에 의해 물질이 확산되었고 광자와 전자의 산란 상호작용은 전자-양성자 재결합 전보다 훨씬 덜 빈번했다.따라서, 우주는 저밀도 이온화 수소들로 가득 차 있었고 오늘날처럼 투명하게 남아있었다.

검출 방법

지금까지 우주의 역사를 되돌아보면 관찰상의 문제가 몇 가지 있습니다.그러나 재이온화를 연구하기 위한 몇 가지 관찰 방법이 있다.

퀘이사와 건-피터슨 트로프

재이온화를 연구하는 한 가지 방법은 멀리 있는 퀘이사의 스펙트럼을 사용한다.퀘이사는 엄청난 양의 에너지를 방출하는데, 사실 퀘이사는 우주에서 가장 밝은 물체 중 하나이다.그 결과, 일부 퀘이사는 재이온화 시대까지 거슬러 올라갈 수 있습니다.퀘이사는 또한 하늘에서의 위치나 지구로부터의 거리에 관계없이 비교적 균일한 스펙트럼 특성을 가지고 있다.따라서 퀘이사 스펙트럼 간의 주요 차이는 시선 방향의 원자와 방출의 상호작용에 의해 유발될 것이라고 추론할 수 있다.수소의 라이만 전이 에너지 중 하나에서 빛의 파장산란 단면이 크며, 이는 은하간 매체(IGM)에서 중성 수소가 낮은 수준이라도 이러한 파장에서 흡수될 가능성이 높다는 것을 의미합니다.

우주의 가까운 물체의 경우, 스펙트럼 흡수선은 매우 날카롭습니다. 원자 전이를 일으키기에 충분한 에너지를 가진 광자만이 그러한 전이를 일으킬 수 있기 때문입니다.하지만, 퀘이사와 퀘이사를 탐지하는 망원경 사이의 거리는 크며, 이것은 우주의 팽창으로 인해 빛이 눈에 띄는 적색편이를 겪게 된다는 것을 의미한다.즉, 퀘이사의 빛이 IGM을 통과하여 적색편이되면서 라이먼 알파 한계보다 낮았던 파장이 늘어나 라이먼 흡수 대역이 채워지기 시작합니다.이것은 날카로운 스펙트럼 흡수선을 보여주는 대신, 중성 수소의 넓고 넓게 퍼져 있는 영역을 통과한 퀘이사의 빛은 건-피터슨 [1]트로프를 보여줄 것이라는 것을 의미한다.

특정 퀘이사의 적색 이동은 재이온화에 대한 시간(시간) 정보를 제공합니다.물체의 적색 편이는 빛을 방출한 시간과 일치하기 때문에 언제 재이온화가 끝났는지 판단할 수 있습니다.특정 적색편이 아래의 퀘이사는 건-피터슨 트로프(Lyman-alpha 숲이 보일 수 있음)를 나타내지 않는 반면, 재이온화 전에 빛을 방출하는 퀘이사는 건-피터슨 트로프(Gunn-Peterson 트로프)를 나타냅니다.2001년에 (슬론 디지털 스카이 조사에 의해) z = 5.82 ~ z = 6.28 범위의 적색 편이를 가진 4개의 퀘이사가 검출되었다.z = 6 의 퀘이사는 건-피터슨 트로프를 보여주었고, 이는 IGM이 아직 부분적으로 중립 상태임을 나타내지만, 아래의 퀘이사는 그렇지 않아 수소가 이온화되었음을 의미한다.재이온화는 비교적 짧은 기간에 걸쳐 일어날 것으로 예상되므로, 결과는 우주가 z = [2]6에서 재이온화의 종말에 가까워지고 있음을 시사한다.이것은 다시 우주가 z > 10으로 여전히 거의 완전히 중립 상태였음을 시사한다.

CMB 이방성 및 편파

다른 각도 척도의 우주 마이크로파 배경의 이방성은 또한 재이온화를 연구하는데 사용될 수 있다.광자는 자유 전자가 존재할 때 톰슨 산란이라고 알려진 과정에서 산란을 겪습니다.하지만, 우주가 팽창함에 따라, 자유 전자의 밀도는 줄어들 것이고, 산란은 덜 자주 일어날 것이다.재이온화 기간 중과 후에 전자 밀도를 충분히 낮추기 위해 상당한 팽창이 발생하기 전에 CMB를 구성하는 빛은 관찰 가능한 톰슨 산란을 경험하게 됩니다.이 산란은 2차 이방성(재결합 [3]후 도입된 이방성)을 도입하면서 CMB 이방성 지도에 흔적을 남긴다.전체적인 효과는 더 작은 척도에서 발생하는 이방성을 지우는 것입니다.작은 스케일의 이방성은 지워지지만 실제로는 재이온화에 [4]의해 편광 이방성이 도입된다.관찰된 CMB 이방성을 보고 리이온화가 이루어지지 않았을 때의 모습과 비교함으로써 리이온화 시의 전자열 밀도를 결정할 수 있다.이것에 의해, 재이온화가 일어난 우주의 나이를 계산할 수 있습니다.

윌킨슨 극초단파 이방성 탐침은 그 비교를 가능하게 했다.2003년에 발표된 첫 번째 관찰에서는 재이온이 30 >[5] z > 11에서 이루어졌음을 알 수 있습니다.이 적색 편이 범위는 퀘이사 스펙트럼 연구 결과와 분명히 일치하지 않았다.그러나 3년간의 WMAP 데이터는 z = 11에서 재이온화가 시작되고 우주가 z = [6]7로 이온화되면서 다른 결과를 반환했다.이것은 퀘이사 데이터와 훨씬 더 잘 일치합니다.

2018년 플랑크 임무의 결과는 z = 7.68 ± 0.[7]79의 순간 재이온화 적색 편이를 나타낸다.

여기서 인용되는 파라미터는 보통 "재이온화에 대한 광학적 깊이"인 δ 또는 순간 이벤트라고 가정한 경우 재이온화의 적색 편이인 z입니다re.이것이 물리적인 것은 아니지만, 재이온화가 순간적이지 않을 가능성이 매우 높기 때문에 z는re 재이온화의 평균 적색 편이 추정치를 제공한다.

21cm 라인

퀘이사 데이터가 CMB 이방성 데이터와 대략 일치하더라도, 특히 재이온화의 에너지원과 재이온화 중 구조 형성에 미치는 영향 및 역할에 대해서는 여전히 많은 의문이 있다.21cm의 수소선은 잠재적으로 이 시기뿐만 아니라 재이온화 이전의 "암흑시대"를 연구하는 수단이 될 수 있다.21cm 선은 중성수소에서 발생하는데, 이는 전자와 양성자의 스핀 삼중항과 스핀 단항 상태 사이의 에너지 차이 때문이다.이 이행은 금지되어 있습니다.즉, 극히 드물게 발생합니다.이 전환은 또한 "암흑 시대"에 물체가 형성되어 주변 중성 수소에 흡수되었다가 다시 방출되는 라이만-알파 광자를 방출할 때, 워투이센-장 [8][9]결합을 통해 수소에 21cm의 선 신호를 생성한다는 것을 의미한다.21cm 라인 방출을 연구함으로써 형성된 초기 구조에 대해 더 많은 것을 알 수 있을 것이다.EDGES(Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature)의 관찰 결과는 이 시대의 신호를 가리키지만 [10]이를 확인하려면 후속 관찰이 필요합니다. 밖에도 PAPER(Precision Array for Proving the Epoch of Reionization), Low Frequency Array(LOFAR), Murchison Widefield Array(MWA), Giant Metreave Radio Telescope(GMRT), IG Spinmist(Mist)의 Mapper(Mist) 등 가까운 장래에 이 분야에서 진전을 기대하고 있습니다.암흑 시대를 감지하기 위한 대규모 실험(LEDA).

에너지원

천문학자들은 이 2018년 허블 우주 망원경 이미지와 같은 관측 결과를 사용하여 우주가 어떻게 재이온화 [11]되었는지에 대한 질문에 답하기를 희망합니다.

재이온화의 시대가 열릴 수 있었던 기간을 좁히는 관찰이 이루어졌지만, 어떤 물체가 IGM을 재이온화한 광자를 제공했는지는 여전히 불확실하다.중성수소를 이온화하려면 파장이 91.2nm 이하인 광자에 해당하는 13.6eV 이상의 에너지가 필요하다.이는 전자파 스펙트럼의 자외선 부분에 있습니다. 즉, 1차 후보는 모두 자외선 이상에서 상당한 양의 에너지를 생성하는 소스입니다.에너지가 지속적으로 공급되지 않으면 양성자와 전자가 재결합하기 때문에 선원이 얼마나 많은지도 고려해야 한다.고려된 모든 선원에 대한 중요한 매개변수는 "단위 우주 [12]부피당 수소 이온화 광자의 방출 속도"로 요약할 수 있다.이러한 제약으로 퀘이사와 1세대 은하가 주요 에너지원이 [13]될 것으로 예상된다.

왜소 은하

왜소은하는 현재 재이온화 시대에 이온화 [14]광자의 주요 원천이다.대부분의 시나리오에서, 이것은 종종 α로 표기되는 UV은하 광도 함수의 로그가 현재보다 더 가파르게 α = [14]-2에 접근해야 한다.

2014년, 두 개의 다른 출처에서 라이먼 연속체(LyC) 방출 [15][16]후보일 가능성이 있는 두 의 녹색 완두 은하(GP)가 확인되었습니다.이는 이 두 GP가 고레드쉬프트 Lyman-alpha 및 LyC 이미터의 저레드쉬프트 아날로그이며, 그 중 Haro 11과 Tololo-1247-232 [15][16][17]두 개만 알려져 있음을 나타냅니다.지역 LyC 방출체를 [15][16]찾는 것은 초기 우주와 재이온화 시대에 대한 이론에 매우 중요합니다.이들 2개의 GP에는 SDSS DR9 레퍼런스 번호 123766107036852109(GP_J1219)와 1237664668421849521이 있습니다.

새로운 연구는 왜소은하가 재이온화 과정에서 자외선의 거의 30%를 차지했다는 것을 보여준다.왜소들은 이렇게 큰 충격을 받았습니다. 왜냐하면 이온화 광자의 더 큰 부분이 왜소은하로부터 탈출할 수 있기 때문입니다([18][19]50%로 감소).Sky and Telescope와의 인터뷰에서 J.H. Wise의 말을 인용: "가장 작은 은하들은 초기에 지배합니다; 하지만 기본적으로 그들은 자신들의 초신성을 통해 가스를 내뿜고 그들의 환경을 가열함으로써 스스로 목숨을 끊습니다.그 후, 더 큰 은하(그러나 은하수보다 질량이 약 100배는 훨씬 작음)[18]가 우주를 재이온화하는 역할을 담당합니다."

퀘이사

활성은하핵(AGN)의 일종인 퀘이사는 질량을 에너지로 변환하는 데 매우 효율적이며 수소를 이온화하기 위한 한계값 이상의 많은 빛을 방출하기 때문에 좋은 후보로 간주되었다.그러나 재이온화 이전에 얼마나 많은 퀘이사가 존재했는지는 알려지지 않았다.재이온화 중에 존재하는 퀘이사 중 가장 밝은 것만 검출할 수 있으며, 이는 존재했던 더 어두운 퀘이사들에 대한 직접적인 정보가 없음을 의미합니다.그러나 가까운 우주에서 보다 쉽게 관측되는 퀘이사를 보고, 재이온화 시 광도 함수(휘도의 함수로서의 퀘이사의 수)가 현재와 거의 같다고 가정함으로써, 더 이른 시기의 퀘이사 집단을 추정할 수 있다.이러한 연구들은 퀘이사가 [12][20]IGM만을 재이온화할 수 있을 만큼 충분히 많은 수가 존재하지 않는다는 것을 밝혀냈다. "이온화 배경은 낮은 광도 AGN이 지배할 때에만 퀘이사의 광도 함수가 충분한 이온화 [21]광자를 제공할 수 있다."

모집단 III 별

빅뱅 이후 400마르의 첫 별 시뮬레이션 이미지.

종족 III 별은 수소나 헬륨보다 질량이 큰 원소를 가지고 있지 않은 최초의 별이었다.빅뱅 핵합성 과정에서 수소와 헬륨을 제외하고 형성된 유일한 원소는 미량의 리튬이었다.그러나 퀘이사 스펙트럼은 초기에 은하간 매질에서 무거운 원소의 존재를 밝혀냈다.초신성 폭발은 매우 무거운 원소를 생성하기 때문에 초신성을 형성할 뜨겁고 큰 종족 III 별은 재이온화의 가능한 메커니즘입니다.직접 관측되지는 않았지만 수치 시뮬레이션과[22] 현재 [23]관측을 사용하는 모델에 따라 일관성이 있다.중력 렌즈 은하는 또한 모집단 III [24]별에 대한 간접 증거를 제공합니다.종족 III 별을 직접 관측하지 않더라도 이들은 강력한 원천이다.이들은 이온화 [25]광자를 더 많이 방출하기 때문에 종족 II 별보다 더 효율적이고 효과적이며, 합리적인 초기 질량 [26]함수를 가진 일부 재이온화 모델에서 스스로 수소를 재이온화할 수 있습니다.그 결과, 종족 III 별들은 [27]현재 우주의 재이온을 시작할 가능성이 가장 높은 에너지원으로 여겨지고 있지만, 다른 원천들이 이를 이어받아 재이온화를 완료시켰을 가능성이 있다.

2015년 6월, 천문학자들은 우주 적색편이 7은하종족 III 별(z = 6.60)에 대한 증거를 보고했다.그러한 별들은 매우 초기 우주(즉, 높은 적색편이로)에 존재했을 가능성이 높으며,[28][29] 우리가 알고 있는 행성과 생명체의 추후 형성에 필요한 수소보다 무거운 화학 원소의 생산을 시작했을 수도 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

주 및 참고 자료

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외부 링크