Reionizácia

Jedným z prostriedkov využívaných pri skúmaní reionizácie je spektrum vzdialených kvazarov. Kvazary vyžarujú neuveriteľné množstvo energie a patria medzi najjasnejšie objekty vo vesmíre. Niektoré kvazary je možné pozorovať až do obdobia reionizácie. Kvazary majú relatívne jednotné spektrálne charakteristiky, nezávisle od ich pozície na oblohe alebo vzdialenosti od Zeme. Z toho sa dá odvodiť, že každý väčší rozdiel v ich spektre je spôsobený interakciou s atómami. Pre vlnové dĺžky svetla s energiami z Lymanovej série je pri vodíku prierez rozptylu veľký, to znamená, že aj nižšom obsahu neutrálneho vodíka v intergalaktickom médiu (IGM) je absorpcia týchto vlnových dĺžok veľmi pravdepodobná.

Absorpčné spektrálne čiary blízkych objektov sú veľmi ostré. Napriek tomu vzdialenosť medzi kvazarmi a teleskopmi, ktoré ich pozorujú je veľká, to znamená, že rozpínanie vesmíru spôsobuje značný červený posun svetla.

Tento červený posun umožňuje získať informácie o čase reionizácie. Keďže červený posun objektu zodpovedá času, kedy vyžiaril svetlo, ktoré vidíme, je možné určiť, kedy reionizácia skončila. Kvazary s červeným posunom pod určitou hranicou nevykážu Gunn-Petersenov efekt, ale kvazary vyžarujúce svetlo pred reionizáciou áno. Projekt Sloan Digital Sky Survey objavil v roku 2001 štyri kvazary s červeným posunom od z=5,82 po z=6,28. Zatiaľčo kvazary nad z=6 vykazovali Gunn-Petersenov efekt, čo naznačuje, že IGM bolo stále aspoň čiastočne neutrálne, tak kvazary pod z=6 tento jav nevykazovali. Predpokladá sa, že reionizácia trvala relatívne krátko a výsledky tvrdia, že koniec reionizácie vo vesmíre nastal v z=6.[1] Z toho ďalej vyplýva, že pri z>10 musel byť vesmír takmer úplne neutrálny.

Na skúmanie reionizácie sa dá použiť aj anizotropia kozmického mikrovlnného pozadia v rozdielnych uhlových mierkach. Ak existujú voľné elektróny, tak fotóny sa budú rozptyľovať v procese známom ako Thomsonov rozptyl. Kvôli rozpínaniu vesmíru bude hustota voľných elektrónov klesať a rozptyl bude nastávať menej často. Svetlo tvoriace CMB prejde pozorovateľným Thomsonovým rozptylom počas a po reionizácii, ale predtým ako rozpínanie dostatočne znížilo hustotu elektrónov. Tento rozptyl zanechá stopy na mape anizotropie CMB v podobe sekundárnych anizotropií.[2] Cekový efekt vymaže nerovnomernosti, ktoré sa vyskytujú v malých mierkach a zároveň reionizácia spôsobí polarizáciou anizotropií. Porovnaním pozorovaných nerovnomerností CMB s tým ako by vyzerali, keby sa reionizácia neudiala, môžeme zistiť hustotu elektrónov v čase reionizácie a následne aj vek vesmíru v období reionizácie.

Toto porovnanie umožnila Wilkinsonova Mikrovlnná Anizotropná Sonda. Pôvodné pozorovania z roku 2003 predpokladali, že reionizácia sa udiala medzi 11<z<30.[3] Tento rozsah červeného posunu bol jasne v rozpore s výsledkami výskumu spektra kvazarov, ale trojročné dáta z WMAP poskytli iný výsledok: reionizácia začala v z=11 a vesmír bol ionizovaný v z=7.[4] Tieto výsledky sú v lepšej zhode s údajmi z kvazarov.

Aj keď sa dáta z kvazarov zhruba zhodujú s údajmi anizotropie CMB, stále existuje mnoho otázok, najmä čo bolo zdrojom energie reionizácie a účinkami na vznik štruktúr počas reionizácie. 21cm čiara vodíka je potenciálnym nástrojom na štúdium tohoto obdobia a aj temného veku, ktorý predchádzal reionizácii. 21cm čiara sa vyskytuje v neutrálnom vodíku, kvôli rozdielom v energiách medzi paralelným a antiparalelným spinovým stavom elektrónu a protónu. Tento prechod sa vyskytuje extrémne zriedkavo a je veľmi závislý od teploty, tzn. ak objekt vznikol v temnom veku a vyžiaril Lyman-alpha fotóny, ktoré pohltí a náasledne znovu vyžiari okolitý neutrálny vodík, tak prostredníctvom Wouthuysen–Fieldovho spojenia vznikne signál 21cm čiary vodíka.[5] Skúmaním emisií 21cm čiar je možné zistiť viac o prvých vzniknutých štruktúrach. Keďže zatiaľ nemáme žiadne výsledky, pripravuje sa viacero projektov ako napr. Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR),Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), a Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA).

Kvazary sú dobrými kandidátmi, pretože sú veľmi účinné v premieňaní hmoty na energiu a vyžarujú množstvo žiarenia nad hranicou pre ionizáciu vodíka. Nie je známe, koľko kvazarov existovalo pred reionizáciou. Môžeme pozorovať len najjasnejšie kvazary z obdobia reionizácie, a preto nemáme žiadne priame informácie o menej jasných kvazarov v tej dobe. Pozorovaním ľahšie viditeľných kvazarov v blízkom vesmíre a za predpokladu, že funkcia jasu (počet kvazarov ako fukncia jasu) počas reionizácie bude približne rovnaká ako dnes, sa dá odhadnúť počet kvazarov v raných dobách. Štúdie tvrdia, že neexistoval dostatok kvazarov na to, aby samostante reionizovali IGM[7] a že funkcia jasu kvazarov by mohla poskytnúť dostatok ionizačných fotónov, len ak v ionizačnom pozadí dominovali AGN s nízkym jasom.[8] Pozn.: Kvazary sú typ aktívneho galaktického jadra (Active Galactic Nuclei - AGN)

Simulácia prvých hviezd, 400 miliónov rokov po Veľkom tresku

Hviezdy III. populácie sú hviezdy tvorené len vodíkom alebo héliom. Počas obdobia nukleosyntézy vzniklo okrem vodíka len hélium a stopové množstvo lítia. Spektrum kvazarov však odhalilo prítomnosť ťažkých prvkov v IGM počas skorých období. Tieto ťažké prvky vznikali pri výbuchoch supernov, a tak sa horúce a veľké hviezdy III. populácie, ktoré umierali ako supernovy, považujú za možný mechanizmus reionizácie. Aj keď neboli pozorované priamo, použitím numerických simulácií[9] a súčasných pozorovaní vedci zistili, že sú konzistentné so súčasným modelom. Galaxie viditeľné prostredníctvom gravitačnej šošosvky tiež poskytujú nepriamy dôkaz hviezd III. populácie.[10] Aj bez priameho pozorovania sú hviezdy III. populácie vhodnejším zdrojom. V ionizácii sú účinnejšie a efektívnejšie ako hviezdy II. populácie, pretože vyžarujú viac ionizujúcich fotónov.[11] Hviezdy III. populácie su momentálne najvážnejším kandidátom na zdroj energie, ktorá spôsobila reionizáciu.[12]