Reionizzazione - Reionization

Nei campi della teoria del Big Bang e della cosmologia , la reionizzazione è il processo che ha causato la reionizzazione della materia nell'universo dopo il trascorrere delle " età buie ".

Reionizzazione è il secondo dei due principali transizioni di fase di gas nel mondo (la prima è ricombinazione ). Mentre la maggior parte della materia barionica nell'universo è sotto forma di idrogeno ed elio , la reionizzazione di solito si riferisce strettamente alla reionizzazione dell'idrogeno , l'elemento.

Si ritiene che anche l' elio primordiale abbia vissuto la stessa fase di cambiamenti di reionizzazione, ma in punti diversi della storia dell'universo. Questo è di solito indicato come reionizzazione dell'elio .

Sfondo

Cronologia schematica dell'universo, raffigurante il posto della reionizzazione nella storia cosmica.

Il primo cambiamento di fase dell'idrogeno nell'universo fu la ricombinazione , avvenuta ad un redshift z  = 1089 (379.000 anni dopo il Big Bang), dovuto al raffreddamento dell'universo fino al punto in cui la velocità di ricombinazione di elettroni e protoni per formare l'idrogeno neutro era superiore al tasso di reionizzazione . L'universo era opaco prima della ricombinazione, a causa della dispersione dei fotoni (di tutte le lunghezze d'onda) degli elettroni liberi (e, in misura significativamente minore, dei protoni liberi), ma divenne sempre più trasparente man mano che più elettroni e protoni si combinavano per formare idrogeno neutro. atomi. Mentre gli elettroni dell'idrogeno neutro possono assorbire fotoni di alcune lunghezze d'onda salendo a uno stato eccitato , un universo pieno di idrogeno neutro sarà relativamente opaco solo a quelle lunghezze d'onda assorbite, ma trasparente per la maggior parte dello spettro. I secoli bui dell'universo iniziano a quel punto, perché non c'erano fonti di luce oltre alla radiazione cosmica di fondo che si spostava gradualmente verso il rosso.

Il secondo cambiamento di fase si è verificato una volta che gli oggetti hanno iniziato a condensarsi nell'universo primordiale che erano abbastanza energetici da riionizzare l'idrogeno neutro. Quando questi oggetti si formarono e irradiarono energia, l'universo tornò dall'essere composto da atomi neutri, ad essere ancora una volta un plasma ionizzato . Ciò si è verificato tra 150 milioni e un miliardo di anni dopo il Big Bang (con un redshift 6 <  z  < 20). A quel tempo, tuttavia, la materia era stata diffusa dall'espansione dell'universo e le interazioni di diffusione di fotoni ed elettroni erano molto meno frequenti rispetto a prima della ricombinazione elettrone-protone. Pertanto, l'universo era pieno di idrogeno ionizzato a bassa densità ed è rimasto trasparente, come avviene oggi.

Metodi di rilevamento

Guardare indietro a così tanto nella storia dell'universo presenta alcune sfide osservative. Esistono, tuttavia, alcuni metodi di osservazione per studiare la reionizzazione.

Quasar e il trogolo Gunn-Peterson

Un mezzo per studiare la reionizzazione utilizza gli spettri di quasar distanti . I quasar rilasciano una straordinaria quantità di energia, infatti sono tra gli oggetti più luminosi dell'universo. Di conseguenza, alcuni quasar sono rilevabili fin dall'epoca della reionizzazione. I quasar hanno anche caratteristiche spettrali relativamente uniformi, indipendentemente dalla loro posizione nel cielo o dalla distanza dalla Terra . Quindi si può dedurre che qualsiasi differenza maggiore tra gli spettri quasar sarà causata dall'interazione della loro emissione con gli atomi lungo la linea di vista. Per lunghezze d' onda della luce alle energie di una delle transizioni Lyman dell'idrogeno, la sezione trasversale di dispersione è grande, il che significa che anche per bassi livelli di idrogeno neutro nel mezzo intergalattico (IGM), l' assorbimento a quelle lunghezze d'onda è altamente probabile.

Per gli oggetti vicini nell'universo, le linee di assorbimento spettrale sono molto nitide, poiché solo i fotoni con energie appena sufficienti a causare una transizione atomica possono causare tale transizione. Tuttavia, le distanze tra i quasar ei telescopi che li rilevano sono grandi, il che significa che l' espansione dell'universo fa sì che la luce subisca un notevole spostamento verso il rosso. Ciò significa che quando la luce del quasar viaggia attraverso l'IGM e viene spostata verso il rosso, le lunghezze d'onda che erano al di sotto del limite Lyman Alpha vengono allungate e in effetti inizieranno a riempire la banda di assorbimento Lyman. Ciò significa che invece di mostrare righe spettrali di assorbimento nitide, la luce di un quasar che ha viaggiato attraverso una vasta regione di idrogeno neutro mostrerà un canale Gunn-Peterson .

Il redshift per un particolare quasar fornisce informazioni temporali (tempo) sulla reionizzazione. Poiché il redshift di un oggetto corrisponde al momento in cui ha emesso la luce, è possibile determinare quando è terminata la reionizzazione. I quasar al di sotto di un certo redshift (più vicini nello spazio e nel tempo) non mostrano il canale Gunn-Peterson (sebbene possano mostrare la foresta Lyman-alpha ), mentre i quasar che emettono luce prima della reionizzazione presenteranno un canale Gunn-Peterson. Nel 2001 sono stati rilevati quattro quasar (dalla Sloan Digital Sky Survey ) con redshift che vanno da z  = 5,82 a z  = 6,28. Mentre i quasar sopra z  = 6 mostravano una depressione Gunn-Peterson, indicando che l'IGM era ancora almeno parzialmente neutro, quelli sotto non lo mostravano, il che significa che l'idrogeno era ionizzato. Poiché si prevede che la reionizzazione avvenga in tempi relativamente brevi, i risultati suggeriscono che l'universo si stava avvicinando alla fine della reionizzazione az  = 6. Questo, a sua volta, suggerisce che l'universo doveva essere ancora quasi del tutto neutrale a z  > 10.

Anisotropia e polarizzazione del CMB

L'anisotropia del fondo cosmico a microonde su diverse scale angolari può essere utilizzata anche per studiare la reionizzazione. I fotoni subiscono dispersione quando sono presenti elettroni liberi, in un processo noto come diffusione Thomson . Tuttavia, man mano che l'universo si espande, la densità degli elettroni liberi diminuirà e la dispersione si verificherà meno frequentemente. Nel periodo durante e dopo la reionizzazione, ma prima che si verificasse un'espansione significativa per abbassare sufficientemente la densità elettronica, la luce che compone il CMB sperimenterà una diffusione Thomson osservabile. Questa dispersione lascerà il segno sulla mappa dell'anisotropia CMB , introducendo anisotropie secondarie (anisotropie introdotte dopo la ricombinazione). L'effetto complessivo è quello di cancellare le anisotropie che si verificano su scale più piccole. Mentre le anisotropie su piccola scala vengono cancellate, le anisotropie di polarizzazione vengono effettivamente introdotte a causa della reionizzazione. Osservando le anisotropie CMB osservate e confrontandole con come sarebbero se la reionizzazione non fosse avvenuta, è possibile determinare la densità della colonna di elettroni al momento della reionizzazione. In questo modo è possibile calcolare l'età dell'universo in cui si è verificata la reionizzazione.

La sonda per anisotropia a microonde Wilkinson ha permesso di fare questo confronto. Le osservazioni iniziali, rilasciate nel 2003, suggerivano che la reionizzazione avesse avuto luogo da 11 < z  < 30. Questo intervallo di redshift era in chiaro disaccordo con i risultati dello studio degli spettri quasar. Tuttavia, i dati WMAP a tre anni hanno restituito un risultato diverso, con la reionizzazione che inizia a z  = 11 e l'universo ionizzato da z  = 7. Questo è in accordo molto migliore con i dati di quasar.

I risultati nel 2018 della missione Planck , producono un redshift di reionizzazione istantaneo di z = 7,68 ± 0,79.

Il parametro solitamente citato qui è τ, la "profondità ottica di reionizzazione", o in alternativa, z re , il redshift della reionizzazione, assumendo che si tratti di un evento istantaneo. Sebbene sia improbabile che questo sia fisico, poiché la reionizzazione non era molto probabilmente istantanea, z re fornisce una stima del redshift medio della reionizzazione.

linea 21 cm

Anche con i dati di quasar grosso modo in accordo con i dati di anisotropia CMB, ci sono ancora una serie di domande, specialmente riguardo alle fonti di energia della reionizzazione e agli effetti e al ruolo della formazione della struttura durante la reionizzazione. La riga dei 21 cm nell'idrogeno è potenzialmente un mezzo per studiare questo periodo, così come i "secoli bui" che hanno preceduto la reionizzazione. La linea di 21 cm si trova nell'idrogeno neutro, a causa delle differenze di energia tra gli stati di spin tripletta e spin singoletto dell'elettrone e del protone. Questa transizione è vietata , il che significa che si verifica molto raramente. La transizione è anche altamente dipendente dalla temperatura , il che significa che quando gli oggetti si formano nei "secoli bui" ed emettono fotoni Lyman-alfa che vengono assorbiti e riemessi dall'idrogeno neutro circostante, produrrà un segnale di linea di 21 cm in quell'idrogeno attraverso Accoppiamento Wouthuysen-Field . Studiando l'emissione della linea di 21 cm, sarà possibile conoscere meglio le prime strutture che si sono formate. Le osservazioni dell'esperimento per rilevare l'epoca globale della Reionization Signature (EDGES) indicano un segnale di quest'era, anche se saranno necessarie osservazioni di follow-up per confermarlo. Diversi altri progetti sperano di fare progressi in questo settore nel prossimo futuro, come il 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), la missione Dark Ages Radio Explorer (DARE) e l' esperimento Large-Aperture to Detect the Dark Ages (LEDA).

Fonti di energia

Gli astronomi sperano di utilizzare le osservazioni per rispondere alla domanda su come l'Universo sia stato reionizzato.

Mentre sono pervenute osservazioni in cui restringere la finestra durante la quale potrebbe aver avuto luogo l'epoca della reionizzazione, è ancora incerto quali oggetti abbiano fornito i fotoni che hanno reionizzato l'IGM. Per ionizzare l'idrogeno neutro è necessaria un'energia maggiore di 13,6 eV , che corrisponde a fotoni con una lunghezza d'onda di 91,2 nm o inferiore. Questo è nella parte ultravioletta dello spettro elettromagnetico , il che significa che i candidati primari sono tutte le fonti che producono una quantità significativa di energia nell'ultravioletto e oltre. Bisogna anche considerare quanto sia numerosa la sorgente, così come la longevità, poiché protoni ed elettroni si ricombineranno se l'energia non viene fornita continuamente per tenerli separati. Complessivamente, il parametro critico per qualsiasi fonte considerata può essere riassunto come il suo "tasso di emissione di fotoni ionizzanti idrogeno per unità di volume cosmologico". Con questi vincoli, si prevede che i quasar e le stelle e le galassie di prima generazione fossero le principali fonti di energia.

Galassie nane

Le galassie nane sono attualmente la fonte primaria di fotoni ionizzanti durante l'epoca della reionizzazione. Per la maggior parte degli scenari, ciò richiederebbe che la log-slope della funzione di luminosità della galassia UV , spesso indicata con α, sia più ripida di quanto non sia oggi, avvicinandosi ad α = -2.

Nel 2014, due fonti separate hanno identificato due galassie Green Pea (GP) come probabili candidati che emettono Lyman Continuum (LyC). Ciò suggerisce che questi due GP sono analoghi a basso redshift di emettitori Lyman-alpha e LyC ad alto redshift, di cui solo altri due sono noti: Haro 11 e Tololo-1247-232 . Trovare emettitori LyC locali è cruciale per le teorie sull'universo primordiale e sull'epoca della reionizzazione. Questi due GP hanno numeri di riferimento SDSS DR9: 1237661070336852109 (GP_J1219) e 1237664668421849521.

Un nuovo studio mostra che le galassie nane hanno contribuito per quasi il 30% della luce ultravioletta durante il processo di reionizzazione. Le nane hanno avuto un impatto così grande perché una frazione maggiore di fotoni ionizzanti è in grado di sfuggire alle galassie nane (che si avvicinano al 50%) rispetto alle galassie più grandi (che si avvicinano solo al 5%). Citando JH Wise da un'intervista con Sky and Telescope : "Le galassie più piccole dominano per la prima volta nei primi tempi; tuttavia, sostanzialmente si uccidono espellendo il loro gas attraverso le loro stesse supernove e riscaldando il loro ambiente. Successivamente, le galassie più grandi (ma ancora molto più piccolo della Via Lattea di circa 100 volte in massa) assume il compito di reionizzare l'universo".

quasar

I quasar , una classe di nuclei galattici attivi (AGN), sono stati considerati una buona fonte candidata perché sono altamente efficienti nel convertire la massa in energia ed emettono una grande quantità di luce al di sopra della soglia per ionizzare l'idrogeno. Non è noto, tuttavia, quanti quasar esistessero prima della reionizzazione. Solo il quasar più luminoso presente durante la reionizzazione può essere rilevato, il che significa che non ci sono informazioni dirette sui quasar più deboli che esistevano. Tuttavia, osservando i quasar più facilmente osservabili nell'universo vicino, e assumendo che la funzione di luminosità (numero di quasar in funzione della luminosità ) durante la reionizzazione sarà approssimativamente la stessa di oggi, è possibile fare stime di le popolazioni di quasar in epoche precedenti. Tali studi hanno scoperto che i quasar non esistono in numero sufficiente per reionizzare il solo IGM, affermando che "solo se lo sfondo ionizzante è dominato da AGN a bassa luminosità, la funzione di luminosità del quasar può fornire abbastanza fotoni ionizzanti".

Popolazione III stelle

Immagine simulata delle prime stelle, 400 Myr dopo il Big Bang .

Le stelle di popolazione III furono le prime stelle, che non avevano elementi più massicci dell'idrogeno o dell'elio . Durante la nucleosintesi del Big Bang , gli unici elementi che si sono formati oltre all'idrogeno e all'elio erano tracce di litio . Eppure gli spettri quasar hanno rivelato la presenza di elementi pesanti nel mezzo intergalattico in un'era precoce. Le esplosioni di supernova producono elementi così pesanti, quindi le stelle grandi e calde di Popolazione III che formeranno supernovae sono un possibile meccanismo di reionizzazione. Sebbene non siano stati osservati direttamente, sono coerenti secondo i modelli che utilizzano la simulazione numerica e le osservazioni attuali. Una galassia con lenti gravitazionali fornisce anche prove indirette di stelle di Popolazione III. Anche senza osservazioni dirette delle stelle di Popolazione III, sono una fonte convincente. Sono ionizzatori più efficienti ed efficaci delle stelle di Popolazione II, poiché emettono più fotoni ionizzanti e sono in grado di reionizzare l'idrogeno da soli in alcuni modelli di reionizzazione con funzioni di massa iniziali ragionevoli . Di conseguenza, le stelle di Popolazione III sono attualmente considerate la fonte di energia più probabile per avviare la reionizzazione dell'universo, anche se è probabile che altre fonti abbiano preso il sopravvento e abbiano portato la reionizzazione al completamento.

Nel giugno 2015, gli astronomi hanno riportato prove di stelle di Popolazione III nella galassia Cosmos Redshift 7 a z = 6,60 . È probabile che tali stelle siano esistite nell'universo primitivo (cioè ad alto redshift), e potrebbero aver iniziato la produzione di elementi chimici più pesanti dell'idrogeno che sono necessari per la successiva formazione dei pianeti e della vita come li conosciamo.

Guarda anche

Note e riferimenti

link esterno