✖


Jump to content

Реионизация

(Перенаправлено из Эпохи реионизации )
Часть серии о
Физическая космология
Изображение всего неба, полученное на основе данных WMAP за девять лет.
Ранняя вселенная
Расширение · Будущее
Компоненты · Структура
Компоненты
Структура
Эксперименты
Ученые
История предмета
Фазы реионизации

В области теории Большого взрыва и космологии повторную реионизация — это процесс, который вызвал ионизацию электрически нейтральных атомов во Вселенной после наступления « темных веков ».

Реионизация — второй из двух основных фазовых переходов газа . во Вселенной [ нужна ссылка ] (первое — рекомбинация ). Хотя большая часть барионной материи во Вселенной находится в форме водорода и гелия , реионизация обычно относится строго к реионизации водорода , элемента.

Считается, что первичный гелий также испытал подобное изменение фазы реионизации, но в более позднюю эпоху истории Вселенной. [1] . Обычно это называют «реионизацией гелия».

Фон

[ редактировать ]
Схематическая временная шкала Вселенной, показывающая место реионизации в космической истории.

Первым фазовым изменением водорода во Вселенной была рекомбинация , которая произошла при красном смещении z = 1089 (379 000 лет после Большого взрыва) вследствие охлаждения Вселенной до такой степени, что скорость рекомбинации электронов и протонов с образованием нейтральный водород был выше скорости реионизации . [ нужна ссылка ] До рекомбинации Вселенная была непрозрачной из-за рассеяния фотонов (всех длин волн) на свободных электронах (и свободных протонах, в значительно меньшей степени), но она становилась все более прозрачной по мере того, как все больше электронов и протонов объединялись, образуя нейтральные атомы водорода. . В то время как электроны нейтрального водорода могут поглощать фотоны некоторых длин волн, переходя в возбужденное состояние , Вселенная, полная нейтрального водорода, будет относительно непрозрачной только на этих поглощенных длинах волн, но прозрачной в большей части спектра. В этот момент начались Темные века Вселенной, потому что не было никаких источников света, кроме постепенно смещающегося в красную сторону космического микроволнового фонового излучения .

начали конденсироваться газовые облака Второе фазовое изменение произошло, когда в ранней Вселенной , которые были достаточно энергичны, чтобы повторно ионизировать нейтральный водород. Когда эти объекты сформировали и излучали энергию, Вселенная снова превратилась из нейтральных атомов в ионизированную плазму . Это произошло между 150 миллионами и одним миллиардом лет после Большого взрыва (при красном смещении 20 > z > 6). [ нужна ссылка ] Однако в то время материя была рассеяна в результате расширения Вселенной, и рассеивающие взаимодействия фотонов и электронов были гораздо менее частыми, чем до электрон-протонной рекомбинации. Таким образом, Вселенная была полна ионизированного водорода низкой плотности и оставалась прозрачной, как и сегодня.

Методы обнаружения

[ редактировать ]

Оглядываясь назад в историю Вселенной, мы сталкиваемся с некоторыми трудностями в наблюдениях. Однако существует несколько наблюдательных методов изучения реионизации.

Квазары и впадина Ганна-Петерсона

[ редактировать ]

Один из способов изучения реионизации использует спектры далеких квазаров . Квазары выделяют необычайное количество энергии, являясь одними из самых ярких объектов во Вселенной. В результате некоторые квазары можно обнаружить еще в эпоху реионизации. Квазары также имеют относительно однородные спектральные характеристики, независимо от их положения на небе или расстояния от Земли . Таким образом, можно сделать вывод, что любые существенные различия между спектрами квазаров будут вызваны взаимодействием их излучения с атомами на луче зрения. Для длин волн света с энергиями одного из переходов Лаймана водорода сечение рассеяния велико, а это означает, что даже для низких уровней нейтрального водорода в межгалактической среде (IGM) поглощение на этих длинах волн весьма вероятно.

Для близлежащих объектов во Вселенной спектральные линии поглощения очень резкие, поскольку только фотоны с энергией, достаточной для того, чтобы вызвать атомный переход, могут вызвать этот переход. Однако расстояния между квазарами и телескопами, которые их обнаруживают, велики, а это означает, что расширение Вселенной приводит к заметному красному смещению света. Это означает, что по мере того, как свет от квазара проходит через IGM и смещается в красную сторону, длины волн, которые раньше были ниже предела Лаймана Альфа, растягиваются и фактически начинают заполнять полосу поглощения Лаймана. Это означает, что вместо резких линий спектрального поглощения свет квазара, прошедший через большую обширную область нейтрального водорода, покажет впадину Ганна-Петерсона . [2]

Красное смещение конкретного квазара дает временную информацию о реионизации. Поскольку красное смещение объекта соответствует времени, когда он испустил свет, можно определить, когда реионизация закончилась. Квазары ниже определенного красного смещения (ближе в пространстве и времени) не показывают впадину Ганна-Петерсона (хотя они могут показывать лес Лайман-альфа ), в то время как квазары, излучающие свет до реионизации, будут иметь впадину Ганна-Петерсона. обнаружил четыре квазара В 2001 году Слоановский цифровой обзор неба с красным смещением от z = 5,82 до z = 6,28. В то время как квазары выше z = 6 имели впадину Ганна-Петерсона, что указывает на то, что IGM все еще был, по крайней мере, частично нейтральным, квазары ниже этого не сделали, что означает, что водород был ионизирован. Поскольку ожидается, что реионизация будет происходить в относительно короткие сроки, результаты показывают, что Вселенная приближалась к концу реионизации при z = 6. [3] Это, в свою очередь, предполагает, что Вселенная все еще должна была быть почти полностью нейтральной при z > 10. С другой стороны, длинные впадины поглощения, сохраняющиеся до z < 5,5 в лесах Лайман-альфа и Лайман-бета, предполагают, что реионизация потенциально расширяется. позже z = 6. [4] [5]

Анизотропия и поляризация реликтового излучения

[ редактировать ]

Анизотропия космического микроволнового фона на разных угловых масштабах также может быть использована для изучения реионизации. Фотоны рассеиваются при наличии свободных электронов в процессе, известном как томсоновское рассеяние . Однако по мере расширения Вселенной плотность свободных электронов будет уменьшаться, и рассеяние будет происходить реже. В период во время и после реионизации, но до того, как произошло значительное расширение, достаточное для снижения плотности электронов, свет, составляющий реликтовое излучение, будет испытывать наблюдаемое томсоновское рассеяние. Это рассеяние оставит свой след на карте анизотропии реликтового излучения , внеся вторичную анизотропию (анизотропию, появившуюся после рекомбинации). [6] Общий эффект заключается в устранении анизотропии, возникающей в меньших масштабах. В то время как анизотропия на малых масштабах стирается, поляризационная анизотропия фактически появляется из-за реионизации. [7] Глядя на наблюдаемую анизотропию реликтового излучения и сравнивая ее с тем, как бы она выглядела, если бы реионизация не произошла, можно определить плотность столба электронов во время реионизации. Благодаря этому можно вычислить возраст Вселенной, когда произошла реионизация.

Микроволновой зонд анизотропии Уилкинсона позволил провести такое сравнение. Первоначальные наблюдения, опубликованные в 2003 году, показали, что реионизация происходит при 30 > z > 11. [8] Этот диапазон красного смещения явно противоречил результатам изучения спектров квазаров. Однако трехлетние данные WMAP дали другой результат: реионизация началась при z = 11, а Вселенная ионизовалась при z = 7. [9] Это гораздо лучше согласуется с данными по квазарам.

Результаты миссии Планк в 2018 году дают мгновенное красное смещение реионизации z = 7,68 ± 0,79. [10]

Обычно здесь упоминается параметр τ, «оптическая глубина реионизации», или, альтернативно, z re , красное смещение реионизации, если предположить, что это было мгновенное событие. Хотя это вряд ли является физическим, поскольку реионизация, скорее всего, не была мгновенной, z re дает оценку среднего красного смещения реионизации.

Лайман альфа-излучение

[ редактировать ]

Альфа-свет Лаймана от галактик предлагает дополнительный набор инструментов для изучения реионизации. Альфа-линия Лаймана представляет собой переход нейтрального водорода с n = 2 в n = 1 и может в больших количествах производиться галактиками с молодыми звездами. [11] Более того, альфа-фотоны Лаймана сильно взаимодействуют с нейтральным водородом в межгалактическом газе посредством резонансного рассеяния, при котором нейтральные атомы в основном (n = 1) состоянии поглощают альфа-фотоны Лаймана и почти сразу же переизлучают их в случайном направлении. Это скрывает Лаймановское альфа-излучение галактик, погруженных в нейтральный газ. [12] Таким образом, эксперименты по поиску галактик по их лаймановскому альфа-свету могут указать на состояние ионизации окружающего газа. Средняя плотность галактик с обнаруживаемым альфа-излучением Лаймана означает, что окружающий газ должен быть ионизирован; в то время как отсутствие обнаруживаемых источников альфа Лаймана может указывать на нейтральные регионы. Тесно связанный класс экспериментов измеряет силу альфа-линии Лаймана в выборках галактик, идентифицированных другими методами (в первую очередь, поиском галактик с разрывом Лаймана ). [13] [14] [15]

Самое раннее применение этого метода было в 2004 году, когда напряжение между поздним нейтральным газом, указанным в спектрах квазаров, и ранней реионизацией, предполагаемой результатами реликтового излучения, было сильным. Обнаружение альфа-галактик Лаймана на красном смещении z = 6,5 продемонстрировало, что межгалактический газ уже преимущественно ионизирован. [16] в более раннее время, чем предполагают спектры квазаров. Последующие применения метода показали наличие некоторого количества остаточного нейтрального газа совсем недавно, при z = 6,5. [17] [18] [19] , но все же указывают на то, что большая часть межгалактического газа была ионизирована до z = 7. [20] .

Альфа-излучение Лаймана можно использовать и другими способами для дальнейшего исследования реионизации. Теория предполагает, что реионизация была неоднородной, а это означает, что кластеризация отобранных Лайманом альфа-образцов должна сильно усиливаться на средних стадиях реионизации. [21] Более того, конкретные ионизированные области можно определить путем идентификации групп альфа-излучателей Лаймана. [22] [23]

линия 21 см

[ редактировать ]

Даже несмотря на то, что данные о квазарах примерно согласуются с данными об анизотропии реликтового излучения, все еще остается ряд вопросов, особенно относительно источников энергии реионизации, а также влияния и роли структурообразования во время реионизации. Линия водорода 21 см потенциально может стать средством изучения этого периода, а также «темных веков», предшествовавших реионизации. Линия 21 см возникает в нейтральном водороде из-за различий в энергии спин-триплетных и спин-синглетных состояний электрона и протона. Этот переход запрещен , то есть происходит крайне редко. Переход также сильно зависит от температуры , а это означает, что, поскольку объекты формируются в «темные века» и испускают фотоны Лаймана-альфа , которые поглощаются и переизлучаются окружающим нейтральным водородом, он будет производить линейный сигнал длиной 21 см в этом водороде через Муфта Воутхейзена-Поля . [24] [25] Изучая эмиссию в линии 21 см, можно будет больше узнать о ранних сформировавшихся структурах. Наблюдения в ходе эксперимента по обнаружению глобальной эпохи реионизации (EDGES) указывают на сигнал этой эпохи, хотя для его подтверждения потребуются последующие наблюдения. [26] Несколько других проектов надеются добиться прогресса в этой области в ближайшем будущем, такие как Прецизионная решетка для исследования эпохи реионизации (PAPER), Низкочастотная решетка (LOFAR), Широкоугольная решетка Мерчисона (MWA), Гигантский метровволновой радиотелескоп (GMRT). ), картограф спиновой температуры IGM (MIST), миссии Dark Ages Radio Explorer (DARE) и эксперимента с большой апертурой для обнаружения темных веков (LEDA).

Источники энергии

[ редактировать ]
Астрономы надеются использовать такие наблюдения, как это изображение, полученное космическим телескопом Хаббла в 2018 году , чтобы ответить на вопрос о том, как произошла реионизация Вселенной. [27]

Несмотря на то, что наблюдения позволили сузить окно, в течение которого могла произойти эпоха реионизации, до сих пор неясно, какие объекты предоставили фотоны, которые реионизировали IGM. Для ионизации нейтрального водорода необходима энергия более 13,6 эВ , что соответствует фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче. Это ультрафиолетовая часть электромагнитного спектра , а это означает, что основными кандидатами являются все источники, которые производят значительное количество энергии в ультрафиолете и выше. Необходимо также учитывать количество источников, а также долговечность, поскольку протоны и электроны будут рекомбинировать, если не будет постоянно поступать энергия, чтобы разъединить их. В целом критический параметр для любого рассматриваемого источника можно резюмировать как «скорость излучения ионизирующих водород фотонов на единицу космологического объема». [28] С учетом этих ограничений ожидается, что квазары, звезды и галактики первого поколения. основными источниками энергии будут [29]

Карликовые галактики

[ редактировать ]

В настоящее время карликовые галактики считаются основным источником ионизирующих фотонов в эпоху реионизации. [30] [31] Для большинства сценариев это потребует, чтобы логарифмический наклон функции светимости УФ-галактики , часто обозначаемой α, был более крутым, чем сегодня, и приближался к α = -2. [30] С появлением космического телескопа Джеймса Уэбба (JWST) ограничения на функцию УФ-светимости в эпоху реионизации стали обычным явлением. [32] [33] что позволяет лучше ограничить популяцию слабых галактик с малой массой.

В 2014 году два отдельных исследования определили, что две галактики Зеленого Горошка (GP) являются вероятными кандидатами на излучение Лайманского Континуума (LyC). [34] [35] Компактные карликовые галактики, образующие звезды, такие как GP, считаются отличными аналогами излучателей Лайман-альфа и LyC с низким красным смещением (LAE и LCE соответственно). [36] На тот момент были известны только два других LCE: Haro 11 и Tololo-1247-232 . [34] [35] [37] Таким образом, обнаружение локальных эмиттеров LyC стало решающим для теорий о ранней Вселенной и эпохе реионизации. [34] [35]

Впоследствии, по этой причине, была проведена серия исследований с использованием космического телескопа Хаббл спектрографа космического происхождения ( HST /COS) для непосредственного измерения LyC. [38] [39] [40] [41] [42] [43] Кульминацией этих усилий стало исследование Лайманского континуума с низким красным смещением. [44] большая программа HST /COS, которая почти утроила количество прямых измерений LyC в карликовых галактиках. подтверждено не менее 50 LCE. На сегодняшний день с использованием HST /COS [44] с долей выхода LyC от ≈ 0 до 88%. Результаты исследования континуума Лаймана с низким красным смещением предоставили эмпирическую основу, необходимую для выявления и понимания LCE в эпоху реионизации. [45] [46] [47] Благодаря новым наблюдениям JWST , популяции LCE теперь изучаются при космологических красных смещениях более 6, что позволяет впервые подробно и напрямую оценить происхождение космической реионизации. [48] Объединение этих больших выборок галактик с новыми ограничениями на функцию УФ-светимости показывает, что карликовые галактики в подавляющем большинстве способствуют реионизации. [49]

Квазары

[ редактировать ]

Квазары , класс активных галактических ядер (АЯГ), считались хорошим кандидатом в источник, поскольку они очень эффективно преобразуют массу в энергию и излучают большое количество света, превышающее порог ионизации водорода. Однако неизвестно, сколько квазаров существовало до реионизации. Обнаружить можно только самые яркие из квазаров, присутствовавших во время реионизации, а значит, прямых сведений о существовавших более тусклых квазарах нет. Однако, глядя на квазары, которые легче наблюдать в ближайшей Вселенной, и предполагая, что функция светимости (количество квазаров как функция светимости ) во время реионизации будет примерно такой же, как сегодня, можно сделать оценки Популяции квазаров в более ранние времена. Такие исследования показали, что квазаров не существует в достаточно большом количестве, чтобы повторно ионизировать только IGM. [28] [50] говоря, что «только если в ионизирующем фоне преобладают АЯГ низкой светимости, функция светимости квазара может обеспечить достаточное количество ионизирующих фотонов». [51]

Звезды населения III

[ редактировать ]
Смоделированное изображение первых звезд через 400 миллионов лет после Большого взрыва.

Звезды населения III были самыми ранними звездами, в которых не было элементов более массивных, чем водород или гелий . Во время нуклеосинтеза Большого взрыва единственными элементами, которые образовались помимо водорода и гелия, были следовые количества лития . Тем не менее, спектры квазаров выявили присутствие тяжелых элементов в межгалактической среде в раннюю эпоху. Взрывы сверхновых производят такие тяжелые элементы, что горячие и большие звезды населения III, которые образуют сверхновые, являются возможным механизмом реионизации. Хотя они не наблюдались напрямую, они согласуются с моделями, использующими численное моделирование. [52] и текущие наблюдения. [53] Галактика с гравитационными линзами также является косвенным свидетельством существования звезд населения III. [54] Даже без прямых наблюдений звезд населения III они являются убедительным источником. Они являются более эффективными ионизаторами, чем звезды населения II, поскольку излучают больше ионизирующих фотонов. [55] и способны реионизировать водород самостоятельно в некоторых моделях реионизации с разумными начальными функциями массы . [56] Как следствие, звезды населения III в настоящее время считаются наиболее вероятным источником энергии, способным инициировать реионизацию Вселенной. [57] хотя другие источники, вероятно, взяли верх и довели реионизацию до завершения.

В июне 2015 года астрономы сообщили о наличии звезд населения III в Cosmos Redshift 7 галактике с z = 6,60 . Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т.е. с большим красным смещением) и, возможно, начали производство химических элементов тяжелее водорода , которые необходимы для более позднего формирования планет и жизни , какой мы ее знаем. [58] [59]

См. также

[ редактировать ]

Примечания и ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Фурланетто, Стивен Р.; О, С. Пэн (июль 2008 г.). «История и морфология реионизации гелия» . Астрофизический журнал . 681 (1): 1–17. arXiv : 0711.1542 . Бибкод : 2008ApJ...681....1F . дои : 10.1086/588546 . ISSN   0004-637X .
  2. ^ Ганн, Дж. Э. и Петерсон, бакалавр (1965). «О плотности нейтрального водорода в межгалактическом пространстве» . Астрофизический журнал . 142 : 1633–1641. Бибкод : 1965ApJ...142.1633G . дои : 10.1086/148444 .
  3. ^ Беккер, Р.Х.; и др. (2001). «Доказательства реионизации при z ~ 6: обнаружение впадины Ганна-Петерсона в квазаре A z = 6,28». Астрономический журнал . 122 (6): 2850–2857. arXiv : astro-ph/0108097 . Бибкод : 2001AJ....122.2850B . дои : 10.1086/324231 . S2CID   14117521 .
  4. ^ Беккер, Джордж Д.; Болтон, Джеймс С.; Мадау, Пьеро; Петтини, Макс; Райан-Вебер, Эмма В .; Венеманс, Брэм П. (11 марта 2015 г.). «Свидетельства неоднородной реионизации водорода в крайней впадине Lyα ниже шести красных смещений» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (4): 3402–3419. arXiv : 1407.4850 . дои : 10.1093/mnras/stu2646 . ISSN   1365-2966 .
  5. ^ Чжу, Юнда; Беккер, Джордж Д.; Босман, Сара Э.И.; Китинг, Лаура К.; Д'Одорико, Валентина; Дэвис, Ребекка Л.; Кристенсон, Холли М.; Баньядос, Эдуардо; Бянь, Фуян; Бискетти, Мануэла; Чен, Хуаньцин; Дэвис, Фредерик Б.; Эйлерс, Анна-Кристина; Фань, Сяохуэй; Гайквад, Пракаш (01 июня 2022 г.). «Длинные темные промежутки в лесу Lyβ при z <6: свидетельства ультрапоздней реионизации по спектрам XQR-30» . Астрофизический журнал . 932 (2): 76. arXiv : 2205.04569 . Бибкод : 2022ApJ...932...76Z . дои : 10.3847/1538-4357/ac6e60 . ISSN   0004-637X .
  6. ^ Каплингхат, Манодж; и др. (2003). «Исследование истории реионизации Вселенной с использованием фоновой поляризации космического микроволнового излучения». Астрофизический журнал . 583 (1): 24–32. arXiv : astro-ph/0207591 . Бибкод : 2003ApJ...583...24K . дои : 10.1086/344927 . S2CID   11253251 .
  7. ^ Доре, О.; и др. (2007). «Признак пятнистой реионизации в поляризационной анизотропии реликтового излучения». Физический обзор D . 76 (4): 043002. arXiv : astro-ph/0701784 . Бибкод : 2007PhRvD..76d3002D . дои : 10.1103/PhysRevD.76.043002 . S2CID   119360903 .
  8. ^ Когут, А.; и др. (2003). «Наблюдения первого года обучения с помощью микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP): корреляция температуры и поляризации». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 148 (1): 161–173. arXiv : astro-ph/0302213 . Бибкод : 2003ApJS..148..161K . дои : 10.1086/377219 . S2CID   15253442 .
  9. ^ Спергель, Д.Н.; и др. (2007). «Трехлетние наблюдения микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP): последствия для космологии». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph/0603449 . Бибкод : 2007ApJS..170..377S . дои : 10.1086/513700 . S2CID   1386346 .
  10. ^ Сотрудничество Планка (2020). «Результаты Планка 2018. VI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 641 : А6. arXiv : 1807.06209 . Бибкод : 2020A&A...641A...6P . дои : 10.1051/0004-6361/201833910 . S2CID   119335614 .
  11. ^ Партридж, РБ; Пиблс, PJE (март 1967 г.). «Видны ли молодые галактики?» . Астрофизический журнал . 147 : 868. Бибкод : 1967ApJ...147..868P . дои : 10.1086/149079 . ISSN   0004-637X .
  12. ^ Миральда-Эскуде, Хорди; Рис, Мартин Дж. (10 апреля 1998 г.). «Поиск самых ранних галактик с использованием впадины Ганна-Петерсона и эмиссионной линии Lyα» . Астрофизический журнал . 497 (1): 21–27. arXiv : astro-ph/9707193 . Бибкод : 1998ApJ...497...21M . дои : 10.1086/305458 . ISSN   0004-637X .
  13. ^ Старк, Дэниел П.; Эллис, Ричард С.; Чиу, Куэнли; Оучи, Масами; Бункер, Эндрю (01 ноября 2010 г.). «Спектроскопия Кека слабых галактик Лаймана 3 < z < 7 - I. Новые ограничения на космическую реионизацию на основе светимости и зависящей от красного смещения доли лаймановского α-излучения: доля излучения Lyα при высоком красном смещении» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 408 (3): 1628–1648. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17227.x .
  14. ^ Пентериччи, Л.; Фонтана, А.; Ванцелла, Э.; Кастеллано, М.; Грациан, А.; Дейкстра, М.; Буция, К.; Кристиани, С.; Дикинсон, М.; Джаллонго, Э.; Джавалиско, М.; Майолино, Р.; Мурвуд, А.; Пэрис, Д.; Сантини, П. (20 декабря 2011 г.). «СПЕКТРОСКОПИЧЕСКОЕ ПОДТВЕРЖДЕНИЕ ГАЛАКТИЧЕСКОГО РАЗРЫВА z ∼ 7 ЛАЙМАНА: ИССЛЕДОВАНИЕ САМЫХ РАННИХ ГАЛАКТИК И ЭПОХИ РЕИОНИЗАЦИИ» . Астрофизический журнал . 743 (2): 132. arXiv : 1107.1376 . Бибкод : 2011ApJ...743..132P . дои : 10.1088/0004-637X/743/2/132 . ISSN   0004-637X .
  15. ^ Тилви, В.; Папович, К.; Финкельштейн, СЛ; Лонг, Дж.; Песня, М.; Дикинсон, М.; Фергюсон, ХК; Кукемоер, AM; Джавалиско, М.; Мобашер, Б. (17 сентября 2014 г.). «БЫСТРОЕ СНИЖЕНИЕ ЭМИССИИ Lyα К ЭРЕ ИОНИЗАЦИИ» . Астрофизический журнал . 794 (1): 5. arXiv : 1405.4869 . Бибкод : 2014ApJ...794....5T . дои : 10.1088/0004-637X/794/1/5 . ISSN   1538-4357 .
  16. ^ Малхотра, Сангита; Роудс, Джеймс Э. (10 декабря 2004 г.). «Функции светимости излучателей Lyα при красных смещениях z = 6,5 и z = 5,7: доказательства против реионизации при z ≤ 6,5» . Астрофизический журнал . 617 (1): L5–L8. arXiv : astro-ph/0407408 . Бибкод : 2004ApJ...617L...5M . дои : 10.1086/427182 . ISSN   0004-637X .
  17. ^ Ху, ЭМ; Коуи, LL; Баргер, Эй Джей; Чапак, П.; Каказу, Ю.; Труй, Л. (10 декабря 2010 г.). «АТЛАС z = 5,7 И z = 6,5 Lyα-ИЗЛУЧАТЕЛЕЙ» . Астрофизический журнал . 725 (1): 394–423. arXiv : 1009.1144 . Бибкод : 2010ApJ...725..394H . дои : 10.1088/0004-637X/725/1/394 . ISSN   0004-637X .
  18. ^ Касикава, Нобунари, Кадзухиро, Эгами, Эйити; Цзян, Нагао, Масами; Хаттори, Ота, Танигучи, Ли, Чун; Ие, Масанори, Хисанори (20 июня 2011 г.) «ЗАВЕРШЕНИЕ ПЕРЕПИСИ Lyα-ИЗЛУЧАТЕЛЕЙ В ЭПОХУ РЕИОНИЗАЦИИ $^,$» . Астрофизический журнал . 734 (2): 119. arXiv : 1104.2330 . Бибкод : 2011ApJ. ...734..119K дои : 10.1088 /0004-637X/734/2/ 119 ISSN   0004-637X .
  19. ^ Оучи, Масами, Фурусава, Сайто, Томоки; Акияма, Масаюки; Ямада, Тору; Касикава, Саданори; 01.11.2010). «СТАТИСТИКА 207 ИЗЛУЧАТЕЛЕЙ Lyα НА КРАСНОМ СМЕЩЕНИИ 7: ОГРАНИЧЕНИЯ НА МОДЕЛИ РЕИОНИЗАЦИИ И ФОРМИРОВАНИЯ ГАЛАКТИКИ» журнал . 723 ( 1): 869–894. arXiv : 1007.2961 . Астрофизический . .. .723..869O / doi : 10.1088/0004-637X/723/1 869 ISSN   0004-637X .
  20. ^ Вольд, Исак ГБ; Малхотра, Сангита; Роудс, Джеймс; Ван, Цзюньсянь; Ху, Вейда; Перес, Люсия А.; Чжэн, Чжэнь-Я; Хостован, Али Ахмад; Уокер, Алистер Р.; Барриентос, Л. Фелипе; Гонсалес-Лопес, Хорхе; Хариш, Сантош; Инфанте, Леопольдо; Цзян, Чуньянь; Фаро, Джон (01 марта 2022 г.). «Функция светимости LAGER Lyα при z ∼ 7: последствия для реионизации» . Астрофизический журнал . 927 (1): 36. arXiv : 2105.12191 . Бибкод : 2022ApJ...927...36W . дои : 10.3847/1538-4357/ac4997 . ISSN   0004-637X .
  21. ^ Маккуинн, Мэтью; Эрнквист, Ларс; Салдарриага, Матиас; Дутта, Сувендра (октябрь 2007 г.). «Изучение реионизации с помощью излучателей Lyα» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 381 (1): 75–96. arXiv : 0704.2239 . Бибкод : 2007МНРАС.381...75М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12085.x . ISSN   0035-8711 .
  22. ^ Тилви, В.; Малхотра, С.; Роудс, Дж. Э.; Кафлин, А.; Чжэн, З.; Финкельштейн, СЛ; Вейо, С.; Мобашер, Б.; Ван, Дж.; Пробст, Р.; Суотерс, Р.; Хибон, П.; Джоши, Б.; Забл, Дж.; Цзян, Т. (01 марта 2020 г.). «Начало космической реионизации: свидетельства существования ионизированного пузыря всего через 680 млн лет после Большого взрыва» . Письма астрофизического журнала . 891 (1): Л10. arXiv : 2001.00873 . Бибкод : 2020ApJ...891L..10T . дои : 10.3847/2041-8213/ab75ec . ISSN   2041-8205 .
  23. ^ Ху, Вейда; Ван, Цзюньсянь; Инфанте, Леопольдо; Роудс, Джеймс Э.; Чжэн, Чжэнь-Я; Ян, Хуан; Малхотра, Сангита; Барриентос, Л. Фелипе; Цзян, Чуньянь; Гонсалес-Лопес, Хорхе; Прието, Гонсало; Перес, Люсия А.; Хибон, Паскаль; Галаз, Гаспар; Кофлин, Алисия (25 января 2021 г.). «Протокластер Лайман-α с красным смещением 6,9» . Природная астрономия . 5 (5): 485–490. arXiv : 2101.10204 . Бибкод : 2021NatAs...5..485H . дои : 10.1038/s41550-020-01291-y . ISSN   2397-3366 .
  24. ^ Баркана, Реннан и Леб, Авраам (2005). «Обнаружение самых ранних галактик с помощью двух новых источников 21-сантиметровых колебаний». Астрофизический журнал . 626 (1): 1–11. arXiv : astro-ph/0410129 . Бибкод : 2005ApJ...626....1B . дои : 10.1086/429954 . S2CID   7343629 .
  25. ^ Альварес, Массачусетс; Пен, Уэ-Ли; Чанг, Цзы-Цзин (2010). «Повышенная обнаруживаемость предреионизационной структуры размером 21 см». Письма астрофизического журнала . 723 (1): Л17–Л21. arXiv : 1007.0001 . Бибкод : 2010ApJ...723L..17A . дои : 10.1088/2041-8205/723/1/L17 . S2CID   118436837 .
  26. ^ «Астрономы обнаружили свет первых звезд Вселенной» . 28 февраля 2018 года . Проверено 1 марта 2018 г.
  27. ^ «Хаббл снова открывает глаза» . www.spacetelescope.org . Проверено 17 декабря 2018 г.
  28. ^ Перейти обратно: а б Мадау, Пьеро; и др. (1999). «Перенос излучения в комковой Вселенной. III. Природа космологического ионизирующего источника». Астрофизический журнал . 514 (2): 648–659. arXiv : astro-ph/9809058 . Бибкод : 1999ApJ...514..648M . дои : 10.1086/306975 . S2CID   17932350 .
  29. ^ Баркана, Р.; Леб, А. (2001). «В начале: первые источники света и реионизация Вселенной» . Отчеты по физике . 349 (2): 125–238. arXiv : astro-ph/0010468 . Бибкод : 2001PhR...349..125B . дои : 10.1016/S0370-1573(01)00019-9 . S2CID   119094218 .
  30. ^ Перейти обратно: а б Боуэнс, Р.Дж.; и др. (2012). «Галактики с меньшей светимостью могут реионизировать Вселенную: очень крутые слабые наклоны функций УФ-светимости при z >= 5-8 по данным наблюдений HUDF09 WFC3/IR». Письма астрофизического журнала . 752 (1): Л5. arXiv : 1105.2038 . Бибкод : 2012ApJ...752L...5B . дои : 10.1088/2041-8205/752/1/L5 . S2CID   118856513 .
  31. ^ Атек, Хаким; Ричард, Йохан; Жозак, Матильда; Кнейб, Жан-Поль; Натараджан, Приямвада; Лимузен, Марсо; Шерер, Дэниел; Джулло, Эрик; Эбелинг, Харальд; Эгами, Эйичи; Клемент, Бенджамин (18 ноября 2015 г.). «Являются ли ультратусклые галактики с z = 6–8 ответственными за космическую реионизацию? Комбинированные ограничения из кластеров и параллелей пограничных полей Хаббла» . Астрофизический журнал . 814 (1): 69. arXiv : 1509.06764 . Бибкод : 2015ApJ...814...69A . дои : 10.1088/0004-637X/814/1/69 . ISSN   1538-4357 . S2CID   73567045 .
  32. ^ Харикане, Юичи; Оучи, Масами; Огури, Масамунэ; Оно, Ёсиаки; Накадзима, Кимихико; Исобе, Юки; Умеда, Хироя; Маватари, Кен; Чжан, Йечи (01 марта 2023 г.). «Комплексное исследование галактик на z ∼ 9–16, обнаруженных в ранних данных JWST: функции ультрафиолетовой светимости и история образования космических звезд в эпоху до реионизации» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 265 (1): 5. arXiv : 2208.01612 . Бибкод : 2023ApJS..265....5H . дои : 10.3847/1538-4365/acaaa9 . ISSN   0067-0049 .
  33. ^ Маклеод, диджей; Доннан, Коннектикут; Маклюр, Р.Дж.; Данлоп, Дж. С.; Маги, Д.; Бегли, Р.; Карналл, AC; Каллен, Ф.; Эллис, РС; Хамадуш, МЛ; Стэнтон, ТМ (2023). «Функция УФ-светимости галактики при z ≃ 11 из набора общедоступных программ JWST ERS, ERO и Cycle-1» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 527 (3): 5004. arXiv : 2304.14469 . Бибкод : 2024MNRAS.527.5004M . дои : 10.1093/mnras/stad3471 .
  34. ^ Перейти обратно: а б с Джаскот, А.Е. и Оей, М.С. (2014). «Связывание Ly-альфа и переходов с низкой ионизацией на малой оптической глубине». Письма астрофизического журнала . 791 (2): Л19. arXiv : 1406.4413 . Бибкод : 2014ApJ...791L..19J . дои : 10.1088/2041-8205/791/2/L19 . S2CID   119294145 .
  35. ^ Перейти обратно: а б с Верхамме, А.; Орлитова И.; Шерер, Д.; Хейс, М. (2014). «Об использовании Лайман-альфа для обнаружения галактик с утечкой из континуума Лаймана». arXiv : 1404.2958v1 [ astro-ph.GA ].
  36. ^ Изотов Ю.И.; Гусева Н.Г.; Фрике, К.Дж.; Хенкель, К.; Шерер, Д.; Туан, Техас (февраль 2021 г.). «Компактные звездообразующие галактики с низким красным смещением как аналоги звездообразующих галактик с большим красным смещением» . Астрономия и астрофизика . 646 : А138. arXiv : 2103.01505 . Бибкод : 2021A&A...646A.138I . дои : 10.1051/0004-6361/202039772 . ISSN   0004-6361 . S2CID   232092358 .
  37. ^ Накадзима К. и Оучи М. (2014). «Ионизационное состояние межзвездной среды в галактиках: эволюция, зависимость SFR-M*-Z и выход ионизирующих фотонов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 442 (1): 900–916. arXiv : 1309.0207 . Бибкод : 2014MNRAS.442..900N . дои : 10.1093/mnras/stu902 . S2CID   118617426 .
  38. ^ Изотов Ю.И.; Орлитова И.; Шерер, Д.; Туан, Техас; Верхамме, А.; Гусева Н.Г.; Ворсек, Г. (14 января 2016 г.). «Восемь процентов утечки фотонов Лайманского континуума из компактной карликовой галактики, в которой формируются звезды» . Природа . 529 (7585): 178–180. arXiv : 1601.03068 . Бибкод : 2016Natur.529..178I . дои : 10.1038/nature16456 . ISSN   0028-0836 . ПМИД   26762455 . S2CID   3033749 .
  39. ^ Изотов Ю.И.; Шерер, Д.; Туан, Техас; Ворсек, Г.; Гусева Н.Г.; Орлитова И.; Верхамме, А. (01 октября 2016 г.). «Обнаружение утечки континуума с высоким Лайманом из четырех компактных звездообразующих галактик с низким красным смещением» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 461 (4): 3683–3701. arXiv : 1605.05160 . дои : 10.1093/mnras/stw1205 . ISSN   0035-8711 .
  40. ^ Изотов Ю.И.; Шерер, Д.; Ворсек, Г.; Гусева Н.Г.; Туан, Техас; Верхамме, А.; Орлитова И.; Фрике, К.Дж. (11 марта 2018 г.). «J1154+2443: компактная звездообразующая галактика с низким красным смещением и 46-процентной утечкой фотонов лаймановского континуума» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 474 (4): 4514–4527. arXiv : 1711.11449 . дои : 10.1093/mnras/stx3115 . ISSN   0035-8711 .
  41. ^ Изотов Ю.И.; Ворсек, Г.; Шерер, Д.; Гусева, Н.Г.; Туан, Техас; Фрике; Верхамме, А.; Орлитова, И. (21 августа 2018 г.). «Галактики с утечкой из континуума Лаймана с низким красным смещением и высокими отношениями [O iii] / [O ii]» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 478 (4): 4851–4865. arXiv : 1805.09865 . дои : 10.1093/mnras/sty1378 . ISSN   0035-8711 .
  42. ^ Ван, Бинцзе; Хекман, Тимоти М.; Лейтерер, Клаус; Александрофф, Рэйчел; Бортакур, Санчайета; Оверзиер, Родерик А. (30 октября 2019 г.). «Новый метод поиска галактик, испускающих излучение лайман-континуума: [S ii]-дефицит» . Астрофизический журнал . 885 (1): 57. arXiv : 1909.01368 . Бибкод : 2019ApJ...885...57W . дои : 10.3847/1538-4357/ab418f . ISSN   1538-4357 .
  43. ^ Изотов Ю.И.; Ворсек, Г.; Шерер, Д.; Гусева Н.Г.; Чисхолм, Дж.; Туан, Техас; Фрике, К.Дж.; Верхамме, А. (22 марта 2021 г.). «Утечка лаймановского континуума из маломассивных галактик с M ⋆ < 108 M⊙» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 503 (2): 1734–1752. arXiv : 2103.01514 . дои : 10.1093/mnras/stab612 . ISSN   0035-8711 .
  44. ^ Перейти обратно: а б Флюри, София Р.; Джаскот, Энн Э.; Фергюсон, Гарри К.; Ворсек, Габор; Макан, Кирилл; Чисхолм, Джон; Салдана-Лопес, Альберто; Шерер, Дэниел; МакКэндлисс, Стефан; Ван, Бинцзе; Форд, Нью-Мексико; Хекман, Тимоти; Цзи, Чжиюань; Джавалиско, Мауро; Аморин, Рикардо (01 мая 2022 г.). «Обзор континуума Лаймана с низким красным смещением. I. Новые разнообразные локальные излучатели континуума Лаймана» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 260 (1): 1. arXiv : 2201.11716 . Бибкод : 2022ApJS..260....1F . дои : 10.3847/1538-4365/ac5331 . ISSN   0067-0049 .
  45. ^ Салдана-Лопес, Альберто; Шерер, Дэниел; Чисхолм, Джон; Флюри, София Р.; Джаскот, Энн Э.; Ворсек, Габор; Макан, Кирилл; Газань, Симон; Мауэрхофер, Валентин; Верхамм, Энн; Аморин, Рикардо О.; Фергюсон, Гарри К.; Джавалиско, Мауро; Грациан, Андреа; Хейс, Мэтью Дж. (июль 2022 г.). «Обзор Лайманского континуума с низким красным смещением: раскрытие свойств ISM излучателей Лайманского континуума с низким z» . Астрономия и астрофизика . 663 : А59. arXiv : 2201.11800 . Бибкод : 2022A&A...663A..59S . дои : 10.1051/0004-6361/202141864 . ISSN   0004-6361 . S2CID   246411216 .
  46. ^ Флюри, София Р.; Джаскот, Энн Э.; Фергюсон, Гарри К.; Ворсек, Габор; Макан, Кирилл; Чисхолм, Джон; Салдана-Лопес, Альберто; Шерер, Дэниел; МакКэндлисс, Стефан Р.; Сюй, Синьфэн; Ван, Бинцзе; Ой, М.С.; Форд, Нью-Мексико; Хекман, Тимоти; Цзи, Чжиюань (01 мая 2022 г.). «Обзор континуума Лаймана с низким красным смещением. II. Новый взгляд на диагностику LyC» . Астрофизический журнал . 930 (2): 126. arXiv : 2203.15649 . Бибкод : 2022ApJ...930..126F . дои : 10.3847/1538-4357/ac61e4 . ISSN   0004-637X .
  47. ^ Чисхолм, Дж.; Салдана-Лопес А.; Флюри, С.; Шерер, Д.; Джаскот, А.; Аморин, Р.; Атек, Х.; Финкельштейн, СЛ; Флеминг, Б.; Фергюсон, Х.; Фернандес, В.; Джавалиско, М.; Хейс, М.; Хекман, Т.; Генри, А. (9 ноября 2022 г.). «Наклон континуума в дальнем ультрафиолете как оценка ухода Лайманского континуума при высоком красном смещении» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 517 (4): 5104–5120. arXiv : 2207.05771 . дои : 10.1093/mnras/stac2874 . ISSN   0035-8711 .
  48. ^ Массия, С.; Пентериччи, Л.; Калабро, А.; Треу, Т.; Сантини, П.; Ян, Л.; Наполитано, Л.; Робертс-Борсани, Дж.; Бергамини, П.; Грилло, К.; Розати, П.; Вулкани, Б.; Кастеллано, М.; Бойетт, К.; Фонтана, А. (апрель 2023 г.). «Подход к источникам космической реионизации: первые результаты программы GLASS-JWST» . Астрономия и астрофизика . 672 : А155. arXiv : 2301.02816 . Бибкод : 2023A&A...672A.155M . дои : 10.1051/0004-6361/202345866 . ISSN   0004-6361 . S2CID   255546596 .
  49. ^ Массия, С.; Пентериччи, Л.; Калабро, А.; Сантини, П.; Наполитано, Л.; Аро, П. Аррабаль; Кастеллано, М.; Дикинсон, М.; Оквирк, П.; Льюис, JSW; Аморин, Р.; Бэгли, М.; Клери, RNJ; Константин, Л.; Декель, А. (2024). «Новое понимание природы космических реионизаторов из исследования CEERS». Астрономия и астрофизика . 685 : А3. arXiv : 2309.02219 . Бибкод : 2024A&A...685A...3M . дои : 10.1051/0004-6361/202347884 .
  50. ^ Шапиро, Поль и Жиру, Марк (1987). «Космологические области H II и фотоионизация межгалактической среды» . Астрофизический журнал . 321 : 107–112. Бибкод : 1987ApJ...321L.107S . дои : 10.1086/185015 .
  51. ^ Фань, Сяоху; и др. (2001). «Обзор квазаров z>5,8 в Слоанском цифровом обзоре неба. I. Открытие трех новых квазаров и пространственная плотность светящихся квазаров в точке z~6». Астрономический журнал . 122 (6): 2833–2849. arXiv : astro-ph/0108063 . Бибкод : 2001AJ....122.2833F . дои : 10.1086/324111 . S2CID   119339804 .
  52. ^ Гнедин, Николай и Острикер, Иеремия (1997). «Реионизация Вселенной и раннее производство металлов». Астрофизический журнал . 486 (2): 581–598. arXiv : astro-ph/9612127 . Бибкод : 1997ApJ...486..581G . дои : 10.1086/304548 . S2CID   5758398 .
  53. ^ Лимин Лу; и др. (1998). «Содержание металлов в облаках Лайман-альфа с очень низкой плотностью: значение для происхождения тяжелых элементов в межгалактической среде». arXiv : astro-ph/9802189 .
  54. ^ Фосбери, RAE; и др. (2003). «Массивное звездообразование в гравитационно-линзированной галактике H II на z = 3,357». Астрофизический журнал . 596 (1): 797–809. arXiv : astro-ph/0307162 . Бибкод : 2003ApJ...596..797F . дои : 10.1086/378228 . S2CID   17808828 .
  55. ^ Тумлинсон, Джейсон; и др. (2002). «Космологическая реионизация первыми звездами: развивающиеся спектры населения III». Материалы конференции ASP . 267 : 433–434. Бибкод : 2002ASPC..267..433T .
  56. ^ Венкатесан, Апама; и др. (2003). «Эволюционирующие спектры звезд населения III: последствия космологической реионизации». Астрофизический журнал . 584 (2): 621–632. arXiv : astro-ph/0206390 . Бибкод : 2003ApJ...584..621В . дои : 10.1086/345738 . S2CID   17737785 .
  57. ^ Альварес, Марсело; и др. (2006). «Область H II первой звезды». Астрофизический журнал . 639 (2): 621–632. arXiv : astro-ph/0507684 . Бибкод : 2006ApJ...639..621A . дои : 10.1086/499578 . S2CID   12753436 .
  58. ^ Собрал, Дэвид; Мэтти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шерер, Дэниел; Мобашер, Бахрам; Ретгеринг, Хууб Дж.А.; Сантос, Сержио; Хеммати, Шубане (4 июня 2015 г.). «Доказательства существования звездных популяций, подобных POPIII, в самых ярких излучателях LYMAN-α в эпоху повторной ионизации: спектроскопическое подтверждение». Астрофизический журнал . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Бибкод : 2015ApJ...808..139S . дои : 10.1088/0004-637x/808/2/139 . S2CID   18471887 .
  59. ^ Прощай, Деннис (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают об открытии самых ранних звезд, которые обогатили космос» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 17 июня 2015 г.
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Reionization&oldid=1238698519"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 0cbba5b63ce55ef6c296024d92dd21f2__1722830400
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/0c/f2/0cbba5b63ce55ef6c296024d92dd21f2.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Reionization - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)