Reionizare

În teoria cosmologică a Big Bang-ului , reionizarea este înțeleasă ca momentul în care enorma masă de hidrogen neutru, care a pătruns în universul primordial în primele sale milioane de ani de viață, dispare permițând astfel filtrarea luminii prin această „ceață” și ceea ce ne permite deci să observăm corpurile cerești . Deoarece majoritatea materiilor barionice sunt sub formă de hidrogen, reionizarea este denumită în general reionizarea hidrogenului gazos. Heliul timpuriu din univers a experimentat același proces, dar într-un moment diferit din istorie, denumit de obicei reionizarea heliului.

Originile

Secvență temporală a fazelor universului, în care este inserată faza de reionizare.

Prima fază de tranziție a hidrogenului în universul timpuriu a fost recombinarea, care a avut loc la redshift z = 1089 (379.000 de ani după Big Bang), datorită răcirii universului, până la punctul în care rata de recombinare a electronilor și a protonilor în formarea hidrogenului neutru a fost mai mare decât rata de reionizare. Universul era opac înainte de recombinare, datorită împrăștierii fotonilor, dar a devenit din ce în ce mai transparent pe măsură ce tot mai mulți electroni și protoni s-au unit pentru a forma atomi de hidrogen neutri. Întrucât electronii hidrogenului neutru pot absorbi fotonii unor lungimi de undă crescând până ajung la starea de excitație , universul plin de hidrogen neutru ar fi rămas relativ opac în lungimile de undă absorbite, dar transparent pe tot restul spectrului. Epoca Întunecată a universului a început în acest moment, deoarece nu existau alte surse de lumină decât radiația cosmică de fond în faza de schimbare a roșu și, spre deosebire de hidrogenul de astăzi, hidrogenul neutru a absorbit lumina. ^[1]

A doua tranziție a avut loc odată ce obiectele din universul timpuriu au început să se condenseze suficient de energic pentru a reioniza hidrogenul neutru. Când aceste obiecte s-au format și au început să radieze energie, universul, de la neutru, a revenit la starea de plasmă ionizată. Acest lucru a avut loc între 150 de milioane și un miliard de ani după Big Bang (la redshift 6 < z <20). Cu toate acestea, până atunci, materia s-a răspândit datorită expansiunii universului, iar interacțiunile de împrăștiere între fotoni și electroni erau mult mai puțin frecvente decât în ​​perioada anterioară recombinării. Universul a revenit apoi la un mediu aproape complet ionizat, dar fiind densitatea redusă a hidrogenului, a rămas transparent, așa cum este astăzi.

Metode de observare

Privirea înapoi atât de departe în istoria universului prezintă multe dificultăți. Cu toate acestea, există câteva metode de observație utilizabile în prezent pentru a studia reionizarea.

Quasar și efectul Gunn-Peterson ^[2]

Una dintre metodele pentru studierea reionization este prin observarea spectrului de la distanță quasari . Quasarii eliberează o cantitate extraordinară de energie, fiind printre cele mai strălucitoare obiecte cerești din univers. Din acest motiv, quasarele sunt detectabile ca obiecte prezente în momentul reionizării. De asemenea, par să aibă caracteristici spectrale uniforme, indiferent de poziția lor pe cer sau de distanța față de Pământ . Deci, se poate ipoteza că orice interferență semnificativă între spectrele diferitelor quasare poate fi cauzată de interacțiunea emisiilor lor cu atomii de pe linia lor de vedere. Pentru lungimile de undă ale luminii corespunzătoare seriei de hidrogen Lyman, secțiunea transversală este mare. Aceasta înseamnă că, chiar și pentru densități mici de hidrogen neutru prezente în mediul intergalactic , absorbția acestor lungimi de undă este foarte mare.

Notă

linkuri externe

• (RO) Sfârșitul Evului Întunecat , al access.ncsa.uiuc.edu. Accesat la 5 septembrie 2016 .
• (EN) Precision Array for Probing the Epoch of Reionization pe eor.berkeley.edu. Accesat la 5 septembrie 2016 .

Portalul de astronomie

Portalul chimiei