วิกิพีเดียภาษาไทย
กลับไปหน้าบทความ

อ่าน 17 นาที

การแตกตัวเป็นไอออนใหม่

ในสาขา ทฤษฎี บิ๊กแบงและจักรวาลวิทยาการ แตกตัวเป็นไอออนอีกครั้ง (Reionization)คือกระบวนการที่ทำให้ อะตอม ที่เป็นกลางทางไฟฟ้าในเอกภพยุค ดึกดำบรรพ์...

การแตกตัวเป็นไอออนใหม่

−13 —
–
−12 —
–
−11 —
–
−10 —
–
−9 —
–
−8 —
–
−7 —
–
−6 —
–
−5 —
–
−4 —
–
−3 —
–
−2 —
–
−1 —
–
0 —
←
←
←
ควาซาร์ / หลุมดำยุคแรกสุด
←
←
←
←
←
←
←
←
←
←
←
←
←
←
←
ขั้นตอนของการเกิดไอออนไนเซชันใหม่

ในสาขา ทฤษฎี บิ๊กแบงและจักรวาลวิทยาการ แตกตัวเป็นไอออนอีกครั้ง (Reionization)คือกระบวนการที่ทำให้ อะตอม ที่เป็นกลางทางไฟฟ้าในเอกภพยุค ดึกดำบรรพ์ แตกตัวเป็นไอออนอีกครั้งหลังจากสิ้นสุด " ยุคมืด " การตรวจจับและศึกษาการแตกตัวเป็นไอออนอีกครั้งเป็นเรื่องท้าทาย แต่ก็มีการดำเนินการหลายแนวทาง การแตกตัวเป็นไอออนอีกครั้งนี้เกิดขึ้นจากการก่อตัวของดาวฤกษ์และกาแล็กซีกลุ่มแรก

แนวคิด

แผนภาพลำดับเวลาของจักรวาล แสดงให้เห็นถึงตำแหน่งของการเกิดไอออนไนเซชันใหม่ในประวัติศาสตร์ของจักรวาล

การแตกตัวเป็นไอออนใหม่หมายถึงการเปลี่ยนแปลงในตัวกลางระหว่างกาแล็กซีจากไฮโดรเจนที่เป็นกลางไปเป็นไอออน ไฮโดรเจนที่เป็นกลางเคยเป็นไอออนในช่วงแรกในประวัติศาสตร์ของจักรวาล ดังนั้นการเปลี่ยนกลับไปเป็นไอออนจึงเรียกว่าการ แตกตัวเป็นไอออน ใหม่การแตกตัวเป็นไอออนใหม่นี้ถูกขับเคลื่อนโดยโฟตอนพลังงานสูงที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์และกาแล็กซีแรกๆ[ 1 ]

ในไทม์ไลน์ของจักรวาล ก๊าซไฮโดรเจนที่เป็นกลางถูกสร้างขึ้นครั้งแรกเมื่อนิวเคลียสไฮโดรเจนดั้งเดิม (โปรตอน) รวมตัวกับอิเล็กตรอน แสงที่มีพลังงานเพียงพอจะทำให้ก๊าซไฮโดรเจนที่เป็นกลางแตกตัวเป็นไอออน ในยุคแรกเริ่ม แสงมีความหนาแน่นและพลังงานสูงมากจนอะตอมของไฮโดรเจนจะแตกตัวเป็นไอออนทันที เมื่อจักรวาลขยายตัวและเย็นลง อัตราการรวมตัวของอิเล็กตรอนและโปรตอนเพื่อสร้างไฮโดรเจนที่เป็นกลางจะสูงกว่า อัตรา การแตกตัวเป็นไอออนประมาณ 379,000 ปีหลังจากบิ๊กแบง ( เรดชิฟต์z  = 1089) การรวมตัว นี้ ทำให้สสารปกติส่วนใหญ่อยู่ในรูปของไฮโดรเจนที่เป็นกลาง[ 2 ]

ก่อนการรวมตัวใหม่ เอกภพนั้นทึบแสงเนื่องจากการกระเจิงของโฟตอนทุกความยาวคลื่นจากอิเล็กตรอนอิสระ (และโปรตอนอิสระ ในระดับที่น้อยกว่ามาก) แต่จะโปร่งใสมากขึ้นเมื่ออิเล็กตรอนและโปรตอนรวมตัวกันมากขึ้นเพื่อสร้างอะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลาง ในขณะที่อิเล็กตรอนของไฮโดรเจนที่เป็นกลางสามารถดูดซับโฟตอนบางความยาวคลื่นได้โดยการยกระดับไปสู่สถานะกระตุ้น เอกภพที่เต็มไปด้วยไฮโดรเจนที่เป็นกลางจะค่อนข้างทึบแสงเฉพาะที่ความยาวคลื่นเหล่านั้นเท่านั้น แสงที่เหลือสามารถเดินทางได้อย่างอิสระและกลายเป็นรังสีพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลแสงอื่น ๆ เพียงอย่างเดียว ณ จุดนี้จะมาจากอะตอมไฮโดรเจนที่ถูกกระตุ้นเหล่านั้น ซึ่งเป็นจุดเริ่มต้นของยุคที่เรียกว่ายุคมืดของเอกภพ[ 3 ]

การเปลี่ยนแปลงเฟสครั้งที่สองเกิดขึ้นเมื่อวัตถุเริ่มก่อตัวในเอกภพยุค แรก ซึ่งปล่อยรังสีที่มีพลังงานมากพอที่จะทำให้ไฮโดรเจนที่เป็นกลางแตกตัวเป็นไอออนอีกครั้ง เมื่อวัตถุเหล่านี้ก่อตัวและแผ่พลังงาน เอกภพก็เปลี่ยนจากที่ประกอบด้วยอะตอมที่เป็นกลาง กลับมาเป็นพลาสมา ไอออนอีกครั้ง เหตุการณ์นี้เกิดขึ้นระหว่าง 150 ล้านถึง 1 พันล้านปีหลังจากบิ๊กแบง (ที่เรดชิฟต์ 20 >  z  > 6) [ 3 ] : 150 อย่างไรก็ตาม ในเวลานั้น สสารได้กระจายตัวออกไปเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ และปฏิกิริยาการกระเจิงของโฟตอนและอิเล็กตรอนเกิดขึ้นน้อยกว่าก่อนการรวมตัวของอิเล็กตรอนและโปรตอนมาก ดังนั้น เอกภพจึงเต็มไปด้วยไฮโดรเจนไอออนที่มีความหนาแน่นต่ำและยังคงโปร่งใส เช่นเดียวกับในปัจจุบัน

เชื่อกันว่าฮีเลียมดั้งเดิมก็ประสบกับการเปลี่ยนแปลงเฟสการแตกตัวเป็นไอออนในลักษณะเดียวกัน แต่เกิดขึ้นในยุคหลังของประวัติศาสตร์จักรวาล[ 4 ]

เวที

แบบจำลองทางทฤษฎีให้ไทม์ไลน์ของกระบวนการรีไอออนไนเซชัน ในขั้นตอนแรกของรีไอออนไนเซชัน ดาวฤกษ์ดวงใหม่แต่ละดวงจะถูกล้อมรอบด้วยไฮโดรเจนที่เป็นกลาง แสงที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์จะทำให้ก๊าซรอบดาวฤกษ์แตกตัวเป็นไอออน จากนั้นแสงสามารถส่องไปได้ไกลขึ้นเพื่อทำให้ก๊าซแตกตัวเป็นไอออน ไอออนสามารถรวมตัวกันใหม่ แข่งขันกับกระบวนการแตกตัวเป็นไอออน ก๊าซที่แตกตัวเป็นไอออนจะมีอุณหภูมิสูงและจะขยายตัว ทำให้บริเวณรอบดาวฤกษ์ว่างเปล่า ทรงกลมของก๊าซที่แตกตัวเป็นไอออนจะขยายตัวจนกระทั่งปริมาณแสงจากดาวฤกษ์ที่สามารถทำให้เกิดการแตกตัวเป็นไอออนสมดุลกับการรวมตัวกันใหม่ ซึ่งเป็นกระบวนการที่ใช้เวลาหลายร้อยล้านปี (เวลานานมากจนดาวฤกษ์ตายก่อนที่กระบวนการรีไอออนไนเซชันจะเสร็จสมบูรณ์สำหรับดาวฤกษ์ดวงนั้น) ณ จุดหนึ่ง เปลือกของไอออนไนเซชันจากดาวฤกษ์แต่ละดวงในกาแล็กซีเริ่มทับซ้อนกัน และขอบเขตของไอออนไนเซชันจะขยายออกไปสู่ตัวกลางระหว่างกาแล็กซี[ 3 ]

วิธีการตรวจจับ

การมองย้อนกลับไปในประวัติศาสตร์ของจักรวาลนั้นก่อให้เกิดความท้าทายในการสังเกตการณ์อยู่บ้าง อย่างไรก็ตาม มีวิธีการสังเกตการณ์อยู่ไม่กี่วิธีสำหรับการศึกษาการเกิดใหม่ของไอออน

ควาซาร์และร่องกันน์-ปีเตอร์สัน

วิธีหนึ่งในการศึกษาการเกิดใหม่ของไอออนไนเซชันคือการใช้สเปกตรัมของควาซาร์ ที่อยู่ไกลออกไป ควาซาร์ปล่อยพลังงานออกมามหาศาล เนื่องจากเป็นหนึ่งในวัตถุที่สว่างที่สุดในจักรวาล ส่งผลให้สามารถตรวจจับควาซาร์บางดวงได้ตั้งแต่ยุคของการเกิดใหม่ของไอออนไนเซชัน นอกจากนี้ ควาซาร์ยังมีลักษณะสเปกตรัมที่ค่อนข้างสม่ำเสมอ ไม่ว่าจะอยู่ที่ตำแหน่งใดบนท้องฟ้าหรืออยู่ห่างจากโลกเท่าใด ดังนั้นจึงสามารถอนุมานได้ว่าความแตกต่างที่สำคัญใดๆ ระหว่างสเปกตรัมของควาซาร์จะเกิดจากการปฏิสัมพันธ์ของการปล่อยแสงของควาซาร์กับอะตอมตามแนวสายตา สำหรับความยาวคลื่นของแสงที่พลังงานของการเปลี่ยนผ่านไลแมนของไฮโดรเจน ค่า ภาคตัดขวางการกระเจิงมีขนาดใหญ่ ซึ่งหมายความว่าแม้จะมีไฮโดรเจนที่เป็นกลางในระดับต่ำในตัวกลางระหว่างกาแล็กซี (IGM) การดูดกลืนแสงที่ความยาวคลื่นเหล่านั้นก็มีโอกาสสูงมาก

สำหรับวัตถุที่อยู่ใกล้เคียงในจักรวาล เส้นดูดกลืนสเปกตรัมจะคมชัดมาก เนื่องจากมีเพียงโฟตอนที่มีพลังงานที่เหมาะสมที่จะทำให้เกิดการเปลี่ยนสถานะของอะตอมเท่านั้นที่สามารถทำให้เกิดการเปลี่ยนสถานะดังกล่าวได้ อย่างไรก็ตาม ระยะทางอันไกลโพ้นระหว่างควาซาร์และกล้องโทรทรรศน์ที่ตรวจจับพวกมันหมายความว่าการขยายตัวของจักรวาลทำให้แสงเกิดการเลื่อนไปทางแดงอย่างเห็นได้ชัด ซึ่งหมายความว่าเมื่อแสงจากควาซาร์เดินทางผ่าน IGM และเกิดการเลื่อนไปทางแดง ความยาวคลื่นที่เคยต่ำกว่าความยาวคลื่นไลแมนอัลฟาจะถูกยืดออก และในบางจุดจะเท่ากับความยาวคลื่นที่จำเป็นสำหรับการเปลี่ยนสถานะของไลแมนอัลฟา ซึ่งหมายความว่าแทนที่จะแสดงเส้นดูดกลืนสเปกตรัมที่คมชัด แสงของควาซาร์ที่เดินทางผ่านบริเวณไฮโดรเจนที่เป็นกลางที่แผ่กระจายออกไปเป็นบริเวณกว้างจะแสดงร่องกันน์-ปีเตอร์สัน[ 5 ]

ค่าการเลื่อนไปทางแดง (redshifting) ของควาซาร์แต่ละดวงให้ข้อมูลเชิงเวลาเกี่ยวกับการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ (reionization) เนื่องจากค่าการเลื่อนไปทางแดงของวัตถุสอดคล้องกับเวลาที่วัตถุนั้นปล่อยแสงออกมา จึงสามารถระบุได้ว่าการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่สิ้นสุดลงเมื่อใด ควาซาร์ที่มีค่าการเลื่อนไปทางแดงต่ำกว่าค่าที่กำหนด (อยู่ใกล้กันทั้งในอวกาศและเวลา) จะไม่แสดงร่องกันน์-ปีเตอร์สัน (แต่พวกมันอาจแสดงป่าไลแมน-อัลฟา ) ในขณะที่ควาซาร์ที่ปล่อยแสงออกมาก่อนการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่จะแสดงร่องกันน์-ปีเตอร์สัน ในปี 2001 โครงการสำรวจท้องฟ้าดิจิทัลสโลน (Sloan Digital Sky Survey) ตรวจพบควาซาร์สี่ดวง ที่มีค่าการเลื่อนไปทางแดงตั้งแต่z  = 5.82 ถึงz  = 6.28 ในขณะที่ควาซาร์ที่อยู่เหนือz  ​​= 6 แสดงร่องกันน์-ปีเตอร์สัน ซึ่งบ่งชี้ว่า IGM ยังคงเป็นกลางอย่างน้อยบางส่วน แต่ควาซาร์ที่อยู่ต่ำกว่านั้นไม่แสดงร่องกันน์-ปีเตอร์สัน ซึ่งหมายความว่าไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออนแล้ว เนื่องจากคาดว่าการเกิดไอออนไนเซชันใหม่จะเกิดขึ้นในช่วงเวลาที่ค่อนข้างสั้น ผลลัพธ์จึงชี้ให้เห็นว่าเอกภพกำลังเข้าใกล้จุดสิ้นสุดของการเกิดไอออนไนเซชันใหม่ที่z  = 6 [ 6 ]ซึ่งในทางกลับกัน ชี้ให้เห็นว่าเอกภพยังคงเป็นกลางเกือบทั้งหมดที่z  > 10 ในทางกลับกัน ร่องการดูดกลืนแสงที่ยาวนานซึ่งคงอยู่จนถึง z < 5.5 ในป่าไลแมน-อัลฟาและไลแมน-เบตา ชี้ให้เห็นว่าการเกิดไอออนไนเซชันใหม่อาจขยายออกไปนานกว่าz  = 6 [ 7 ] [ 8 ]

ความไม่สม่ำเสมอและโพลาไรเซชันของ CMB

ความไม่สมมาตรของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาลในระดับเชิงมุมที่แตกต่างกันยังสามารถใช้เพื่อศึกษาการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ได้อีกด้วย โฟตอนจะเกิดการกระเจิงเมื่อมีอิเล็กตรอนอิสระอยู่ ในกระบวนการที่เรียกว่าการกระเจิงของทอมสันอย่างไรก็ตาม เมื่อจักรวาลขยายตัว ความหนาแน่นของอิเล็กตรอนอิสระจะลดลง และการกระเจิงจะเกิดขึ้นน้อยลง ในช่วงเวลาระหว่างและหลังการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ แต่ก่อนที่การขยายตัวอย่างมีนัยสำคัญจะเกิดขึ้นจนความหนาแน่นของอิเล็กตรอนลดลงอย่างเพียงพอ แสงที่ประกอบเป็น CMB จะประสบกับการกระเจิงของทอมสันที่สังเกตได้ การกระเจิงนี้จะทิ้งร่องรอยไว้บน แผนที่ ความไม่สมมาตร ของ CMB ทำให้เกิดความไม่สมมาตรทุติยภูมิ (ความไม่สมมาตรที่เกิดขึ้นหลังจากการรวมตัวใหม่) [ 9 ]ผลโดยรวมคือการลบความไม่สมมาตรที่เกิดขึ้นในระดับที่เล็กกว่า ในขณะที่ความไม่สมมาตรในระดับเล็ก ๆ ถูกลบออกไป ความไม่สมมาตร ของโพลาไรเซชันกลับเกิดขึ้นจริงเนื่องจากการแตกตัวเป็นไอออนใหม่[ 10 ]โดยการพิจารณาความไม่สม่ำเสมอของ CMB ที่สังเกตได้ และเปรียบเทียบกับสิ่งที่จะมีลักษณะเช่นนี้หากไม่มีการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ จะสามารถกำหนดความหนาแน่นของคอลัมน์อิเล็กตรอนในช่วงเวลาที่เกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ได้ จากนั้นจึงสามารถคำนวณอายุของจักรวาลเมื่อเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ได้

ยานสำรวจ Wilkinson Microwave Anisotropy Probeอนุญาตให้ทำการเปรียบเทียบดังกล่าวได้ การสังเกตการณ์เบื้องต้นที่เผยแพร่ในปี 2546 ชี้ให้เห็นว่าการเกิดไอออนไนเซชันใหม่เกิดขึ้นในช่วง 30 >  z  > 11 [ 11 ]ช่วงเรดชิฟต์นี้ไม่สอดคล้องกับผลลัพธ์จากการศึกษาสเปกตรัมของควาซาร์อย่างชัดเจน อย่างไรก็ตาม ข้อมูล WMAP สามปีให้ผลลัพธ์ที่แตกต่างออกไป โดยการเกิดไอออนไนเซชันใหม่เริ่มต้นที่z  = 11 และเอกภพเกิดไอออนไนซ์ที่z  = 7 [ 12 ]ซึ่งสอดคล้องกับข้อมูลควาซาร์ได้ดีกว่ามาก

ผลลัพธ์ในปี 2018 จาก ภารกิจ Planckแสดงให้เห็นถึงค่า redshift ของการแตกตัวเป็นไอออนทันทีที่ z = 7.68 ± 0.79 [ 13 ]

พารามิเตอร์ที่มักอ้างถึงในที่นี้คือ τ ซึ่งเป็น "ความลึกเชิงแสงของการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่" หรืออีกนัยหนึ่งคือ z reซึ่งเป็นค่าเรดชิฟต์ของการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ โดยสมมติว่าเป็นเหตุการณ์ที่เกิดขึ้นทันที แม้ว่าสิ่งนี้ไม่น่าจะเป็นไปได้ในเชิงฟิสิกส์ เนื่องจากโอกาสที่การเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่จะไม่เกิดขึ้นทันทีนั้นมีน้อยมาก แต่ z reก็ให้ค่าประมาณของค่าเรดชิฟต์เฉลี่ยของการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ได้

การปล่อยแสงไลแมนอัลฟา

แสง ไลแมนอัลฟาจากกาแล็กซีเป็นชุดเครื่องมือเสริมสำหรับการศึกษาการแตกตัวเป็นไอออน เส้นไลแมนอัลฟาคือการเปลี่ยนสถานะจาก n=2 เป็น n=1 ของไฮโดรเจนที่เป็นกลาง และสามารถผลิตได้มากมายโดยกาแล็กซีที่มีดาวฤกษ์อายุน้อย[ 14 ]ยิ่งไปกว่านั้น โฟตอนไลแมนอัลฟาจะทำปฏิกิริยาอย่างรุนแรงกับไฮโดรเจนที่เป็นกลางในก๊าซระหว่างกาแล็กซีผ่านการกระเจิงแบบเรโซแนนซ์ โดยที่อะตอมที่เป็นกลางในสถานะพื้นฐาน (n=1) จะดูดซับโฟตอนไลแมนอัลฟาและปล่อยออกมาเกือบจะทันทีในทิศทางสุ่ม สิ่งนี้บดบังการปล่อยไลแมนอัลฟาจากกาแล็กซีที่ฝังอยู่ในก๊าซที่เป็นกลาง[ 15 ]ดังนั้น การทดลองเพื่อค้นหากาแล็กซีโดยใช้แสงไลแมนอัลฟาสามารถบ่งชี้สถานะการแตกตัวเป็นไอออนของก๊าซโดยรอบ ความหนาแน่นเฉลี่ยของกาแล็กซีที่มีการปล่อยไลแมนอัลฟาที่ตรวจจับได้หมายความว่าก๊าซโดยรอบจะต้องแตกตัวเป็นไอออน ในขณะที่การไม่มีแหล่งกำเนิดไลแมนอัลฟาที่ตรวจจับได้อาจบ่งชี้ถึงบริเวณที่เป็นกลาง การทดลองประเภทที่เกี่ยวข้องอย่างใกล้ชิดจะวัดความแรงของเส้น Lyman alpha ในตัวอย่างของกาแล็กซีที่ระบุโดยวิธีการอื่น (โดยหลักคือ การค้นหา กาแล็กซี Lyman break ) [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]

การประยุกต์ใช้วิธีนี้ครั้งแรกเกิดขึ้นในปี 2547 เมื่อความตึงเครียดระหว่างก๊าซกลางในช่วงปลายที่ระบุโดยสเปกตรัมของควาซาร์และการแตกตัวเป็นไอออนในช่วงต้นที่แนะนำโดยผลลัพธ์ CMB นั้นรุนแรง การตรวจพบกาแล็กซีไลแมนอัลฟาที่เรดชิฟต์ z=6.5 แสดงให้เห็นว่าก๊าซระหว่างกาแล็กซีส่วนใหญ่แตกตัวเป็นไอออนแล้ว[ 19 ]ในช่วงเวลาที่เร็วกว่าที่สเปกตรัมของควาซาร์แนะนำ การประยุกต์ใช้วิธีนี้ในภายหลังแนะนำว่ามีก๊าซกลางเหลืออยู่บ้างเมื่อเร็ว ๆ นี้ที่ z=6.5 [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]แต่ยังคงบ่งชี้ว่าก๊าซระหว่างกาแล็กซีส่วนใหญ่แตกตัวเป็นไอออนก่อน z=7 [ 23 ]

การปล่อยไลแมนอัลฟาอาจใช้วิธีการอื่นในการตรวจสอบการเกิดไอออนใหม่เพิ่มเติม ทฤษฎีชี้ให้เห็นว่าการเกิดไอออนใหม่เป็นแบบไม่สม่ำเสมอ ซึ่งหมายความว่าการรวมกลุ่มของตัวอย่างที่เลือกไลแมนอัลฟาควรได้รับการเสริมอย่างมากในช่วงกลางของการเกิดไอออนใหม่[ 24 ]ยิ่งไปกว่านั้น สามารถระบุบริเวณไอออนเฉพาะได้โดยการระบุกลุ่มของตัวปล่อยไลแมนอัลฟา[ 25 ] [ 26 ]

เส้นยาว 21 เซนติเมตร

แม้ว่าข้อมูลควาซาร์จะสอดคล้องกับข้อมูลความไม่สม่ำเสมอของ CMB โดยประมาณ แต่ก็ยังมีคำถามอีกหลายข้อ โดยเฉพาะอย่างยิ่งเกี่ยวกับแหล่งพลังงานของการแตกตัวเป็นไอออนอีกครั้ง และผลกระทบต่อโครงสร้างและบทบาทของ การก่อ ตัวของโครงสร้างในระหว่างการแตกตัวเป็นไอออน อีก ครั้ง เส้น 21 ซม.ในไฮโดรเจนอาจเป็นวิธีการศึกษาช่วงเวลานี้ เช่นเดียวกับ "ยุคมืด" ที่เกิดขึ้นก่อนการแตกตัวเป็นไอออนอีกครั้ง เส้น 21 ซม. เกิดขึ้นในไฮโดรเจนที่เป็นกลาง เนื่องจากความแตกต่างของพลังงานระหว่างสถานะสปินทริปเล็ตและสปินซิงเกล็ตของอิเล็กตรอนและโปรตอน การเปลี่ยนผ่านนี้เป็นสิ่งต้องห้ามหมายความว่ามันเกิดขึ้นได้ยากมาก การเปลี่ยนผ่านนี้ยัง ขึ้นอยู่กับ อุณหภูมิ อย่างมาก หมายความว่าเมื่อวัตถุก่อตัวขึ้นใน "ยุคมืด" และปล่อยโฟ ตอนไลแมน-อัลฟา ที่ถูกดูดซับและปล่อยออกมาใหม่โดยไฮโดรเจนที่เป็นกลางโดยรอบ มันจะสร้างสัญญาณเส้น 21 ซม. ในไฮโดรเจนนั้นผ่านการจับคู่ Wouthuysen-Field [ 27 ] [ 28 ]โดยการศึกษาการปล่อยเส้น 21 ซม. จะทำให้สามารถเรียนรู้เพิ่มเติมเกี่ยวกับโครงสร้างยุคแรกที่เกิดขึ้นได้ การสังเกตการณ์จากการทดลองเพื่อตรวจจับสัญญาณยุคการแตกตัวเป็นไอออนทั่วโลก (EDGES) ชี้ให้เห็นสัญญาณจากยุคนี้ แม้ว่าจะต้องมีการสังเกตการณ์ติดตามผลเพื่อยืนยันก็ตาม[ 29 ]โครงการอื่นๆ อีกหลายโครงการหวังว่าจะมีความคืบหน้าในด้านนี้ในอนาคตอันใกล้ เช่นPrecision 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), ภารกิจ Dark Ages Radio Explorer (DARE) และLarge-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA)

แหล่งพลังงาน

นักดาราศาสตร์หวังว่าจะใช้การสังเกตการณ์เช่น ภาพ จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ในปี 2018 นี้ เพื่อตอบคำถามว่าจักรวาลเกิดการแตกตัวเป็นไอออนได้อย่างไร[ 30 ]

แม้ว่าการสังเกตการณ์จะจำกัดช่วงเวลาที่ยุคแห่งการแตกตัวเป็นไอออนอาจเกิดขึ้นได้ แต่ก็ยังไม่แน่ใจว่าวัตถุใดเป็นแหล่งกำเนิดโฟตอนที่ทำให้ IGM แตกตัวเป็นไอออน ในการแตกตัวเป็นไอออนของไฮโดรเจนที่เป็นกลาง จำเป็นต้องใช้พลังงานมากกว่า 13.6 eVซึ่งสอดคล้องกับโฟตอนที่มีความยาวคลื่น 91.2 nmหรือสั้นกว่า ซึ่งอยู่ใน ช่วง อัลตราไวโอเลตของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าหมายความว่าแหล่งกำเนิดหลักที่เป็นไปได้คือแหล่งกำเนิดที่ผลิตพลังงานจำนวนมากในช่วงอัลตราไวโอเลตขึ้นไป จำนวนของแหล่งกำเนิดก็ต้องนำมาพิจารณาด้วยเช่นกัน รวมถึงอายุการใช้งาน เนื่องจากโปรตอนและอิเล็กตรอนจะรวมตัวกันใหม่หากไม่มีการให้พลังงานอย่างต่อเนื่องเพื่อแยกพวกมันออกจากกัน โดยรวมแล้ว พารามิเตอร์ที่สำคัญสำหรับแหล่งกำเนิดใดๆ ที่พิจารณาสามารถสรุปได้เป็น "อัตราการปล่อยโฟตอนที่ทำให้ไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออนต่อหน่วยปริมาตรจักรวาล" [ 31 ]ด้วยข้อจำกัดเหล่านี้ คาดว่าควาซาร์และดาวฤกษ์และกาแล็กซี รุ่นแรก จะเป็นแหล่งพลังงานหลัก[ 32 ]

กาแล็กซีแคระ

ปัจจุบัน กาแล็กซีแคระถือเป็นแหล่งกำเนิดหลักของโฟตอนที่ทำให้เกิดการแตกตัวเป็นไอออนในช่วงยุคการแตกตัวเป็นไอออน[ 33 ] [ 34 ]สำหรับสถานการณ์ส่วนใหญ่ สิ่งนี้จะต้องใช้ความชันลอการิทึมของฟังก์ชันความสว่าง ของกาแล็กซี UV ซึ่งมักจะแสดงด้วย α ให้ชันกว่าที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน โดยเข้าใกล้ α = -2 [ 33 ]ด้วยการมาถึงของกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ (JWST) ข้อจำกัดเกี่ยวกับฟังก์ชันความสว่าง UV ในยุคการแตกตัวเป็นไอออนจึงกลายเป็นเรื่องปกติ[ 35 ] [ 36 ]ทำให้สามารถกำหนดข้อจำกัดที่ดีขึ้นสำหรับประชากรกาแล็กซีที่มีมวลน้อยและจางได้

ในปี 2014 การศึกษาแยกกันสองชิ้นระบุว่ากาแล็กซีถั่วเขียว (GP) สองแห่งมี แนวโน้มที่จะปล่อย Lyman Continuum (LyC) [ 37 ] [ 38 ]กาแล็กซีแคระขนาดกะทัดรัดที่ก่อตัวเป็นดาวฤกษ์เช่น GP ถือเป็นตัวอย่างที่ดีเยี่ยมของกาแล็กซีที่ปล่อย Lyman-alpha และ LyC ที่มีค่า redshift สูง (LAE และ LCE ตามลำดับ) ที่มีค่า redshift ต่ำ[ 39 ]ในขณะนั้น มีเพียง LCE อีกสองแห่งที่เป็นที่รู้จัก ได้แก่Haro 11และ Tololo - 1247-232 [ 37 ] [ 38 ] [ 40 ]การค้นหากาแล็กซีที่ปล่อย LyC ในท้องถิ่นจึงมีความสำคัญอย่างยิ่งต่อทฤษฎีเกี่ยวกับเอกภพยุคแรกและยุคของการเกิดไอออนไนเซชันใหม่[ 37 ] [ 38 ]

ต่อมา ด้วยแรงจูงใจดังกล่าว ได้มีการดำเนินการสำรวจหลายครั้งโดยใช้สเปกโทรกราฟกำเนิดจักรวาลของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ( HST /COS) เพื่อวัด LyC โดยตรง[ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]ความพยายามเหล่านี้ได้นำไปสู่การสำรวจ Lyman Continuum ที่ค่าเรดชิฟต์ต่ำ[ 47 ] ซึ่งเป็นโครงการ HST /COS ขนาดใหญ่ที่เพิ่มจำนวนการวัด LyC โดยตรงจากดาราจักรแคระเกือบสามเท่า จนถึงปัจจุบัน มีการยืนยัน LCE อย่างน้อย 50 รายการโดยใช้HST /COS [ 47 ]โดยมีเศษส่วนการหลุดรอดของ LyC ตั้งแต่ ≈ 0 ถึง 88% ผลลัพธ์จากการสำรวจ Lyman Continuum ที่ค่าเรดชิฟต์ต่ำได้ให้พื้นฐานเชิงประจักษ์ที่จำเป็นในการระบุและทำความเข้าใจ LCE ในยุคการแตกตัวเป็นไอออนใหม่[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]ด้วยการสังเกตการณ์ใหม่จากJWSTปัจจุบันมีการศึกษาประชากร LCE ที่ค่าเรดชิฟต์จักรวาลวิทยามากกว่า 6 ซึ่งทำให้สามารถประเมินต้นกำเนิดของการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนในจักรวาลได้อย่างละเอียดและโดยตรงเป็นครั้งแรก[ 51 ]การรวมตัวอย่างกาแล็กซีขนาดใหญ่เหล่านี้เข้ากับข้อจำกัดใหม่เกี่ยวกับฟังก์ชันความสว่าง UV บ่งชี้ว่ากาแล็กซีแคระมีส่วนสำคัญอย่างมากต่อการเกิดการแตกตัวเป็นไอออน[ 52 ]

ควาซาร์

ควาซาร์ซึ่งเป็นกลุ่มของนิวเคลียสดาราจักรที่แอคทีฟ (AGN) ถูกพิจารณาว่าเป็นแหล่งกำเนิดพลังงานแสงอาทิตย์ที่ดี เนื่องจากมีประสิทธิภาพสูงในการเปลี่ยนมวลเป็นพลังงานและปล่อยแสงออกมาเป็นจำนวนมากเหนือเกณฑ์การแตกตัวเป็นไอออนของไฮโดรเจน อย่างไรก็ตาม ยังไม่ทราบแน่ชัดว่ามีควาซาร์อยู่จำนวนเท่าใดก่อนการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ มีเพียงควาซาร์ที่สว่างที่สุดในช่วงการแตกตัวเป็นไอออนใหม่เท่านั้นที่สามารถตรวจจับได้ ซึ่งหมายความว่าไม่มีข้อมูลโดยตรงเกี่ยวกับควาซาร์ที่สว่างน้อยกว่าที่เคยมีอยู่ อย่างไรก็ตาม โดยการพิจารณาควาซาร์ที่สังเกตได้ง่ายกว่าในเอกภพใกล้เคียง และสมมติว่าฟังก์ชันความสว่าง (จำนวนควาซาร์เป็นฟังก์ชันของความสว่าง ) ในช่วงการแตกตัวเป็นไอออนใหม่จะมีค่าใกล้เคียงกับในปัจจุบัน จึงเป็นไปได้ที่จะประมาณจำนวนประชากรควาซาร์ในยุคก่อนหน้านั้น การศึกษาดังกล่าวพบว่าควาซาร์ไม่มีอยู่เป็นจำนวนมากพอที่จะทำให้ IGM เกิดการแตกตัวเป็นไอออนได้เพียงอย่างเดียว[ 31 ] [ 53 ]โดยกล่าวว่า "เฉพาะในกรณีที่พื้นหลังการแตกตัวเป็นไอออนถูกครอบงำโดย AGN ที่มีความสว่างต่ำเท่านั้น ฟังก์ชันความสว่างของควาซาร์จึงจะสามารถให้โฟตอนแตกตัวเป็นไอออนได้มากพอ" [ 54 ]

ดาวฤกษ์ประเภท III

ภาพจำลองของดาวฤกษ์ดวงแรกๆ 400 ล้านปีหลังจากการระเบิดครั้งใหญ่ (บิ๊กแบง)

ดาวฤกษ์ประเภท Population IIIเป็นดาวฤกษ์ยุคแรกสุด ซึ่งไม่มีธาตุใดที่มีมวลมากกว่าไฮโดรเจนหรือฮีเลียมในระหว่างการสังเคราะห์นิวเคลียสของบิ๊กแบงธาตุเดียวที่เกิดขึ้นนอกเหนือจากไฮโดรเจนและฮีเลียมก็คือลิเธียม ในปริมาณเล็กน้อย อย่างไรก็ตาม สเปกตรัมของควาซาร์ได้เปิดเผยการมีอยู่ของธาตุหนักในตัวกลางระหว่างกาแล็กซีในยุคแรก การระเบิด ของซูเปอร์โนวาผลิตธาตุหนักดังกล่าว ดังนั้นดาวฤกษ์ประเภท Population III ที่ร้อนและมีขนาดใหญ่ซึ่งจะก่อตัวเป็นซูเปอร์โนวาจึงเป็นกลไกที่เป็นไปได้สำหรับการแตกตัวเป็นไอออนอีกครั้ง แม้ว่าจะยังไม่ได้รับการสังเกตโดยตรง แต่ก็สอดคล้องกับแบบจำลองที่ใช้การจำลองเชิงตัวเลข[ 55 ]และการสังเกตการณ์ในปัจจุบัน[ 56 ]กาแล็กซีที่ถูกเลนส์ความโน้มถ่วงยังให้หลักฐานทางอ้อมของดาวฤกษ์ประเภท Population III อีกด้วย[ 57 ]แม้ว่าจะไม่มีการสังเกตดาวฤกษ์ประเภท Population III โดยตรง แต่ก็เป็นแหล่งข้อมูลที่น่าสนใจ ดาวฤกษ์ประเภท Population II มีประสิทธิภาพและประสิทธิผลในการแตกตัวเป็นไอออนมากกว่าดาวฤกษ์ประเภท Population II เนื่องจากปล่อยโฟตอนที่แตกตัวเป็นไอออนได้มากกว่า[ 58 ]และสามารถทำให้ไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออนได้ด้วยตัวเองในแบบจำลองการแตกตัวเป็นไอออนบางแบบที่มีฟังก์ชันมวลเริ่มต้นที่เหมาะสม[ 59 ]ด้วยเหตุนี้ ดาวฤกษ์ประเภท Population III จึงถือเป็นแหล่งพลังงานที่มีความเป็นไปได้มากที่สุดในการเริ่มต้นการแตกตัวเป็นไอออนของจักรวาล[ 60 ]แม้ว่าแหล่งพลังงานอื่นๆ อาจเข้ามาแทนที่และผลักดันให้การแตกตัวเป็นไอออนเสร็จสมบูรณ์แล้วก็ตาม

ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2558 นักดาราศาสตร์รายงานหลักฐานของดาวฤกษ์ประเภท Population IIIในกาแล็กซีCosmos Redshift 7 ที่z = 6.60ดาวฤกษ์ดังกล่าวน่าจะมีอยู่จริงในช่วงเริ่มต้นของจักรวาล (เช่น ที่ค่าเรดชิฟต์สูง) และอาจเริ่มต้นการผลิตธาตุเคมีที่หนักกว่าไฮโดรเจนซึ่งจำเป็นสำหรับการก่อตัวของดาวเคราะห์และสิ่งมีชีวิตอย่างที่เราทราบกัน ในภายหลัง [ 61 ] [ 62 ]

ดูเพิ่มเติม

หมายเหตุและเอกสารอ้างอิง

  1. ^ Fan, Xiaohui; Carilli, CL; Keating, B. (2006-09-01). "ข้อจำกัดเชิงสังเกตการณ์เกี่ยวกับการแตกตัวเป็นไอออนของจักรวาล" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 44 (1): 415– 462. arXiv : astro-ph/0602375 . Bibcode : 2006ARA&A..44..415F . doi : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092514 . ISSN  0066-4146 .
  2. ^ เดวิดตอง"การบรรยายครั้งที่ 2: จักรวาลที่ร้อนระอุ"" การบรรยายเรื่องจักรวาลวิทยา มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์"
  3. ^ a b c Wise, John H. (2019). "การแตกตัวเป็นไอออนของจักรวาล" . ฟิสิกส์ร่วมสมัย . 60 (2): 145– 163. arXiv : 1907.06653 . Bibcode : 2019ConPh..60..145W . doi : 10.1080/00107514.2019.1631548 . ISSN 0010-7514 . 
  4. ^ Furlanetto, Steven R.; Oh, S. Peng (กรกฎาคม 2551). "ประวัติและสัณฐานวิทยาของการแตกตัวเป็นไอออนของฮีเลียม"วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 681 ( 1): 1– 17. arXiv : 0711.1542 . Bibcode : 2008ApJ...681....1F . doi : 10.1086/588546 . ISSN 0004-637X . 
  5. ^ Gunn, JE & Peterson, BA (1965). "เกี่ยวกับความหนาแน่นของไฮโดรเจนที่เป็นกลางในอวกาศระหว่างกาแล็กซี"วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 142 : 1633– 1641.รหัสบรรณานุกรม : 1965ApJ...142.1633G doi : 10.1086 /148444 .
  6. ^ Becker, RH; และคณะ (2001). "หลักฐานการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ที่ z ~ 6: การตรวจพบร่อง Gunn-Peterson ในควาซาร์ z=6.28" วารสารดาราศาสตร์122 (6): 2850– 2857. arXiv : astro-ph/0108097 . Bibcode : 2001AJ....122.2850B . doi : 10.1086/324231 . S2CID 14117521 . 
  7. ^ Becker, George D.; Bolton, James S.; Madau, Piero; Pettini, Max; Ryan-Weber, Emma V. ; Venemans, Bram P. (2015-03-11). "หลักฐานของการแตกตัวเป็นไอออนของไฮโดรเจนแบบไม่สม่ำเสมอจากร่อง Lyα สุดขั้วที่ต่ำกว่าเรดชิฟต์หก" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (4): 3402– 3419. arXiv : 1407.4850 . doi : 10.1093/mnras/stu2646 . ISSN 1365-2966 . 
  8. ^ Zhu, Yongda; Becker, George D.; Bosman, Sarah EI; Keating, Laura C.; D'Odorico, Valentina; Davies, Rebecca L.; Christenson, Holly M.; Bañados, Eduardo; Bian, Fuyan; Bischetti, Manuela; Chen, Huanqing; Davies, Frederick B.; Eilers, Anna-Christina; Fan, Xiaohui; Gaikwad, Prakash (2022-06-01). "ช่องว่างมืดที่ยาวนานในป่า Lyβ ที่ z < 6: หลักฐานของการเกิดไอออนไนเซชันล่าช้ามากจากสเปกตรัม XQR-30"วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 932 ( 2): 76. arXiv : 2205.04569 . Bibcode : 2022ApJ...932...76Z . doi : 10.3847/1538-4357/ac6e60 . ISSN 0004-637X . 
  9. ^ Kaplinghat, Manoj และคณะ (2003). "การสำรวจประวัติการแตกตัวเป็นไอออนของเอกภพโดยใช้โพลาไรเซชันพื้นหลังไมโครเวฟของเอกภพ" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 583 ( 1): 24– 32. arXiv : astro-ph/0207591 . Bibcode : 2003ApJ...583...24K . doi : 10.1086/344927 . S2CID 11253251 . 
  10. ^ Dore, O.; และคณะ (2007). "ลักษณะเฉพาะของการแตกตัวเป็นไอออนแบบไม่สม่ำเสมอในความไม่สมมาตรของโพลาไรเซชันของ CMB" Physical Review D . 76 (4) 043002. arXiv : astro-ph/0701784 . Bibcode : 2007PhRvD..76d3002D . doi : 10.1103/PhysRevD.76.043002 . S2CID 119360903 . 
  11. ^ Kogut, A.; และคณะ (2003). "การสังเกตการณ์ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ปีแรก: ความสัมพันธ์ระหว่างอุณหภูมิและโพลาไรเซชัน" The Astrophysical Journal Supplement Series . 148 (1): 161– 173. arXiv : astro-ph/0302213 . Bibcode : 2003ApJS..148..161K . doi : 10.1086/377219 . S2CID 15253442 . 
  12. ^ Spergel, DN; และคณะ (2007). "การสังเกตการณ์ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) สามปี: นัยสำคัญสำหรับจักรวาลวิทยา" The Astrophysical Journal Supplement Series . 170 (2): 377– 408. arXiv : astro-ph/0603449 . Bibcode : 2007ApJS..170..377S . doi : 10.1086/513700 . S2CID 1386346 . 
  13. ^ Planck Collaboration (2020). "ผลลัพธ์ Planck 2018. VI. พารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 641 : A6. arXiv : 1807.06209 . Bibcode : 2020A&A...641A...6P . doi : 10.1051/0004-6361/201833910 . S2CID 119335614 . 
  14. ^ Partridge, RB; Peebles, PJE (มีนาคม 1967). "กาแล็กซีอายุน้อยสามารถมองเห็นได้หรือไม่?" . วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 147 : 868. Bibcode : 1967ApJ...147..868P . doi : 10.1086/149079 . ISSN 0004-637X . 
  15. ^ Miralda-Escude, Jordi; Rees, Martin J. (1998-04-10). "การค้นหากาแล็กซีที่เก่าแก่ที่สุดโดยใช้ร่อง Gunn-Peterson และเส้นการปล่อย Lyα"วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 497 ( 1): 21– 27. arXiv : astro-ph/9707193 . Bibcode : 1998ApJ...497...21M . doi : 10.1086/305458 . ISSN 0004-637X . 
  16. ^ Stark, Daniel P.; Ellis, Richard S.; Chiu, Kuenley; Ouchi, Masami; Bunker, Andrew (2010-11-01). "การวิเคราะห์สเปกตรัมของกาแล็กซี Lyman break ที่จางมาก 3 < z < 7 ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศ Keck - I. ข้อจำกัดใหม่เกี่ยวกับการแตกตัวเป็นไอออนของจักรวาลจากสัดส่วนการปล่อย Lyman α ที่ขึ้นอยู่กับความสว่างและเรดชิฟต์: สัดส่วนการปล่อย Lyα ที่เรดชิฟต์สูง" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 408 (3): 1628– 1648. arXiv : 1003.5244 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17227.x .
  17. ↑เพนเทริชชี, แอล.; ฟอนทานา, อ.; แวนเซลลา อี.; คาสเตลลาโน ม.; กราเซียน, อ.; ดิจกสตรา ม.; บูทเซีย, ก.; คริสเตียนี ส.; ดิกคินสัน ม.; จาลองโก อี.; จาวาลิสโก ม.; ไมโอลิโน ร.; มัวร์วูด, อ.; ปารีส ด.; ซานตินี พี. (20-12-2554). "การยืนยันทางสเปกโทรสโกปีของ z ∼ 7 Lyman ทำลายกาแลคซี: สำรวจกาแลคซีแรกสุดและยุคของการแตกตัวใหม่ " วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 743 (2): 132. arXiv : 1107.1376 . Bibcode : 2011ApJ...743..132P . ดอย : 10.1088/0004-637X/743/2/132 . ISSN 0004-637X . 
  18. ^ Tilvi, V.; Papovich, C.; Finkelstein, SL; Long, J.; Song, M.; Dickinson, M.; Ferguson, HC; Koekemoer, AM; Giavalisco, M.; Mobasher, B. (2014-09-17). "การลดลงอย่างรวดเร็วของการปล่อย Lyα สู่ยุคการแตกตัวเป็นไอออน" . The Astrophysical Journal . 794 (1): 5. arXiv : 1405.4869 . Bibcode : 2014ApJ...794....5T . doi : 10.1088/0004-637X/794/1/5 . ISSN 1538-4357 . 
  19. ^ Malhotra, Sangeeta; Rhoads, James E. (2004-12-10). "ฟังก์ชันความสว่างของแหล่งกำเนิด Lyα ที่เรดชิฟต์ z = 6.5 และ z = 5.7: หลักฐานที่คัดค้านการเกิดการแตกตัวเป็นไอออนใหม่ที่ z ≤ 6.5"วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 617 ( 1): L5– L8. arXiv : astro-ph/0407408 . Bibcode : 2004ApJ...617L...5M . doi : 10.1086/427182 . ISSN 0004-637X . 
  20. ^ Hu, EM; Cowie, LL; Barger, AJ; Capak, P.; Kakazu, Y.; Trouille, L. (2010-12-10). "แผนที่ของแหล่งกำเนิด Lyα ที่ z = 5.7 และ z = 6.5" . วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 725 (1): 394– 423. arXiv : 1009.1144 . Bibcode : 2010ApJ...725..394H . doi : 10.1088/0004-637X/725/1/394 . ISSN 0004-637X . 
  21. ↑คาชิคาวะ, โนบุนาริ; ชิมาซาคุ, คาซึฮิโระ; มัตสึดะ, ยูอิจิ; เอกามิ, เออิอิจิ; เจียง, หลินหัว; นากาโอะ โทรุ; โออุจิ, มาซามิ; มัลคาน, แมทธิว เอ.; ฮัตโตริ, ทาคาชิ; โอตะ, คาซูอากิ; ทานิกุจิ, โยชิอากิ; โอคามูระ, ซาดาโนริ; ลี, ชุน; อิเย, มาซาโนริ; ฟุรุซาวะ, ฮิซาโนริ (20-06-2554) "การเสร็จสิ้นการสำรวจสำมะโนประชากรของตัวปล่อยLαในยุคการรีออไนเซชัน $^,$ " วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 734 (2): 119. arXiv : 1104.2330 Bibcode : 2011ApJ...734..119K . ดอย : 10.1088/0004-637X/734/2/119 . ISSN 0004-637X​ 
  22. ↑โออุจิ, มาซามิ; ชิมาซาคุ, คาซึฮิโระ; ฟุรุซาวะ, ฮิซาโนริ; ไซโตะ, โทโมกิ; โยชิดะ, มากิโกะ; อากิยามะ, มาซายูกิ; โอโนะ, โยชิอากิ; ยามาดะ, โทรุ; โอตะ, คาซูอากิ; คาชิคาวะ, โนบุนาริ; อิเย, มาซาโนริ; โคดามะ, ทาดายูกิ; โอคามูระ, ซาดาโนริ; ซิมป์สัน, คริส; โยชิดะ, มิชิโตชิ (2010-11-01) "สถิติของตัวปล่อย Lyα 207 ตัวที่เรดชิฟต์ใกล้ 7: ข้อจำกัดเกี่ยวกับแบบจำลองการเกิดไอออนใหม่และการก่อตัวของกาแลคซี " วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 723 (1): 869– 894. arXiv : 1007.2961 . Bibcode : 2010ApJ...723..869O . ดอย : 10.1088/0004-637X/723/1/869 . ISSN 0004-637X . 
  23. ↑โวลด์, ไอซัค จีบี; มัลโหทรา, ซานกีตา ; โรดส์, เจมส์; วัง จุนเซียน; หู, เว่ยต้า; เปเรซ, ลูเซีย เอ.; เจิ้ง เจิ้นหยา; โคสโตวาน, อาลี อาหมัด; วอล์คเกอร์, อลิสแตร์ อาร์.; บาริเอนตอส, แอล. เฟลิเป้; กอนซาเลซ-โลเปซ, ฮอร์เก้; ฮาริช, ซานโตช; อินฟานเต, เลโอปอลโด; เจียง ชุนหยาน; ฟาโร, จอห์น (01-03-2022) "ฟังก์ชันความส่องสว่างของ LAGER Lyα ที่ z ∼ 7: ผลกระทบของการรีออไนเซชัน " วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 927 (1): 36. arXiv : 2105.12191 Bibcode : 2022ApJ...927...36W . ดอย : 10.3847/1538-4357/ac4997 . ISSN 0004-637X​ 
  24. ↑แมคควินน์, แมทธิว; เฮิร์นควิสต์, ลาร์ส; ซัลดาริอาก้า, มาติอัส; ดุตตะ, สุเวนดรา (ตุลาคม 2550). "การศึกษาการเกิดรีออไนเซชันด้วยตัวปล่อย Lyα " ประกาศรายเดือนของ Royal Astronomical Society 381 (1) : 75– 96. arXiv : 0704.2239 Bibcode : 2007MNRAS.381...75M . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2007.12085.x . ISSN 0035-8711 . 
  25. ^ Tilvi, V.; Malhotra, S.; Rhoads, JE; Coughlin, A.; Zheng, Z.; Finkelstein, SL; Veilleux, S.; Mobasher, B.; Wang, J.; Probst, R.; Swaters, R.; Hibon, P.; Joshi, B.; Zabl, J.; Jiang, T. (2020-03-01). "การเริ่มต้นของการแตกตัวเป็นไอออนของจักรวาล: หลักฐานของฟองไอออนไนซ์เพียง 680 ล้านปีหลังจากบิ๊กแบง" . The Astrophysical Journal Letters . 891 (1): L10. arXiv : 2001.00873 . Bibcode : 2020ApJ...891L..10T . doi : 10.3847/2041-8213/ab75ec . ISSN 2041-8205​ 
  26. ↑หู, เว่ยดา; วัง จุนเซียน; อินฟานเต, เลโอปอลโด; โรดส์, เจมส์ อี.; เจิ้ง เจิ้นหยา; หยาง, เฮือน; มัลโหทรา, ซานกีตา ; บาริเอนตอส, แอล. เฟลิเป้; เจียง ชุนหยาน; กอนซาเลซ-โลเปซ, ฮอร์เก้; ปรีเอโต, กอนซาโล; เปเรซ, ลูเซีย เอ.; ฮิบอน, ปาสคาล; กาลาซ, กัสปาร์; คอฟลิน, อลิเซีย (25-01-2564) "โปรโตคลัสเตอร์ Lyman-α ที่ redshift 6.9 " ดาราศาสตร์ธรรมชาติ . 5 (5): 485– 490. arXiv : 2101.10204 . Bibcode : 2021NatAs...5..485H . ดอย : 10.1038/s41550-020-01291- y ISSN 2397-3366​ 
  27. ↑บาร์คานา, เรนแนน และโลบ, อับราฮัม (2005) "การตรวจจับกาแล็กซีแรกสุดผ่านแหล่งกำเนิดใหม่ 2 แห่งที่มีความผันผวน 21 เซนติเมตร" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 626 (1): 1– 11. arXiv : astro-ph/ 0410129 Bibcode : 2005ApJ...626....1B . ดอย : 10.1086/429954 . S2CID 7343629 . 
  28. ^ Alvarez, MA; Pen, Ue-Li; Chang, Tzu-Ching (2010). "การตรวจจับโครงสร้าง 21 ซม. ก่อนการแตกตัวเป็นไอออนที่เพิ่มขึ้น" The Astrophysical Journal Letters . 723 (1): L17– L21. arXiv : 1007.0001 . Bibcode : 2010ApJ...723L..17A . doi : 10.1088/2041-8205/723/1/L17 . S2CID 118436837 . 
  29. ^ "นักดาราศาสตร์ตรวจพบแสงจากดาวฤกษ์ดวงแรกของจักรวาล" 28 กุมภาพันธ์ 2018 สืบค้นเมื่อ1 มีนาคม 2018
  30. ^ "กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเปิดตาอีกครั้ง" . www.spacetelescope.org . สืบค้นเมื่อ17 ธันวาคม 2018 .
  31. ^ a b Madau, Piero; et al. (1999). "การถ่ายโอนรังสีในเอกภพที่เป็นก้อน III. ลักษณะของแหล่งกำเนิดไอออนไนซ์ในจักรวาล" The Astrophysical Journal . 514 (2): 648– 659. arXiv : astro-ph/9809058 . Bibcode : 1999ApJ...514..648M . doi : 10.1086/306975 . S2CID 17932350 . 
  32. ^ Barkana, R.; Loeb, A. (2001). "ในตอนเริ่มต้น: แหล่งกำเนิดแสงแรกและการแตกตัวเป็นไอออนของจักรวาล" . Physics Reports . 349 (2): 125– 238. arXiv : astro-ph/0010468 . Bibcode : 2001PhR...349..125B . doi : 10.1016/S0370-1573(01)00019-9 . S2CID 119094218 . 
  33. ^ a b Bouwens, RJ; et al. (2012). "กาแล็กซีที่มีความสว่างต่ำกว่าอาจทำให้เอกภพเกิดการแตกตัวเป็นไอออนอีกครั้ง: ความชันปลายด้านจางที่ชันมากของฟังก์ชันความสว่าง UV ที่ z >= 5-8 จากการสังเกตการณ์ HUDF09 WFC3/IR" The Astrophysical Journal Letters . 752 (1): L5. arXiv : 1105.2038 . Bibcode : 2012ApJ...752L...5B . doi : 10.1088/2041-8205/752/1/L5 . S2CID 118856513 . 
  34. ^ Atek, Hakim; Richard, Johan; Jauzac, Mathilde; Kneib, Jean-Paul; Natarajan, Priyamvada; Limousin, Marceau; Schaerer, Daniel; Jullo, Eric; Ebeling, Harald; Egami, Eiichi; Clement, Benjamin (18 พฤศจิกายน 2015). "กาแล็กซีที่จางมากที่ z = 6–8 มีส่วนรับผิดชอบต่อการเกิดไอออนไนเซชันของจักรวาลหรือไม่? ข้อจำกัดที่รวมกันจากคลัสเตอร์สนามชายแดนฮับเบิลและขนาน"วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 814 ( 1): 69. arXiv : 1509.06764 . Bibcode : 2015ApJ...814...69A . doi : 10.1088/0004-637X/814/1/69 . ISSN 1538-4357 . S2CID 73567045​  
  35. ↑ฮาริกาเนะ, ยูอิจิ; โออุจิ, มาซามิ; โอกุริ, มาซามุเนะ; โอโนะ, โยชิอากิ; นากาจิมะ, คิมิฮิโกะ; อิโซเบะ, ยูกิ; อุเมดะ, ฮิโรยะ; มาวาตาริ, เคน; จาง, เยฉือ (2023-03-01) "การศึกษากาแลคซีที่ครอบคลุมที่ z ∼ 9–16 พบในข้อมูล JWST ยุคแรก: ฟังก์ชันการส่องสว่างอัลตราไวโอเลตและประวัติการก่อตัวของดาวจักรวาลในยุคก่อนการรีออไนเซชัน " ชุดอาหารเสริมวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์265 (1): 5. arXiv : 2208.01612 Bibcode : 2023ApJS..265....5H . ดอย : 10.3847/1538-4365/acaaa9 . ISSN 0067-0049 . 
  36. ^ McLeod, DJ; Donnan, CT; McLure, RJ; Dunlop, JS; Magee, D.; Begley, R.; Carnall, AC; Cullen, F.; Ellis, RS; Hamadouche, ML; Stanton, TM (2023). "ฟังก์ชันความสว่าง UV ของกาแล็กซีที่ z ≃ 11 จากชุดโปรแกรม JWST ERS, ERO และ Cycle-1 สาธารณะ" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 527 (3): 5004. arXiv : 2304.14469 . Bibcode : 2024MNRAS.527.5004M . doi : 10.1093/mnras/stad3471 .
  37. ^ a b c Jaskot, AE & Oey, MS (2014). "การเชื่อมโยง Ly-alpha และการเปลี่ยนผ่านไอออนไนเซชันต่ำที่ความลึกเชิงแสงต่ำ" The Astrophysical Journal Letters . 791 (2): L19. arXiv : 1406.4413 . Bibcode : 2014ApJ...791L..19J . doi : 10.1088/2041-8205/791/2/L19 . S2CID 119294145 . 
  38. ^ a b c Verhamme, A.; Orlitova, I.; Schaerer, D.; Hayes, M. (2014). "เกี่ยวกับการใช้ Lyman-alpha ในการตรวจจับกาแล็กซีที่มีการรั่วไหลของ Lyman continuum" arXiv : 1404.2958v1 [ astro-ph.GA ]
  39. ^ Izotov, YI; Guseva, NG; Fricke, KJ; Henkel, C.; Schaerer, D.; Thuan, TX (กุมภาพันธ์ 2021). "กาแล็กซีสร้างดาวขนาดกะทัดรัดที่มีค่าเรดชิฟต์ต่ำเป็นแบบจำลองของกาแล็กซีสร้างดาวที่มีค่าเรดชิฟต์สูง" . Astronomy & Astrophysics . 646 : A138. arXiv : 2103.01505 . Bibcode : 2021A&A...646A.138I . doi : 10.1051/0004-6361/202039772 . ISSN 0004-6361 . S2CID 232092358 .  
  40. ^ Nakajima, K. & Ouchi, M. (2014). "สถานะการแตกตัวเป็นไอออนของตัวกลางระหว่างดาวในกาแล็กซี: วิวัฒนาการ การพึ่งพา SFR-M*-Z และการหลุดรอดของโฟตอนที่แตกตัวเป็นไอออน" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 442 (1): 900– 916. arXiv : 1309.0207 . Bibcode : 2014MNRAS.442..900N . doi : 10.1093/mnras/stu902 . S2CID 118617426 . 
  41. ^ Izotov, YI; Orlitová, I.; Schaerer, D.; Thuan, TX; Verhamme, A.; Guseva, NG; Worseck, G. (2016-01-14). "การรั่วไหลของโฟตอน Lyman continuum ร้อยละ 8 จากดาราจักรแคระขนาดกะทัดรัดที่กำลังสร้างดาวฤกษ์" Nature . 529 ( 7585 ): 178– 180. arXiv : 1601.03068 . Bibcode : 2016Natur.529..178I . doi : 10.1038/nature16456 . ISSN 0028-0836 . PMID 26762455 . S2CID 3033749 .   
  42. ^ Izotov, YI; Schaerer, D.; Thuan, TX; Worseck, G.; Guseva, NG; Orlitová, I.; Verhamme, A. (2016-10-01). "การตรวจพบการรั่วไหลของ Lyman continuum สูงจากกาแล็กซีสร้างดาวขนาดกะทัดรัดที่มีค่า redshift ต่ำสี่แห่ง" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 461 (4): 3683– 3701. arXiv : 1605.05160 . doi : 10.1093/mnras/stw1205 . ISSN 0035-8711 . 
  43. ^ Izotov, YI; Schaerer, D.; Worseck, G.; Guseva, NG; Thuan, TX; Verhamme, A.; Orlitová, I.; Fricke, KJ (2018-03-11). "J1154+2443: กาแล็กซีขนาดกะทัดรัดที่กำลังก่อตัวดาวฤกษ์ที่มีค่าเรดชิฟต์ต่ำและมีการรั่วไหลของโฟตอน Lyman continuum ถึง 46 เปอร์เซ็นต์" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 474 (4): 4514– 4527. arXiv : 1711.11449 . doi : 10.1093/mnras/stx3115 . ISSN 0035-8711 . 
  44. ↑อิโซตอฟ, ยี่; วอร์เซค ก.; แชเรอร์ ดี.; Guseva, N. G; ทวน, เท็กซัส; ฟริก; เวอร์แฮมม์, อ.; ออร์ลิโตวา, ไอ. (2018-08-21). "การเคลื่อนตัวของสีแดงต่ำ Lyman ต่อเนื่องกันทำให้กาแล็กซีรั่วไหลด้วยอัตราส่วน [O iii]/[O ii] สูง " ประกาศรายเดือนของ Royal Astronomical Society 478 (4): 4851– 4865. arXiv : 1805.09865 . ดอย : 10.1093/mnras/ sty1378 ISSN 0035-8711 . 
  45. ^ Wang, Bingjie; Heckman, Timothy M.; Leitherer, Claus; Alexandroff, Rachel; Borthakur, Sanchayeeta; Overzier, Roderik A. (2019-10-30). "เทคนิคใหม่ในการค้นหากาแล็กซีที่ปล่อยรังสี Lyman-continuum รั่วไหล: การขาด [S ii]" . The Astrophysical Journal . 885 (1): 57. arXiv : 1909.01368 . Bibcode : 2019ApJ...885...57W . doi : 10.3847/1538-4357/ab418f . ISSN 1538-4357 . 
  46. ↑อิโซตอฟ, ยี่; วอร์เซค ก.; แชเรอร์ ดี.; กูเซวา, NG; ชิสโฮล์ม เจ.; ทวน, เท็กซัส; ฟริคเค, เคเจ; เวอร์ฮัมเม่, เอ. (2021-03-22). " การรั่วไหลต่อเนื่องของไลแมนจากกาแลคซีมวลต่ำด้วย M ⋆ < 108 M ⊙ " ประกาศรายเดือนของ Royal Astronomical Society 503 (2) : 1734– 1752. arXiv : 2103.01514ดอย : 10.1093/mnras/stab612 . ISSN 0035-8711 . 
  47. อรรถ เป็นขฟลูรี โซเฟีย อาร์.; จัสคอต, แอนน์ อี.; เฟอร์กูสัน, แฮร์รี่ ซี.; วอร์เซค, กาบอร์; มาคาน, คิริลล์; ชิสโฮล์ม, จอห์น; ซัลดานา-โลเปซ, อัลแบร์โต; แชเรอร์, แดเนียล; แม็กแคนด์ลิส, สเตฟาน; วัง, ปิงเจี๋ย; ฟอร์ด นิวเม็กซิโก; เฮคแมน, ทิโมธี; จี, จือหยวน; จาวาลิสโก, เมาโร; อโมริน, ริคาร์โด้ (2022-05-01) "การสำรวจต่อเนื่องของ Lyman Continuum แบบ Low-redshift I. ตัวปล่อย Lyman Continuum อย่างต่อเนื่องในท้องถิ่นแบบใหม่ที่มีความหลากหลาย " ชุดอาหารเสริมวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์260 (1): 1. arXiv : 2201.11716 . Bibcode : 2022ApJS..260....1F . ดอย : 10.3847/1538-4365/ac5331 . ISSN 0067-0049 . 
  48. ^ Saldana-Lopez, Alberto; Schaerer, Daniel; Chisholm, John; Flury, Sophia R.; Jaskot, Anne E.; Worseck, Gábor; Makan, Kirill; Gazagnes, Simon; Mauerhofer, Valentin; Verhamme, Anne; Amorín, Ricardo O.; Ferguson, Harry C.; Giavalisco, Mauro; Grazian, Andrea; Hayes, Matthew J. (กรกฎาคม 2022). "การสำรวจ Lyman Continuum ที่ค่าเรดชิฟต์ต่ำ: การเปิดเผยคุณสมบัติของ ISM ของตัวปล่อย Lyman Continuum ที่ค่า z ต่ำ" . Astronomy & Astrophysics . 663 : A59. arXiv : 2201.11800 . Bibcode : 2022A&A...663A..59S . doi : 10.1051/0004-6361/202141864 . ISSN 0004-6361 . S2CID 246411216 .  
  49. ^ Flury, Sophia R.; Jaskot, Anne E.; Ferguson, Harry C.; Worseck, Gábor; Makan, Kirill; Chisholm, John; Saldana-Lopez, Alberto; Schaerer, Daniel; McCandliss, Stephan R.; Xu, Xinfeng; Wang, Bingjie; Oey, MS; Ford, NM; Heckman, Timothy; Ji, Zhiyuan (2022-05-01). "การสำรวจ Lyman Continuum ที่ค่าเรดชิฟต์ต่ำ II. ข้อมูลเชิงลึกใหม่เกี่ยวกับการวินิจฉัย LyC"วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 930 ( 2): 126. arXiv : 2203.15649 . Bibcode : 2022ApJ...930..126F . doi : 10.3847/1538-4357/ac61e4 . ISSN 0004-637X​ 
  50. ^ Chisholm, J.; Saldana-Lopez, A.; Flury, S.; Schaerer, D.; Jaskot, A.; Amorín, R.; Atek, H.; Finkelstein, SL; Fleming, B.; Ferguson, H.; Fernández, V.; Giavalisco, M.; Hayes, M.; Heckman, T.; Henry, A. (2022-11-09). "ความชันของสเปกตรัมต่อเนื่องอัลตราไวโอเลตไกลในฐานะตัวประมาณการหลุดรอดของสเปกตรัมต่อเนื่องไลแมนที่เรดชิฟต์สูง" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 517 (4): 5104– 5120. arXiv : 2207.05771 . doi : 10.1093/mnras/stac2874 . ISSN 0035-8711 . 
  51. ^ Mascia, S.; Pentericci, L.; Calabrò, A.; Treu, T.; Santini, P.; Yang, L.; Napolitano, L.; Roberts-Borsani, G.; Bergamini, P.; Grillo, C.; Rosati, P.; Vulcani, B.; Castellano, M.; Boyett, K.; Fontana, A. (เมษายน 2023). "เข้าใกล้แหล่งกำเนิดของการแตกตัวเป็นไอออนของจักรวาล: ผลลัพธ์แรกจากโครงการ GLASS-JWST" . Astronomy & Astrophysics . 672 : A155. arXiv : 2301.02816 . Bibcode : 2023A&A...672A.155M . doi : 10.1051/0004-6361/202345866 . ISSN 0004-6361 . S2CID 255546596 .  
  52. ↑มาสเซีย, ส.; เพนเทริชชี่ ล.; กาลาโบร, อ.; ซานตินี่ ป.; นาโปลิตาโน, ล.; ฮาโร, พี. อาราบัล; คาสเตลลาโน ม.; ดิกคินสัน ม.; ออคเวียร์ก, พี.; ลูอิส เจเอสดับบลิว; อโมริน ร.; แบ็กลีย์ ม.; คลีรี, RNJ; คอสตันติน, ล.; เดเคล, เอ. (2024) "ข้อมูลเชิงลึกใหม่เกี่ยวกับธรรมชาติของรีออไนเซอร์ในจักรวาลจากการสำรวจของ CEERS" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 685 : A3. arXiv : 2309.02219 . รหัสสินค้า : 2024A&A...685A...3M . ดอย : 10.1051/0004-6361/202347884 .
  53. ^ Shapiro, Paul & Giroux, Mark (1987). "บริเวณ H II ทางจักรวาลวิทยาและการแตกตัวเป็นไอออนด้วยแสงของตัวกลางระหว่างกาแล็กซี"วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 321 : 107– 112.รหัสบรรณานุกรม : 1987ApJ...321L.107S . doi : 10.1086/185015 .
  54. ^ Fan, Xiaohu และคณะ (2001). "การสำรวจควาซาร์ z>5.8 ในโครงการสำรวจท้องฟ้าดิจิทัลสโลน I. การค้นพบควาซาร์ใหม่ 3 แห่งและความหนาแน่นเชิงพื้นที่ของควาซาร์สว่างที่ z~6" วารสารดาราศาสตร์ 122 ( 6): 2833– 2849. arXiv : astro-ph/0108063 . Bibcode : 2001AJ....122.2833F . doi : 10.1086/324111 . S2CID 119339804 . 
  55. ^ Gnedin, Nickolay & Ostriker, Jeremiah (1997). "การแตกตัวเป็นไอออนของเอกภพและการผลิตโลหะในยุคแรก". Astrophysical Journal . 486 (2): 581– 598. arXiv : astro-ph/9612127 . Bibcode : 1997ApJ...486..581G . doi : 10.1086/304548 . S2CID 5758398 . 
  56. ^ Limin Lu และคณะ (1998). "ปริมาณโลหะในเมฆไลแมน-อัลฟาที่มีความหนาแน่นคอลัมน์ต่ำมาก: นัยสำคัญต่อต้นกำเนิดของธาตุหนักในตัวกลางระหว่างกาแล็กซี" arXiv : astro-ph/9802189 .
  57. ^ Fosbury, RAE; และคณะ (2003). "การก่อตัวของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ในกาแล็กซี H II ที่ถูกเลนส์ความโน้มถ่วงที่ z = 3.357" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 596 ( 1): 797– 809. arXiv : astro-ph/0307162 . Bibcode : 2003ApJ...596..797F . doi : 10.1086/378228 . S2CID 17808828 . 
  58. ^ Tumlinson, Jason และคณะ (2002). "การแตกตัวเป็นไอออนของจักรวาลโดยดาวฤกษ์ดวงแรก: สเปกตรัมที่เปลี่ยนแปลงไปของประชากร III". รายงานการประชุม ASP . 267 : 433– 434. รหัสบรรณานุกรม : 2002ASPC..267..433T .
  59. ↑เวนคาเตซัน, อาปามา; และคณะ (2546) "วิวัฒนาการสเปกตรัมของดาวประชากร III: ผลที่ตามมาของการฟื้นฟูจักรวาลวิทยา" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 584 (2): 621– 632. arXiv : astro-ph/ 0206390 Bibcode : 2003ApJ...584..621V . ดอย : 10.1086/345738 . S2CID 17737785 . 
  60. ^ Alvarez, Marcelo และคณะ (2006). "บริเวณ H II ของดาวดวงแรก". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 639 ( 2): 621– 632. arXiv : astro-ph/0507684 . Bibcode : 2006ApJ...639..621A . doi : 10.1086/499578 . S2CID 12753436 . 
  61. ↑โซบราล, เดวิด; แมทธี, จอร์ริท; ดาร์วิช, เบห์นัม; แชเรอร์, แดเนียล; โมบาเชอร์, บาห์ราม; เริตต์เกอริง, ฮูบ JA; ซานโตส, เซร์คิโอ; Hemmati, Shoubaneh (4 มิถุนายน 2558). หลักฐานสำหรับประชากรดาวฤกษ์ที่มีลักษณะคล้าย POPIII ในตัวปล่อย LYMAN-α ที่ส่องสว่างมากที่สุดในยุคของการแตกตัวเป็นไอออนใหม่: การยืนยันทางสเปกโตรสโกปีวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Bibcode : 2015ApJ...808..139S . ดอย : 10.1088/0004-637x/808/2/139 . S2CID 18471887 . 
  62. ^ โอเวอร์บาย, เดนนิส (17 มิถุนายน 2015). "นักดาราศาสตร์รายงานการค้นพบดาวฤกษ์ยุคแรกสุดที่เพิ่มพูนจักรวาล" . เดอะนิวยอร์กไทมส์ . สืบค้นเมื่อ17 มิถุนายน 2015 .
ดึงข้อมูลมาจาก " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Reionization&oldid=1345014737 "

สรุปเนื้อหา

ข้อมูลสำคัญจากบทความ

ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับ การแตกตัวเป็นไอออนใหม่

ในสาขา ทฤษฎี บิ๊กแบงและจักรวาลวิทยาการ แตกตัวเป็นไอออนอีกครั้ง (Reionization)คือกระบวนการที่ทำให้ อะตอม ที่เป็นกลางทางไฟฟ้าในเอกภพยุค ดึกดำบรรพ์...

แนวคิด

การแตกตัวเป็นไอออนใหม่หมายถึงการเปลี่ยนแปลงใน ตัวกลาง ระหว่างกาแล็กซีจากไฮโดรเจนที่เป็นกลางไปเป็นไอออน ไฮโดรเจนที่เป็นกลางเคยเป็นไอออนในช่วงแรกในประวัติศาสตร์ของจักรวาล ดังนั้นการเปลี่ยนกลับไปเป็นไอออนจึงเรียกว่าการ แตกตัวเป็นไอออน ใหม่...

เวที

แบบจำลองทางทฤษฎีให้ไทม์ไลน์ของกระบวนการรีไอออนไนเซชัน ในขั้นตอนแรกของรีไอออนไนเซชัน ดาวฤกษ์ดวงใหม่แต่ละดวงจะถูกล้อมรอบด้วยไฮโดรเจนที่เป็นกลาง แสงที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์จะทำให้ก๊าซรอบดาวฤกษ์แตกตัวเป็นไอออน...

วิธีการตรวจจับ

การมองย้อนกลับไปในประวัติศาสตร์ของจักรวาลนั้นก่อให้เกิดความท้าทายในการสังเกตการณ์อยู่บ้าง อย่างไรก็ตาม มีวิธีการสังเกตการณ์อยู่ไม่กี่วิธีสำหรับการศึกษาการเกิดใหม่ของไอออน