Reïonisasie

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Jump to navigation Jump to search
Die diagram wys waar die tydperk van reïonisasie inpas in die geskiedenis van die heelal.

In die Oerknal-teorie is reïonisasie die proses waardeur materie in die heelal gereïoniseer is ná die kosmiese "donkereeue" en voordat die heelal deursigtig vir sigbare lig geword het. Dit is die tweede van twee groot faseveranderings van gas in die heelal.

Omdat die grootste deel van die barioniese materie in die vorm van waterstof is, verwys reïonisasie gewoonlik na die reïonisasie van waterstof. Die aanvanklike helium in die heelal het dieselfde veranderings ondergaan, maar op verskillende tye in die geskiedenis van die heelal, en daar word gewoonlik daarna verwys as helium-reïonisasie.

Faseveranderings van waterstof[wysig | wysig bron]

Die eerste faseverandering van waterstof in die heelal was rekombinasie, wat plaasgevind het by rooiverskuiwing z = 1089 (379 000 jaar ná die Oerknal), vanweë die afkoeling van die heelal tot by ’n punt waar die tempo van rekombinasie van elektrone en protone om neutrale waterstof te vorm, hoër was as die reïonisasietempo. Die heelal was ondeursigtig voor die rekombinasie vanweë die verstrooiing van fotone (van alle golflengtes) vanaf die elektrone en protone, maar dit het toenemend deursigtig geword namate meer elektrone en protone gekombineer het om neutrale waterstofatome te vorm. Hoewel elektrone in neutrale waterstof fotone van sekere golflengtes kan absorbeer deur na ’n opgewekte toestand te gaan, sal ’n heelal vol neutrale waterstof relatief ondeursigtig wees net by daardie geabsorbeerde golflengtes, maar deursigtig deur die grootste deel van die spektrum. Die kosmiese "donkereeue" het op dié tydstip begin, want daar was geen ligbronne nie buiten die geleidelik donker wordende kosmiese agtergrondbestraling.

Die tweede fase het begin toe voorwerpe in die vroeë heelal wat energiek genoeg was om neutrale waterstof te ioniseer, begin toeneem het. Namate hierdie voorwerpe gevorm en energie uitgestraal het, het die heelal terugverander van neutraal na ’n geïoniseerde plasma. Dit het gebeur sowat 150 miljoen tot 1 miljard jaar ná die Oerknal (by ’n rooiverskuiwing 6 < z < 20). Teen daardie tyd was materie egter verstrooi deur die uitdying van die heelal, en die verstrooiingswisselwerkings van fotone en elektrone was baie minder gereeld as voor elektron-proton-rekombinasie. ’n Heelal vol geïoniseerde waterstof met ’n lae digtheid sal deursigtig bly, soos die geval vandag is.

Energiebronne[wysig | wysig bron]

Dit is nog onseker watter voorwerpe die fotone verskaf het wat die intergalaktiese medium (IGM) gereïoniseer het. Om neutrale waterstof te ioniseer is ’n energie van groter as 13,6 eV nodig, en dit stem ooreen met fotone met ’n golflengte van 91,2 nanometer of korter. Dit is in die ultraviolet-deel van die elektromagnetiese spektrum, wat beteken die primêre kandidate is almal bronne wat ’n aansienlike hoeveelheid energie in die ultraviolet of hoër vervaardig. Hoeveel van die bron daar is, moet ook in ag geneem word, asook die duur daarvan, aangesien protone en elektrone sal rekombineer as energie nie deurlopend verskaf word om hulle uitmekaar te hou nie.

Alles in ag genome, kan die kritieke parameter vir enige bron wat oorweeg word, opgesom word as sy "emissietempo van waterstof-ioniserende fotone per eenheid kosmologiese volume."[1] Met hierdie beperkings word verwag dat kwasars en eerstegenerasie-sterre en -sterrestelsels die hoofbronne van energie was.[2]

Kwasars[wysig | wysig bron]

Kwasars, ’n klas aktiewe sterrestelselkerns (ASK), is as ’n goeie kandidaatbron beskou omdat hulle uiters doeltreffend is in die omskakeling van massa in energie, en omdat hulle ’n groot hoeveelheid lig uitstraal bo die drempel vir die ionisering van waterstof. Dit is egter onbekend hoeveel kwasars voor reïonisasie bestaan het. Net die helderste kwasars teenwoordig tydens reïonisasie kan waargeneem word, wat beteken daar is geen direkte inligting oor dowwer kwasars wat toe bestaan het nie. Deur na die makliker waarneembare kwasars in die nabye heelal te kyk en aan te neem die ligsterktefunksie (aantal kwasars as ’n faktor van ligsterkte) tydens reïonisasie was dieselfde as wat dit vandag is, is dit egter moontlik om te raam hoeveel kwasars daar vroeër was. Volgens sulke studies was daar nie genoeg kwasars om alleen die IGM te reïoniseer nie[1][3] en kon die kwasarligsterktefunksie net genoeg ioniseringsfotone daargestel het "as die ioniserende agtergrond oorheers is deur ASK's met ’n lae ligsterkte".[4]

Populasie III-sterre[wysig | wysig bron]

Gesimuleerde foto van die eerste sterre, 400 miljoen jaar ná die Oerknal.

Populasie III-sterre is sterre wat geen elemente swaarder as waterstof en helium bevat nie. Die enigste element naas waterstof en helium wat ná die Oerknal bestaan het, was klein hoeveelhede litium. Tog het kwasarspektrums getoon daar was vroeg al swaar elemente in die IGM. Supernovas stel sulke swaar elemente vry, en daarom was warm, groot Populasie III-sterre wat supernovas gevorm het, ’n moontlike meganisme vir reïonisasie. Hoewel hulle nog nie regstreeks waargeneem is nie, het hulle wel bestaan volgens simulasiemodelle.[5] Sterrestelsels wat deur ’n gravitasielens beïnvloed word, verskaf ook onregstreekse bewyse van Populasie III-sterre.[6] Dié sterre is doeltreffender ioniseerders as Populasie II-sterre omdat hulle meer ioniserende fotone uitstraal,[7] en hulle kan volgens sekere modelle op hul eie waterstof ioniseer.[8]

Populasie III-sterre word dus tans beskou as die mees waarskynlike energiebron wat die reïonisasie van die heelal begin het.[9] Ander bronne het egter waarskynlik die reïonisasie voortgesit en voltooi.

Verwysings[wysig | wysig bron]

  1. 1,0 1,1 Piero Madau et al. (1999). “Radiative Transfer in a Clumpy Universe. III. The Nature of Cosmological Ionizing Source”. The Astrophysical Journal 514 (2): 648–659. doi:10.1086/306975.
  2. Loeb and Barkana (2000). “In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe”. Physics Reports 349 (2): 125–238. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.
  3. Paul Shapiro & Mark Giroux (1987). “Cosmological H II regions and the photoionization of the intergalactic medium”. The Astrophysical Journal 321: 107–112. doi:10.1086/185015.
  4. Xiaohu Fan, et al. (2001). “A Survey of z>5.8 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey. I. Discovery of Three New Quasars and the Spatial Density of Luminous Quasars at z~6”. The Astronomical Journal 122 (6): 2833–2849. doi:10.1086/324111.
  5. Nickolay Gnedin and Jeremiah Ostriker (1997). “Reionization of the Universe and the Early Production of Metals”. Astrophysical Journal 486 (2): 581–598. doi:10.1086/304548.
  6. R. A. E. Fosbury et al. (2003). “Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357”. Astrophysical Journal 596 (1): 797–809. doi:10.1086/378228.
  7. Jason Tumlinson et al. (2002). “Cosmological Reionization by the First Stars: Evolving Spectra of Population III”. ASP Conference Proceedings 267: 433–434.
  8. Aparna Venkatesan et al. (2003). “Evolving Spectra of Population III Stars: Consequences for Cosmological Reionization”. Astrophysical Journal 584 (2): 621–632. doi:10.1086/345738.
  9. Marcelo Alvarez et al. (2006). “The H II Region of the First Star”. Astrophysical Journal 639 (2): 621–632. doi:10.1086/499578.