Reionizácia

**Reionizácia** v kozmológii Veľkého tresku predstavuje proces, ktorý zmenil hmotu vo vesmíre po temnoveku z elektricky neutrálnej opäť na ionizovanú. Reaionizácia predstavuje druhú z dvoch hlavných fázových premien plynu vo vesmíre. Keďže väčšina baryónovej hmoty je vo forme vodíka, reionizácia zvyčajne znamená reionizáciu vodíka. Pôvodné hélium vo vesmíre prechádzalo rovnakými fázovými zmenami, ale v rozdielnom čase, a zvyčajne sa označuje ako reionizácia hélia.

## Pozadie
[thumb|Schematická [časová os vesmíru zobrazujúca obdobie reionizácie v kozmickej histórii]]
Prvá fázová zmena vodíka bola rekombinácia, ktorá nastala pri červenom posune z=1089 (379 000 rokov po Veľkom tresku). Spôsobilo ju ochladzovanie vesmíru až do bodu, keď neutrálny vodík vznikal kombináciou elektrónov a protónov rýchlejšie, ako postupovala ionizácia. Pred rekombináciou bol vesmír nepriehľadný, pretože fotóny neustále narážali do voľných elektrónov (a v podstatne menšej miere do voľných protónov), ale čím viac elektrónov a protónov kombináciou vytváralo atómy vodíka, tým bol vesmír priehľadnejší. Keďže elektróny v neutrálnom vodíku (alebo v iných atómoch a molekulách) absorbujú len fotóny určitej vlnovej dĺžky, vesmír plný neutrálneho vodíka je relatívne nepriehľadný pre tie vlnové dĺžky a priesvitný pre väčšinu spektra. V tom bode nastal temný vek, pretože neexistovali iné zdroje svetla ako postupne tmavnúce žiarenie kozmického pozadia.

Druhá fázová zmena nastala, keď v ranom vesmíre začali vznikať objekty s dostatočnou energiou na to, aby ionizovali neutrálny vodík. Počas toho ako tieto objekty vznikali, vyžarovali energiu a vesmír sa tak, medzi 150 miliónmi až jednou miliardou rokov po Veľkom tresku (červený posun 610 musel byť vesmír takmer úplne neutrálny.

### Anizotropnosť a polarizácia CMB
Na skúmanie reionizácie sa dá použiť aj anizotropia kozmického mikrovlnného pozadia v rozdielnych uhlových mierkach. Ak existujú voľné elektróny, tak fotóny sa budú rozptyľovať v procese známom ako Thomsonov rozptyl. Kvôli rozpínaniu vesmíru bude hustota voľných elektrónov klesať a rozptyl bude nastávať menej často. Svetlo tvoriace CMB prejde pozorovateľným Thomsonovým rozptylom počas a po reionizácii, ale predtým ako rozpínanie dostatočne znížilo hustotu elektrónov. Tento rozptyl zanechá stopy na mape anizotropie CMB v podobe sekundárnych anizotropií. Cekový efekt vymaže nerovnomernosti, ktoré sa vyskytujú v malých mierkach a zároveň reionizácia spôsobí polarizáciou anizotropií. Porovnaním pozorovaných nerovnomerností CMB s tým ako by vyzerali, keby sa reionizácia neudiala, môžeme zistiť hustotu elektrónov v čase reionizácie a následne aj vek vesmíru v období reionizácie.

Toto porovnanie umožnila Wilkinsonova Mikrovlnná Anizotropná Sonda. Pôvodné pozorovania z roku 2003 predpokladali, že reionizácia sa udiala medzi 11<z<30. Tento rozsah červeného posunu bol jasne v rozpore s výsledkami výskumu spektra kvazarov, ale trojročné dáta z WMAP poskytli iný výsledok: reionizácia začala v z=11 a vesmír bol ionizovaný v  z=7. Tieto výsledky sú v lepšej zhode s údajmi z kvazarov.

### 21 cm čiara
Aj keď sa dáta z kvazarov zhruba zhodujú s údajmi anizotropie CMB, stále existuje mnoho otázok, najmä čo bolo zdrojom energie reionizácie a účinkami na vznik štruktúr počas reionizácie. 21cm čiara vodíka je potenciálnym nástrojom na štúdium tohoto obdobia a aj temného veku, ktorý predchádzal reionizácii. 21cm čiara sa vyskytuje v neutrálnom vodíku, kvôli rozdielom v energiách medzi paralelným a antiparalelným spinovým stavom elektrónu a protónu. Tento prechod sa vyskytuje extrémne zriedkavo a je veľmi závislý od teploty, tzn. ak objekt vznikol v temnom veku a vyžiaril Lyman-alpha fotóny, ktoré pohltí a náasledne znovu vyžiari okolitý neutrálny vodík, tak prostredníctvom Wouthuysen–Fieldovho spojenia vznikne signál 21cm čiary vodíka. Skúmaním emisií 21cm čiar je možné zistiť viac o prvých vzniknutých štruktúrach. Keďže zatiaľ nemáme žiadne výsledky, pripravuje sa viacero projektov ako napr.  Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR),Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), a Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA).

## Zdroje energie
Aj keď pozorovania zúžili rozsah, v ktorom sa mohla reionizácia odohrať, stále nevieme, čo poskytlo fotóny, ktoré reionizovali IGM. Na ionizáciu neutrálneho vodíka je potrebná energia väčšia ako 13,6 eV, to zodpovedá fotónom s vlnovou dĺžkou 91,2 nm a kratšou, to je ultrafialová časť elektromagnetického spektra. Preto sú hlavným kandidátom zdroje, ktoré produkujú značné množstvo energie v ultrafialovej alebo vyššej časti spektra. Do úvahy treba zobrať aj početnosť zdrojov a ich životnosť, pretože protóny a elektróny sa skombinujú len ak nemajú zdroj energie, ktorý ich drží od seba. V rámci týchto obmedzení sa predpokladá, že hlavným zdrojom energie sú kvazary a prvá generácia hviezd.

### Kvazary
Kvazary sú dobrými kandidátmi, pretože sú veľmi účinné v premieňaní hmoty na energiu a vyžarujú množstvo žiarenia nad hranicou pre ionizáciu vodíka. Nie je známe, koľko kvazarov existovalo pred reionizáciou. Môžeme pozorovať len najjasnejšie kvazary z obdobia reionizácie, a preto nemáme žiadne priame informácie o menej jasných kvazarov v tej dobe. Pozorovaním ľahšie viditeľných kvazarov v blízkom vesmíre a za predpokladu, že funkcia jasu (počet kvazarov ako fukncia jasu) počas reionizácie bude približne rovnaká ako dnes, sa dá odhadnúť počet kvazarov v raných dobách. Štúdie tvrdia, že neexistoval dostatok kvazarov na to, aby samostante reionizovali IGM a že funkcia jasu kvazarov by mohla poskytnúť dostatok ionizačných fotónov, len ak v ionizačnom pozadí dominovali AGN s nízkym jasom. Pozn.: Kvazary sú typ aktívneho galaktického jadra (Active Galactic Nuclei - AGN)

### Hviezdy III. populácie
[thumb|Simulácia prvých [hviezda|hviezd, 400 miliónov rokov po Veľkom tresku]]
Hviezdy III. populácie sú hviezdy tvorené len vodíkom alebo héliom. Počas obdobia nukleosyntézy vzniklo okrem vodíka len hélium a stopové množstvo lítia. Spektrum kvazarov však odhalilo prítomnosť ťažkých prvkov v IGM počas skorých období. Tieto ťažké prvky vznikali pri výbuchoch supernov, a tak sa horúce a veľké hviezdy III. populácie, ktoré umierali ako supernovy, považujú za možný mechanizmus reionizácie. Aj keď neboli pozorované priamo, použitím numerických simulácií a súčasných pozorovaní vedci zistili, že sú konzistentné so súčasným modelom. Galaxie viditeľné prostredníctvom gravitačnej šošosvky tiež poskytujú nepriamy dôkaz hviezd III. populácie. Aj bez priameho pozorovania sú hviezdy III. populácie vhodnejším zdrojom. V ionizácii sú účinnejšie a efektívnejšie ako hviezdy II. populácie, pretože vyžarujú viac ionizujúcich fotónov. Hviezdy III. populácie su momentálne najvážnejším kandidátom na zdroj energie, ktorá spôsobila reionizáciu.

## Referencie

## Pozri aj
* Veľký tresk
* Kvazar

## Externé odkazy
* End of the Dark Ages 
* Epoch of Reionization (LOFAR) 

## Zdroj

* 

Kategória:Kozmológia