Big Bang kozmolojisinde reiyonizasyon, evrendeki "karanlık dönem"den sonra maddeyi reiyonize eden süreçtir ve büyük faz geçişinden ikincisidir. Baryonik maddelerin çoğunluğu hidrojen formunda olduğundan dolayı, reiyonizasyon genellikle "Hidrojen gazının reiyonizasyonu" olarak anılmaktadır. Evren tarihinde ilksel Helyum da aynı faz değişimine uğrasa da, farklı noktalarda gerçekleşen bu olaya **Helyum reiyonizasyonu** ismi verilir.

#### Arka plan

Evrenin şematik zaman çizelgesi, kozmik tarihte reionization yerini tasvir.
Hidrojenin evrendeki ilk faz değişimi kırmızıya kayan z=1089(Big Bang’den 379,000 yıl sonra) bir rekombinasyondu. Evrenin, elektron ve protonların rekombinasyon hızının nötr hidrojen oluşturacak kadar yeterli olan noktasına doğru soğumasından dolayı; bu noktalarda reiyonizasyon hızı daha fazlaydı. Evren rekombinasyon öncesi serbest elektronlardan saçılan fotonlar yüzünden opaktı, fakat sonralarda daha fazla proton ve elektronun birleşip nötr Hidrojen atomlarının oluşturmasıyla artarak şeffaflaştı. Nötr Hidrojen atomunun içindeki elektronlar fotonları uyarılmış seviyeye çıkarak absorbe edebilirler. Sonuç olarak nötr Hidrojen atomlarıyla dolu bir evren göreceli şekilde o dalga boylarında opak, spektrumun geri kalanında ise görünebilir olacaktır. İşte bu noktada Karanlık Dönem başlamaktadır, çünkü o zamanlarda, yavaşça karanlıklaşan kozmik arka plan ışınımından başka hiçbir ışık kaynağı yoktu.

İkinci faz değişimi, nötr Hidrojen’i iyonize etmeye yetecek kadar enerjik olan genç evrende, cisimlerin yoğunlaşmaya başlamasıyla gerçekleşmiştir. Bu cisimler oluştuğu için ve bunlar enerji yaydıklarından dolayı, evren artık nötr olmaktan çıktı ve bir kez daha iyonlaşmış plazmaya dönüştü. Bu olay Big Bang’den 150 milyon-1 milyar yıl sonra gerçekleşti (kırmızıya kayışta 6<z<20). Fakat o zamanlarda madde, evrenin genişlemesiyle etrafa yayılmıştı ve saçılan foton etkileşimleri ve elektronlar, elektron-proton rekombinasyonu döneminde olduğundan daha seyrekti. Sonuç olarak, düşük yoğunluklu iyonlaşmış hidrojenle dolu olan bir evren aynı bugün olduğu gibi şeffaf kalacaktır.

#### Tespit Etme Yöntemleri

Geriye dönüp baktığımızda evren bize; onu gözlemlememizde bazı zorluklar çıkartmıştır. Yine de, reiyonizasyonu gözlemlemenin birkaç yolu vardır.

Kuasarlar ve Gunn-Peterson Boşluğu
Reiyonizasyon çalışmalarından biri, birbirine uzak kuasarların spektrumunu kullanmaktadır. Kuasarlar sıra dışı derecede büyük enerji yaymaktadır, yani evrendeki en parlak nesnelerin arasında yer almaktadırlar. Sonuç olarak bazı kuasarlar, reiyonizasyon dönemine kadar geri gidilse bile tespit edilebilmektedirler. Ayrıca, Dünya’dan ya da gökyüzünden uzaklıklarına bağlı olmaksızın bazı düzenli spektrumsal özelliklere sahiptirler. Böylece kuasar spektrumları arasındaki büyük değişikliklerin, görüş çizgisi boyunca uzanan atomların akışıyla olan etkileşimlerinden kaynaklanacağı çıkarılabilir. Dalga boyu, Hidrojenin Lyman serilerinden birinde olan ışınlar için, saçılan görülen kesit alanı geniştir. Yani galaksiler arası boşluktaki düşük seviye nötr Hidrojen seviyeleri için bile, o dalga boylarındaki emilim bir hayli yüksektir.

Evrende yakınımızda olan nesneler için, spektrumsal emilim çizgileri çok keskindir. Çünkü sadece, enerjisi yeterli olan fotonlar atomik dönüşüme sebep olabilirler. Fakat, kuasarlar arası uzaklık ve onları tespit eden teleskoplar geniştir. Bu durum, evrenin genişlemesinin, ışığın belirgin şekilde kırmızıya kaymasına neden olduğunu bize anlatmaktadır. Yani, kuasarlardan çıkan ışık galaksiler arası boşluklardan geçerek kırmızıya kayar, Lyman Alfa sınırının altına inmiş olan dalga boyları ise genişler ve Lyman emilim bandını doldurmaya başlarlar. Bu da, geniş ve yayılmış nötr Hidrojen alanlarından geçmiş bir kuasar ışığının, keskin emilim çizgileri göstermek yerine bir Gunn-Peterson Boşluğu göstermesi anlamına gelir.

Belirli bir kuasar için kırmızıya kayma, bize reiyonizasyon hakkında geçici bilgi verir. Bir nesnenin kırmızıya kayması, onun ışığı yayma zamanıyla bağlantılı olduğundan, reiyonizasyonun ne zaman bittiğine karar vermek mümkündür. Reiyonizasyon öncesi ışık yayan kuasarlar Gunn-Peterson Boşluğunu sergilerken, belirli bir kırmızıya kaymanın altında olanlar bunu yapmazlar (Lyman-alpha demetini gösterseler bile). 2001’de, kırmızıya kayma miktarları z=5.82 den z=6.28’e kadar değişiklik gösteren 4 kuasar tespit edildi (Sloan Digital Sky Survey ile). z=6’nın altındaki kuasarlar Gunn-Peterson Boşluğu’nu gösterirken, z=6’nın üzerindekiler göstermedi. Bu da, galaksiler arası boşluğun en azından bir kısmının nötr olduğuna bir işaretti. Yani Hidrojen iyonlaşmış haldeydi. Reiyonizasyonun gerçekleşmesi kısa zaman dilimleri içerisinde beklendiğinden, bu sonuçlar z=6’da evrenin reiyonizasyonun sonuna geldiğini anlatır. Bu durum, evrenin; z>10 için hala tamamen nötr olması gerekliliğini bize sunar.

#### KMA Anizotropisi ve Polarizasyon

Farklı açı skalalarında kozmik mikrodalga arka planının anizotropisi reiyonizasyon üzerindeki çalışmalar için kullanılabilir. Fotonlar etrafta serbest elektronlar varsa, saçılma eğilimi gösterirler, bu durum Thomson saçılması olarak adlandırılır. Fakat evren genişlediğinden, serbest elektronların yoğunluğu düşecek, haliyle saçılma daha seyrek gerçekleşecektir. Reiyonizasyon sırasında ve sonrasında elektron yoğunluğunu azaltacak kadar belirgin bir genişleme gerçekleşti, KMA’yı oluşturan ışık, gözlenebilen Thomson saçılmasını gerçekleştirebilecekti. Bu saçılma KMA anizotropi haritasında bir işaret bırakacaktı, bu işaret ikincil anizotropilerin habercisiydi (rekombinasyon sonrası ortaya çıkan anizotropiler). Anizotropileri silen bu ortalama etki, küçük boyutlarda gerçekleşir. Küçük boyutlardaki anizotropiler yok olurken, polarizasyon anizotropileri aslında reiyonizasyon sayesinde ortaya çıkar. Gözlenen KMA anizotropilerine bakılarak ve reiyonizasyonun rol almamış durumlarıyla karşılaştırılarak, elektronun reiyonizasyon zamanı sütun yoğunluğu çıkarılabilir. Bununla birlikte, reiyonizasyonun gerçekleştiği andaki evrenin yaşı hesaplanabilir.

Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Araştırmaları bu karşılaştırmaları mümkün kılmıştır. 2003’te yayınlanan ilk gözlemler, reiyonizasyonun 11<z<30 aralığında yer aldığını göstermekteydi. Bu kırmızıya kayma aralığı açıkça kuasar spektrumlarındakilerle çelişmekteydi. Fakat, üç yıllık WMAA verileri farklı bir sonuçla dönmüştü. Reiyonizasyon z=11’de başlıyor ve evren z=7’de iyonlaşıyordu. Bu, kuasar verileriyle daha iyi bir uyumu yakalamıştı.

2013’teki Planck görevi sonuçları; WMAA verileri, küçük boyut KMA deneyleri ve BAS ölçümlerinin kombinasyonu, z=11.3 ± 1.1 anlık reiyonizasyon kırmızıya kaymasını türetti.

Burada genellikle kullanılan parametre "reiyonizasyonun optik derinliği" olan τ’dur. Veya alternatif olarak "zre "dir (reiyonizasyonun kırmızıya kayması), tabii ki bunun anlık bir olay olduğunu farzedersek. Reiyonizasyonun pek de anlık bir olay olmamasından dolayı, bu olay fiziksel olarak pek de mümkün olmasa da, zre, reiyonizasyonun kırmızıya kayması hakkında tahmini bir değer sunabilir.
21 cm’lik çizgi

Kuasar verileriyle kabaca uyum gösteren KMA anizotropi verileri var olsa da, hala bazı tartışmalar var, özellikle reiyonizasyonun enerji kaynakları, reiyonizasyondaki yapı dizilimine olan etkileri ve yapı dizilimindeki rolü hakkında. Reiyonizasyondan önce gerçekleşen "karanlık dönem" gibi, Hidrojen’deki 21 cm’lik çizgi, potansiyel olarak bu dönemin bir çalışma yöntemidir. 21 cm’lik çizgi, nötr Hidrojen’de elektron ve protonlar arasındaki paralel ve anti-paralel spin durumları dolayısıyla gerçekleşir. Bu geçiş olağanüstü bir durumdur ve çok ender gerçekleşir. Ayrıca bu geçiş sıcaklığa yüksek oranda bağlıdır. Yani bu geçiş, "karanlık dönem"de oluşan nesneler ve bunların, çevreleyen nötr Hidrojen tarafından emilen ve tekrar saçılan Lyman-alfa fotonları yayması gibi, Wouthuysen-Field Çiftlemesi boyunca Hidrojen’in içinde 21 cm’lik bir çizgi sinyali üretecektir. 21 cm’lik çizgi sinyali çalışmalarıyla, önceden oluşmuş yapılar hakkında daha çok bilgi edinmek mümkün olacaktır. Şu an elimizde sonuçlar olmasa da, bu alanda, yakın gelecekte birkaç tane başıçekmeyi uman süregelen çalışma bulunmaktadır. Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), the Dark Ages Radio Explorer (DARE) mission, and the Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA) gibi.
Enerji Kaynakları

Yapılan gözlemler, reiyonizasyonun gerçekleşmiş olacağı yerleri kısıtlayıp daraltsa da, galaksiler arası boşluğu iyonlaştıran fotonların hangi nesneler tarafından sağlandığı kesin değildir. Nötr Hidrojeni iyonize etmek için, 13.6 eV’luk bir enerjiden daha fazlası gereklidir, bu da 91.2 nm ya da daha kısa dalga boylarına sahip fotonlar demektir. Bu dalga boyları, elektromanyetik spektrumun ultraviyole kısmındadır, yani bunu başarabilmek için birincil adaylar, ultraviyole ve daha üzerindeki belirgin enerjiyi üreten bütün kaynaklardır. Birçok açıdan bu kaynakları değerlendirmek gerekir (süreklilik gibi), çünkü eğer onları ayrı tutmaya yetecek kadar sürekli bir enerji olmazsa; proton ve elektronlar rekombine olacaklardır. Hepsi birlikte, düşünülen herhangi bir kaynak için kritik parametre "kozmolojik birim başına iyonlaşan hidrojen fotonlarının yayılma hızı" olarak özetlenebilir. Bu kısıtlamalarla, kuasarların ve ilk nesil yıldızlar ve galaksilerin ana enerji kaynakları olmuş olduğu beklenebilir.

#### Cüce Galaksiler

Cüce galaksiler, reiyonizasyon dönemi sırasında iyonlaşan fotonların kaynağının birincil adaylarıdır. Senaryoların çoğu için, bu; UV galaksi aydınlatma fonksiyonunun kütük eğimini gerektirir. Genellikle α ile gösterilir, bugün daha dik olmak üzere, α -2’ye yaklaşıyorken.

KuasarlarKuasarlar, aktif galaktik çekirdeğin bir sınıfı, iyi bir aday kaynağı olarak düşünülürler çünkü kütleyi enerjiye çevirmekte bir hayli verimlidirler ve Hidrojenin iyonlaşma eşiğinden daha yüksek miktarda ışık yayarlar. Fakat, reiyonizasyondan önce kaç tane kuasarın var olduğu bilinmemektedir. Sadece, reiyonizasyon sırasındaki en parlak kuasar tespit edilebilir, yani daha sönük kuasarların varlığı hakkında direkt bir bilgi yoktur. Fakat, yakın evrendeki daha kolay gözlenebilir kuasarlara bakarak ve reiyonizasyon sırasındaki parlaklık fonksiyonunun bugünküyle yaklaşık olarak eşit olduğunu farzedersek, daha önceki zamanlardaki kuasar popülasyonu hakkında tahminler yapmak mümkündür. Böyle çalışmalar, galaksiler arası boşluğun kendi başına iyonlaşmasına yetecek kadar yüksek sayıda kuasarın var olmadığı sonucuna ulaşmıştır. Yani, "Sadece; iyonlaşma arka planı, düşük parlaklığa sahip aktif galaktik çekirdekler tarafından domine edilmişse, kuasarların parlaklık fonksiyonu yeterli sayıda iyonlaştırıcı fotonu sağlayabilir.

#### III Yıldızlar Popülasyonu

Big Bang’den 400 Myr sonra ilk yıldız simülasyon görüntüsü.
III Yıldızlar Popülasyonu, hidrojen ve helyumdan daha ağır elementler bulundurmayan yıldızlardır. Big Bang nükleosentezi sırasında, oluşan hidrojen ve helyumun elementlerinin yanında oluşan başka tek elementlerde lityumun izindekilerdir. Oysa Kuasar spektrumları ağır elementlerin varlığını ortaya koymuştur, IGM’de daha önceki dönemlerde. Süpernova patlamaları bunun gibi ağır elementleri oluşturur, çok sıcak, büyük, süpernova oluşturabilen III Yıldızlar Popülasyonlar reionizasyon oluşturmak için olası mekanizmalardır. Doğrudan gözlenmemiş olmalarına rağmen, onlar sayısal simülasyon ve güncel gözlemlerin kullanıldığı modellerle tutarlıdır. Bir yerçekimsel mercekli galaksi aynı zamanda III Yıldızlar Popülasyonu dolaylı kanıtı sağlar. III Yıldızlar Popülasyonların doğrudan gözlemlenmeseler bile, onlar zorlayıcı kaynaklardır. Onlar II Yıldızlar Popülasyonlarından daha fazla verimli ve etkili iyonlaştırıcılardır. daha fazla iyonize foton yaydıklarında, ve kendi kendilerine hidrojen reiyonizasyonu yapabilme yeteneğine sahiptirler, uygun başlangıç kütle fonksiyonunun bir reiyonizasyon modelleriyle. Bunun bir sonucu olarak, III Yıldızlar Popülasyonu evrenin reiyonizasyon başlatmak için günümüzde enerji kaynağı olarak görülmektedir, diğer kaynaklar devralınan ve tamamlanması için reiyonizasyon tahrik olması muhtemeldir.

#### Notlar ve kaynakça

* Jump up ^ J.E. Gunn and B.A. Peterson (1965). "On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space". The Astrophysical Journal 142: 1633–1641. Bibcode:1965ApJ...142.1633G. doi:10.1086/148444.
* Jump up ^ R. H. Becker, et al. (2001). "Evidence For Reionization at z ~ 6: Detection of a Gunn-Peterson Trough In A z=6.28 Quasar". Astronomical Journal 122 (6): 2850–2857. arXiv:astro-ph/0108097. Bibcode:2001AJ....122.2850B. doi:10.1086/324231.
* Jump up ^ Manoj Kaplinghat et al. (2003). "Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization". The Astrophysical Journal 583 (1): 24–32. arXiv:astro-ph/0207591. Bibcode:2003ApJ...583...24K. doi:10.1086/344927.
* Jump up ^ Olivier Dore et al. (2007). "The Signature of Patchy Reionization in the Polarization Anisotropy of the CMB". arXiv:astro-ph/0701784.
* Jump up ^ A. Kogut et al. (2003). "First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Temperature-Polarization Correlation". The Astrophysical Journal Supplement Series 148 (1): 161–173. arXiv:astro-ph/0302213. Bibcode:2003ApJS..148..161K. doi:10.1086/377219.
* Jump up ^ D.N. Spergel et al. (2006). "Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
* Jump up ^
* Jump up ^ Rennan Barkana and Abraham Loeb (2005). "Detecting the Earliest Galaxies through Two New Sources of 21 Centimeter Fluctuations". The Astrophysical Journal 626 (1): 1–11. arXiv:astro-ph/0410129. Bibcode:2004astro.ph.10129B. doi:10.1086/429954.
* Jump up ^ Marcelo Alvarez et al. (2010). "Enhanced Detectability of Pre-reionization 21-cm Structure". arXiv:1007.0001.
* ^ Jump up to: a b 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. arXiv:astro-ph/9809058. Bibcode:1999ApJ...514..648M. doi:10.1086/306975.
* Jump up ^ Loeb and Barkana (2000). "In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe". Physics Reports 349 (2): 125–238. arXiv:astro-ph/0010468. Bibcode:2001PhR...349..125B. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.
* Jump up ^
* Jump up ^
* Jump up ^ Paul Shapiro & Mark Giroux (1987). "Cosmological H II regions and the photoionization of the intergalactic medium". The Astrophysical Journal 321: 107–112. Bibcode:1987ApJ...321L.107S. doi:10.1086/185015.
* Jump up ^ 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. arXiv:astro-ph/0108063. Bibcode:2001AJ....122.2833F. doi:10.1086/324111.
* Jump up ^ Nickolay Gnedin and Jeremiah Ostriker (1997). "Reionization of the Universe and the Early Production of Metals". Astrophysical Journal 486 (2): 581–598. arXiv:astro-ph/9612127. Bibcode:1997ApJ...486..581G. doi:10.1086/304548.
* Jump up ^ Limin Lu et al. (1998). "The Metal Contents of Very Low Column Density Lyman-alpha Clouds: Implications for the Origin of Heavy Elements in the Intergalactic Medium". arXiv:astro-ph/9802189.
* Jump up ^ 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. arXiv:astro-ph/0307162. Bibcode:2003ApJ...596..797F. doi:10.1086/378228.
* Jump up ^ Jason Tumlinson et al. (2002). "Cosmological Reionization by the First Stars: Evolving Spectra of Population III". ASP Conference Proceedings 267: 433–434. Bibcode:2002hsw..work..433T.
* Jump up ^ Aparna Venkatesan et al. (2003). "Evolving Spectra of Population III Stars: Consequences for Cosmological Reionization". Astrophysical Journal 584 (2): 621–632. arXiv:astro-ph/0206390. Bibcode:2003ApJ...584..621V. doi:10.1086/345738.

Jump up ^ Marcelo Alvarez et al. (2006). "The H II Region of the First Star". Astrophysical Journal 639 (2): 621–632. arXiv:astro-ph/0507684. Bibcode:2006ApJ...639..621A. doi:10.1086/499578.

|  |  |
| --- | --- |
| Otorite kontrolü Bunu Vikiveri'de düzenleyin | 
* LCCN: sh2018002052
* NLI: 987007949789305171

 |