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.

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

Reiyonizasyon çalışmalarından biri, birbirine uzak kuasarların spektrumunu kullanmaktadır. Kuasarlar sıradışı derecede büyük enerji yaymaktadır, yani evrendeki en parlak nesnelerin arasaında 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.

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, 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.


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 rei