Reiyonizasyon

Big Bang kozmolojisinde reiyonizasyon, evrendeki karanlık dönemden 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
Hidrojenin evrendeki ilk faz değişimi kırmızıya kayan z=1089(Big Bangden 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 Hidrojeni 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 Bangden 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, Dünyadan 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). 2001de, kırmızıya kayma miktarları z=5.82 den z=6.28e kadar değişiklik gösteren 4 kuasar tespit edildi (Sloan Digital Sky Survey ile). z=6nın altındaki kuasarlar Gunn-Peterson Boşluğunu gösterirken, z=6nın 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=6da 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, KMAyı 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. 2003te 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=11de başlıyor ve evren z=7de iyonlaşıyordu. Bu, kuasar verileriyle daha iyi bir uyumu yakalamıştı.
2013teki 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 τdur. 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 cmlik 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, Hidrojendeki 21 cmlik çizgi, potansiyel olarak bu dönemin bir çalışma yöntemidir. 21 cmlik çizgi, nötr Hidrojende 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 dönemde oluşan nesneler ve bunların, çevreleyen nötr Hidrojen tarafından emilen ve tekrar saçılan Lyman-alfa fotonları yayması gibi, Wouthuysen-Field Çiftlemesi boyunca Hidrojenin içinde 21 cmlik bir çizgi sinyali üretecektir. 21 cmlik 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 eVluk 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 -2ye 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

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, IGMde 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.