宇宙の再電離
宇宙の再電離が発生した可能性がある時期を狭めるための観測が行われているものの、どのような天体が銀河間物質を再電離した光子を供給したのかについては未だに明らかになっていない。中性水素原子を電離するためには、13.6 電子ボルト (eV) よりも大きいエネルギーが必要であり、これは波長に直すと 91.2 nm 以下に相当する。この波長は電磁スペクトルにおける紫外線の領域であり、すなわち宇宙の再電離を引き起こした主要候補は紫外線以上のエネルギーを大量に放射した全ての電磁波源ということになる。またエネルギーの供給源の寿命だけではなく、その天体がどれほどの数存在したのかも考慮する必要がある。これは、もしエネルギーが継続的に供給されていなければ、電離された陽子と電子は再結合してしまい、電離した状態を保つことができないためである。このように、どのような天体がエネルギー源であったとしても、「単位宇宙論的体積あたりの水素を電離する光子の放出率」が考慮すべき重要なパラメータとなる。このような制約から、クエーサーや初代星、銀河がエネルギーの主要な供給源であったことが予想される。
クエーサーのデータは宇宙マイクロ波背景放射の異方性のデータとおおむね一致しているものの、特に再電離のエネルギー源や再電離の最中の宇宙の構造形成(英語版)への影響やその役割についてなど、数多くの疑問は依然として残されている。水素の21cm線は、これらの時期や再電離の後の暗黒時代を研究するための手段となりうる。
21 cm 線は、中性水素原子の電子と陽子のスピンの平行状態と反平行状態のエネルギー差に由来するものである。これらのエネルギー準位間の遷移は禁制遷移であり、これはこの遷移が発生するのは極めて稀であることを意味する。またこの遷移は温度に強く依存するため、天体が暗黒時代に形成されライマンアルファ光子が放出され、それが周囲の中性水素に吸収・再放射されることで、Wouthuysen–Field coupling と呼ばれる過程を介して 21 cm 線のシグナルを生成することになる。
宇宙マイクロ波背景放射の異なる角度スケールにおける非等方性 (もしくは異方性) も宇宙の再電離を調べるために用いられる。自由電子が存在するとき、光子はトムソン散乱として知られる散乱を受ける。しかし宇宙が膨張するにつれて自由電子の密度は低下していき、散乱の頻度も低くなっていく。宇宙の再電離の最中およびその後で、しかし電子密度が十分に低くなるほどの膨張が起きるよりも前の時期には、宇宙マイクロ波背景放射を構成する光は観測可能なトムソン散乱を受ける可能性がある。この散乱は宇宙マイクロ波背景放射の異方性のマップに二次的な異方性 (宇宙の晴れ上がりの後に引き起こされた異方性) を生じさせうる。全体的な効果は、小さいスケールで発生する異方性を消すようにはたらく。小さいスケールの異方性は消される一方で、再電離によって偏光の異方性が引き起こされる。観測された宇宙マイクロ波背景放射の異方性を見て、再電離が起きている時とそうでいない時を比較することで、再電離が起きた時の電子の柱密度を決定することが可能となる。これを用いて、再電離が発生した時の宇宙の年齢を計算することができる。