宇宙の再電離
宇宙に存在する水素が最初に経験する相変化は再結合 (宇宙の晴れ上がり) である。これは電子と陽子が中性水素を形成する再結合率が電離率を上回るまで宇宙が冷却することによって引き起こされるもので、赤方偏移が z = 1089 (ビッグバンの37万9000年後) で発生した。宇宙の晴れ上がり以前は、光子が自由電子によって全ての波長で散乱されるため (またわずかな割合であるが自由陽子によっても散乱される)、宇宙は不透明であった。しかし電子と陽子が結合して中性水素原子を形成するにつれて、宇宙は急速に透明になっていった。中性水素が持つ電子はある波長の光子を吸収して励起状態になることができるため、中性水素で満たされた宇宙はそれらが吸収される波長においてのみ比較的不透明であったと考えられるが、スペクトルの大部分においては透明であった。徐々に赤方偏移していく宇宙背景放射以外には光源が存在しなかったため、この時点で宇宙の暗黒時代が始まった。
その次の相変化は、銀河間物質として存在する中性水素を再電離するのに十分なエネルギーを持った天体が初期の宇宙に形成され始めた段階で発生した。これらの天体が形成され放射を始めるにつれて、宇宙は中性の状態から電離したプラズマが満たされた状態へと再び戻っていった。この過程は、赤方偏移が z = 20-10 (ビッグバン後2-5億年) の頃に始まり、z = 6 (ビッグバン後9億年) 頃までに完了したと考えられる。しかしこの時点では物質は宇宙の膨張によって拡散しており、また光子と電子の散乱相互作用は電子と陽子の再結合の前よりもずっと低頻度になっていた。そのため、宇宙は現在と同じく低密度の電離した水素で満たされ、透明なままであった。
宇宙マイクロ波背景放射の全天観測を目的とした探査機 WMAP によって、背景放射の異方性の比較を行うことが可能となった。2003年に公開された初期の観測では、再電離は赤方偏移が 11 <z < 30 の間に起きたことが示唆された。この赤方偏移の範囲はクエーサーのスペクトルの研究に基づく結果とは明確な相違があった。しかしその後の WMAP の3年間の観測データを元にした結果では、再電離は z = 11 に始まり、z = 7 までに宇宙は電離されたという異なる結果が得られた。これはクエーサーの観測に基づく結果とよく一致する。
2018年のプランクによる観測に基づくと、再電離の瞬間の赤方偏移の値として z = 7.68 ± 0.79 が得られている。
宇宙の再電離の文脈では一般的に、パラメータとして「再電離の光学的深さ」である τ、もしくは再電離時の赤方偏移である zre が用いられる。これは再電離が瞬時に発生する事象であることを仮定したパラメータである。再電離は瞬時に発生するわけではないためこの仮定は物理的には正しくないが、zre は再電離の平均赤方偏移の推定を与えるものである。
活動銀河核 (AGN) の一種であるクエーサーは、質量をエネルギーに効率的に変換し、水素を電離するためのエネルギーを超える十分な光を放射するため、宇宙の再電離の有望なエネルギー源だと考えられていた。しかし、再電離より前の時期にどれだけのクエーサーが存在したのかは分かっていない。再電離の時期に存在しているクエーサーは非常に明るいものしか検出されないため、その時期に存在していた暗いクエーサーについては直接的な情報は得ることができない。しかし、近傍の宇宙にありより容易に観測されるクエーサーを観測し、再電離の間の光度関数(英語版) (光度の関数としてのクエーサーの個数) が現在のものと概ね同じであると仮定することで、宇宙初期のクエーサーの個体数を推定することができる。このような研究によると、電離を起こす背景放射が低光度の AGN に占められている場合に限りクエーサーの光度関数が十分な電離光子を供給できるとされ、クエーサーだけで銀河間物質を再電離できるほどの十分な数のクエーサーは存在しなかったことが示されている。