再電離

再電離を研究する手段の一つとして、遠方のクエーサーのスペクトルを利用する方法がある。クエーサーは宇宙で最も明るい天体の一つであり、膨大な量のエネルギーを放出する。そのため、再電離の時代まで遡って観測可能なクエーサーも存在する。また、クエーサーは、空における位置や地球からの距離に関わらず、比較的均一なスペクトル特性を持つ。したがって、クエーサーのスペクトルに大きな違いがあるとすれば、それはクエーサーの放射光が視線上の原子と相互作用することによって生じると推測できる。水素のライマン遷移のエネルギーの波長では、散乱断面積が大きいため、銀河間物質（IGM）中の水素中性物質の量が少ない場合でも、これらの波長での吸収は非常に起こりやすい。

宇宙の近傍にある天体の場合、スペクトル吸収線は非常にシャープです。これは、原子遷移を引き起こすのにちょうど良いエネルギーを持つ光子だけがその遷移を引き起こすことができるためです。しかし、クエーサーとそれを検出する望遠鏡との間の距離が非常に大きいため、宇宙の膨張によって光は顕著な赤方偏移を起こします。つまり、クエーサーからの光がIGMを通過して赤方偏移すると、ライマンアルファ波長より短かった波長が引き伸ばされ、ある時点でライマンアルファ遷移に必要な波長とちょうど等しくなります。つまり、中性水素の広範囲に広がった領域を通過したクエーサーの光は、シャープなスペクトル吸収線を示す代わりに、ガン・ピーターソンの谷を示すことになります。^{[ 5 ]}

特定のクエーサーの赤方偏移は、再電離に関する時間的情報を提供する。天体の赤方偏移は、その天体が光を放出した時間に対応するため、再電離がいつ終了したかを決定することができる。ある一定の赤方偏移より小さい（空間的にも時間的にも近い）クエーサーはガン・ピーターソン・トラフを示さない（ただし、ライマンαフォレストを示す可能性がある）が、再電離前に光を放出したクエーサーはガン・ピーターソン・トラフを示す。2001年、スローン・デジタル・スカイ・サーベイにより、 z  =  5.82からz  = 6.28までの赤方偏移を持つ4つのクエーサーが検出された。z = 6 より大きいクエーサーはガン・ピーターソン・トラフを示し、IGMが少なくとも部分的に中性であったことを示しているが、それより小さいクエーサーは示さず、水素が電離していたことを意味する。再電離は比較的短い時間スケールで起こると予想されるため、この結果は、宇宙がz = 6で再電離の終わりに近づいていたことを示唆している。 ^{[ 6 ]}これは、z > 10 では宇宙がまだほぼ完全に中性であったことを示唆している。一方、ライマンアルファとライマンベータの森で z < 5.5 まで続く長い吸収トラフは、再電離がz = 6より後まで続く可能性があることを示唆している。^{[ 7 ] [ 8 ]}          

宇宙マイクロ波背景放射の異なる角度スケールでの異方性も再電離の研究に利用できます。自由電子が存在すると光子は散乱を受け、この過程はトムソン散乱として知られています。しかし、宇宙が膨張するにつれて自由電子の密度は減少し、散乱はより頻繁には起こりません。再電離中および再電離後、電子密度を十分に低下させるほどの大きな膨張が起こる前の期間、CMBを構成する光は観測可能なトムソン散乱を受けます。この散乱はCMB異方性マップに痕跡を残し、二次異方性（再結合後に導入される異方性）を導入します。^{[ 9 ]}全体的な効果は、より小さなスケールで発生する異方性を消去することです。小さなスケールでの異方性は消去されますが、再電離によって偏光異方性が実際に導入されます。 ^{[ 10 ]}観測されたCMB異方性を調べ、再電離が起こらなかった場合にどうなるかと比較することで、再電離時の電子柱密度を決定できます。これにより、再電離が起こったときの宇宙の年齢を計算できます。

ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ（WMAP）によって、その比較が可能になった。2003年に発表された最初の観測では、再電離は30 > z > 11で起こったと示唆された。 ^{[ 11 ]}この赤方偏移範囲は、クエーサースペクトルの研究結果とは明らかに矛盾していた。しかし、3年間のWMAPデータは異なる結果をもたらし、再電離はz = 11で始まり、宇宙はz = 7までに電離した。 ^{[ 12 ]}これはクエーサーデータと非常によく一致している。       

プランクミッションによる2018年の結果では、瞬間的な再電離赤方偏移はz = 7.68 ± 0.79である。^{[ 13 ]}

ここでよく引用されるパラメータは、τ、すなわち「再電離までの光学的深さ」、あるいは再電離が瞬間的な出来事であったと仮定した場合の再電離の赤方偏移z _reである。再電離は瞬間的ではなかった可能性が非常に高いため、これは物理的に妥当ではないかもしれないが、z _reは再電離の平均赤方偏移の推定値を提供する。

銀河からのライマンアルファ光は、再電離の研究に補完的なツールセットを提供する。ライマンアルファ線は中性水素のn=2からn=1への遷移であり、若い星を持つ銀河によって大量に生成される可能性がある。^{[ 14 ]}さらに、ライマンアルファ光子は共鳴散乱によって銀河間ガス中の中性水素と強く相互作用し、基底状態（n=1）の中性原子がライマンアルファ光子を吸収し、ほぼ瞬時にランダムな方向に再放出する。これにより、中性ガスに埋め込まれた銀河からのライマンアルファ放射が隠される。^{[ 15 ]}したがって、ライマンアルファ光によって銀河を探す実験は、周囲のガスの電離状態を示すことができる。検出可能なライマンアルファ放射を持つ銀河の平均密度は、周囲のガスが電離されている必要があることを意味し、検出可能なライマンアルファ源がない場合は、中性領域を示している可能性がある。密接に関連する実験では、他の方法（主にライマンブレーク銀河探索）で特定された銀河のサンプルにおけるライマンアルファ線の強度を測定します。^{[ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]}

この方法の最初の適用は2004年で、クエーサーのスペクトルによって示される後期中性ガスとCMBの結果によって示唆される初期の再電離との間の矛盾が強かった。赤方偏移z=6.5のライマンα銀河の検出は、銀河間ガスがクエーサーのスペクトルが示唆するよりも早い時期にすでに主に電離していたことを示した^{[ 19 ]}。この方法のその後の適用では、z=6.5の時点でもいくらかの残存中性ガスが示唆されたが[20 ^{] [ 21 ] [ 22 ] 、}それでも銀河間ガスの大部分はz=7より前に電離していたことを示している^{[ 23 ] 。}

ライマンアルファ放射は、再電離をさらに調査するために他の方法でも使用できます。理論では、再電離は不均一であったと示唆されており、これは、再電離の中期段階でライマンアルファ選択されたサンプルのクラスターが強く強化されることを意味します。^{[ 24 ]}さらに、ライマンアルファ放出体のグループを特定することにより、特定の電離領域を特定できます。^{[ 25 ] [ 26 ]}

クエーサーのデータはCMB異方性データとほぼ一致しているものの、特に再電離のエネルギー源や、再電離中の構造形成への影響​​や役割に関して、まだ多くの疑問が残っている。水素の21cm線は、この時期や再電離に先行する「暗黒時代」を研究する手段となる可能性がある。21cm線は、電子と陽子のスピン三重項状態とスピン一重項状態のエネルギー差により、中性水素で発生する。この遷移は禁制であり、極めてまれにしか起こらない。また、この遷移は温度に大きく依存するため、「暗黒時代」に天体が形成され、周囲の中性水素に吸収されて再放出されるライマンアルファ光子を放出すると、ウートハイゼン・フィールド結合によってその水素に21cm線信号が生成される。^{[ 27 ] [ 28 ]} 21cm線の放射を研究することで、初期に形成された構造についてより詳しく知ることができる。地球再電離期のシグナルを検出する実験(EDGES)の観測結果は、この時代の信号を示唆しているが、確認するには追跡観測が必要となる。^{[ 29 ]}地球再電離期を探査するための精密アレイ(PAPER)、低周波アレイ(LOFAR)、マーチソン広視野アレイ(MWA)、巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)、銀河間物質スピン温度マッピング装置 (MIST)、暗黒時代電波探査機(DARE) ミッション、暗黒時代を検出する大型開口実験(LEDA)など、他のいくつかのプロジェクトも近い将来この分野で進展することを期待している。

矮小銀河は現在、再電離期における電離光子の主要な発生源であると考えられている。^{[ 33 ] [ 34 ]}ほとんどのシナリオでは、これは、しばしばαで表されるUV銀河光度関数の対数勾配が、現在よりも急勾配で、α = -2に近づく必要がある。^{[ 33 ]}ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の登場により、再電離期におけるUV光度関数の制約が一般的になり、^{[ 35 ] [ 36 ]}暗く質量の小さい銀河の集団に対する制約がより良くなった。

2014年に、2つの独立した研究により、2つのグリーンピース銀河（GP）がライマン連続光（LyC）を放出している可能性が高い候補として特定されました。^{[ 37 ] [ 38 ]} GPのようなコンパクトな矮小星形成銀河は、高赤方偏移のライマンアルファおよびLyC放射体（それぞれLAEおよびLCE）の優れた低赤方偏移アナログと考えられています。^{[ 39 ]}当時、他に知られているLCEはHaro 11とTololo-1247-232の2つだけでした。^{[ 37 ] [ 38 ] [ 40 ]}そのため、局所的なLyC放射体を見つけることは、初期宇宙と再電離の時代に関する理論にとって非常に重要になっています。^{[ 37 ] [ 38 ]}

その後、ハッブル宇宙望遠鏡を用いた一連の調査が実施された。宇宙起源分光器 ( HST /COS) を使用して LyC を直接測定する。^{[ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}これらの取り組みは、矮小銀河からの LyC の直接測定数をほぼ 3 倍にした大規模なHST /COS プログラムである低赤方偏移ライマン連続体サーベイ^{[ 47 ]}で最高潮に達した。現在までに、少なくとも 50 個の LCE がHST /COSを使用して確認されており^{[ 47 ]}、LyC 脱出率は 0 % から 88% まで様々である。低赤方偏移ライマン連続体サーベイの結果は、再電離期の LCE を特定して理解するために必要な経験的基盤を提供した。^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]} JWSTによる新たな観測により、LCE の集団は宇宙論的赤方偏移 6 を超える領域で研究されるようになり、宇宙再電離の起源を初めて詳細かつ直接的に評価することが可能になった。^{[ 51 ]}これらの大規模な銀河サンプルと紫外線光度関数に対する新たな制約を組み合わせると、矮小銀河が再電離に圧倒的に寄与していることが示される。^{[ 52 ]}

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変換する効率が非常に高く、水素を電離させる閾値を超える光を大量に放出するため、有力な候補源と考えられてきました。しかし、再電離以前にどれだけのクエーサーが存在していたかは不明です。再電離時に存在したクエーサーのうち最も明るいものしか検出できないため、存在した暗いクエーサーについては直接的な情報がありません。しかし、近傍宇宙でより容易に観測できるクエーサーを調べ、再電離時の光度関数（光度に対するクエーサーの数）が現在とほぼ同じであると仮定すれば、それ以前の時代のクエーサーの数を推定することが可能です。このような研究では、クエーサーはIGMを単独で再電離するのに十分な数存在しないことがわかっています^{[ 31 ] [ 53 ]。}「電離背景が低光度AGNによって支配されている場合にのみ、クエーサーの光度関数は十分な電離光子を提供できる」と述べられています^{[ 54 ] 。}

種族 III 星は最も初期の星で、水素やヘリウムよりも重い元素を持っていませんでした。ビッグバンの元素合成では、水素とヘリウム以外に形成された元素は微量のリチウムだけでした。しかし、クエーサーのスペクトルは、初期の時代に銀河間物質に重元素が存在していたことを明らかにしています。超新星爆発はそのような重元素を生成するため、超新星を形成する高温で大きな種族 III 星は、再電離の可能性のあるメカニズムです。直接観測されてはいませんが、数値シミュレーション^{[ 55 ]と現在の観測[ 56 ]}を使用したモデルによると、それらは一致しています。重力レンズ銀河も、種族 III 星の間接的な証拠を提供します。^{[ 57 ]}種族 III 星を直接観測していなくても、それらは説得力のある情報源です。これらは、より多くの電離光子を放出するため、種族II星よりも効率的かつ効果的な電離器であり、^{[ 58 ]}妥当な初期質量関数を持ついくつかの再電離モデルでは、それ自体で水素を再電離することができます。^{[ 59 ]}その結果、種族III星は現在、宇宙の再電離を開始するための最も可能性の高いエネルギー源と考えられていますが、^{[ 60 ]}他のエネルギー源が引き継いで再電離を完了させた可能性が高いです。

2015 年 6 月、天文学者たちはz = 6.60のCosmos Redshift 7銀河に種族 III 星が存在する証拠があると報告した。このような星は宇宙のごく初期 (つまり、高赤方偏移) に存在していた可能性が高く、後に惑星や生命が形成されるために必要な水素より重い化学元素の生成を開始した可能性がある。^{[ 61 ] [ 62 ]}