科學網—宇宙再電離

宇宙再電離Cosmic Reionization在宇宙大爆炸初期，物質處於一個高溫高密的等離子體狀態，隨著宇宙的膨脹而不斷冷卻。質子和電子複合成氫原子，幾乎完全中性的宇宙進入了相對平靜的「黑暗時期」（見本卷中陳學雷撰寫的關於「黑暗時期」的文章）。而在我們今天的宇宙中，星系際介質里的氣體是高度電離的。這之間，宇宙經歷了從中性到電離的一個非常重要的演化階段——再電離。宇宙再電離開始於第一代恆星形成並放出宇宙第一縷曙光的時候（大約在大爆炸後4億年），這些恆星和星系發出的高能光子中有一部分透出，使星系周圍比較稀薄的氣體電離。隨著星系的不斷形成，電離區逐漸擴大並相互連結。當電離區覆蓋整個宇宙中的星系際介質時，再電離完成。宇宙的再電離是星系形成與演化的關鍵階段，也是至今人類所認知的宇宙演化歷史中的一塊重要空白，因此近年來已成為宇宙學與天體物理學中的一個極活躍的研究方向。 現在人們對宇宙再電離的了解主要來自兩方面的觀測。再電離時期的自由電子散射微波背景輻射光子，可以將其溫度各向異性轉化成偏振。根據對宇宙微波背景輻射偏振的觀測，再電離發生的平均紅移在11左右（Dunkley et al. 2009）。可是微波背景的數據給出的是一個積分的限制，對再電離發生時間的限制是粗略的。另一方面，人們在高紅移類星體的光譜中看到了頻率高於Lyα端的完整吸收槽（Gunn-Peterson trough），從而估計氫的再電離在紅移6左右完成（Fan et al. 2006）。 除了氫的再電離外，氦也發生再電離。氦原子被電離一個電子的電離能為24.6eV, 與氫原子13.6eV的電離能比較接近，可能是同時完成的。氦電離兩個電子的電離能為54.4eV, 一般恆星產生的光子能量不足以使之電離，因此可能是較晚時期（紅移～3）由類星體發出的高能光子電離的。

圖1 再電離時期示意圖(S.G.Djorgovski 等製作)對宇宙再電離的研究，觀測上存在很大困難，理論上目前也有很多不確定性。由於再電離所處的紅移很高，而貢獻主要電離光子的電離源又是質量相對小、光度相對低的矮星系，我們至今未能對他們進行直接探測。 但由於中性氫對Lyα光子吸收的光學深度非常大，因此很難對中性度高於10^-２的區域做出任何限制。此外，高紅移的星系巡天正在尋找越來越遙遠的星系，並已找到紅移7至8的星系候選者。但由於這些星系都是高亮度星系，並不能代表大部分再電離時期的星系，因此它們對宇宙再電離的限制也很弱。影響再電離的許多天體物理過程目前也沒有解決，如第一代恆星和星系是如何形成的（參見本卷中嶽斌、陳學雷撰寫的相關問題），它們的質量是如何分布的，它們演化產生的金屬元素能否有效地分布到星際介質中，哪些天體貢獻了再電離的光子，每種電離源分別貢獻了多少等等。因此，再電離的具體情形，如宇宙的電離度是如何演化的，電離區是什麼形狀，它們又是如何分布的，早期恆星形成對下一代恆星形成會有怎樣的影響等等也是有待解決的問題。

圖2 James-Webb 空間望遠鏡(JWST)， NASA。下一步對宇宙再電離的觀測計劃主要集中在兩個方面。首先，我們當然希望能夠直接觀測再電離時期的星系，尤其是貢獻主要電離光子的矮星系，或者至少是其中比較亮的一些。未來的空間望遠鏡JWST（The James Webb Space Telescope）將在紅外波段擔負起這個重任。此外，目前國際上正在策劃建造30米級的光學望遠鏡，包括美國的TMT,GMT,歐洲的ELT等，這些望遠鏡將具有很強的集光能力，通過挑選適當的大氣透明窗口波段，將可以觀測宇宙早期的星系。中性氫的21cm譜線探測是對再電離時期各種中性結構的最直接而有效的觀測手段。21cm線是中性氫原子基態的超精細結構譜線，直接與宇宙中的中性氫相聯繫。一方面，由於21cm線的自發躍遷概率極小（平均每個氫原子需要約1000萬年才自發躍遷一次），在較大的中性度，甚至是完全中性的環境下都難以飽和，因此它非常適合於用來探測宇宙再電離時期的中性結構。另一方面，21cm線是一條確定頻率的譜線，在不同的射電波段觀測到的21cm譜線對應的是不同紅移處的信號，從而我們可以得到宇宙結構演化及星系際介質電離過程的三維信息。利用21cm譜線探測宇宙再電離主要有兩種方法。現在討論較多的是21cm層析（tomography)方法，也就是以宇宙微波背景輻射為背景源，觀測不同紅移處的星際介質對背景輻射的吸收或發射21cm光子所產生的信號。氫原子的21cm譜線有一個特徵溫度——自旋溫度，根據自旋溫度與宇宙微波背景輻射的亮溫度的相對高低，星際介質中的氫原子會發射或吸收21cm光子，使微波背景的亮溫度略有升高或降低，從而使宇宙微波背景的亮溫度產生一定幅度的漲落。氫原子的自旋溫度主要取決於氣體熱運動溫度和電離源的輻射譜及其強度，另一方面，21cm吸收或發射的強弱還與各個地方中性氫原子的多少有關，從而與各處的電離度、密度有關，因此探測微波背景輻射各個地方亮溫度的改變就反映了宇宙中該處星際介質的再電離狀況，密度分布，溫度信息和電離源的性質。第二種方法是「21cm森林」觀測。這種觀測是以非常高紅移（紅移6以上）的類星體或伽瑪射線爆的餘輝作為背景射電輻射源，探測視線方向上各種結構產生的21cm吸收線。不同紅移上的結構在類星體或伽瑪爆餘輝光譜上的不同頻率處產生吸收線，形成「森林」似的光譜結構。同樣地，21cm吸收線的強弱反映了吸收體的溫度、密度、電離度，以及電離源的輻射狀況。不同於21cm層析方法的是，21 cm森林信號更加敏感於星際介質的溫度，能夠更有效地提取宇宙溫度演化的信息。

圖3. 21CMA 陣列今天世界上已建造的或是正在建造中的大型射電天線陣中，以宇宙再電離的21cm探測為主要科學目標的有：21CMA（21 Centimeter Array），GMRT（Giant Meterwave Radio Telescope），MWA（Murchison Wide-Field Array），LOFAR（Low Frequency Array）和PAPER（Precision Array to Probe Epoch of Reionization）。這些射電天線陣都將可以用來對再電離時期的宇宙進行21cm層析觀測和21cm森林觀測。其中21CMA是我國用於「宇宙第一縷曙光探測」的大型低頻射電望遠鏡陣列，已於2006年在新疆天山深處落成，成為世界上最早投入觀測運行的21cm探測陣列，目前處於收集數據及數據處理階段。此外還有處於儀器設計階段的SKA （Square Kilometer Array），這是未來更為強大的低頻射電天線陣，它不僅可以進行前兩種觀測，還將最終實現21cm的成像觀測。但是，宇宙再電離的21cm信號非常弱。再電離時期的21cm譜線紅移到今天都到了米波波段，在如此低頻的波段，銀河系的射電輻射要比我們所要探測的21cm信號高5個數量級！此外還有銀河系外的射電源（如河外星系的射電輻射），地球上電視、廣播、手機等通信干擾，以及地球大氣的電離層干擾。為了從一堆雜訊中提取微弱的信號，我們必須首先對這些雜訊的特徵了解得一清二楚。目前最有效的方法是對銀河系前景作模型擬合，認證出儘可能完備的河外射電點源，並利用不同成分的輻射譜的平滑性扣除包括地球電離層干擾、人為射電信號干擾以及偏振源在內的所有前景雜訊，留下源於再電離時期的21cm擾動信號。為了觀測宇宙深處暗弱的21cm信號需要巨大的有效接受面積以提高靈敏度， 因此，用於觀測21cm信號的天線陣都十分龐大，對大量數據的相關運算、儀器的實時校準等也都提出了相當高的要求，不過現代數字電子技術也在飛快發展，因此有望解決這些數據處理問題。除此以外，對於21cm森林探測，它需要首先找到非常高紅移的射電源（類星體或伽瑪爆的餘輝），這本身就是對現代觀測技術的一個挑戰。

在理論上，宇宙再電離的研究已遠遠走在了觀測的前面。人們建立了各種宇宙再電離的模型。對於再電離是首先發生在高密度區還是低密度區，典型電離區的大小等都曾有過不同的看法。目前較流行的模型，是Furlanetto等人在借鑒了輻射轉移數值模擬結果的基礎上提出的「泡泡模型」（bubble model)。根據這一模型，在宇宙平均密度較大的區域，形成了較多的恆星和星系，這些星系產生的電離光子在高密度區形成較大的共同電離區（星系團尺度）。這些電離區最後互相連接而完成再電離。不過，這個模型比較適合再電離開始時期，當電離區密度較高時就難以使用了，而且目前此模型與數值模擬在定量結果上也有一些差異。基於這些模型，我們可以建立模型中的物理參數與可觀測量之間的聯繫，利用未來的觀測數據對模型做出限制，從而去理解宇宙的再電離。但是，宇宙再電離是一個相當複雜的物理過程，其中涉及到恆星及星系的形成，它們對周圍介質及下一代恆星形成的各種反饋過程，以及輻射轉移過程。這些複雜的過程難以用解析的形式都描述出來並整合進一個模型之中。因此，宇宙再電離的研究需要求助於數值模擬的方法，以求更真實地描述宇宙再電離的過程。數值模擬必須具有足夠大的體積以包含足夠多的電離區，從而合理的描述他們的統計性質與環境因素。同時，由於小尺度上的諸多反饋過程與輻射轉移對再電離有著非常重要的影響，所以，宇宙再電離的數值模擬需要跨越10個數量級以上的動態範圍。再考慮到結合了輻射轉移的數值模擬非常複雜，這導致的一個直接結果就是非常龐大的計算量。這對計算機的運算能力和存儲能力都是一個極大的挑戰。在計算機技術不斷進步的同時，科學家們也在研究新型的演算法，再電離的數值模擬正在取得飛速的進展［4］。當然，理論的研究最終還要與觀測相結合。一方面，我們需要從理論上更真實地描述宇宙再電離的過程，努力建立物理過程與可觀測量之間的聯繫；另一方面，我們期待著未來的觀測技術會越來越成熟，為我們從觀測上限制物理參量進而從根本上理解宇宙再電離的過程打下良好的基礎。參 考 文 獻[1] Dunkley J et al., Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Likelihoods and Parameters from the WMAP data[J]. Astrophysical Journal Supplements, 2009, 180: 306-329.[2] Fan X, Carilli C, Keating B. Observational Constraints on Cosmic Reionization[J]. Annual Review of Astronomy &Aastrophysic, 2006, 44, 415-462.[3] Furlanetto S R, Zaldarriaga M, Hernquist L. The Growth of H II Regions During Reionization[J]. Astrophysical Journal, 2004, 613, 1-15.[4] Trac H, Cen R, Loeb A. Imprint of Inhomogeneous Hydrogen Reionization on the Temperature Distribution of the Intergalactic Medium[J]. Astrophysical Journal, 2008, 689, L81-L84.[5] Iliev I T, Mellema G, Pen UL, Merz H, Shapiro PR, Alvarez MA, Simulating Cosmic Reionization at Large Scales I: the Geometry of Reionization, Mon.Not.Roy.Astron.Soc.369:1625-1638,2006[6] Xu Y, Chen X, Fan Z, Trac H, Cen R, The 21 cm Forest as a Probe of the Reionization and the Temperature of the Intergalactic Medium, Astrophysical Journal 704, 1396-1404(2009)[7] Furlanetto S R et al., Astrophysics from the Highly-Redshifted 21 cm Line, science white paper submitted to the US Astro2010 Decadal Survey "Galaxies across Cosmic Time" Science Frontier Panel, arxiv:0902.3011[8] Furlanetto S R, Oh S P, Briggs F, Cosmology at Low Frequencies: The 21 cm Transition and the High-Redshift Universe, Physics Report 433 (2006) 181-301撰稿人： 陳學雷、徐怡冬中國科學院國家天文台、北京大學天文系 本文引用地址：http://blog.sciencenet.cn/blog-3061-281603.html 此文來自科學網陳學雷博客，轉載請註明出處。 上一篇：暗物質探測的新結果下一篇：在Physical Review Letter上發文章的韋小寶
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