Kuidas ultraviolettvalgus esimestest tähtedest ja galaktikatest ioniseeris vesiniku uuesti, muutes Universumi läbipaistvaks
Kosmilises ajaloos tähistab reionisatsioon Pimedate aegade lõppu – perioodi pärast rekombinatsiooni, mil Universum oli täidetud neutraalsete vesinikuaatomitega ja eredate allikate (tähtede, galaktikate) puudumisega. Kui esimesed tähed, galaktikad ja kvasaarsed hakkasid särama, ioniseerisid nende kõrge energiaga (peamiselt ultraviolettkiirgus) footonid ümbritseva vesiniku gaasipilve, muutes neutraalse intergalaktilise keskkonna (IGM) tugevalt ioniseeritud plasmaks. Seda nähtust, mida nimetatakse kosmiliseks reionisatsiooniks, muutis oluliselt Universumi suurtel skaala läbipaistvust ja valmistas ette stseeni meie tuttavale, valgusega täidetud Universumile.
Selles artiklis käsitleme:
- Neutraalne Universum pärast rekombinatsiooni
- Esimene valgus: III populatsiooni tähed, varased galaktikad ja kvasaarsed
- Ionisatsiooni protsess ja mullide teke
- Aja kulg ja vaatlustõendid
- Vastamata küsimused ja praegused uuringud
- Reionisatsiooni tähtsus tänapäeva kosmoloogias
2. Neutraalne Universum pärast rekombinatsiooni
2.1 Pimedad ajad
Umbes alates 380 000 aastast pärast Suurt Pauku (kui toimus rekombinatsioon) kuni esimeste valgusallikate tekkimiseni (umbes 100–200 mln aastat hiljem) oli Universum suuresti neutraalne, koosnedes Suure Paugu tuumade sünnist jäänud vesinikust ja heeliumist. Seda perioodi nimetatakse Pimedateks aegadeks, sest tähtede või galaktikate puudumisel polnud olulisi uusi valgusallikaid peale jahtuva kosmilise mikrolaine tausta (KMF).
2.2 Neutraalse vesiniku domineerimine
Pimedate Aegade ajal oli galaktikaväline keskkond (IGM) peaaegu täielikult neutraalne vesinik (H I), mis neelas hästi ultraviolettkiirgust. Kui aine hakkas kogunema tumeda aine halodesse ja iidsetest gaasipilvedest said esimesed III populatsiooni tähed. Nende rikkalik kiirgus muutis hiljem oluliselt IGM olekut.
3. Esimene valgus: III populatsiooni tähed, varased galaktikad ja kvasarid
3.1 III populatsiooni tähed
Teoreetiliselt eeldatakse, et esimesed tähed – III populatsiooni tähed – ei sisaldanud metalle (koosnesid peamiselt vesinikust ja heeliumist) ning olid tõenäoliselt väga massiivsed, võib-olla isegi kümnete või sadade Päikese massidega. Need tähistasid Pimedate Aegade lõppu, mida sageli nimetatakse Kosmose koidikuks. Need tähed kiirgasid rikkalikult ultraviolettkiirgust (UV), mis suutis ioniseerida vesinikku.
3.2 Varased galaktikad
Struktuuride hierarhilise tekkimise käigus ühinesid väikesed tumeda aine halod, moodustades suuremaid, millest tekkisid esimesed galaktikad. Nendes tekkisid II populatsiooni tähed, mis suurendasid veelgi UV footonite voogu. Aja jooksul said need galaktikad – mitte ainult III populatsiooni tähed – peamiseks ioniseeriva kiirguse allikaks.
3.3 Kvasarid ja AGN
Kõrge punase nihkega kvasaari (aktiivsed galaktikatuumad, mida toidavad supermassiivsed mustad augud) aitasid samuti kaasa rejonisatsioonile, eriti heeliumi (He II) osas. Kuigi nende mõju vesiniku rejonisatsioonile on endiselt vaidluse all, arvatakse, et kvasaaride tähtsus kasvas eriti hilisematel perioodidel, näiteks heeliumi rejoniseerimisel ligikaudu z ~ 3.
4. Ionisatsiooni protsess ja mullid
4.1 Kohalikud ionisatsiooni mullid
Iga uue tähe või galaktika hakkamisel kiirgama kõrge energiaga footoneid, levisid need footonid väljapoole, ioniseerides ümbritsevat vesinikku. Nii tekkisid isoleeritud „mullid“ (või H II piirkonnad) ioniseeritud vesiniku ümber allikate. Alguses olid need mullid üksikud ja üsna väikesed.
4.2 Mullide omavaheline mõju
Uute allikate arvu ja nende heleduse suurenedes laienesid need ioniseeritud mullid ja ühinesid. Kunagi neutraalne IGM muutus esmalt neutraalse ja ioniseeritud keskkonna laikudeks. Kui rejonisatsiooni ajastu lähenes lõpule, ühinesid H II piirkonnad ja enamik universumi vesinikust oli ioniseeritud (H II), mitte neutraalne (H I).
4.3 Rejonisatsiooni ajaskaala
Arvatakse, et rejonisatsioon kestis mitu sada miljonit aastat, hõlmates punaseid nihkeid ligikaudu z ~ 10 kuni z ~ 6. Kuigi täpsed kuupäevad on endiselt uurimise all, oli suurem osa IGM-st juba ioniseeritud ligikaudu z ≈ 5–6 juures.
5. Aja kulg ja vaatluslikud tõendid
5.1 Gunn–Petersoni efekt
Oluline rejonisatsiooni näitaja on nn Gunn–Petersoni test, mis uurib kaugete kvasaarside spektrit. Neutraalne vesinik IGM-is neelab hästi footoneid teatud lainetel (eriti Lyman-α joonel), mistõttu kvasaari spektris tekib neeldumispiirkond. Vaatlused näitavad, et z > 6 juures muutub Gunn–Petersoni efekt tugevaks, näidates oluliselt suuremat neutraalse vesiniku osakaalu ja rõhutades rejonisatsiooni lõppu [1].
5.2 Kosmiline mikrolaine taust (KMF) ja polarisatsioon
KMF mõõtmised annavad samuti vihjeid. Vabad elektronid ioniseeritud keskkonnast hajutavad KMF footoneid, jättes suurte nurkade skaala polarisatsiooni jälje. Andmed WMAP ja Planck andsid piirangud keskmisele rejonisatsiooni ajale ja kestusele [2]. Optilise paksuse τ (hajutamise tõenäosuse) mõõtmisega saavad kosmoloogid määrata, millal suurem osa universumi vesinikust muutus ioniseerituks.
5.3 Lyman-α kiired
Galaktikate, mis eraldavad tugevat Lyman-α joont, vaatlus (nn Lyman-α kiired) annab samuti teavet rejonisatsiooni kohta. Neutraalne vesinik neelab kergesti Lyman-α footoneid, seega nende galaktikate avastamine kõrgete punanihete juures näitab, kui läbipaistev oli IGM.
6. Vastamata küsimused ja praegused uuringud
6.1 Erinevate allikate panuse suhe
Üks põhilisi küsimusi on erinevate ioniseerivate allikate panuse suhe. Kuigi on selge, et varasemad galaktikad (tänu neis tekkinud massiivsetele tähtedele) olid olulised, on endiselt arutelu selle üle, kui palju panustasid III populatsiooni tähed, tavalised tähtedega galaktikad ja kvasaarsed rejonisatsiooni.
6.2 Hämarad galaktikad
Viimased andmed viitavad, et märkimisväärse osa ioniseerivatest footonitest võis anda nõrgad, raskesti jälgitavad galaktikad, mida on keeruline avastada. Nende roll võis olla otsustav rejonisatsiooni lõpus.
6.3 21 cm kosmoloogia
Vaatlused 21 cm vesiniku joonele avavad võimaluse otseseks rejonisatsiooni epohhi uurimiseks. Sellised katsed nagu LOFAR, MWA, HERA ja tulevane Square Kilometre Array (SKA) püüavad kaardistada neutraalse vesiniku jaotust, näidates, kuidas ioniseeritud mullid rejonisatsiooni ajal muutusid [3].
7. Rejonisatsiooni tähtsus tänapäeva kosmoloogias
7.1 Galaktikate moodustumine ja areng
Rejonisatsioon toimis nagu aine kokkutõmbumine struktuuridesse. Kui IGM muutus ioniseerituks, raskendas kõrgem temperatuur gaaside kokkukukkumist väikestesse halodesse. Seetõttu on galaktikate hierarhilise arengu mõistmiseks vajalik hinnata rejonisatsiooni mõju.
7.2 Tagasis ryšys
Reionisatsioon ei ole ühesuunaline: gaasi ionisatsioon ja kuumenemine takistavad hilisemat tähtede moodustumist. Kuumem, ioniseeritud keskkond laguneb halvemini, seega võib fotoionisatsiooni tagasiside pärssida väikseimate halo tähtede moodustumist.
7.3 Astrofüüsika ja osakestefüüsika mudelite kontrollimine
Võrreldes reionisatsiooni andmeid teoreetiliste mudelitega, saavad teadlased kontrollida:
- Esimeste tähtede (III populatsiooni) ja varajaste galaktikate omadusi.
- Pimedat ainet ja selle peenstruktuuri.
- Kosmoloogiliste mudelite (nt ΛCDM) täpsust, võimalikke parandusi või alternatiivseid teooriaid.
8. Kokkuvõte
Reionisatsioon täiendab universumi ajalugu – neutraalsest, pimedast algolekust valgusega täidetud, ioniseeritud galaktikavälise keskkonnani. Seda protsessi ajendasid esimesed tähed ja galaktikad, kelle ultraviolettvalgus järk-järgult ioniseeris vesinikku kogu kosmoses (vahemikus z ≈ 10 kuni z ≈ 6). Vaatlused – alates kvasaari spektritest, Lyman-α joonist, KMF polarisatsioonist kuni viimaste 21 cm joone vaatlusteni – taastavad seda ajajärku üha täpsemalt.
Siiski jääb palju olulisi küsimusi: Kes olid peamised reionisatsiooni allikad? Kuidas täpselt arenesid ja milline oli ioniseeritud piirkondade struktuur? Kuidas mõjutas reionisatsioon edasist galaktikate moodustumist? Uued ja tulevased uuringud lubavad pakkuda sügavamat arusaama, tuues esile, kuidas astrofüüsika ja kosmoloogia põimusid, et luua üks universumi suurimaid varajaseid muutusi.
Viited ja täiendav lugemine
- Gunn, J. E., & Peterson, B. A. (1965). “On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space.” The Astrophysical Journal, 142, 1633–1641.
- Planck Collaboration. (2016). “Planck 2016 Intermediate Results. XLVII. Planck Constraints on Reionization History.” Astronomy & Astrophysics, 596, A108.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “Cosmology at Low Frequencies: The 21 cm Transition and the High-Redshift Universe.” Physics Reports, 433, 181–301.
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe.” Physics Reports, 349, 125–238.
- Fan, X., Carilli, C. L., & Keating, B. (2006). “Observational Constraints on Cosmic Reionization.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
Tuginedes neilemtam tähelepanekutele ja teoreetilistele mudelitele, näeme reionisatsiooni kui erakordset sündmust, mis lõpetas Pimedad ajastud ja avas tee muljetavaldavatele kosmilistele struktuuridele, mis on nähtavad öises taevas, pakkudes samal ajal hindamatut võimalust uurida universumi varajasi valguse hetki.