Reionização - Reionization

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Nos campos da teoria e cosmologia do Big Bang , a reionização é o processo que causou a reionização da matéria no universo após o lapso da " idade das trevas ".

A reionização é a segunda das duas principais transições de fase do gás no universo (a primeira é a recombinação ). Embora a maior parte da matéria bariônica no universo esteja na forma de hidrogênio e hélio , a reionização geralmente se refere estritamente à reionização do hidrogênio , o elemento.

Acredita-se que o hélio primordial também passou pela mesma fase de mudanças de reionização, mas em momentos diferentes da história do universo. Isso geralmente é conhecido como reionização de hélio .

Fundo

Linha do tempo esquemática do universo, representando o lugar da reionização na história cósmica.

A primeira mudança de fase do hidrogênio no universo foi a recombinação , que ocorreu em um redshift z  = 1089 (379.000 anos após o Big Bang), devido ao resfriamento do universo até o ponto em que a taxa de recombinação de elétrons e prótons para se formar o hidrogênio neutro foi superior à taxa de reionização . O universo era opaco antes da recombinação, devido ao espalhamento de fótons (de todos os comprimentos de onda) de elétrons livres (e, em uma extensão significativamente menor, prótons livres), mas tornou-se cada vez mais transparente à medida que mais elétrons e prótons se combinavam para formar hidrogênio neutro átomos. Enquanto os elétrons do hidrogênio neutro podem absorver fótons de alguns comprimentos de onda elevando-se a um estado excitado , um universo cheio de hidrogênio neutro será relativamente opaco apenas nos comprimentos de onda absorvidos, mas transparente na maior parte do espectro. A Idade das Trevas do universo começa nesse ponto, porque não havia fontes de luz além da radiação cósmica de fundo que se deslocava gradualmente para o vermelho.

A segunda mudança de fase ocorreu quando os objetos começaram a se condensar no início do universo que eram energéticos o suficiente para reionizar o hidrogênio neutro. À medida que esses objetos se formavam e irradiavam energia, o universo deixou de ser composto de átomos neutros para voltar a ser um plasma ionizado . Isso ocorreu entre 150 milhões e um bilhão de anos após o Big Bang (em um desvio para o vermelho 6 <  z  <20). Naquela época, entretanto, a matéria havia sido difundida pela expansão do universo, e as interações de espalhamento de fótons e elétrons eram muito menos frequentes do que antes da recombinação elétron-próton. Assim, o universo estava cheio de hidrogênio ionizado de baixa densidade e permaneceu transparente, como é o caso hoje.

Métodos de detecção

Olhar para trás na história do universo apresenta alguns desafios de observação. Existem, no entanto, alguns métodos observacionais para estudar a reionização.

Quasares e o vale de Gunn-Peterson

Um meio de estudar a reionização usa os espectros de quasares distantes . Os quasares liberam uma quantidade extraordinária de energia; na verdade, estão entre os objetos mais brilhantes do universo. Como resultado, alguns quasares são detectáveis ​​desde a época da reionização. Acontece que os quasares também têm características espectrais relativamente uniformes, independentemente de sua posição no céu ou da distância da Terra . Assim, pode-se inferir que quaisquer diferenças importantes entre os espectros de quasares serão causadas pela interação de sua emissão com átomos ao longo da linha de visão. Para comprimentos de onda de luz nas energias de uma das transições Lyman do hidrogênio, a seção transversal de espalhamento é grande, o que significa que mesmo para baixos níveis de hidrogênio neutro no meio intergalático (IGM), a absorção nesses comprimentos de onda é altamente provável.

Para objetos próximos no universo, as linhas de absorção espectral são muito nítidas, pois apenas fótons com energias suficientes para causar uma transição atômica podem causar essa transição. No entanto, as distâncias entre os quasares e os telescópios que os detectam são grandes, o que significa que a expansão do universo faz com que a luz sofra um desvio para o vermelho perceptível. Isso significa que, conforme a luz do quasar viaja através do IGM e é desviada para o vermelho, os comprimentos de onda que estavam abaixo do limite de Lyman Alpha são aumentados e, na verdade, começam a preencher a banda de absorção de Lyman. Isso significa que, em vez de mostrar linhas de absorção espectrais nítidas, a luz de um quasar que viajou por uma grande região espalhada de hidrogênio neutro mostrará um vale de Gunn-Peterson .

O redshifting para um quasar específico fornece informações temporais (de tempo) sobre a reionização. Como o desvio para o vermelho de um objeto corresponde ao momento em que ele emitiu a luz, é possível determinar quando terminou a reionização. Os quasares abaixo de um certo desvio para o vermelho (mais perto no espaço e no tempo) não mostram o vale de Gunn-Peterson (embora possam mostrar a floresta Lyman-alfa ), enquanto os quasares que emitem luz antes da reionização apresentarão um vale de Gunn-Peterson. Em 2001, quatro quasares foram detectados (pelo Sloan Digital Sky Survey ) com redshifts variando de z  = 5,82 a z  = 6,28. Enquanto os quasares acima de z  = 6 mostraram um vale de Gunn-Peterson, indicando que o IGM ainda era pelo menos parcialmente neutro, os abaixo não o fizeram, significando que o hidrogênio foi ionizado. Como a reionização deve ocorrer em escalas de tempo relativamente curtas, os resultados sugerem que o universo estava se aproximando do fim da reionização em z  = 6. Isso, por sua vez, sugere que o universo ainda deve ter sido quase totalmente neutro em z  > 10.

Anisotropia e polarização CMB

A anisotropia da radiação cósmica de fundo em diferentes escalas angulares também pode ser usada para estudar a reionização. Os fótons sofrem espalhamento quando há elétrons livres presentes, em um processo conhecido como espalhamento de Thomson . No entanto, à medida que o universo se expande, a densidade dos elétrons livres diminuirá e o espalhamento ocorrerá com menos frequência. No período durante e após a reionização, mas antes que uma expansão significativa tenha ocorrido para reduzir suficientemente a densidade de elétrons, a luz que compõe o CMB experimentará um espalhamento de Thomson observável. Este espalhamento deixará sua marca no mapa de anisotropia CMB , introduzindo anisotropias secundárias (anisotropias introduzidas após a recombinação). O efeito geral é apagar anisotropias que ocorrem em escalas menores. Enquanto as anisotropias em pequenas escalas são apagadas, as anisotropias de polarização são realmente introduzidas por causa da reionização. Observando as anisotropias CMB observadas e comparando com o que seriam se a reionização não tivesse ocorrido, a densidade da coluna de elétrons no momento da reionização pode ser determinada. Com isso, a idade do universo quando a reionização ocorreu pode então ser calculada.

A Sonda de Anisotropia de Microondas Wilkinson permitiu que essa comparação fosse feita. As observações iniciais, divulgadas em 2003, sugeriram que a reionização ocorreu a partir de 11 < z  <30. Esta faixa de redshift estava em claro desacordo com os resultados do estudo de espectros de quasares. No entanto, os dados do WMAP de três anos retornaram um resultado diferente, com a reionização começando em z  = 11 e o universo ionizado por z  = 7. Isso está em muito melhor acordo com os dados do quasar.

Os resultados da missão Planck em 2018 produzem um redshift de reionização instantâneo de z = 7,68 ± 0,79.

O parâmetro normalmente citado aqui é τ, a "profundidade óptica para reionização" ou, alternativamente, z re , o redshift da reionização, assumindo que foi um evento instantâneo. Embora seja improvável que seja físico, uma vez que a reionização muito provavelmente não foi instantânea, z re fornece uma estimativa do desvio médio para o vermelho da reionização.

Linha de 21 cm

Mesmo com os dados do quasar quase de acordo com os dados da anisotropia do CMB, ainda há uma série de questões, especialmente em relação às fontes de energia de reionização e os efeitos e o papel da formação da estrutura durante a reionização. A linha de 21 cm no hidrogênio é potencialmente um meio de estudar esse período, assim como a "idade das trevas" que antecedeu a reionização. A linha de 21 cm ocorre no hidrogênio neutro, devido às diferenças de energia entre o tripleto de spin e os estados do singleto de spin do elétron e do próton. Essa transição é proibida , o que significa que ocorre extremamente raramente. A transição também é altamente dependente da temperatura , o que significa que conforme os objetos se formam na "idade das trevas" e emitem fótons Lyman-alfa que são absorvidos e reemitidos pelo hidrogênio neutro circundante, ela produzirá um sinal de linha de 21 cm nesse hidrogênio através Acoplamento Wouthuysen-Field . Ao estudar a emissão da linha de 21 cm, será possível aprender mais sobre as primeiras estruturas que se formaram. As observações do experimento para detectar a assinatura da época global de reionização (EDGES) apontam para um sinal desta era, embora observações de acompanhamento sejam necessárias para confirmá-lo. Vários outros projetos esperam avançar nesta área em um futuro próximo, como o Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT ), Mapeador da Temperatura de Giro IGM (MIST), missão do Dark Ages Radio Explorer (DARE) e do Experimento de Grande Abertura para Detectar a Idade das Trevas (LEDA).

Fontes de energia

Os astrônomos esperam usar observações para responder à pergunta de como o Universo foi reionizado.

Embora tenham ocorrido observações que estreitaram a janela durante a qual a época de reionização poderia ter ocorrido, ainda é incerto quais objetos forneceram os fótons que reionizaram o IGM. Para ionizar o hidrogênio neutro, é necessária uma energia maior que 13,6 eV , que corresponde a fótons com comprimento de onda de 91,2 nm ou menor. Isso está na parte ultravioleta do espectro eletromagnético , o que significa que os candidatos primários são todas as fontes que produzem uma quantidade significativa de energia no ultravioleta e acima. A quantidade de fontes também deve ser considerada, bem como a longevidade, já que prótons e elétrons se recombinam se a energia não for fornecida continuamente para mantê-los separados. Ao todo, o parâmetro crítico para qualquer fonte considerada pode ser resumido como sua "taxa de emissão de fótons ionizantes de hidrogênio por unidade de volume cosmológico." Com essas restrições, espera-se que quasares e estrelas e galáxias de primeira geração sejam as principais fontes de energia.

Galáxias anãs

Galáxias anãs são atualmente a principal fonte de fótons ionizantes durante a época de reionização. Para a maioria dos cenários, isso exigiria que a inclinação logarítmica da função de luminosidade da galáxia UV , freqüentemente denotada por α, fosse mais inclinada do que é hoje, aproximando-se de α = -2.

Em 2014, duas fontes distintas identificaram duas galáxias Green Pea (GPs) como prováveis candidatos à emissão de Lyman Continuum (LyC). Isso sugere que esses dois GPs são análogos de baixo redshift dos emissores Lyman-alpha e LyC de alto redshift, dos quais apenas dois outros são conhecidos: Haro 11 e Tololo-1247-232 . Encontrar emissores LyC locais é crucial para as teorias sobre o universo inicial e a época de reionização. Esses dois GPs têm números de referência SDSS DR9: 1237661070336852109 (GP_J1219) e 1237664668421849521.

Um novo estudo mostra que as galáxias anãs contribuíram com quase 30% da luz ultravioleta durante o processo de reionização. As anãs tiveram um grande impacto porque uma fração maior de fótons ionizantes é capaz de escapar de galáxias anãs (com clock de 50%) em oposição a galáxias maiores (com clock de meros 5%). Citando JH Wise em uma entrevista com a Sky and Telescope : "As menores galáxias dominam primeiro nos primeiros tempos; no entanto, elas basicamente se matam soprando seu gás através de suas próprias supernovas e aquecendo seu ambiente. Depois, galáxias maiores (mas ainda muito menor do que a Via Láctea em cerca de 100 vezes em massa) assumem a tarefa de reionizar o universo. "

Quasares

Os quasares , uma classe de núcleos galácticos ativos (AGN), foram considerados uma boa fonte candidata porque são altamente eficientes na conversão de massa em energia e emitem uma grande quantidade de luz acima do limite para o hidrogênio ionizante. Não se sabe, no entanto, quantos quasares existiam antes da reionização. Apenas o mais brilhante dos quasares presentes durante a reionização pode ser detectado, o que significa que não há informações diretas sobre os quasares dimmer que existiam. No entanto, olhando para os quasares mais facilmente observados no universo próximo, e assumindo que a função de luminosidade (número de quasares em função da luminosidade ) durante a reionização será aproximadamente a mesma que é hoje, é possível fazer estimativas de as populações de quasar em épocas anteriores. Tais estudos descobriram que os quasares não existem em números altos o suficiente para reionizar o IGM sozinho, dizendo que "somente se o fundo ionizante for dominado por AGNs de baixa luminosidade a função de luminosidade do quasar pode fornecer fótons ionizantes suficientes."

População III estrelas

Imagem simulada das primeiras estrelas, 400 Myr após o Big Bang .

As estrelas da população III foram as primeiras estrelas, que não tinham elementos mais massivos do que o hidrogênio ou o hélio . Durante a nucleossíntese do Big Bang , os únicos elementos que se formaram além do hidrogênio e do hélio eram vestígios de lítio . No entanto, os espectros de quasares revelaram a presença de elementos pesados ​​no meio intergaláctico em uma era inicial. As explosões de supernovas produzem tais elementos pesados, portanto, estrelas de População III quentes e grandes que formarão supernovas são um possível mecanismo de reionização. Embora não tenham sido observados diretamente, são consistentes de acordo com modelos que usam simulação numérica e observações atuais. Uma galáxia com lentes gravitacionais também fornece evidências indiretas de estrelas de População III. Mesmo sem observações diretas de estrelas da População III, elas são uma fonte atraente. Eles são ionizadores mais eficientes e eficazes do que estrelas de População II, pois emitem mais fótons ionizantes e são capazes de reionizar hidrogênio por conta própria em alguns modelos de reionização com funções de massa iniciais razoáveis . Como consequência, as estrelas de População III são atualmente consideradas a fonte de energia mais provável para iniciar a reionização do universo, embora outras fontes provavelmente tenham assumido o controle e conduzido a reionização à sua conclusão.

Em junho de 2015, astrônomos relataram evidências de estrelas de População III na galáxia Cosmos Redshift 7 em z = 6,60 . É provável que essas estrelas tenham existido no início do universo (isto é, em alto redshift) e podem ter iniciado a produção de elementos químicos mais pesados ​​que o hidrogênio, necessários para a formação posterior dos planetas e da vida como a conhecemos.

Veja também

Notas e referências

links externos