再電離

一項關於再游離的重要研究是使用遙遠類星體的光譜。類星體釋放出極大量的能量，意即是它們是宇宙中最明亮的天體種類之一。有些類星體甚至可以在再電離的早期就被探測。類星體也正好有相對一致的光譜特徵，而無須顧慮它在天空中的位置和與地球的距離。因此可以推斷出類星體光譜上出現的任何差異，都是與在視線方向上的原子交互作用引起的。若光波長屬於氫萊曼譜線其中之一，則其具有很大的散射截面，這意味着既使只有少量的中性氫在星系際介質（IGM）內，在這些波長上的吸收依然會很明顯。

在鄰近的宇宙中，光譜的吸收線是很銳利的，因為即使光子的能量只能造成一個原子的躍遷，躍遷也會發生。但是，類星體和用來偵測的望遠鏡之間距離是很大的，宇宙膨脹將導致接收到的光明顯的紅化。這意味著當類星體的光在旅途中通過了星系際介質（IGM）時，本來比萊曼α的波長還要短的光發生紅移後，正好落入了萊曼譜線的範圍，因此從類星體所在紅移處的萊曼α線對應波長開始，往其短波長方向會出現連續的吸收。這意味著明顯的譜線被連續譜取代，類星體的光線在經過散布著中性氫的廣闊空間後，將會呈現出耿恩-彼得森槽[1]。

這些紅移的出現讓我們可以擷取到關於再電離時期的片段資訊。因為天體的紅移對應著我們看見的光線輻射出來的時間，它或許可以確立再電離時期結束的時間點。紅移在特定數值之下的類星體不會呈現耿恩-彼得森槽（雖然它們可能會呈現萊曼α森林），當早於再電離的類星體會顯現耿恩-彼得森槽。在2001年，史隆數位巡天發現了紅移在z = 5.82到z = 6.28之間的4個類星體，其中z = 6的呈現出耿恩-彼得森槽，低於這個值的則沒有，這顯示z = 6的IGM至少有部分是中性的氫。推測再電離發生在相對來說較短的時間尺度內，此一結果顯示宇宙在接近z = 6的時間上結束了再電離[2]。這事實上顯示宇宙在z > 10的時刻，幾乎已經全部中性化了。

宇宙微波背景輻射（CMB）在不同角度上的不同性質也可以用來研究再電離。當光子在與自由電子散射時，有一個稱為湯姆森散射的過程。然而，當宇宙膨脹時，自由電子的密度將會降低，同時散射發生的頻率也會降低。在再電離與之後的時期，但在字宙顯著膨脹及電子密度過低之前，來自CMB的光將發生可觀測的湯姆森散射。這些散射會在CMB的各向異性圖留下痕跡，導入第二次的各向異性（在再結合之後的發生的各向異性）[3]。整體的效應將刪除發生在小尺度上的各向異性。雖然小尺度上的各向異性會被消除，但再電離卻會導致偏振的各向異性[4]。仔細研究CMB的各向異性，和看起來沒有發生再電離地區比較，可以確定再電離時期的電子柱密度。據此，可以計算再電離發生時的宇宙年齡。

威爾金森微波各向異性探測器可以作出這種比較。最初的觀測在2003年釋出，認為再電離發生在11 <z < 30的位置[5]，但這些紅移的範圍，很明顯與對類星體光譜觀測的研究結果不一致。但是，WMAP三年觀測的資料給出了不一樣的結果，再電離開始於z = 11和宇宙電離發生於z = 7[6]，這與類星體的資料吻合的較好。

即使類星體的資料和宇宙微波背景輻射的各向異性資料大致上符合，但還是有一些問題，特別是關於再電離的能量來源，還有在再電離時在宇宙結構形成中扮演的角色及產生的效應。氫的21公分線可能是研究這一時期，以及再電離之前“黑暗時期”的重要工具。21公分線是中性氫，在電子質子自旋平行和自旋反平行之間轉換時發生的，而這種轉換是被禁止的，意思是很難發生，這種轉換也需要高溫，意思是形成於「黑暗時期」和輻射出的光子加熱了周圍的中性氫原子，導致周圍地區輻射出更多的21公分線[7][8]。靠著研究21公分線輻射，將可以了解更多有關早期結構的形成。雖然目前還沒有結果，但有幾個專案正在進行，像是21公分線陣列（PaST）、低頻陣列（LOFAR）、默奇森廣角陣列（MWA）和巨米波電波望遠鏡（GMRT），可望在不久的將來能在這一領域中有所進展。

矮星系目前被認目是再電離時代中電離光子的主要來源。[11]在大多情況下，這需要星系紫外線光度函數的對數斜率α=-2，比現今的值還斜。[11]

在2014年，兩個來源分別指出豌豆星系(GPs)有可能是萊曼連續光子(LyC)的放射來源。[12][13]這暗示了相較於高紅位移的萊曼阿爾法及LyC放射體，這兩個GPs是低紅位移的。除此之外目前只有兩個已知的星系，Haro 11及Tololo-1247-232。[12][13][14]尋找局部的LyC放射體對於早期宇宙及再電離時代相當關鍵。[12][13]這兩個GPs的SDSS編號分別為1237661070336852109 (GP_J1219)及1237664668421849521。

新研究顯示矮星系在再電離中貢獻了30%的紫外光。貢獻如此之大的原因，相較於一般星系的5%比例，電離光子可以以50％的比例逃離矮星系。[15][16] J.H. Wise在與天空與望遠鏡雜誌的訪問中談到：「在早期最小的星系佔了絕大多數，他們基本上因自己的超新星及加溫環境而燃燒殆盡。之後較大的星系（但質量仍比銀河系小一百倍）開始為宇宙的再電離負責。」[15]

類星體是一種活躍星系核，可進行高效率的質能轉換，並輻射出大量能量在電離氫門檻之上的光，因而被認為是好的可能來源。但在再電離之前有多少類星體存在猶未可知。當再電離進行之際，只有最明亮的類星體能被檢測出來，這意味著沒有當時較暗的類星體的直接資料。但藉由觀察附近宇宙中較易測量的類星體，和假設再電離時期的光度函數（以類星體數量為變數的光度函數）與現今大致相同，就可推估早期的類星體數量。這樣的研究發現類星體的數量並不足以獨力造成IGM的再電離[9][17]，也就是說，「只有當再電離背景為主的低亮度活躍星系核（AGN）也是類星體，才能提供足夠電離的光子」[18]。

在大爆炸4億年後第一顆恆星的模擬影像。

第三星族星是由沒有比氦更重的元素構成的恆星。當太初核合成時，除了微量可追蹤的鋰之外，氦是由氫合成的唯一元素。但是，類星體的光譜顯示早期的IGM已經有重元素的存在。超新星的爆炸可以產生這些重元素，因此高熱、巨大，可以形成超新星的第三星族星可能成為再電離的機制。雖然未曾被直接觀測，但第三星族星與一些模型的數值模擬[19]和目前的觀測相符[20]。重力透鏡星系也提供了第三星族星的間接證據[21]。即使沒有直接觀測到第三星族星，它仍是令人信服的來源。它們能比第二星族星輻射更多的電離光子 [22]；並且在一些採用合理初始質量函數的再電離模型中，可自行使氫再電離[23]。結果是，第三星族星目前被認為最有可能是啟動宇宙再電離的能量來源[24]，但之後有可能是由其它能量來源來接管以至完成。

在2015年六月，天文學家報告了在宇宙紅移7號星系中紅位移為6.60的第三星族星。這類星體有可能存在於非常早期（也就是紅位移很大）的宇宙之中，而且有可能開始產生比氫重的化學元素，可用來產生我們熟知的行星及生命。[25][26]