Reionisierungsepoche
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- Kosmologie (Physik)
In der Urknallkosmologie entspricht die Reionisierungsepoche dem Zeitraum, in dem sich die Materie des Universums wieder ionisierte (reionisierte), bevor das Universum für sichtbares Licht transparent wurde. Diese Periode ist der zweite bedeutende Phasenübergang von Wasserstoffgas im Universum. In diesem Sinne ist das Universum heute ionisiert.
Der erste Phasenübergang war die sogenannte Rekombinationsepoche, die etwa 400.000 Jahre (Rotverschiebung $ z=1100 $) nach dem Urknall stattfand. Das Universum kühlte sich dabei so weit ab (unter 3000 K), dass eine Wechselwirkung von Elektronen und Protonen zur Bildung von stabilem, neutralen Wasserstoff möglich wurde. Dabei war die Wasserstoffbildungsrate höher als die Ionisationsrate von Wasserstoff. Da die Elektronen in neutralen Wasserstoffatomen (wie auch in anderen) Energie in Form von Photonen aufnehmen können, um in einen angeregten Zustand zu gelangen, ist das Universum für gewisse Wellenlängen, die die Anregung der Atome ausmachen, undurchsichtig.
Der zweite Phasenübergang begann, als sich im frühen Universum Objekte bildeten, die energiereich genug waren, um Wasserstoff zu ionisieren. Während sich diese Objekte bildeten und Energie abstrahlten, wechselte das Universum vom neutralen Zustand zurück zu einem ionisierten Plasma. Diese Periode dauerte etwa zwischen 150 Millionen bis 1 Milliarde Jahre (Rotverschiebung $ 6<z<20 $) nach dem Urknall. Wenn Protonen und Elektronen voneinander getrennt sind, können sie keine Energie in Form von Photonen aufnehmen. Photonen können zwar gestreut werden, allerdings ist die Streuung immer seltener bei einer geringen Dichte des Plasmas. Dadurch ist ein Universum mit ionisiertem Wasserstoff bei geringer Dichte relativ lichtdurchlässig, so wie unser heutiges Universum.
Energiequellen der Reionisierung
Obwohl der Bereich, in der die Reionisierung stattgefunden haben könnte, durch Beobachtungen eingegrenzt wurde, ist es unsicher, welche Objekte die Energie dafür lieferten. Um Wasserstoff zu ionisieren ist eine Energie über 13,6 eV nötig. Dies entspricht Photonen mit einer Wellenlänge kleiner oder gleich 91,2 nm. Diese Strahlung befindet sich im ultravioletten Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Damit kommen alle Objekte, die große Mengen von Energie im ultravioletten Bereich und darüber abgeben, in Frage. Es ist genauso die Anzahl dieser Objekte zu betrachten, als auch ihre Lebensdauer, da wieder eine Rekombination von Protonen und Elektronen stattfindet, falls nicht genug Energie bereitgestellt wird, um sie auseinanderzuhalten. Der kritische Parameter eines dieser Objekte ist also die „Emissionsrate von Photonen zur Ionisierung von Wasserstoff pro kosmologischer Volumeneinheit“ (“emission rate of hydrogen-ionizing photons per unit cosmological volume”[1]). Mit diesen Beschränkungen ist zu erwarten, dass Quasare sowie die erste Generation von Sternen diese Energien bereitstellten.[2]
Quasare
Quasare sind gute Möglichkeiten für diese Energiequellen, da sie sehr effizient Masse in Strahlung umwandeln und sehr viel Licht mit Energien über der Grenze zur Ionisation von Wasserstoff aussenden. Es stellt sich allerdings die Frage, ob genügend Quasare in dieser Epoche des Universums vorhanden waren. Es ist bis jetzt nur möglich, die hellsten der Quasare in der Reionisierungsepoche zu detektieren. Das heißt, es gibt keine Informationen über schwächere Quasare, die eventuell existierten. Allerdings ist es möglich, die gut beobachtbaren Quasare im nahen Universum für eine Abschätzung heranzuziehen. Nimmt man an, dass die Anzahl der Quasare als Funktion der Leuchtkraft während der Reionisierungsepoche ungefähr gleich war wie heute, ist es möglich, die Quasarpopulation zu früheren Zeiten zu bestimmen. Solche Studien haben gezeigt, dass Quasare nicht in ausreichender Anzahl vorkommen, um das intergalaktische Medium allein zu ionisieren.[3][1] Dies wäre nur möglich, wenn der ionisierende Hintergrund von lichtschwachen aktiven galaktischen Kernen dominiert wäre.[4] Quasare gehören zu den aktiven galaktischen Kernen.
Population-III-Sterne
Population-III-Sterne sind Sterne, die aus keinen schwereren Elementen als Wasserstoff und Helium bestehen. Während der Nukleosynthese bildeten sich neben Wasserstoff und Helium nur geringe Spuren von Lithium. Trotzdem haben Spektralanalysen von Quasaren das Vorhandensein von schwereren Elementen im intergalaktischen Medium im frühen Universum enthüllt. Supernovaexplosionen produzieren solche Elemente, also sind heiße, große Sterne der dritten Population, die in Supernovae enden, eine mögliche Quelle der Reionisierung. Obwohl sie nicht direkt beobachtet wurden, stehen sie im Einklang mit Modellen, die auf numerischer Simulation beruhen[5], sowie anderen Beobachtungen.[6] Einen weiteren indirekten Beweis liefert eine Galaxie, die durch den Gravitationslinseneffekt verzerrt wurde.[7] Auch ohne direkte Beobachtung scheinen diese Sterne eine für die Theorie zuverlässige Quelle zu sein. Sie sind effizientere und effektivere Ionisierungsquellen als Sterne der zweiten Population, da sie größere Mengen Photonen emittieren[8] und sind nach einigen Modellen leistungsfähig genug, um alleine Wasserstoff zu reionisieren, sollten sie eine angemessene ursprüngliche Massenfunktion besitzen.[9] Daher werden Sterne der dritten Population als die wahrscheinlichste Energiequelle betrachtet, die die Reionisierung gestartet haben könnte.[10]
Siehe auch
Weblinks
Einzelnachweise
- ↑ 1,0 1,1 Piero Madau et al.: Radiative Transfer in a Clumpy Universe. III. The Nature of Cosmological Ionizing Source. In: The Astrophysical Journal. 514. Jahrgang, 1999, S. 648–659, doi:10.1086/306975 (uchicago.edu).
- ↑ Loeb and Barkana: In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe. In: Physics Reports. 349. Jahrgang, 2000, S. 125–238, doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9, bibcode:2001PhR...349..125B.
- ↑ Paul Shapiro & Mark Giroux: Cosmological H II regions and the photoionization of the intergalactic medium. In: The Astrophysical Journal. 321. Jahrgang, 1987, S. 107–112, doi:10.1086/185015, bibcode:1987ApJ...321L.107S.
- ↑ Xiaohu Fan, et al.: A Survey of z>5.8 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey. I. Discovery of Three New Quasars and the Spatial Density of Luminous Quasars at z~6. In: The Astronomical Journal. 122. Jahrgang, 2001, S. 2833–2849, doi:10.1086/324111, bibcode:2001AJ....122.2833F.
- ↑ Nickolay Gnedin and Jeremiah Ostriker: Reionization of the Universe and the Early Production of Metals. In: Astrophysical Journal. 486. Jahrgang, 1997, S. 581–598, doi:10.1086/304548, bibcode:1997ApJ...486..581G.
- ↑ Limin Lu et al.: The Metal Contents of Very Low Column Density Lyman-alpha Clouds: Implications for the Origin of Heavy Elements in the Intergalactic Medium. In: Astrophysics. 1998, arxiv:astro-ph/9802189.
- ↑ R. A. E. Fosbury et al.: Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357. In: Astrophysical Journal. 596. Jahrgang, Nr. 1, 2003, S. 797–809, doi:10.1086/378228, bibcode:2003ApJ...596..797F.
- ↑ Jason Tumlinson et al.: Cosmological Reionization by the First Stars: Evolving Spectra of Population III. In: ASP Conference Proceedings. 267. Jahrgang, 2002, S. 433–434, bibcode:2002hsw..work..433T.
- ↑ Aparna Venkatesan et al.: Evolving Spectra of Population III Stars: Consequences for Cosmological Reionization. In: Astrophysical Journal. 584. Jahrgang, 2003, S. 621–632, doi:10.1086/345738, bibcode:2003ApJ...584..621V.
- ↑ Marcelo Alvarez et al.: The H II Region of the First Star. In: Astrophysical Journal. 639. Jahrgang, 2006, S. 621–632, doi:10.1086/499578, bibcode:2006ApJ...639..621A.