stringtranslate.com

Реионизация

Фазы реионизации

В теории Большого взрыва и космологии реионизация — это процесс, который заставил электрически нейтральные атомы во Вселенной повторно ионизироваться после окончания « темных веков ».

Реионизация — это второй из двух основных фазовых переходов газа во Вселенной [ требуется ссылка ] (первый — рекомбинация ). В то время как большая часть барионной материи во Вселенной находится в форме водорода и гелия , реионизация обычно относится строго к реионизации водорода , элемента.

Считается, что первичный гелий также испытал подобное изменение фазы реионизации, но в более позднюю эпоху в истории Вселенной. [1] Обычно это называют «реионизацией гелия».

Фон

Схематическая шкала времени Вселенной, изображающая место реионизации в космической истории.

Первым изменением фазы водорода во Вселенной была рекомбинация , которая произошла при красном смещении z  = 1089 (379 000 лет после Большого взрыва) из-за охлаждения Вселенной до точки, где скорость рекомбинации электронов и протонов для образования нейтрального водорода была выше, чем скорость повторной ионизации . [ требуется ссылка ] До рекомбинации Вселенная была непрозрачной из-за рассеяния фотонов всех длин волн на свободных электронах (и свободных протонах, в значительно меньшей степени), но она становилась все более прозрачной по мере того, как все больше электронов и протонов объединялись, образуя нейтральные атомы водорода. В то время как электроны нейтрального водорода могут поглощать фотоны некоторых длин волн, переходя в возбужденное состояние , Вселенная, полная нейтрального водорода, будет относительно непрозрачной только на этих нескольких длинах волн. Оставшийся свет мог свободно перемещаться и стать космическим микроволновым фоновым излучением . Единственный другой свет в этой точке был бы предоставлен этими возбужденными атомами водорода, что ознаменовало бы начало эпохи, называемой Темными веками Вселенной.

Второе изменение фазы произошло, когда в ранней Вселенной начали конденсироваться газовые облака , которые были достаточно энергичны, чтобы повторно ионизировать нейтральный водород. По мере того, как эти объекты формировались и излучали энергию, Вселенная вернулась из состояния, состоящего из нейтральных атомов, в состояние, когда она снова стала ионизированной плазмой . Это произошло между 150 миллионами и одним миллиардом лет после Большого взрыва (при красном смещении 20 >  z  > 6). [ необходима цитата ] Однако в то время материя была рассеяна расширением Вселенной, и рассеивающие взаимодействия фотонов и электронов были гораздо менее частыми, чем до рекомбинации электронов и протонов. Таким образом, Вселенная была заполнена ионизированным водородом низкой плотности и оставалась прозрачной, как и сегодня.

Методы обнаружения

Взгляд назад в историю Вселенной представляет некоторые наблюдательные проблемы. Однако существует несколько наблюдательных методов для изучения реионизации.

Квазары и желоб Ганна-Петерсона

Одним из способов изучения реионизации является изучение спектров далеких квазаров . Квазары выделяют необычайное количество энергии, являясь одними из самых ярких объектов во Вселенной. В результате некоторые квазары можно обнаружить еще в эпоху реионизации. Квазары также имеют относительно однородные спектральные характеристики, независимо от их положения на небе или расстояния от Земли . Таким образом, можно сделать вывод, что любые существенные различия между спектрами квазаров будут вызваны взаимодействием их излучения с атомами вдоль луча зрения. Для длин волн света при энергиях одного из переходов Лаймана водорода сечение рассеяния велико, что означает, что даже для низких уровней нейтрального водорода в межгалактической среде (IGM) поглощение на этих длинах волн весьма вероятно.

Для близлежащих объектов во Вселенной спектральные линии поглощения очень резкие, поскольку только фотоны с энергией, достаточной для того, чтобы вызвать атомный переход, могут вызвать этот переход. Однако расстояния между квазарами и телескопами, которые их обнаруживают, велики, что означает, что расширение Вселенной заставляет свет претерпевать заметное красное смещение. Это означает, что по мере того, как свет от квазара проходит через межгалактическую среду и смещается в красную область, длины волн, которые были ниже предела Лаймана-альфа, растягиваются и фактически начнут заполнять полосу поглощения Лаймана. Это означает, что вместо того, чтобы показывать резкие спектральные линии поглощения, свет квазара, который прошел через большую, разбросанную область нейтрального водорода, покажет провал Ганна-Петерсона . [2]

Красное смещение для конкретного квазара дает временную информацию о реионизации. Поскольку красное смещение объекта соответствует времени, в которое он испустил свет, можно определить, когда реионизация закончилась. Квазары ниже определенного красного смещения (ближе в пространстве и времени) не показывают впадину Ганна-Петерсона (хотя они могут показать лес Лайман-альфа ), в то время как квазары, испускающие свет до реионизации, будут иметь впадину Ганна-Петерсона. В 2001 году Sloan Digital Sky Survey обнаружил четыре квазара с красным смещением в диапазоне от z  = 5,82 до z  = 6,28. В то время как квазары выше z  = 6 показали впадину Ганна-Петерсона, указывая на то, что IGM все еще была по крайней мере частично нейтральной, те, что ниже, этого не сделали, что означает, что водород был ионизирован. Поскольку ожидается, что реионизация будет происходить в течение относительно коротких временных рамок, результаты показывают, что Вселенная приближалась к концу реионизации при z  = 6. [3] Это, в свою очередь, предполагает, что Вселенная все еще должна была быть почти полностью нейтральной при z  > 10. С другой стороны, длинные провалы поглощения, сохраняющиеся до z < 5,5 в лесах Лайман-альфа и Лайман-бета, предполагают, что реионизация потенциально продолжается и после z  = 6. [4] [5]

Анизотропия и поляризация реликтового излучения

Анизотропия космического микроволнового фона на различных угловых масштабах также может быть использована для изучения реионизации. Фотоны рассеиваются, когда присутствуют свободные электроны, в процессе, известном как томсоновское рассеяние . Однако по мере расширения Вселенной плотность свободных электронов будет уменьшаться, и рассеяние будет происходить реже. В период во время и после реионизации, но до того, как произойдет значительное расширение, достаточное для снижения электронной плотности, свет, составляющий реликтовое излучение, будет испытывать наблюдаемое томсоновское рассеяние. Это рассеяние оставит свой след на карте анизотропии реликтового излучения , вводя вторичные анизотропии (анизотропии, введенные после рекомбинации). [6] Общий эффект заключается в стирании анизотропий, которые возникают в меньших масштабах. В то время как анизотропии в малых масштабах стираются, поляризационные анизотропии фактически вводятся из-за реионизации. [7] Рассматривая наблюдаемые анизотропии CMB и сравнивая их с тем, как бы они выглядели, если бы реионизация не произошла, можно определить плотность электронов в момент реионизации. С помощью этого можно вычислить возраст Вселенной, когда произошла реионизация.

Зонд Wilkinson Microwave Anisotropy Probe позволил провести такое сравнение. Первоначальные наблюдения, опубликованные в 2003 году, предполагали, что реионизация происходила от 30 >  z  > 11. [8] Этот диапазон красного смещения явно не соответствовал результатам изучения спектров квазаров. Однако трехлетние данные WMAP дали другой результат: реионизация началась при z  = 11, а Вселенная была ионизирована при z  = 7. [9] Это гораздо лучше согласуется с данными по квазарам.

Результаты миссии Planck в 2018 году показали мгновенное красное смещение реионизации z = 7,68 ± 0,79. [10]

Параметр, который обычно здесь цитируется, это τ, «оптическая глубина до реионизации», или, альтернативно, z re , красное смещение реионизации, предполагая, что это было мгновенное событие. Хотя это вряд ли является физическим, поскольку реионизация, скорее всего, не была мгновенной, z re дает оценку среднего красного смещения реионизации.

Альфа-излучение Лаймана

Свет Лаймана альфа от галактик предлагает дополнительный набор инструментов для изучения реионизации. Линия Лаймана альфа является переходом нейтрального водорода от n=2 до n=1 и может обильно производиться галактиками с молодыми звездами. [11] Более того, фотоны Лаймана альфа сильно взаимодействуют с нейтральным водородом в межгалактическом газе посредством резонансного рассеяния, при котором нейтральные атомы в основном (n=1) состоянии поглощают фотоны Лаймана альфа и почти немедленно переизлучают их в случайном направлении. Это скрывает излучение Лаймана альфа от галактик, которые погружены в нейтральный газ. [12] Таким образом, эксперименты по поиску галактик по их свету Лаймана альфа могут указывать на состояние ионизации окружающего газа. Средняя плотность галактик с обнаруживаемым излучением Лаймана альфа означает, что окружающий газ должен быть ионизирован; в то время как отсутствие обнаруживаемых источников Лаймана альфа может указывать на нейтральные регионы. Тесно связанный класс экспериментов измеряет силу линии Лаймана альфа в образцах галактик, идентифицированных другими методами (в первую очередь, поиск галактик с разрывом Лаймана ). [13] [14] [15]

Самое раннее применение этого метода было в 2004 году, когда напряжение между поздним нейтральным газом, указанным спектрами квазаров, и ранней реионизацией, предполагаемой результатами CMB, было сильным. Обнаружение галактик Лаймана альфа при красном смещении z=6,5 показало, что межгалактический газ был уже преимущественно ионизирован [16] в более раннее время, чем предполагали спектры квазаров. Последующие применения метода предполагали наличие некоторого остаточного нейтрального газа уже при z=6,5, [17] [18] [19], но все еще указывают на то, что большая часть межгалактического газа была ионизирована до z=7. [20]

Эмиссию Лаймана-альфа можно использовать и другими способами для дальнейшего исследования реионизации. Теория предполагает, что реионизация была неоднородной, что означает, что кластеризация отобранных образцов Лаймана-альфа должна быть значительно усилена в течение средних фаз реионизации. [21] Более того, можно точно определить конкретные ионизированные области, идентифицируя группы излучателей Лаймана-альфа. [22] [23]

21-см линия

Даже при том, что данные по квазару примерно согласуются с данными по анизотропии реликтового излучения, все еще остается ряд вопросов, особенно касающихся источников энергии реионизации и влияния на формирование структуры во время реионизации и его роли. Линия 21 см в водороде потенциально является средством изучения этого периода, а также «темных веков», которые предшествовали реионизации. Линия 21 см возникает в нейтральном водороде из-за различий в энергии между спиновым триплетом и спиновым синглетным состояниями электрона и протона. Этот переход запрещен , то есть он происходит крайне редко. Переход также сильно зависит от температуры , то есть, поскольку объекты формируются в «темные века» и испускают фотоны Лайман-альфа , которые поглощаются и переизлучаются окружающим нейтральным водородом, он будет производить сигнал линии 21 см в этом водороде через связь Ваутхойзена-поля . [24] [25] Изучая излучение линии 21 см, можно будет узнать больше о ранних структурах, которые сформировались. Наблюдения в рамках эксперимента по обнаружению глобальной сигнатуры эпохи реионизации (EDGES) указывают на сигнал из этой эпохи, хотя для его подтверждения потребуются последующие наблюдения. [26] Несколько других проектов надеются добиться прогресса в этой области в ближайшем будущем, такие как Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), Mapper of the IGM Spin Temperature (MIST), миссия Dark Ages Radio Explorer (DARE) и Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA).

Источники энергии

Астрономы надеются использовать наблюдения, подобные этому снимку, полученному космическим телескопом «Хаббл» в 2018 году , чтобы ответить на вопрос о том, как Вселенная была повторно ионизирована. [27]

Хотя появились наблюдения, которые сузили окно, в течение которого могла иметь место эпоха реионизации, все еще неясно, какие объекты предоставили фотоны, которые реионизировали IGM. Для ионизации нейтрального водорода требуется энергия больше 13,6 эВ , что соответствует фотонам с длиной волны 91,2 нм или короче. Это находится в ультрафиолетовой части электромагнитного спектра , что означает, что основными кандидатами являются все источники, которые производят значительное количество энергии в ультрафиолете и выше. Необходимо также учитывать, насколько многочисленным является источник, а также его долговечность, поскольку протоны и электроны будут рекомбинировать, если энергия не будет постоянно поступать, чтобы удерживать их отдельно. В целом критический параметр для любого рассматриваемого источника можно суммировать как его «скорость испускания водород-ионизирующих фотонов на единицу космологического объема». [28] С этими ограничениями ожидается, что квазары и звезды и галактики первого поколения были основными источниками энергии. [29]

Карликовые галактики

В настоящее время карликовые галактики считаются основным источником ионизирующих фотонов в эпоху реионизации. [30] [31] Для большинства сценариев это потребовало бы, чтобы логарифмический наклон функции светимости ультрафиолетовой галактики , часто обозначаемый α, был круче, чем сегодня, приближаясь к α = -2. [30] С появлением космического телескопа Джеймса Уэбба (JWST) ограничения на функцию светимости ультрафиолетовой галактики в эпоху реионизации стали обычным явлением, [32] [33] что позволило установить лучшие ограничения для слабой популяции галактик с малой массой.

В 2014 году два отдельных исследования определили две галактики Green Pea (GP) как вероятных кандидатов на излучение Лаймановского континуума (LyC). [34] [35] Компактные карликовые галактики звездообразования, такие как GP, считаются превосходными аналогами с низким красным смещением излучателей Лайман-альфа и LyC (LAE и LCE соответственно) с высоким красным смещением. [36] В то время были известны только два других LCE: Haro 11 и Tololo-1247-232 . [34] [35] [37] Таким образом, обнаружение локальных излучателей LyC стало решающим для теорий о ранней Вселенной и эпохе реионизации. [34] [35]

Впоследствии, мотивированные, были проведены серии обзоров с использованием спектрографа космического телескопа Хаббл ( HST /COS) для непосредственного измерения LyC. [38] [39] [40] [41] [42] [43] Эти усилия достигли кульминации в Low-redshift Lyman Continuum Survey, [44] крупной программе HST /COS, которая почти утроила количество прямых измерений LyC из карликовых галактик. На сегодняшний день не менее 50 LCE были подтверждены с использованием HST /COS [44] с долями выхода LyC где-то от ≈ 0 до 88%. Результаты Low-redshift Lyman Continuum Survey предоставили эмпирическую основу, необходимую для идентификации и понимания LCE в эпоху реионизации. [45] [46] [47] Благодаря новым наблюдениям от JWST популяции LCE теперь изучаются при космологических красных смещениях больше 6, что впервые позволяет провести детальную и прямую оценку происхождения космической реионизации. [48] Объединение этих больших выборок галактик с новыми ограничениями на функцию ультрафиолетовой светимости показывает, что карликовые галактики вносят подавляющий вклад в реионизацию. [49]

Квазары

Квазары , класс активных ядер галактик (АЯГ), считались хорошим кандидатом на источник, поскольку они очень эффективны в преобразовании массы в энергию и излучают много света выше порога ионизации водорода. Однако неизвестно, сколько квазаров существовало до реионизации. Можно обнаружить только самые яркие из квазаров, присутствовавших во время реионизации, что означает, что нет прямой информации о более тусклых квазарах, которые существовали. Однако, рассматривая более легко наблюдаемые квазары в близлежащей Вселенной и предполагая, что функция светимости (количество квазаров как функция светимости ) во время реионизации будет примерно такой же, как и сегодня, можно сделать оценки популяций квазаров в более ранние времена. Такие исследования показали, что квазары не существуют в достаточно большом количестве, чтобы реионизировать только межгалактическую среду, [28] [50] заявив, что «только если ионизирующий фон будет доминировать в АЯГ с низкой светимостью, функция светимости квазара может обеспечить достаточное количество ионизирующих фотонов». [51]

Звезды населения III

Смоделированное изображение первых звезд через 400 миллионов лет после Большого взрыва.

Звезды населения III были самыми ранними звездами, в которых не было элементов массивнее водорода или гелия . Во время нуклеосинтеза Большого взрыва единственными элементами, которые образовались помимо водорода и гелия, были следовые количества лития . Тем не менее, спектры квазаров выявили присутствие тяжелых элементов в межгалактической среде в раннюю эпоху. Взрывы сверхновых производят такие тяжелые элементы, такие горячие, большие, звезды населения III, которые будут образовывать сверхновые, являются возможным механизмом реионизации. Хотя они не наблюдались напрямую, они согласуются с моделями, использующими численное моделирование [52] и текущими наблюдениями. [53] Гравитационно -линзированная галактика также дает косвенные доказательства звезд населения III. [54] Даже без прямых наблюдений звезд населения III они являются убедительным источником. Они являются более эффективными и действенными ионизаторами, чем звезды населения II, поскольку они испускают больше ионизирующих фотонов, [55] и способны реионизировать водород самостоятельно в некоторых моделях реионизации с разумными начальными массовыми функциями . [56] В результате звезды популяции III в настоящее время считаются наиболее вероятным источником энергии, способным инициировать реионизацию Вселенной, [57] хотя другие источники, вероятно, взяли верх и довели реионизацию до завершения.

В июне 2015 года астрономы сообщили о наличии звезд населения III в галактике Cosmos Redshift 7 на z = 6,60 . Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т. е. при высоком красном смещении) и могли начать производство химических элементов тяжелее водорода , которые необходимы для последующего формирования планет и жизни , какой мы ее знаем. [58] [59]

Смотрите также

Примечания и ссылки

  1. ^ Furlanetto, Steven R.; Oh, S. Peng (июль 2008 г.). «История и морфология реионизации гелия». The Astrophysical Journal . 681 (1): 1–17. arXiv : 0711.1542 . Bibcode : 2008ApJ...681....1F. doi : 10.1086/588546. ISSN  0004-637X.
  2. ^ Ганн, Дж. Э. и Петерсон, БА (1965). «О плотности нейтрального водорода в межгалактическом пространстве». Астрофизический журнал . 142 : 1633–1641. Bibcode : 1965ApJ...142.1633G. doi : 10.1086/148444 .
  3. ^ Беккер, Р. Х. и др. (2001). «Доказательства реионизации на z ~ 6: обнаружение желоба Ганна-Петерсона в квазаре z=6,28». Astronomical Journal . 122 (6): 2850–2857. arXiv : astro-ph/0108097 . Bibcode : 2001AJ....122.2850B. doi : 10.1086/324231. S2CID  14117521.
  4. ^ Беккер, Джордж Д.; Болтон, Джеймс С.; Мадау, Пьеро; Петтини, Макс; Райан-Вебер, Эмма В .; Венеманс, Брэм П. (2015-03-11). «Доказательства неоднородной реионизации водорода из экстремального провала Lyα ниже красного смещения шесть». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (4): 3402–3419. arXiv : 1407.4850 . doi : 10.1093/mnras/stu2646 . ISSN  1365-2966.
  5. ^ Чжу, Йонгда; Беккер, Джордж Д.; Босман, Сара EI; Китинг, Лора К.; Д'Одорико, Валентина; Дэвис, Ребекка Л.; Кристенсон, Холли М.; Баньядос, Эдуардо; Бянь, Фуянь; Бишетти, Мануэла; Чэнь, Хуанцин; Дэвис, Фредерик Б.; Эйлерс, Анна-Кристина; Фань, Сяохуэй; Гайквад, Пракаш (2022-06-01). "Длинные темные промежутки в лесу Lyβ при z < 6: доказательства сверхпоздней реионизации из спектров XQR-30". The Astrophysical Journal . 932 (2): 76. arXiv : 2205.04569 . Bibcode :2022ApJ...932...76Z. doi : 10.3847/1538-4357/ac6e60 . ISSN  0004-637X.
  6. ^ Каплингхат, Манодж и др. (2003). «Исследование истории реионизации Вселенной с использованием поляризации космического микроволнового фона». The Astrophysical Journal . 583 (1): 24–32. arXiv : astro-ph/0207591 . Bibcode : 2003ApJ...583...24K. doi : 10.1086/344927. S2CID  11253251.
  7. ^ Доре, О.; и др. (2007). "Сигнатура пятнистой реионизации в поляризационной анизотропии реликтового излучения". Physical Review D. 76 ( 4): 043002. arXiv : astro-ph/0701784 . Bibcode : 2007PhRvD..76d3002D. doi : 10.1103/PhysRevD.76.043002. S2CID  119360903.
  8. ^ Когут, А.; и др. (2003). «Первый год наблюдений зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона (WMAP): корреляция температуры и поляризации». Серия приложений к астрофизическому журналу . 148 (1): 161–173. arXiv : astro-ph/0302213 . Bibcode : 2003ApJS..148..161K. doi : 10.1086/377219. S2CID  15253442.
  9. ^ Spergel, DN; et al. (2007). "Трехлетние наблюдения зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона (WMAP): значение для космологии". Серия приложений к астрофизическому журналу . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph/0603449 . Bibcode : 2007ApJS..170..377S. doi : 10.1086/513700. S2CID  1386346.
  10. ^ Planck Collaboration (2020). "Planck 2018 results. VI. Cosmological settings". Astronomy & Astrophysics . 641 : A6. arXiv : 1807.06209 . Bibcode : 2020A&A...641A...6P. doi : 10.1051/0004-6361/201833910. S2CID  119335614.
  11. ^ Партридж, Р. Б.; Пиблз, П. Дж. Э. (март 1967 г.). «Видны ли молодые галактики?». The Astrophysical Journal . 147 : 868. Bibcode : 1967ApJ...147..868P. doi : 10.1086/149079. ISSN  0004-637X.
  12. ^ Miralda-Escude, Jordi; Rees, Martin J. (1998-04-10). «Поиск самых ранних галактик с использованием желоба Ганна-Петерсона и эмиссионной линии Lyα». The Astrophysical Journal . 497 (1): 21–27. arXiv : astro-ph/9707193 . Bibcode : 1998ApJ...497...21M. doi : 10.1086/305458. ISSN  0004-637X.
  13. ^ Старк, Дэниел П.; Эллис, Ричард С.; Чиу, Кюнли; Оучи, Масами; Банкер, Эндрю (01.11.2010). "Спектроскопия Кека слабых галактик с разрывом Лаймана на 3 < z < 7 - I. Новые ограничения на космическую реионизацию из светимости и зависящей от красного смещения доли эмиссии Лаймана α: доля эмиссии Lyα при высоком красном смещении". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 408 (3): 1628–1648. arXiv : 1003.5244 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17227.x .
  14. ^ Пентериччи, Л.; Фонтана, А.; Ванцелла, Э.; Кастеллано, М.; Грациан, А.; Дейкстра, М.; Буция, К.; Кристиани, С.; Дикинсон, М.; Джаллонго, Э.; Джавалиско, М.; Майолино, Р.; Мурвуд, А.; Пэрис, Д.; Сантини, П. (20 декабря 2011 г.). «СПЕКТРОСКОПИЧЕСКОЕ ПОДТВЕРЖДЕНИЕ ГАЛАКТИЧЕСКОГО РАЗРЫВА z ∼ 7 ЛАЙМАНА: ИССЛЕДОВАНИЕ САМЫХ РАННИХ ГАЛАКТИК И ЭПОХИ РЕИОНИЗАЦИИ». Астрофизический журнал . 743 (2): 132. arXiv : 1107.1376 . Бибкод : 2011ApJ...743..132P. дои : 10.1088/0004-637X/743/2/132. ISSN  0004-637X.
  15. ^ Tilvi, V.; Papovich, C.; Finkelstein, SL; Long, J.; Song, M.; Dickinson, M.; Ferguson, HC; Koekemoer, AM; Giavalisco, M.; Mobasher, B. (2014-09-17). "БЫСТРЫЙ СНИЖЕНИЕ ИЗЛУЧЕНИЯ Lyα К ЭРЕ РЕИОНИЗАЦИИ". The Astrophysical Journal . 794 (1): 5. arXiv : 1405.4869 . Bibcode :2014ApJ...794....5T. doi :10.1088/0004-637X/794/1/5. ISSN  1538-4357.
  16. ^ Малхотра, Сангита; Роадс, Джеймс Э. (10.12.2004). «Функции светимости излучателей Lyα при красных смещениях z = 6,5 и z = 5,7: доказательства против реионизации при z ≤ 6,5». The Astrophysical Journal . 617 (1): L5–L8. arXiv : astro-ph/0407408 . Bibcode :2004ApJ...617L...5M. doi :10.1086/427182. ISSN  0004-637X.
  17. ^ Ху, Э.М.; Коуи, Л.Л.; Баргер, А.Дж.; Капак, П.; Каказу, И.; Труй, Л. (10.12.2010). «АТЛАС ИЗЛУЧАТЕЛЕЙ Lyα z = 5,7 И z = 6,5». The Astrophysical Journal . 725 (1): 394–423. arXiv : 1009.1144 . Bibcode :2010ApJ...725..394H. doi :10.1088/0004-637X/725/1/394. ISSN  0004-637X.
  18. ^ Касикава, Нобунари; Симасаку, Кадзухиро; Мацуда, Юичи; Эгами, Эйичи; Цзян, Линьхуа; Нагао, Тору; Оучи, Масами; Малкан, Мэтью А.; Хаттори, Такаши; Ота, Кадзуаки; Танигучи, Ёсиаки; Окамура, Саданори; Ли, Чун; Да, Масанори; Фурусава, Хисанори (20 июня 2011 г.). "ЗАВЕРШЕНИЕ ПЕРЕПИСИ Lyα-ИЗЛУЧАТЕЛЕЙ В ЭПОХУ РЕИОНИЗАЦИИ $^,$". Астрофизический журнал . 734 (2): 119. arXiv : 1104.2330 . Бибкод : 2011ApJ...734..119K. дои : 10.1088/0004-637X/734/2/119. ISSN  0004-637X.
  19. ^ Оучи, Масами; Симасаку, Кадзухиро; Фурусава, Хисанори; Сайто, Томоки; Ёсида, Макико; Акияма, Масаюки; Оно, Ёсиаки; Ямада, Тору; Ота, Кадзуаки; Касикава, Нобунари; Да, Масанори; Кодама, Тадаюки; Окамура, Саданори; Симпсон, Крис; Ёсида, Мичитоши (01 ноября 2010 г.). «СТАТИСТИКА 207 ИЗЛУЧАТЕЛЕЙ Lyα ПРИ КРАСНОМ СМЕЩЕНИИ БЛИЗКО 7: ОГРАНИЧЕНИЯ НА МОДЕЛИ РЕИОНИЗАЦИИ И ОБРАЗОВАНИЯ ГАЛАКТИКИ». Астрофизический журнал . 723 (1): 869–894. arXiv : 1007.2961 . Bibcode : 2010ApJ...723..869O. doi : 10.1088/0004-637X/723/1/869. ISSN  0004-637X.
  20. ^ Вольд, Исак ГБ; Малхотра, Сангита; Роудс, Джеймс; Ван, Цзюньсянь; Ху, Вейда; Перес, Люсия А.; Чжэн, Чжэнь-Я; Хостован, Али Ахмад; Уокер, Алистер Р.; Барриентос, Л. Фелипе; Гонсалес-Лопес, Хорхе; Хариш, Сантош; Инфанте, Леопольдо; Цзян, Чуньянь; Фаро, Джон (01 марта 2022 г.). «Функция светимости LAGER Lyα при z ∼ 7: последствия для реионизации». Астрофизический журнал . 927 (1): 36. arXiv : 2105.12191 . Бибкод : 2022ApJ...927...36W. дои : 10.3847/1538-4357/ac4997 . ISSN  0004-637X.
  21. ^ Маккуинн, Мэтью; Эрнквист, Ларс; Салдарриага, Матиас; Дутта, Сувендра (октябрь 2007 г.). «Изучение реионизации с помощью излучателей Lyα». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 381 (1): 75–96. arXiv : 0704.2239 . Бибкод : 2007МНРАС.381...75М. дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12085.x . ISSN  0035-8711.
  22. ^ Tilvi, V.; Malhotra, S.; Rhoads, JE; Coughlin, A.; Zheng, Z.; Finkelstein, SL; Veilleux, S.; Mobasher, B.; Wang, J.; Probst, R.; Swaters, R.; Hibon, P.; Joshi, B.; Zabl, J.; Jiang, T. (2020-03-01). "Начало космической реионизации: свидетельство ионизированного пузыря всего лишь через 680 млн лет после Большого взрыва". The Astrophysical Journal Letters . 891 (1): L10. arXiv : 2001.00873 . Bibcode : 2020ApJ...891L..10T. doi : 10.3847/2041-8213/ab75ec . ISSN  2041-8205.
  23. ^ Ху, Вейда; Ван, Цзюньсянь; Инфанте, Леопольдо; Роудс, Джеймс Э.; Чжэн, Чжэнь-Я; Ян, Хуан; Малхотра, Сангита; Барриентос, Л. Фелипе; Цзян, Чуньянь; Гонсалес-Лопес, Хорхе; Прието, Гонсало; Перес, Люсия А.; Хибон, Паскаль; Галаз, Гаспар; Кофлин, Алисия (25 января 2021 г.). «Протокластер Лайман-α с красным смещением 6,9». Природная астрономия . 5 (5): 485–490. arXiv : 2101.10204 . Бибкод : 2021NatAs...5..485H. дои : 10.1038/s41550-020-01291-y. ISSN  2397-3366.
  24. ^ Баркана, Реннан и Леб, Авраам (2005). «Обнаружение самых ранних галактик с помощью двух новых источников 21-сантиметровых колебаний». Астрофизический журнал . 626 (1): 1–11. arXiv : astro-ph/0410129 . Бибкод : 2005ApJ...626....1B. дои : 10.1086/429954. S2CID  7343629.
  25. ^ Альварес, МА; Пен, Уэ-Ли; Чанг, Цу-Чин (2010). «Улучшенная обнаружимость пре-реионизационной структуры 21 см». Письма в Astrophysical Journal . 723 (1): L17–L21. arXiv : 1007.0001 . Bibcode : 2010ApJ...723L..17A. doi : 10.1088/2041-8205/723/1/L17. S2CID  118436837.
  26. ^ "Астрономы обнаружили свет от первых звезд Вселенной". 28 февраля 2018 г. Получено 1 марта 2018 г.
  27. ^ "Hubble снова открывает свой глаз". www.spacetelescope.org . Получено 17 декабря 2018 г. .
  28. ^ ab Мадау, Пьеро и др. (1999). «Перенос излучения в комковатой Вселенной. III. Природа космологического источника ионизации». The Astrophysical Journal . 514 (2): 648–659. arXiv : astro-ph/9809058 . Bibcode : 1999ApJ...514..648M. doi : 10.1086/306975. S2CID  17932350.
  29. ^ Barkana, R.; Loeb, A. (2001). «В начале: первые источники света и реионизация Вселенной». Physics Reports . 349 (2): 125–238. arXiv : astro-ph/0010468 . Bibcode : 2001PhR...349..125B. doi : 10.1016/S0370-1573(01)00019-9. S2CID  119094218.
  30. ^ ab Bouwens, RJ; et al. (2012). "Галактики с низкой светимостью могли бы повторно ионизировать Вселенную: очень крутые наклоны слабых концов к функциям ультрафиолетовой светимости при z >= 5-8 из наблюдений HUDF09 WFC3/IR". The Astrophysical Journal Letters . 752 (1): L5. arXiv : 1105.2038 . Bibcode :2012ApJ...752L...5B. doi :10.1088/2041-8205/752/1/L5. S2CID  118856513.
  31. ^ Атек, Хаким; Ричард, Йохан; Жозак, Матильда; Кнейб, Жан-Поль; Натараджан, Приямвада; Лимузен, Марсо; Шерер, Даниэль; Джулло, Эрик; Эбелинг, Харальд; Эгами, Эйичи; Клемент, Бенджамин (18.11.2015). «Являются ли сверхслабые галактики на z = 6–8 ответственными за космическую реионизацию? Объединенные ограничения из кластеров и параллелей полей границы Хаббла». The Astrophysical Journal . 814 (1): 69. arXiv : 1509.06764 . Bibcode :2015ApJ...814...69A. doi :10.1088/0004-637X/814/1/69. ISSN  1538-4357. S2CID  73567045.
  32. ^ Харикане, Юичи; Оучи, Масами; Огури, Масамунэ; Оно, Ёсиаки; Накадзима, Кимихико; Исобе, Юки; Умеда, Хироя; Маватари, Кен; Чжан, Йечи (01 марта 2023 г.). «Комплексное исследование галактик на z ∼ 9–16, обнаруженное в ранних данных JWST: функции ультрафиолетовой светимости и история образования космических звезд в эпоху до реионизации». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 265 (1): 5. arXiv : 2208.01612 . Бибкод : 2023ApJS..265....5H. дои : 10.3847/1538-4365/acaaa9 . ISSN  0067-0049.
  33. ^ Маклеод, DJ; Доннан, CT; Маклюр, RJ; Данлоп, JS; Маги, D.; Бегли, R.; Карналл, AC; Каллен, F.; Эллис, RS; Хамадуш, ML; Стэнтон, TM (2023). "Функция ультрафиолетовой светимости галактики на z ≃ 11 из набора публичных программ JWST ERS, ERO и Cycle-1". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 527 (3): 5004. arXiv : 2304.14469 . Bibcode : 2024MNRAS.527.5004M. doi : 10.1093/mnras/stad3471 .
  34. ^ abc Jaskot, AE & Oey, MS (2014). "Связывание Ly-альфа и переходов с низкой ионизацией при низкой оптической глубине". The Astrophysical Journal Letters . 791 (2): L19. arXiv : 1406.4413 . Bibcode : 2014ApJ...791L..19J. doi : 10.1088/2041-8205/791/2/L19. S2CID  119294145.
  35. ^ abc Verhamme, A.; Orlitova, I.; Schaerer, D.; Hayes, M. (2014). «Об использовании Lyman-alpha для обнаружения галактик с утечкой Лаймановского континуума». arXiv : 1404.2958v1 [astro-ph.GA].
  36. ^ Изотов, Ю.И.; Гусева, Н.Г.; Фрике, К.Дж.; Хенкель, К.; Шерер, Д.; Туан, TX (февраль 2021 г.). «Компактные звездообразующие галактики с малым красным смещением как аналоги звездообразующих галактик с большим красным смещением». Астрономия и астрофизика . 646 : A138. arXiv : 2103.01505 . Bibcode : 2021A&A...646A.138I. doi : 10.1051/0004-6361/202039772. ISSN  0004-6361. S2CID  232092358.
  37. ^ Накадзима, К. и Оучи, М. (2014). «Ионизационное состояние межзвездной среды в галактиках: эволюция, зависимость SFR-M*-Z и ионизирующий фотонный побег». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 442 (1): 900–916. arXiv : 1309.0207 . Bibcode : 2014MNRAS.442..900N. doi : 10.1093/mnras/stu902 . S2CID  118617426.
  38. ^ Изотов, YI; Орлитова, I.; Шерер, D.; Туан, TX; Верхамме, A.; Гусева, NG; Ворсек, G. (2016-01-14). "Восьмипроцентная утечка фотонов континуума Лаймана из компактной карликовой галактики, формирующей звезды". Nature . 529 (7585): 178–180. arXiv : 1601.03068 . Bibcode :2016Natur.529..178I. doi :10.1038/nature16456. ISSN  0028-0836. PMID  26762455. S2CID  3033749.
  39. ^ Изотов, YI; Шерер, D.; Туан, TX; Ворсек, G.; Гусева, NG; Орлитова, I.; Верхамме, A. (2016-10-01). «Обнаружение утечки высокого Лаймановского континуума из четырех компактных звездообразующих галактик с низким красным смещением». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 461 (4): 3683–3701. arXiv : 1605.05160 . doi : 10.1093/mnras/stw1205 . ISSN  0035-8711.
  40. ^ Изотов, YI; Шерер, D.; Ворсек, G.; Гусева, NG; Туан, TX; Верхамме, A.; Орлитова, I.; Фрике, KJ (2018-03-11). "J1154+2443: компактная звездообразующая галактика с низким красным смещением и 46-процентной утечкой фотонов континуума Лаймана". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 474 (4): 4514–4527. arXiv : 1711.11449 . doi : 10.1093/mnras/stx3115 . ISSN  0035-8711.
  41. ^ Изотов, Ю.И.; Ворсек, Г.; Шерер, Д.; Гусева, Н.Г.; Туан, Техас; Фрике; Верхамме, А.; Орлитова, И. (21 августа 2018 г.). «Галактики с утечкой из континуума Лаймана с низким красным смещением и высокими отношениями [O iii] / [O ii]». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 478 (4): 4851–4865. arXiv : 1805.09865 . дои : 10.1093/mnras/sty1378 . ISSN  0035-8711.
  42. ^ Ван, Бинцзе; Хекман, Тимоти М.; Лейтерер, Клаус; Александрофф, Рэйчел; Бортакур, Санчаита; Оверзье, Родерик А. (2019-10-30). "Новый метод поиска галактик, из которых течет излучение Лайман-континуума: дефицит [S ii]". The Astrophysical Journal . 885 (1): 57. arXiv : 1909.01368 . Bibcode : 2019ApJ...885...57W. doi : 10.3847/1538-4357/ab418f . ISSN  1538-4357.
  43. ^ Изотов, Ю.И.; Ворсек, Г.; Шерер, Д.; Гусева Н.Г.; Чисхолм, Дж.; Туан, Техас; Фрике, К.Дж.; Верхамме, А. (22 марта 2021 г.). «Утечка лаймановского континуума из маломассивных галактик с M ⋆ < 108 M⊙». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 503 (2): 1734–1752. arXiv : 2103.01514 . дои : 10.1093/mnras/stab612 . ISSN  0035-8711.
  44. ^ аб Флюри, София Р.; Джаскот, Энн Э.; Фергюсон, Гарри К.; Ворсек, Габор; Макан, Кирилл; Чисхолм, Джон; Салдана-Лопес, Альберто; Шерер, Дэниел; МакКэндлисс, Стефан; Ван, Бинцзе; Форд, Нью-Мексико; Хекман, Тимоти; Цзи, Чжиюань; Джавалиско, Мауро; Аморин, Рикардо (01 мая 2022 г.). «Обзор Лайманского континуума с низким красным смещением. I. Новые, разнообразные локальные излучатели Лайманского континуума». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 260 (1): 1. arXiv : 2201.11716 . Бибкод : 2022ApJS..260....1F. дои : 10.3847/1538-4365/ac5331 . ISSN  0067-0049.
  45. ^ Салдана-Лопес, Альберто; Шерер, Даниэль; Чисхолм, Джон; Флури, София Р.; Джаскот, Энн Э.; Ворсек, Габор; Макан, Кирилл; Газань, Саймон; Мауэрхофер, Валентин; Верхамме, Энн; Аморин, Рикардо О.; Фергюсон, Гарри К.; Джиавалиско, Мауро; Грациан, Андреа; Хейс, Мэтью Дж. (июль 2022 г.). «Обзор континуума Лаймана с низким красным смещением: раскрытие свойств ISM излучателей континуума Лаймана с низким z». Астрономия и астрофизика . 663 : A59. arXiv : 2201.11800 . Bibcode : 2022A&A...663A..59S. doi : 10.1051/0004-6361/202141864. ISSN  0004-6361. S2CID  246411216.
  46. ^ Flury, Sophia R.; Jaskot, Anne E.; Ferguson, Harry C.; Worseck, Gábor; Makan, Kirill; Chisholm, John; Saldana-Lopez, Alberto; Schaerer, Daniel; McCandliss, Stephan R.; Xu, Xinfeng; Wang, Bingjie; Oey, MS; Ford, NM; Heckman, Timothy; Ji, Zhiyuan (2022-05-01). "The Low-redshift Lyman Continuum Survey. II. New Insights into LyC Diagnostics". The Astrophysical Journal . 930 (2): 126. arXiv : 2203.15649 . Bibcode :2022ApJ...930..126F. doi : 10.3847/1538-4357/ac61e4 . ISSN  0004-637X.
  47. ^ Chisholm, J.; Saldana-Lopez, A.; Flury, S.; Schaerer, D.; Jaskot, A.; Amorín, R.; Atek, H.; Finkelstein, SL; Fleming, B.; Ferguson, H.; Fernández, V.; Giavalisco, M.; Hayes, M.; Heckman, T.; Henry, A. (2022-11-09). «Наклон дальнего ультрафиолетового континуума как оценка выхода континуума Лаймана при высоком красном смещении». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 517 (4): 5104–5120. arXiv : 2207.05771 . doi : 10.1093/mnras/stac2874 . ISSN  0035-8711.
  48. ^ Mascia, S.; Pentericci, L.; Calabrò, A.; Treu, T.; Santini, P.; Yang, L.; Napolitano, L.; Roberts-Borsani, G.; Bergamini, P.; Grillo, C.; Rosati, P.; Vulcani, B.; Castellano, M.; Boyett, K.; Fontana, A. (апрель 2023 г.). «Приближение к источникам космической реионизации: первые результаты программы GLASS-JWST». Астрономия и астрофизика . 672 : A155. arXiv : 2301.02816 . Bibcode : 2023A&A...672A.155M. doi : 10.1051/0004-6361/202345866. ISSN  0004-6361. S2CID  255546596.
  49. ^ Массия, С.; Пентериччи, Л.; Калабро, А.; Сантини, П.; Наполитано, Л.; Аро, П. Аррабаль; Кастеллано, М.; Дикинсон, М.; Оквирк, П.; Льюис, JSW; Аморин, Р.; Бэгли, М.; Клери, RNJ; Константин, Л.; Декель, А. (2024). «Новое понимание природы космических реионизаторов из исследования CEERS». Астрономия и астрофизика . 685 : А3. arXiv : 2309.02219 . Бибкод : 2024A&A...685A...3M. дои : 10.1051/0004-6361/202347884.
  50. ^ Шапиро, Пол и Жиру, Марк (1987). «Космологические области H II и фотоионизация межгалактической среды». The Astrophysical Journal . 321 : 107–112. Bibcode : 1987ApJ...321L.107S. doi : 10.1086/185015 .
  51. ^ Фань, Сяоху и др. (2001). «Обзор квазаров z>5.8 в цифровом обзоре неба Слоуна. I. Открытие трех новых квазаров и пространственная плотность светящихся квазаров на z~6». The Astronomical Journal . 122 (6): 2833–2849. arXiv : astro-ph/0108063 . Bibcode : 2001AJ....122.2833F. doi : 10.1086/324111. S2CID  119339804.
  52. ^ Гнедин, Николай и Острикер, Джеремия (1997). «Реионизация Вселенной и раннее производство металлов». Astrophysical Journal . 486 (2): 581–598. arXiv : astro-ph/9612127 . Bibcode : 1997ApJ...486..581G. doi : 10.1086/304548. S2CID  5758398.
  53. ^ Лимин Лу и др. (1998). «Содержание металлов в облаках Лайман-альфа с очень низкой столбчатой ​​плотностью: значение для происхождения тяжелых элементов в межгалактической среде». arXiv : astro-ph/9802189 .
  54. ^ Fosbury, RAE; et al. (2003). "Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357". Astrophysical Journal . 596 (1): 797–809. arXiv : astro-ph/0307162 . Bibcode :2003ApJ...596..797F. doi :10.1086/378228. S2CID  17808828.
  55. ^ Tumlinson, Jason; et al. (2002). «Космологическая реионизация первыми звездами: эволюционирующие спектры населения III». Труды конференции ASP . 267 : 433–434. Bibcode : 2002ASPC..267..433T.
  56. ^ Венкатесан, Апама; и др. (2003). «Эволюционирующие спектры звезд населения III: последствия космологической реионизации». Астрофизический журнал . 584 (2): 621–632. arXiv : astro-ph/0206390 . Бибкод : 2003ApJ...584..621В. дои : 10.1086/345738. S2CID  17737785.
  57. ^ Альварес, Марсело и др. (2006). «Область H II первой звезды». Astrophysical Journal . 639 (2): 621–632. arXiv : astro-ph/0507684 . Bibcode : 2006ApJ...639..621A. doi : 10.1086/499578. S2CID  12753436.
  58. ^ Собрал, Дэвид; Мэтти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шерер, Дэниел; Мобашер, Бахрам; Ретгеринг, Хууб Дж.А.; Сантос, Сержио; Хеммати, Шубане (4 июня 2015 г.). «Доказательства существования звездных популяций, подобных POPIII, в самых ярких излучателях LYMAN-α в эпоху повторной ионизации: спектроскопическое подтверждение». Астрофизический журнал . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Бибкод : 2015ApJ...808..139S. дои : 10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID  18471887.
  59. ↑ Overbye, Dennis (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают об обнаружении самых ранних звезд, обогативших космос». The New York Times . Получено 17 июня 2015 г.

Внешние ссылки