第一批恒星和星系的紫外光如何再电离氢，使宇宙再次变得透明
在宇宙历史的时间线上，再电离标志着所谓的黑暗时代的结束，这是复合后宇宙充满中性氢原子且尚未形成任何发光源的时期。随着第一批恒星、星系和类星体开始发光，它们的高能（主要是紫外线）光子电离了周围的氢气，将中性的星际介质（IGM）转变为高度电离的等离子体。这个事件，被称为宇宙再电离，深刻改变了宇宙在大尺度上的透明度，并为我们今天观察到的完全照亮的宇宙奠定了基础。
在本文中，我们将探讨：
- 复合后中性宇宙
- 第一束光：第三代恒星、早期星系和类星体
- 电离过程与气泡
- 时间线与观测证据
- 未解之谜与持续研究
- 再电离在现代宇宙学中的重要性
2. 复合后中性宇宙
2.1 黑暗时代
从大爆炸后大约38万年（即复合时期）直到第一批发光结构形成（大约1亿到2亿年后），宇宙大部分时间是中性的，由大爆炸核合成遗留下来的氢和氦组成。这个时期被称为黑暗时代，因为没有恒星或星系，宇宙除了冷却的宇宙微波背景（CMB）外，没有显著的新光源。
2.2 中性氢的主导地位
在黑暗时代，星际介质（IGM）几乎完全由中性氢（H I）组成——这很关键，因为中性氢对吸收紫外光子非常有效。最终，随着物质聚集成暗物质晕和原始气体云坍缩，第一批第三代恒星开始形成。它们强烈的辐射很快将永远改变IGM的状态。
3. 第一束光：第三代恒星、早期星系和类星体
3.1 第三代恒星
理论预测第一批恒星——第三代恒星（Population III stars）——是无金属的（几乎完全由氢和氦组成），且可能非常巨大，质量范围可能从几十到数百个太阳质量不等。它们的形成标志着从黑暗时代到宇宙黎明的过渡。这些恒星发出大量能够电离氢的紫外线（UV）辐射。
3.2 早期星系
随着结构层级形成的进行，小型暗物质晕合并形成更大的晕，产生了第一批星系。在这些星系中，第二代及以后的恒星（Pop II）开始形成，稳定地增加了紫外光子输出。随着时间推移，星系——而非仅仅是Pop III恒星——成为电离辐射的主要来源。
3.3 类星体和活动星系核
高红移的类星体（由早期星系中心的超大质量黑洞驱动）也对再电离做出了贡献，尤其是对氦（He II）。尽管它们在氢再电离中的确切作用仍有争议，但类星体很可能在稍晚的时期发挥了更重要的作用，特别是在红移 z ~ 3 时对氦的再电离。
4. 电离过程与气泡
4.1 局部电离气泡
每当新的恒星或星系发出高能光子，这些光子向外传播，电离周围的氢。这在电离源周围形成了“气泡”（或称为H II区）。起初，这些区域是孤立且相当小的。
4.2 电离区域的重叠
随着时间推移，更多电离源形成，现有电离源变得更明亮。电离气泡扩展，最终重叠。曾经中性的IGM变成中性和电离区域的拼接。到再电离时代结束时，这些H II区融合，使宇宙中绝大多数氢处于电离状态（H II）而非中性（H I）。
4.3 再电离的时间尺度
再电离的持续时间可能是数亿年，大致跨越红移从z ~ 10到z ~ 6，尽管确切时间仍是活跃研究领域。到z ≈ 5–6时，大部分IGM已被电离。
5. 时间线与观测证据
5.1 Gunn-Peterson吸收槽
再电离的关键证据来自Gunn-Peterson测试，该测试检查高红移类星体的光谱。IGM中的中性氢在特定波长（尤其是Lyman-α线）吸收光子，在类星体光谱中留下吸收槽。观测显示在z > 6时Gunn-Peterson槽显著增加，意味着中性氢比例急剧上升，表明再电离的尾声[1]。
5.2 宇宙微波背景（CMB）偏振
CMB测量也提供线索。来自再电离气体的自由电子散射CMB光子，留下大尺度偏振各向异性特征。来自WMAP和Planck的数据对再电离的平均红移和持续时间进行了限制[2]。通过测量光学深度τ（散射概率），宇宙学家可以推断宇宙中大部分氢何时被电离。
5.3 Lyman-α发射体
对Lyman-α发射星系（其光谱显示Lyman-α线强烈发射的星系）的调查也被用来探测再电离。中性氢容易吸收Lyman-α光子，因此在高红移处探测到这些星系可以告诉我们IGM的透明度。
6. 未解之谜与持续研究
6.1 电离源的相对贡献
一个主要问题是不同电离源的相对贡献。虽然很明显最早的星系（及其众多的大质量恒星）是重要的贡献者，但来自第三代恒星、普通恒星形成星系和类星体的确切比例仍有争议。
6.2 低光度星系
最新证据表明，微弱、低光度星系——难以探测——可能提供了大量的电离光子。它们的作用可能对完成再电离的最后阶段至关重要。
6.3 21-cm 宇宙学
来自中性氢的21-cm线观测提供了对再电离时代独特且直接的探测。像LOFAR、MWA和HERA这样的实验，以及最终的平方公里阵列（SKA），旨在绘制中性氢的空间分布，揭示再电离过程中电离气泡的拓扑结构（形状和大小）[3]。
7. 再电离在现代宇宙学中的重要性
7.1 星系形成与演化
再电离影响了物质坍缩成结构的方式。随着IGM被电离，增加的加热抑制了气体向小晕坍缩，影响了低质量星系的形成。因此，理解再电离有助于阐明星系的层级增长。
7.2 反馈效应
再电离过程不是单向的：加热和电离IGM也反馈影响后续的恒星形成。电离气体更热且不易坍缩，导致光电离反馈，可能抑制较小晕中的恒星形成。
7.3 测试天体物理和粒子物理模型
通过将再电离数据与理论预测进行比较，研究人员测试：
- 第一批恒星（Pop III）和早期星系的性质。
- 暗物质（小尺度结构）的作用和性质。
- 宇宙学模型的有效性，包括ΛCDM、修正模型或替代理论。
8. 结论
再电离完成了从中性、黑暗的早期宇宙到充满发光结构和透明电离气体的宇宙的叙事弧。由第一批恒星和星系触发，紫外光逐渐在宇宙中电离氢，时间跨度介于z ≈ 10和z ≈ 6之间。观测研究——涵盖类星体光谱、Lyman-α发射、CMB极化以及新兴的21-cm测量——共同提供了对这一时代日益详细的图景。
然而，关键问题依然存在：哪些来源对再电离贡献最大？ 电离区域的确切时间线和拓扑结构是什么？ 再电离反馈如何影响后续的星系形成？ 进行中的和未来的调查有望深化我们的理解，可能揭示协调早期宇宙最戏剧性转变之一的天体物理学与宇宙学的相互作用。
参考文献与进一步阅读
- Gunn, J. E., & Peterson, B. A. (1965). “论星际空间中中性氢的密度。” 天体物理学杂志, 142, 1633–1641.
- Planck Collaboration. (2016). “Planck 2016 中期结果 XLVII：Planck对再电离历史的约束。” 天文学与天体物理, 596, A108.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “低频宇宙学：21厘米跃迁与高红移宇宙。” 物理报告, 433, 181–301.
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “起初：第一批光源与宇宙的再电离。” 物理报告, 349, 125–238.
- Fan, X., Carilli, C. L., & Keating, B. (2006). “宇宙再电离的观测约束。” 天文学与天体物理年评, 44, 415–462.
通过这些关键的观测和理论框架，我们现在将再电离视为结束黑暗时代的决定性事件，为充满夜空的辉煌宇宙结构铺平了道路——并提供了观察宇宙最早发光时刻的重要窗口。