ריוניזציה

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
סירטוט סכמטי של המבנה המרחבי של תהליך הינון מחדש, הלקוח מתוך מאמר הסקירה של פרופסור אבי לב מהרווראד, ברשותו. מאמר זה הופיע באנציקלופדית UNESCO EOLSS קוד ארכיב: arXiv0804.2258L. בסירטוט מימן ניטרלי מסומן באפור, ואילו מימן מיונן מסומן בצהוב

שלב הינון מחדש או ריוניזציה (באנגלית: re-ionization) הינו שלב בהיסטוריה של היקום בו המימן הניטרלי התיינן מחדש עקב הקרינה ממקורות האור הראשונים כגון כוכבים וקוואזרים.

התיאוריה

סירטוט סכמטי של האבולוציה של היקום הלקוח מתוך מאמר הסקירה של פרופסור אבי לב מהרווראד, ברשותו. מאמר זה הופיע באנציקלופדית UNESCO EOLSS קוד ארכיב: arXiv0804.2258L. בסירטוט מימן ניטרלי מסומן באפור, ואילו מימן מיונן מסומן בצהוב

לפי התיאוריה המקובלת, היקום התחיל את חייו במפץ הגדול, ומתפשט מאז. בתחילה היקום היה מאוד חם, ומורכב רק מחלקיקים אלמנטריים (אלקטרונים ופרוטונים שאינם מחוברים זה לזה באטומים) אשר נעו בחופשיות. מאז ועד היום, היקום התקרר. כאשר טמפרטורת היקום ירדה אל מתחת לכמה אלפי מעלות קלווין, נוצרו אטומי מימן, אשר מורכבים כל אחד מפרוטון בודד ומאלקטרון בודד. בשלב הזה היקום הפך ל"שקוף" כיוון שאלקטרונים חופשיים מפזרים קרינה, פוטונים, באופן יעיל, אבל עתה רוב האלקטרונים היו "תפוסים" באטומי מימן, ועל כן האור/הקרינה יכולה הייתה להתקדם בחופשיות. קרינה זו נצפית כיום בתור קרינת הרקע הקוסמית. גיל היקום בשלב זה היה כ- 400,000 שנה. לאחר שנוצרו אטומי המימן היקום נכנס לשלב הידוע בכינויו התקופה האפלה או ימי הביניים (באנגלית The dark ages) כיון שלא היו מקורות של אור. בשלב זה איזורים שהיו צפופים יותר מאחרים יכולים היו לגדול ע"י קריסה כבידתית איטית (חשוב לציין כי היקום התחיל את חייו אחיד בקירוב, עם פלקטואציות קטנות בצפיפות, (ראו גם יצירת המבנה הגדול ביקום, קרינת הרקע הקוסמית, והפרעות בקרינת הרקע הקוסמית). כך שבשלב מסוים איזורים צפופים יותר גדלו מספיק עד שנוצרו בהם כוכבים. לאחרונה חושב, באופן תיאורטי, כי הכוכב הראשון נוצר כשגיל היקום היה כ-30 מיליון שנה. מקורות האור הראשונים היו כוכבים כמו השמש שלנו, אך גדולים ומאסייבים יותר. בנוסף, לאחר זמן מה נוצרו גם קוואזרים. קוואזרים הינם ככל הנראה חורים שחורים מאסיביים הנמצאים במרכזה של גלקסיה רגילה ומאירים בעוצמה רבה כתוצאה מספיחת גז לעבר החור השחור.

הקרינה ממקורות האור הראשונים החלה ליינן את היקום, קרי להפריד את האלקטרונים מהגרעין שלהם באטומים. תהליך זה נקרא שלב הינון מחדש, רי-יוניזציה, היות והיקום התיננן במהלכו מחדש. על-פי התאוריה המקובלת היקום התיננן בשלבים. ראשית, האיזורים שסבבו את מקורות האור, כלומר את הגלקסיות ואו הקוואזרים, התחממו ואז התיננו. ככל שנוצרו עוד גלקסיות, כך התיננו יותר ויותר איזורים ביקום. ניתן לתאר את היקום בזמן מסויים כגבינה שוויצרית, בעלת בועות של איזורים מיונניים ואיזורים ניטרלים. כאשר כל הגז הבין גלקטי (אשר צפיפותו נמוכה בהרבה מהגז הגלקטי) התיננן, שלב הינון מחדש הסתיים. רק גז בצפיפות גבוהה אשר נמצא מאוד קרוב לגלקסיות, נותר ניטרלי.

רוב הכוכבים והקוואזרים שלקחו חלק ביינון מחדש של היקום נוצרו כפי הנראה כאשר גיל היקום היה בסביבות 100-200 מיליון שנה. אומנם כפי שצויין, הכוכב הראשון נוצר ככל הנראה כ-30 מליון שנה לאחר המפץ הגדול, אך על מנת ליינן את כל היקום היה צורך בכמות קרינה, ולכן גם בכמות כוכבים, גדולה יותר. על כן ככל שנוצרו יותר ויותר כוכבים, כך אפקט היינון מחדש קיבל תאוצה. הוא היה אפקטיבי בעיקר כשהיקום היה כבן כ-100 מליון שנה.

כפי שניתן לראות בסירטוט של התפתחות היקום משמאל, היקום החל את חייו מיונן (האיזור הצהוב לאחר המפץ הגדול), עד לעידן הריקומבינציה, שבו היקום הפך לניטרלי (מסומן באפור). הכוכבים הראשונים החלו ליינן את החומר ביקום (בועות צהובות), עד שהיקום כיום מיונן ברובו.

תצפיות בליימן אלפא

ראו מאמר מורחב בנושא: ספקטרום אטום המימן.

סירטוט סכמטי של הספקטרום של מקור הנמצא בהסחה לאדום z_s טרם התרחשות הריוניזציה. המקור פולט קרינה, ומתוכה קרינת הליימן אלפא נבלעת במימן הניטרלי ביקום. בשלב מסויים הריוניזציה החלה ובועות של מימן מיונן הופיעו, ובתוכן קרינת הליימן אלפא לא נבלעה, ועל כן אנו מקבלים מהן אות. זהו יער הליימן אלפא (באנגלית: Lyman-alpha forest). סירטוט זה לקוח מתוך מאמר סקירה של ד"ר רנן ברקנא מאוניברסיטת תל אביב ופרופסור אבי לב מאוניברסיטת הרווארד, ברשותם
תצפיות של 19 קוואזרים בין 5.74<z<6.42 כפי שניצפו ע"י סקר השמיים SDSS. לקוח מתוך מאמר הסקירה של פרופסור אבי לב מהרווראד, ברשותו. מאמר זה הופיע באנציקלופדית UNESCO EOLSS קוד ארכיב: arXiv0804.2258L.

קו הליימן-אלפא

קו הליימן אלפא (באנגלית Lyman alpha) הינו קו ספקטרלי של אטום המימן. כאשר אלקטרון באטום המימן דועך מרמה n=2 לרמה n=1 (ראו סירטוט סכמטי של רמות האנרגיה של אטום המימן משמאל) הוא פולט קרינה באורך גל של 121.6 ננומטר, המתאים לתדירות של 2.47\times 10^{15} הרץ. פוטון באורך גל המתאים לליימן אלפא יכול להבלע ע"י מימן ניטרלי. הבליעה ע"י קו הליימן אלפא מתרחשת גם כאשר האנרגיה של הפוטון גדולה יותר מהאנרגיה של המעבר מרמה 2 לרמה 1. למעשה חתך הפעולה (או הסיכוי) לבליעה קטן בקירוב כמו אורך הגל בחזקת שלוש.

אפקט גאן-פיטרסון

אפקט גאן פיטרסון (באנגלית Gunn-Peterson effect) הינו אפקט שבו תחום או תחומים של אורכי גל בספקטרום של קוואזרים (או מקורות אור רחוקים אחרים) נבלעים ע"י אטומים של מימן ניטרלי, הנמצאים ביננו לבין הקוואזר. רוב הבליעה מתרחשת בקו הליימן אלפא ובאורכי גל קצרים ממנו, שכאמור גם הם בולעים קרינה ביעילות רבה. מאחר והחומר הבולע נמצא בנקודה כלשהי בין הצופה לבין המקור, גם הוא מוסח לאדום (ראו: אפקט דופלר וחוק האבל), ולכן הבליעה "נמרחת" על פני תחום אורכי גל גדול אף יותר(ככל שעצם מרוחק יותר מאיתנו, ההסחה לאדום שלו גדולה יותר ולכן קרינה הנפלטת ממנו באורך גל מסוים מגיעה אל הצופה באורך גל ארוך יותר).

כפי שראינו, מימן ניטרלי בולע בתחום התדרים של אולטרה סגול (UV) והקו החזק ביותר הנבלע הוא של ליימן אלפא. על-פי אפקט גאן-פיטרסון, מתקיים כי הבליעה בליימן אלפא יכולה להתרחש גם כשצפיפות הגז מאוד נמוכה - על-מנת שבליעה כזאת תתרחש מספיק שאחוז המימן הניטרלי יהיה כאחד חלקי 100,000.

באמצעות אפקט גאן-פיטרסון ניתן ללמוד באיזו תקופה החל היקום להתינן מחדש. כיום התצפיות מראות כי דבר זה התרחש לפני הסחה לאדום של 6, כאשר גיל היקום היה פחות ממיליארד שנה.

התצפיות - וריוניזציה

תצפיות של קרינת הרקע הקוסמית בשילוב עם תצפיות בספקטרום של קוואזרים מאוד מרוחקים מצביעות על כך שהיקום החל להתינן מחדש בין 100 ל-900 מיליון שנה לאחר המפץ הגדול.

מתצפיות עולה כי ספקטרום של קוואזר מרוחק מכיל חתימה של בליעה בקו ליימן אלפא ע"י מימן ניטרלי הנמצא ביננו לבין הקוואזר (חשוב לציין שכיוון שהיקום מתפשט, אורך הגל של הקרינה גדל ככל שמקורה הינו אובייקט מרוחק יותר, באופן מתכונתי להיסח לאדום). בכל התצפיות ניצפתה בליעה בקו ליימן אלפא רק בסקאלות מרחביות קטנות, למשל חלקים מגלקסיה, או איזור צפוף של גז הנמצא בקירבת מספר של גלקסיות, ואילו בסקאלות גדולות לא נצפתה כל בליעה. נזכיר את אפקט גאן-פיטרסון, שלפיו הבליעה בקו ליימן אלפא יכולה להתרחש גם כשצפיפות הגז מאוד נמוכה. על כן אם נשלב את היעדר הבליעה באיזורים גדולים בתווך הבין גלקטי, קרי בעלי צפיפות גז נמוכה, ניתן להסיק כי הגז מיונן לחלוטין. במילים אחרות, בהינתן שביננו לבין המקור יש ענן גז בעל צפיפות של אחד חלקי 100,000 של מימן ניטרלי, אזי נקבל שבספקטרום הנצפה של המקור תהיה בליעה. כיוון שלא רואים כזו בליעה בקוואזרים קרובים, אך כן בקוואזרים רחוקים, מסיקים כי התווך הבין גלקטי מיונן.

בסירטוט הסכמטי משמאל רואים ספקטרום של מקור הנמצא בהסחה לאדום z_s טרם התרחשות הריוניזציה. המקור פולט קרינה בכל אורכי הגל. כאמור, מכיוון שהיקום מתפשט קרינה שהשתחררה מהמקור באורך גל \lambda תוסח לאדום, ותגיע לצופה באורך גל ארוך יותר: \lambda\times(1+z_a). על כן קרינה בעלת אורך גל קצר יותר מאורך גל ליימן אלפא (כלומר תדירות/אנרגיה גבוהה יותר) תאבד אנרגיה עם התקדמותה עד שתגיע לתדירות השווה לתדירות ליימן אלפא. בשלב זה היא תיבלע ע"י המימן הניטרלי, ולא יתקבל ממנה סיגנל (בתנאי שהאחרון קיים - כיוון שלאחר הריוניזציה רוב המימן מיונן ולכן כן יתקבל סיגנל). קרינת ליימן אלפא ממקור הרחוק יותר משלבי הריוניזציה נבלעת במימן הניטרלי ביקום, ועל כן ניראה עמק (שוקת) בספקטרום מהאוביקט. כיוון שבשלב מסויים הריוניזציה החלה ובועות של מימן מיונן הופיעו, ליימן אלפא לא נבלעה שם ועל כן אנו מקבלים סיגנל, זה הוא יער הליימן אלפא (באנגלית Lyman alpha forest). התנהגות כזו של ספקטראות מעצמים מרוחקים אכן נצפיתה. תצפיות מקוואזרים מרוחקים שהספקטראות שלהם מוסחים לאדום ב- z\sim6.1 מצביעות על בליעה (כלומר עמק בספקטרום), כפי שניתן לראות בסירטוט משמאל. סירטוט זה לקוח מתוך מאמר סקירה של ד"ר רנן ברקנא מאוניברסיטת תל אביב ופרופסור אבי לב מאוניברסיטת הרווארד, ברשותם.

בגרף נראים 19 קוואזארים כפי שניצפו בסקר השמים הדיגיטלי של סלון (Sloan Digital Sky Survey, SDSS ), ואכן ניתן לראות בו כי בספקטראות הקוואזרים המרוחקים נצפית בליעה, ולעומת-זאת בספקטראות הקוואזרים הקרובים לא. כלומר בשלב מסויים בחייו היקום התינן, ועל-כן הקרינה הנפלטת מקוואזרים קרובים (עם הסחה לאדום של פחות משש) לא יכולה הייתה להיבלע.

תצפיות 21 ס"מ

ראו מאמר מורחב קו ה-21 ס"מ של מימן ניטרלי

פליטה בקו של 21 ס"מ ממימן ניטרלי

סירטוט סכמטי - לא בסקאלה הנכונה - של שתי רמות האנרגיה הראשונות של אטום המימן. ניתן לראות את הפיצול ההיפר-עדין של רמת היסוד. הפרש רמות הטריפלט והסינגלט מתאים לאורך גל של 21 ס"מ. ניתן גם לראות את הפרש הרמות בין הרמה n=1 לבין n=2 המתאים לקו ליימן אלפא.

כתוצאה מאינטראקציה קוונטית בין הספין של האלקטרון והספין של גרעין אטום המימן (פרוטון), מתחלקת רמת האנרגיה היסודית של אטום המימן לשתי תת-רמות שנקראות גם המבנה ההיפר-עדין (Hyperfine structure) (ראו סירטוט משמאל). הרמה העליונה נקראת טריפלט (באנגלית triplet ), ואילו התחתונה נקראת סינגלט (באנגלית singlet ). הפרש האנרגיה בין שני המצבים בתת הרמה הנ"ל שווה מתאים ל[פוטון] בתדירות של: 1.420405752\times10^{9} הרץ, או באורך גל של 21.1061 ס"מ. כאשר אטום מימן פוגש בפוטון בעל אנרגיה מתאימה (קרי, פוטון באורך גל של 21 ס"מ) אזי הוא יכול לעבור מתת הרמה הנמוכה אנרגטית לתת הרמה הגבוהה (במצב זה הפוטון נבלע ויופיע קו בליעה). אורך מחצית החיים של תת הרמה הנ"ל הינו כ- 10 מיליון שנה. זאת אומרת שבממוצע, אם נעקוב אחר מדגם רחב של אטומי מימן ברמת האנרגיה הגבוהה יותר, לאחר כ- 10 מיליון שנה מחצית מהם ידעכו חזרה לרמת היסוד, תוך כדי פליטת פוטון באורך גל של 21 ס"מ (ואז יראה קו פליטה באורך גל של 21 ס"מ).

על-אף השכיחות הנמוכה שבה מתבצע המעבר, קו ה- 21 ס"מ נצפה בקלות באמצעות טלסקופי רדיו. זאת מכיוון שמימן הינו היסוד השכיח ביותר בטבע (ראו: היווצרות היסודות הכימיים במפץ הגדול) ומצוי בכמויות גדולות ברחבי הגלקסיה, כך שגם האחוז הזניח של אטומי מימן שפולטים קרינת 21 ס"מ תוך כדי פרקי הזמן האופייניים למדידות שאנו מבצעים הוא מספיק בכדי לייצר קרינה בעוצמה שניתנת למדידה. כמו כן, בשל גודלה העצום של הגלקסיה, צפיפות גז המימן בה נמוכה מאוד, הרבה יותר מהצפיפות הנמוכה ביותר אליה הצליחו להגיע עד היום בתנאי מעבדה על-פני כדור-הארץ. עובדה זו מקטינה מאוד את הסיכוי של אטום מימן לעבור עירור התנגשותי(עירור דרך התנגשויות עם חלקיקים אחרים) מרמת הטריפלט לרמה מעוררת גבוהה יותר, עוד טרם ש"הספיק" לפלוט קרינת 21 ס"מ.

התצפיות

בשנים הקרובות תצפיות חדשות של קרינת קו 21 ס"מ מאיזורים מרוחקים של היקום יעזרו לגולל את סיפור יצירת הגלקסיות הראשונות ביקום. מערכי רדיו כמו Murchison Widefield Array ) MWA ) ו- (Low Frequency Array ) LOFAR ישתמשו בתכונותיו של מימן ניטרלי לפלוט בקו ה- 21 ס"מ על-מנת למפות את פיזורו ביקום. תצפיות אלו למעשה יאפשרו לעקוב אחר ריכוזים שונים של מימן ניטרלי ביקום לאורך זמן. לפני שנוצרו הכוכבים הראשונים היקום היה מלא באטומי מימן ניטרלי, ועם הווצרות מקורות הקרינה הראשונים המימן התיינן ועל-כן קרינת ה-21 ס"מ יכולה לגלות מידע רב על התנאים בהם נוצרו מקורות האור הראשונים ותהליך הריוניזציה.

תקופת השחבור מחדש (קרי ריקומבינציה, שהתרחשה כ- 400,000 שנה לאחר המפץ הגדול), ציינה את מעבר היקום משלב של חומר מיונן ליקום המלא במימן ניטרלי (בסירטוט משמאל זה הוא האיזור האפור). מקורות האור הראשונים ביקום (שהחלו להופיע כאמור כשלושים מליון שנה לאחר המפץ הגדול) החלו לינן את המימן הניטרלי מסביבם (כך שנוצרה מעין בועה מיוננת סביב כל מקור אור - ראו סירטוט משמאל, האיזורים הצהובים). ככל שנוצרו עוד ועוד מקורות אור, כך תהליך זה צבר תאוצה, עד שכל היקום היה מיונן (באומרנו "כל היקום" אנו מתכוונים למעשה לגז הבין גלקטי - באנגלית the inter galactic gas, שמהווה את מרבית הגז ביקום. עם זאת, בתוך הגלקסיה שלנו ובגלקסיות נוספות קיים גם היום מימן ניטרלי), מה שהתרחש לערך כמאתיים מליון שנה לאחר המפץ הגדול. באופן פוטנציאלי, מערכים אילו ניתן יהיה לקבל תמונה תלת מימדית של היקום. מיפוי השמים יתן תמונה דו מימדית, וכיוון שהקרינה הנעה במהירות האור ומגיעה אלינו מאיזורים מרוחקים מוסחת לאדום, נוכל לקבל גם את מימד הזמן. למעשה ניתן לחשוב על התמונה שתתקבל כעל גבינה שוויצרית (מחוררת), כאשר את הסיגנל בקו ה- 21 ס"מ נקבל מאיזורים המלאים מימן ניטרלי, בעוד שמאיזורים מיוננים לא נקבל סיגנל.

כיוון שהסיגנל הוא יחסית חלש, מדידותיו מתבצעות ביחס לקרינת הרקע הקוסמית, אזי למעשה מודדים את הסיגנל ביחס לקרינת הרקע הקוסמית.

חשוב לציין כי מערכי הרדיו הללו לא יוכלו להתמקד על מקור אור מסויים, אלא יוכלו לתת מידע סטטיסטי על המקורות. תצפיות אילו מושפעות מהתפלגות המקורות, טמפרטורת הגז, התפלגות המימן הקוסמי ביקום ושטף קרינת ה-UV ממקורות האור הראשונים.

טמפרטורת ההארה ועוצמת הקרינה ב- 21 ס"מ

בדרך כלל במדידות של קווים ספקטרליים (לעומת מדידה של מערכת תרמית, כמו השמש) נעזרים בהגדרה של טמפרטורת הארה (באנגלית Brightness temperature ). טמפרטורת ההארה היא הטמפרטורה שהיתה יכולה להיות לגוף ששטף הקרינה הסגולי הנצפה שלו הינו Iν (ביחידות של ארג לס"מ מרובע) אילו הוא היה גוף שחור ובהנחה כי שטף הקרינה הסגולי נצפה בתחום ריילי-ג'ינס של הספקטרום.

סוג זה של הגדרה מאוד יעיל כאשר עובדים עם תצפיות ברדיו, שם התדירויות נמוכות ביחס לאנרגיה הכוללת של המערכת וניתן להשתמש בחוק ריילי ג'ינס (כלומר h\nu<<k_{B}T ) ואז טמפרטורת ההארה, עבור מקור בעל עוצמה I_\nu נירשמת כ-

T_{btight}\sim\frac{c^2I_\nu}{2\nu^2k_B}.

בתצפיות של 21 ס"מ מרבים להשתמש בהגדרה זו.

טמפרטורת הספין וסיגנל 21 ס"מ

נהוג לתאר את פילוג אוכלוסיית תתי-הרמות הטריפלט והסינגלט של רמת היסוד ע"י טמפרטורה אפקטיבית הנקראת טמפרטורת הספין (באנגלית The spin temperature ). אם נסמן ב- n_0 את הצפיפות המספרית של אטומי מימן ניטרלי הנמצאים ברמת הסינגלט וב- n_1 את הצפיפות המספרית של אטומי מימן ניטרלי הנמצאים ברמת הטריפלט, אז יניתן להגדיר את טמפרטורת הספין כ-

\frac{n_1}{n_0}=e^{-T_\star/T_s},

כאשר T_\star=0.0682 קלווין, המתאים להפרש הרמות בפיצול ההיפר-עדין. כיוון שטמפרטורת הספין מתארת את שינוי אוכלוסית הרמות, הטריפלט והסינגלט, היא בעצם האחראית על מדידת סיגנל ה- 21 ס"מ. על-כן, אם טמפרטורת הספין גדולה מטמפרטורת ההארה הסיגנל יראה בפליטה של 21 ס"מ יחסית לקרינת הרקע הקוסמית. אם טמפרטורת הספין קטנה מטמפרטורת ההארה הסיגנל יראה דרך בליעה של קרינת הרקע הקוסמית.

אפקטים פיזיקליים המשפיעים על טמפרטורת הספין

ישנם שלושה אפקטים המשפיעים על טמפרטורת הספין ובכך משפיעים על התפלגות רמות הטריפלט והסינגלט, ולכן משפיעים על הסיגנל הסופי מקו ה- 21 ס"מ.

  • בליעה של קרינת הרקע הקוסמית. פוטון באורך גל המתאים להפרש הרמות ההיפר מפוצלות נבלע ע"י מימן ניטרלי, ובכך מעלה את רמת האנרגיה של האטום מסינגלט לטריפלט (ראו סירטוט של רמות האנרגיה).
  • התנגשויות בין אטומי מימן שכנים. בהתנגשויות כאלו אטומים הנמצאים ברמת טריפלט (או סינגלט) יכולים להחליף אנרגיה ובכך לעבור להיות במצב סינגלט (או טריפלט)
  • אינטראקציה עם פוטוני ליימן אלפא - אפקט זה ניקרא אפקט ווטהוזן-פילד - ובו כוכבים הפולטים קרינת UV ובאופן ספציפי קרינה באורך גל המתאימה לליימן אלפא (121.6 ננומטר, או 2.47\times10^{15} הרץ) שמתאימה להפרש הרמות של n=2 ו-n=1 של אטום המימן (ראו סירטוט סכמטי של רמות האנרגיה באטום המימן) נבלעת ע"י אטומי המימן מסביב למקור האור. סיכוי זה לבליעה הוא מאוד גבוה. האטום חוזר לרמה n=1 תוך כ- 2.47\times10^{-15} שניות בממוצע, והוא יכול לחזור או למצב הטריפלט או לסינגלט ובכך לשנות את פילוג האוכלוסיה של מצבי הטריפלט והסינגלט. קרי, לשנות את טמפרטורת הספין.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


סמדר נאוז, ירון רדאי