הבדלים בין גרסאות בדף "ריוניזציה"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
(דף חדש: ==ריוניזציה==)
 
שורה 1: שורה 1:
==ריוניזציה==
+
דף זה נמצא בהעלאה, נא לא לערוך אותו - סמדר
 +
 
 +
שלב הינון מחדש, ריוניזציה (באנגלית: '''re-ionization''') הינו שלב בהיסטוריה של היקום בו המימן הנטרלי התינן מחדש עקב הקרינה ממקורות האור הראשונים.
 +
 
 +
==התאוריה==
 +
לפי התאוריה המקובלת, היקום התחיל את חייו [[מפץ הגדול|במפץ הגדול]], ומתפשט מאז. בתחילה היקום היה מאוד חם, ומורכב רק מחלקיקים (לא אטומים) אשר נעו בחופשיות. כאשר היקום התקרר למתחת לאלפי מעלות קלווין נוצרו אטומי מימן, אשר מורכבים מפרוטון אחד ומאלקטרון אחד. בשלב הזה היקום  הפך "שקוף" כיוון שאלקטרונים חופשיים מפזרים קרינה, פוטונים, באופן יעיל, אבל עתה רוב האלקטרונים היו "תפוסים" באטומי מימן, ועל כן האור/הקרינה יכלה להתקדם בחופשיות (אנו קולטים את הקרינה הזו כיום – קרינת הרקע הקוסמית). גיל היקום בשלב זה היה כ- 400,000 שנים.  לאחר שנוצרו אטומי המימן היקום נכנס לשלב בידוע בכנויו '''הימים האפלים''' או ''ימי הבניים''' (באנגלית ''''''The dark ages) כיון שלא היו מקורות של אור.  בשלב זה איזורים שהיו צפופים יותר מאחרים יכלו לגודל ע"י קריסה גרווטציונית איטית (חשוב לציין כי היקום התחיל את חייו אחיד בקירוב, עם פלקטואציות קטנות בצפיפות, (ראו גם [[גדליה של פלקטואציות]], [[קרינת הרקע הקוסמית]], [[הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית]] [[האבולוציה של היקום|והאבולוציה של היקום]]). כך שבשלב מסוים על איזורים צפופים יותר גדלו מספיק עד שנוצרו בהם כוכבים. לאחרונה חושב, באופן תיאורטי, כי הכוכב הראשון נוצר כשגיל היקום היה כ-30 מליון שנה. מקורות האור הראשונים היו כוכבים כמו השמש שלנו רק גדולים ומאסיבים יותר. בנוסף לאחר זמן מה נוצרו גם קוואזרים. קוואזרים הינם אוביקטים מאוד בהירים הנמצאים במרכז גלקסיות, התאוריה המקובלת גורסת כי מדובר בחומר הנספח לעבר חור שחור במרכז הגלקסיה.
 +
 
 +
הקרינה ממקורות האור הראשונים החלה ליננן את היקום, קרי להפריד את האלקטרונים מהגרעין שלהם באטומים. תהליך זה נקרה שלב הינון מחדש, רי-יוניזציה, היות והיקום התיננן מחדש. לפני התאוריה המקובלת היקום התיננן בשלבים. ראשית האיזורים שסבבו את מקורות האור, כלומר את הגלקסיות ואו הקוואזרים, התחממו ואז התיננו. ככל שנוצרו וד גלקסיות כך התיננו יותר ויותר איזורים ביקום, ניתן לתאר את היקום בזמן מסויים כגבינה שווצרית, בעלת בועות של איזורים מיונניים ואיזורים נטרלים. כאשר כל הגז הבין גלקטי (אשר צפיפותו נמוכה בהרבה מהגז הגלקטי) התיננן שלב הינון מחשד נגמר. רק גז בצפיפות גבוה אשר נמצא מאוד קרוב לגלקסיות נשאר נטרלי.
 +
 
 +
רוב הכוכבים והקוואזרים שלקחו חלק בינון מחדש של היקום נוצרו כפי הנראה כאשר היקום היה בין 100-200 מליון שנה. אומנם ככל הניראה, הכוכב הראשון נוצר כ-30 מליון שנה לאחר המפץ הגדול, אך על מנת ליננן את כל יקום צריך כמות כוכבים גדולה יותר. על כן ככל שנוצרו יותר ויותר כוכבים כך אפקט הינון קיבל תאוצה. הוא היה אפקטיבי בעיקר, לפי התאורי המקובלת, כשהקיום היה כבן 100- מליון שנה.
 +
 
 +
==תצפיות==
 +
תצפיות של קרינת הרקע הקוסמית בשליוב עם תצפיות של קוואזרים מאוד מרוחקים מצביעים על כל שהיקום החל להתיננן מחדש 100-900 מליון שנה לאחר המפץ הגדול. אף על פי כן רק עכשיו תצפיות מצליחות לחקור את התנאים בזמן הרי-יוניזציה. התצפיות התבוננו בספקטרום של קוואזר מרוחק.  ספקטרום הקוואזר מכיל חתימה של בליעה של אורך גל מסוים קו לימן אלפה (Lyman alpha) ע"י  מימן ניטרלי הנמצא ביננו לבין הקוואזר (חשוב לציין שכייון שהיקום מתפשט אורך גל שך הקרינה גדל באופן לינארי עם ההתפשטות של היקום.) . בכל התצפיות ראו בליעה של קו לימן אלפה (Lyman alpha) רק באוביקטים קטנים, למשל חלקים מגלקסיה, או איזור צפוף של גז הנמצא בקירבת מספר של גלקסיות, ואילו בסקלות גדולות לא ראו כל בליעה. חשוב לציין שאפקט הבליעה של '''לימן אלפה''' (באנגלית ''' Lyman alpha''') יכול להתרחש גם שצפיפות הגז מאוד נמוכה, בייתר דייוק מספיק אם אחוז המימן הנטרלי באיזור כלשהוא הוא אחד חלקי 100,000, שבליעה תתרחש (אפקט זה נקרא אפקט '''גאן פיטרסון''' באנגלית '''Gunn-Peterson effect'''). כלומר פירוש העדר בליעה באיזורים גדולים, בעלי צפיפות גז נמוכה, היא שהגז מיונן לחלוטין.
 +
 
 +
תצפיות שעתידות להתרחש בשנים הקרובות הן של קרינת קו 21 ס"מ.  קרינה זו היא תוצאה של תכוונה של אטומי מימן נטרלי, היות ומימן נטרלי יכול לפלוט ולבלוע קרינת רדיו באורך כל של 21 ס"מ. תצפיות אילו למעשה יכלו לעקוב אחרי ריכוזים שונים של מימן ניטרלי ביקום לאורך זמן. לפני שנוצרו הכוכבים הראשונים היקום היה מלא באטומי מימן נטרלי ועם הווצרות מקורות הקרינה הראשונות המימן התייננן ועל כן קרינת ה-21 ס"מ יכלו לגלות מידע רב על התנאים של הווצרות מקורות האור הראשונות.

גרסה מ־22:44, 31 בינואר 2009

דף זה נמצא בהעלאה, נא לא לערוך אותו - סמדר

שלב הינון מחדש, ריוניזציה (באנגלית: re-ionization) הינו שלב בהיסטוריה של היקום בו המימן הנטרלי התינן מחדש עקב הקרינה ממקורות האור הראשונים.

התאוריה

לפי התאוריה המקובלת, היקום התחיל את חייו במפץ הגדול, ומתפשט מאז. בתחילה היקום היה מאוד חם, ומורכב רק מחלקיקים (לא אטומים) אשר נעו בחופשיות. כאשר היקום התקרר למתחת לאלפי מעלות קלווין נוצרו אטומי מימן, אשר מורכבים מפרוטון אחד ומאלקטרון אחד. בשלב הזה היקום הפך "שקוף" כיוון שאלקטרונים חופשיים מפזרים קרינה, פוטונים, באופן יעיל, אבל עתה רוב האלקטרונים היו "תפוסים" באטומי מימן, ועל כן האור/הקרינה יכלה להתקדם בחופשיות (אנו קולטים את הקרינה הזו כיום – קרינת הרקע הקוסמית). גיל היקום בשלב זה היה כ- 400,000 שנים. לאחר שנוצרו אטומי המימן היקום נכנס לשלב בידוע בכנויו הימים האפלים או ימי הבניים (באנגלית 'The dark ages) כיון שלא היו מקורות של אור. בשלב זה איזורים שהיו צפופים יותר מאחרים יכלו לגודל ע"י קריסה גרווטציונית איטית (חשוב לציין כי היקום התחיל את חייו אחיד בקירוב, עם פלקטואציות קטנות בצפיפות, (ראו גם גדליה של פלקטואציות, קרינת הרקע הקוסמית, הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית והאבולוציה של היקום). כך שבשלב מסוים על איזורים צפופים יותר גדלו מספיק עד שנוצרו בהם כוכבים. לאחרונה חושב, באופן תיאורטי, כי הכוכב הראשון נוצר כשגיל היקום היה כ-30 מליון שנה. מקורות האור הראשונים היו כוכבים כמו השמש שלנו רק גדולים ומאסיבים יותר. בנוסף לאחר זמן מה נוצרו גם קוואזרים. קוואזרים הינם אוביקטים מאוד בהירים הנמצאים במרכז גלקסיות, התאוריה המקובלת גורסת כי מדובר בחומר הנספח לעבר חור שחור במרכז הגלקסיה.

הקרינה ממקורות האור הראשונים החלה ליננן את היקום, קרי להפריד את האלקטרונים מהגרעין שלהם באטומים. תהליך זה נקרה שלב הינון מחדש, רי-יוניזציה, היות והיקום התיננן מחדש. לפני התאוריה המקובלת היקום התיננן בשלבים. ראשית האיזורים שסבבו את מקורות האור, כלומר את הגלקסיות ואו הקוואזרים, התחממו ואז התיננו. ככל שנוצרו וד גלקסיות כך התיננו יותר ויותר איזורים ביקום, ניתן לתאר את היקום בזמן מסויים כגבינה שווצרית, בעלת בועות של איזורים מיונניים ואיזורים נטרלים. כאשר כל הגז הבין גלקטי (אשר צפיפותו נמוכה בהרבה מהגז הגלקטי) התיננן שלב הינון מחשד נגמר. רק גז בצפיפות גבוה אשר נמצא מאוד קרוב לגלקסיות נשאר נטרלי.

רוב הכוכבים והקוואזרים שלקחו חלק בינון מחדש של היקום נוצרו כפי הנראה כאשר היקום היה בין 100-200 מליון שנה. אומנם ככל הניראה, הכוכב הראשון נוצר כ-30 מליון שנה לאחר המפץ הגדול, אך על מנת ליננן את כל יקום צריך כמות כוכבים גדולה יותר. על כן ככל שנוצרו יותר ויותר כוכבים כך אפקט הינון קיבל תאוצה. הוא היה אפקטיבי בעיקר, לפי התאורי המקובלת, כשהקיום היה כבן 100- מליון שנה.

תצפיות

תצפיות של קרינת הרקע הקוסמית בשליוב עם תצפיות של קוואזרים מאוד מרוחקים מצביעים על כל שהיקום החל להתיננן מחדש 100-900 מליון שנה לאחר המפץ הגדול. אף על פי כן רק עכשיו תצפיות מצליחות לחקור את התנאים בזמן הרי-יוניזציה. התצפיות התבוננו בספקטרום של קוואזר מרוחק. ספקטרום הקוואזר מכיל חתימה של בליעה של אורך גל מסוים קו לימן אלפה (Lyman alpha) ע"י מימן ניטרלי הנמצא ביננו לבין הקוואזר (חשוב לציין שכייון שהיקום מתפשט אורך גל שך הקרינה גדל באופן לינארי עם ההתפשטות של היקום.) . בכל התצפיות ראו בליעה של קו לימן אלפה (Lyman alpha) רק באוביקטים קטנים, למשל חלקים מגלקסיה, או איזור צפוף של גז הנמצא בקירבת מספר של גלקסיות, ואילו בסקלות גדולות לא ראו כל בליעה. חשוב לציין שאפקט הבליעה של לימן אלפה (באנגלית Lyman alpha) יכול להתרחש גם שצפיפות הגז מאוד נמוכה, בייתר דייוק מספיק אם אחוז המימן הנטרלי באיזור כלשהוא הוא אחד חלקי 100,000, שבליעה תתרחש (אפקט זה נקרא אפקט גאן פיטרסון באנגלית Gunn-Peterson effect). כלומר פירוש העדר בליעה באיזורים גדולים, בעלי צפיפות גז נמוכה, היא שהגז מיונן לחלוטין.

תצפיות שעתידות להתרחש בשנים הקרובות הן של קרינת קו 21 ס"מ. קרינה זו היא תוצאה של תכוונה של אטומי מימן נטרלי, היות ומימן נטרלי יכול לפלוט ולבלוע קרינת רדיו באורך כל של 21 ס"מ. תצפיות אילו למעשה יכלו לעקוב אחרי ריכוזים שונים של מימן ניטרלי ביקום לאורך זמן. לפני שנוצרו הכוכבים הראשונים היקום היה מלא באטומי מימן נטרלי ועם הווצרות מקורות הקרינה הראשונות המימן התייננן ועל כן קרינת ה-21 ס"מ יכלו לגלות מידע רב על התנאים של הווצרות מקורות האור הראשונות.