הבדלים בין גרסאות בדף "ריוניזציה"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
(תצפיות 21 ס"מ)
(טמפרטורת ההארה וסיגנל ה- 21 ס"מ)
שורה 73: שורה 73:
  
 
===טמפרטורת ההארה וסיגנל ה- 21 ס"מ===
 
===טמפרטורת ההארה וסיגנל ה- 21 ס"מ===
 +
 +
מה היחידות של אי ניו?
  
 
בדרך כלל במדידות של קווים ספקטרילים (לעומת מדידה של מוד תרמי, כמו השמש) נעזרים בהגדרה של '''טמפרטורת הארה''' (באנגלית '''Brightness temperature '''). טמפרטורת הארה הינה טמפרטורה שהיתה  [[קרינת גוף שחור|לקרינת גוף שחור]] הנמצא בשיווי משקל תרמי עם סביבתו על מנת ליצור את אותה עוצמה הניצפת. סוג זה של הגדרה מאוד יעיל כאשר עובדים עם תצפיות ברדיו, שם התדריות נמוכות ביחס לאנרגיה הכוללת של המערכת וניתן להשתמש [[קרינת גוף שחור#חוק ריילי גינס|חוק ריילי גינס]] (כלומר <math>h\nu<<k_{B}T</math> ) ואז טמפרטורת ההארה, עבור מקור בעל עוצמה <math>I_\nu</math> נירשמת כ-
 
בדרך כלל במדידות של קווים ספקטרילים (לעומת מדידה של מוד תרמי, כמו השמש) נעזרים בהגדרה של '''טמפרטורת הארה''' (באנגלית '''Brightness temperature '''). טמפרטורת הארה הינה טמפרטורה שהיתה  [[קרינת גוף שחור|לקרינת גוף שחור]] הנמצא בשיווי משקל תרמי עם סביבתו על מנת ליצור את אותה עוצמה הניצפת. סוג זה של הגדרה מאוד יעיל כאשר עובדים עם תצפיות ברדיו, שם התדריות נמוכות ביחס לאנרגיה הכוללת של המערכת וניתן להשתמש [[קרינת גוף שחור#חוק ריילי גינס|חוק ריילי גינס]] (כלומר <math>h\nu<<k_{B}T</math> ) ואז טמפרטורת ההארה, עבור מקור בעל עוצמה <math>I_\nu</math> נירשמת כ-

גרסה מ־05:25, 1 במרץ 2009

סירטוט סכמטי של המבנה המרחבי של תהליך הינון מחדשהלקוח מתוך מאמר הסקירה של פרופסור אבי לב מהרווראד, ברשותו. מאמר זה הופיע באנציקלופדית UNESCO EOLSS קוד ארכיב: arXiv0804.2258L. בסירטוט מימן נטרלי 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.

התאוריה

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 נטרלי מסומן באפור, ואילו מימן מיונן מסומן בצהוב

לפי התאוריה המקובלת, היקום התחיל את חייו במפץ הגדול, ומתפשט מאז. בתחילה היקום היה מאוד חם, ומורכב רק מחלקיקים אלמנטריים (אלקטרונים ופרוטונים, כלומר לא אטומים) אשר נעו בחופשיות. כאשר היקום התקרר למתחת לאלפי 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 - קרינה זו נצפית כיום בתור קרינת הרקע הקוסמית. גיל היקום בשלב זה היה כ- 400,000 שנה. לאחר שנוצרו אטומי המימן היקום נכנס לשלב בידוע בכנויו התקופה האפלה או ימי הבניים (באנגלית The dark ages) כיון שלא היו מקורות של אור. בשלב זה איזורים שהיו צפופים יותר מאחרים יכלו 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 כוכבים. לאחרונה חושב, באופן תיאורטי, כי הכוכב הראשון נוצר כשגיל היקום היה כ-30 מיליון שנה. מקורות האור הראשונים היו כוכבים כמו השמש שלנו רק גדולים ומאסיבים יותר. בנוסף לאחר זמן מה נוצרו גם קוואזרים. קוואזרים הינם ככל הנראה חורים שחורים מאסיבים 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 מחדש. לפני 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 שווצרית, 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 נשאר ניטרלי.

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

בפי שניתן ליראות בסירטוט של התפתחות היקום משמאל, היקום החל את חייב מיונן (האיזור הצהוב לאחר המפץ הגדול) עד לשלב הריקומבינציה שבו היקום הפך נטרלי (מסומן באפור) הכוכבים הראשונים החלו ליינן את החומר ביקום (בועות צהובות) עד שהיקום כיום מיונן כולו.

תצפיות בליימן אלפא

ראו מאמר מורחב בנושא: ספקטרום אטום המימן.

סירטוט סכמטי של הספקטרום של מקור הנמצא בהסחה לאדום z_s לפני שהריוניזציה התרחשה. המקור פולט קרינה. קרינת הליימן אלפא נבלעת במימן הניטרלי ביקום. כיוון שבשלב מסויים הריוניזציה החלה ובועות של מימן מיונן הופיעו, ליימן אלפא לא נבלעה שם ועל כן אנו מקבלים אות, זהו "יער הליימן אלפא". 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 הלימן אלפה (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. למעשה הבליעה ע"י קו הליימן אלפא מתרחשת גם כאשר האנרגיה של הפוטון גדולה יותר מהאנרגיה של המעבר מרמה 2 לרמה 1. למעשה החתך פעולה (או הסיכוי) לבליעה קטן בקירוב כמו אורך הגל בחזקה השלישית. אפקט הבליעה של ליימן אלפא יכול להתרחש גם שצפיפות הגז מאוד נמוכה - על מנת שבליעה כזאת תתרחש מספיק שאחוז המימן הנטרלי יהיה כאחד חלקי 100,000.

אפקט גאן-פיטרסון

אפקט גאן פיטרסון (באנגלית Gunn-Peterson effect) הינו תחום או תחומים של אורכי גל בספקטרום של קוואזרים (או מקורות אור רחוקים אחרים) הנבלעים ע"י אטומים של מימן נטרלי הנמצאים ביננו לבין הקוואזר. רוב הבליעה מתרחשת ע"י קו הליימן אלפא ובאורי גל קצרים ממנו שכאמור גם הם בולעים קרינה ביעילות רבה. מאחר והחומר הבולע בין הצופה לבין המקור נמצא בתחום של הסחות לאדום (ראו: אפקט דופלר וחוק האבל) בין הצופה למקור אזי הבליעה נמרחת על תחום אורכי גל אף גדול יותר. משמעות ההסחה לאדום היא שככל עצם מרוחק יותר מאיתנו ההסחה לאדום שלו גדולה יותר והקרינה שלו הנפלטת באורך גל מסוים מגיעה אל הצופה באורך גל ארוך יותר.

באמצעות אפקט גאן-פיטרסון ניתן ללמוד באיזו תקופה החל היקום להתיננן מחדש. כיום התצפיות מראות כי היקום התחיל לעבור ינון מחדש לפני הסחה לאדום של 6, כאשר היקום היה בגיל של פחות ממיליארד שנה.

התצפיות - וריוניזציה

תצפיות של קרינת הרקע הקוסמית בשילוב עם תצפיות של קוואזרים מאוד מרוחקים מצביעים על כל שהיקום החל להתיננן מחדש 100-900 מיליון שנה לאחר המפץ הגדול.

לא מנוסח טוב - משפטים לא ברורים

אף על פי כן רק עכשיו תצפיות מצליחות לחקור את התנאים בזמן הרי-יוניזציה.

תצפיות בספקטרום של קוואזרים מרוחקים ספקטרום הקוואזר מכיל חתימה של בליעה של אורך גל מסוים קו ליימן אלפא (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 ליימן אלפא (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. נזיכיר את אפקט גאן פיטרסון, שאומר כי לציין שאפקט הבליעה של לימן אלפה יכול להתרחש גם שצפיפות הגז מאוד נמוכה. על כן אם נשלב את העדר בליעה באיזורים גדולים, קרי בעלי צפיפות גז נמוכה, ניתן להסיק כי הגז מיונן לחלוטין. כלומר בהנתן שביננו לבין המקור יש ענן גז בעל צפיפות אחד חלקי 100,000 של מימן ניטרלי, אזי נקבל שבספקטרום הנצפה של המקור תהייה בליעה. סירטוט סכמטי של הספקטרום של מקור הנמצא בהסחה לאדום z_s לפני שהריוניזציה התרחשה. המקור פולט קרינה בכל אורכי הגל. כיוון שהיקום מתפשט קרינה שהשתחררה מהמקור באורך גל \lambda תגיע לצופה בחורך גל ארוך יותר המתאים למרחק שלה בהסכה לאדום, כלומר: \lambda\times(1+z_a). על כן קרינה בעלת אורך גל קצר יותר מלימן אלפה (כלומר תדירות/אנרגיה גבוה יותר) תאבד אנרגיה עם התקדמותה עד שתגיע לתדירות השווה ללימן אלפה ותבלע ע"י המימן הנטרלי ולא ניראה סיגנל (אם זה קיים - לאחר הריוניזציה רוב המימן מיונן ועל כן ניראה סיגנל). קרינת לימן אלפה 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, לימן אלפה לא נבלעה שם ועל כן אנו מקבלים סיגנל, זהוא יער הלימן אלפה (באנגלית Lyman alpha forest). התנהגות כזו של ספקטראות מעצמים מרוחקים אכן רואים. תצפיות מקוואזרים מרוחקים אכן מראה כי לספקטרום של קוואזרים הרחוקים יותר מהסחה לאדום z\sim6.1 יש בליעה (כלומר עמק בספקטרום) כפי שניתן לראות בסירטוט משמאל.

לא לווין - SDSS

בסירטוט רואים 19 קוואשרים כפי שניצפו ע"י הלווין SDSS, ואכן רואים שהספקטרום עבור קוואזרים מרוחקים מראים בליעה.

תצפיות 21 ס"מ

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

פליטת קו של 21-ס"מ ממימן נטרלי

סירטוט סכמטי - לא בסקאלה הנכונה- של שתי רמות האנרגיה של אטום המימן. ניתן ליראות את הפיצול ההיפר עדין של רמת היסוד. הפרש הרמות 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 האלקטרון באטום המימן לשתי תתי-רמות שנקראות גם המבנה ההיפר העדין (Hyperfine structure) (ראו סירטוט משמאל). הרמה העליונה נקראת טריפלט (באנגלית triplet ) וסינגלט (באנגלית singlet ). הפרש האנרגיה בין שני המצבים בתת הרמה הנ"ל שווה ערך לתדירות של: 1.420405752\times10^{9} הרץ, או אורך גל של 21.1061 ס"מ. כאשר אלקטרון פוגש בפוטון בעל אנרגיה מתאימה (קרי, פוטון באורך גל של 21 ס"מ) אזי הוא יכול לעבור מתת הרמה הנמוכה אנרגתית 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, לאחר כ- 10 מיליון שנה האלקטרון ידעך חזרה לרמת היסוד תוך כדי פליטת פוטון באורך גל של 21 ס"מ (ואז יראה קו פליטה באורך גל של 21 ס"מ).

למרות השכיחות הנמוכה שבה מתבצע המעבר, מימן הינו היסוד השכיח ביותר בטבע (ראו: היווצרות היסודות הכימיים במפץ הגדול) ומצוי בכמויות גדולות ברחבי הגלקסיה. מסיבה זו קו ה- 21 ס"מ נצפה בקלות באמצעות טלסקופי רדיו.

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 ניטרילי לפלוט 21 ס"מ על מנת למפות את המימן הניטרלי ביקום. תצפיות אלו 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 הראשונים המימן התייננן ועל כן קרינת ה-21 ס"מ יכלו לגלות מידע רב על התנאים של הווצרות מקורות האור הראשונות ותהליך הריוניזציה.

תקופת השחבור מחדש (קרי ריקומבינציה כ 400,000 שנה לאחר המפץ הגדול) ציינה את מעבר היקום משלב של קרינה מיוננת ליקום הממלוא במימן נטרלי (בסירטוט משמאל זהוא האיזור האפור). המקורות האור הראשונים ביקום (כשלושים מליון שנה לאחר המפץ הגדול) החלו ליננן (כלומר, להפריד את לאלקטרונים ופרוטינים) את המימן הנטרלי מסביבו (כבועה 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 לגז הבין גלקטי - באנגלית the inter galactic medium) זה התרחש לערך כמאתיים מליון שנה לאחר המפץ הגדול. בפוטנציאל מערכים אילו יכלו לתת תמונה תלת מימדית של היקום. מיפוי השמים יתן תמונה דו מימדית. וכייון שקרינה הנעה במהירות האור המגיעה אילנו מאיזורים מרוחקים מוסחת לאדום נוכל לקבל גם את מימד הזמן. למעשה ניתן לחשוב התמונה שתתקבל כגבינה שווצרית (מחוררת). כאשר סיגנל של 21 ס"מ נקבל מאיזורים המלאים ממימן נטרלי, ואילו מאיזורים מיוניים לא נקבל סיגנל.

כיוון שהסיגנל הוא יחסית חלש, מדידות של הסיגנל מתבצעות ביחס לקרינת הרקע הקוסמית, אזאי למעשה מודדים את הסיגנל ביחס לקרינת הרקע הקוסמית.

חשוב לציין מערכי הרדיו הללו לא יכלו להתמקד על מקור אור מסויים אלה יכלו 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 וסיגנל ה- 21 ס"מ

מה היחידות של אי ניו?

בדרך כלל במדידות של קווים ספקטרילים (לעומת מדידה של מוד תרמי, כמו השמש) נעזרים בהגדרה של טמפרטורת הארה (באנגלית Brightness temperature ). טמפרטורת הארה הינה טמפרטורה שהיתה לקרינת גוף שחור הנמצא בשיווי משקל תרמי עם סביבתו על מנת ליצור את אותה עוצמה הניצפת. סוג זה של הגדרה מאוד יעיל כאשר עובדים עם תצפיות ברדיו, שם התדריות נמוכות ביחס לאנרגיה הכוללת של המערכת וניתן להשתמש חוק ריילי גינס (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

את פילוג אוכלוסית הטריפלט והסינגלט של תת הרמה המפוצלת במבנה העדין ע"י טמפרטורה אפקטיבית הנקראת טמפרטורת הספין (באנגלית The spin temperature ). אם נסמן ב- n_0 את הצפיפות המספרית של אטומי מימן נטרלי הנמצאים ברמת הסינגלט וב- n_1 את הצפיפות המספרית של אטומי מימן נטרלי הנמצאים ברמת טריפלט, אז ניתן להגדיר את טמפרטורת הספין כ-

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

כאשר T_\star=0.0682 קלווין, המתאים להפרש הרמות ההיפר עדין מפוצלות. כיוון שטמפרטורת הספין מתארת את שינוי אוכלוסית הרמות הטריפלט והסינגלט היא בעצם האחראית על מדידת סיגנל ה21 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 בבליעה של קרינת הרקע הקוסמית.

אפקטים פיזיקלים המשפיעים על טמפרטורת הספין

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

  • בליעה של קרינת הרקע הקוסמית. פוטון באורך גל המתאים להפרש הרמות ההיפר מפוצלות נבלע ע"י מימן נטרלי, ובכך מעלה את רמת האנרגיה של האטום מסינגלט לטריפלט (ראו סירטוט של רמות האנרגיה).
  • התנגשיות בין אטומי מימן שכנים, בהתנגשיות כאילו אטומים הנמצאים ברמת טריפלט (או סינגלט) יכולים להחליף אנרגיה ובכך לעבור להיות במצב סינגלט (או טריפלט)
  • אינטראקציה עם פוטוני לימן אלפה - אפקט זה ניקרא אפקט ווטהוזן-פילד - ובו כוכבים הפולטים קרינת UV ובאופן ספציפי קרינה באורך גל המתאימה ללימן אלפה (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 לבלעיה 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. קרר, לשנות את טמפרטורת הספין.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים


סמדר נאוז