Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Bu madde, uygun değildir. (Ocak 2015) |
Big Bang kozmolojisinde reiyonizasyon, evrendeki “karanlık dönem”den sonra maddeyi reiyonize eden süreçtir ve büyük faz geçişinden ikincisidir. Baryonik maddelerin çoğunluğu hidrojen formunda olduğundan dolayı, reiyonizasyon genellikle “Hidrojen gazının reiyonizasyonu” olarak anılmaktadır. Evren tarihinde ilksel Helyum da aynı faz değişimine uğrasa da, farklı noktalarda gerçekleşen bu olaya Helyum reiyonizasyonu ismi verilir.
Arka plan
Hidrojenin evrendeki ilk faz değişimi kırmızıya kayan z=1089(Big Bang’den 379,000 yıl sonra) bir rekombinasyondu. Evrenin, elektron ve protonların rekombinasyon hızının nötr hidrojen oluşturacak kadar yeterli olan noktasına doğru soğumasından dolayı; bu noktalarda reiyonizasyon hızı daha fazlaydı. Evren rekombinasyon öncesi serbest elektronlardan saçılan fotonlar yüzünden opaktı, fakat sonralarda daha fazla proton ve elektronun birleşip nötr Hidrojen atomlarının oluşturmasıyla artarak şeffaflaştı. Nötr Hidrojen atomunun içindeki elektronlar fotonları uyarılmış seviyeye çıkarak absorbe edebilirler. Sonuç olarak nötr Hidrojen atomlarıyla dolu bir evren göreceli şekilde o dalga boylarında opak, spektrumun geri kalanında ise görünebilir olacaktır. İşte bu noktada Karanlık Dönem başlamaktadır, çünkü o zamanlarda, yavaşça karanlıklaşan kozmik arka plan ışınımından başka hiçbir ışık kaynağı yoktu.
İkinci faz değişimi, nötr Hidrojen’i iyonize etmeye yetecek kadar enerjik olan genç evrende, cisimlerin yoğunlaşmaya başlamasıyla gerçekleşmiştir. Bu cisimler oluştuğu için ve bunlar enerji yaydıklarından dolayı, evren artık nötr olmaktan çıktı ve bir kez daha iyonlaşmış plazmaya dönüştü. Bu olay Big Bang’den 150 milyon-1 milyar yıl sonra gerçekleşti (kırmızıya kayışta 6<z<20). Fakat o zamanlarda madde, evrenin genişlemesiyle etrafa yayılmıştı ve saçılan foton etkileşimleri ve elektronlar, elektron-proton rekombinasyonu döneminde olduğundan daha seyrekti. Sonuç olarak, düşük yoğunluklu iyonlaşmış hidrojenle dolu olan bir evren aynı bugün olduğu gibi şeffaf kalacaktır.
Tespit Etme Yöntemleri
Geriye dönüp baktığımızda evren bize; onu gözlemlememizde bazı zorluklar çıkartmıştır. Yine de, reiyonizasyonu gözlemlemenin birkaç yolu vardır.
- Kuasarlar ve Gunn-Peterson Boşluğu
Reiyonizasyon çalışmalarından biri, birbirine uzak kuasarların spektrumunu kullanmaktadır. Kuasarlar sıra dışı derecede büyük enerji yaymaktadır, yani evrendeki en parlak nesnelerin arasında yer almaktadırlar. Sonuç olarak bazı kuasarlar, reiyonizasyon dönemine kadar geri gidilse bile tespit edilebilmektedirler. Ayrıca, Dünya’dan ya da gökyüzünden uzaklıklarına bağlı olmaksızın bazı düzenli spektrumsal özelliklere sahiptirler. Böylece kuasar spektrumları arasındaki büyük değişikliklerin, görüş çizgisi boyunca uzanan atomların akışıyla olan etkileşimlerinden kaynaklanacağı çıkarılabilir. Dalga boyu, Hidrojenin Lyman serilerinden birinde olan ışınlar için, saçılan görülen kesit alanı geniştir. Yani galaksiler arası boşluktaki düşük seviye nötr Hidrojen seviyeleri için bile, o dalga boylarındaki emilim bir hayli yüksektir.
Evrende yakınımızda olan nesneler için, spektrumsal emilim çizgileri çok keskindir. Çünkü sadece, enerjisi yeterli olan fotonlar atomik dönüşüme sebep olabilirler. Fakat, kuasarlar arası uzaklık ve onları tespit eden teleskoplar geniştir. Bu durum, evrenin genişlemesinin, ışığın belirgin şekilde kırmızıya kaymasına neden olduğunu bize anlatmaktadır. Yani, kuasarlardan çıkan ışık galaksiler arası boşluklardan geçerek kırmızıya kayar, Lyman Alfa sınırının altına inmiş olan dalga boyları ise genişler ve Lyman emilim bandını doldurmaya başlarlar. Bu da, geniş ve yayılmış nötr Hidrojen alanlarından geçmiş bir kuasar ışığının, keskin emilim çizgileri göstermek yerine bir Gunn-Peterson Boşluğu göstermesi anlamına gelir.
Belirli bir kuasar için kırmızıya kayma, bize reiyonizasyon hakkında geçici bilgi verir. Bir nesnenin kırmızıya kayması, onun ışığı yayma zamanıyla bağlantılı olduğundan, reiyonizasyonun ne zaman bittiğine karar vermek mümkündür. Reiyonizasyon öncesi ışık yayan kuasarlar Gunn-Peterson Boşluğunu sergilerken, belirli bir kırmızıya kaymanın altında olanlar bunu yapmazlar (Lyman-alpha demetini gösterseler bile). 2001’de, kırmızıya kayma miktarları z=5.82 den z=6.28’e kadar değişiklik gösteren 4 kuasar tespit edildi (Sloan Digital Sky Survey ile). z=6’nın altındaki kuasarlar Gunn-Peterson Boşluğu’nu gösterirken, z=6’nın üzerindekiler göstermedi. Bu da, galaksiler arası boşluğun en azından bir kısmının nötr olduğuna bir işaretti. Yani Hidrojen iyonlaşmış haldeydi. Reiyonizasyonun gerçekleşmesi kısa zaman dilimleri içerisinde beklendiğinden, bu sonuçlar z=6’da evrenin reiyonizasyonun sonuna geldiğini anlatır. Bu durum, evrenin; z>10 için hala tamamen nötr olması gerekliliğini bize sunar.
KMA Anizotropisi ve Polarizasyon
Farklı açı skalalarında kozmik mikrodalga arka planının anizotropisi reiyonizasyon üzerindeki çalışmalar için kullanılabilir. Fotonlar etrafta serbest elektronlar varsa, saçılma eğilimi gösterirler, bu durum Thomson saçılması olarak adlandırılır. Fakat evren genişlediğinden, serbest elektronların yoğunluğu düşecek, haliyle saçılma daha seyrek gerçekleşecektir. Reiyonizasyon sırasında ve sonrasında elektron yoğunluğunu azaltacak kadar belirgin bir genişleme gerçekleşti, KMA’yı oluşturan ışık, gözlenebilen Thomson saçılmasını gerçekleştirebilecekti. Bu saçılma KMA anizotropi haritasında bir işaret bırakacaktı, bu işaret ikincil anizotropilerin habercisiydi (rekombinasyon sonrası ortaya çıkan anizotropiler). Anizotropileri silen bu ortalama etki, küçük boyutlarda gerçekleşir. Küçük boyutlardaki anizotropiler yok olurken, polarizasyon anizotropileri aslında reiyonizasyon sayesinde ortaya çıkar. Gözlenen KMA anizotropilerine bakılarak ve reiyonizasyonun rol almamış durumlarıyla karşılaştırılarak, elektronun reiyonizasyon zamanı sütun yoğunluğu çıkarılabilir. Bununla birlikte, reiyonizasyonun gerçekleştiği andaki evrenin yaşı hesaplanabilir.
Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Araştırmaları bu karşılaştırmaları mümkün kılmıştır. 2003’te yayınlanan ilk gözlemler, reiyonizasyonun 11<z<30 aralığında yer aldığını göstermekteydi. Bu kırmızıya kayma aralığı açıkça kuasar spektrumlarındakilerle çelişmekteydi. Fakat, üç yıllık WMAA verileri farklı bir sonuçla dönmüştü. Reiyonizasyon z=11’de başlıyor ve evren z=7’de iyonlaşıyordu. Bu, kuasar verileriyle daha iyi bir uyumu yakalamıştı.
2013’teki Planck görevi sonuçları; WMAA verileri, küçük boyut KMA deneyleri ve BAS ölçümlerinin kombinasyonu, z=11.3 ± 1.1 anlık reiyonizasyon kırmızıya kaymasını türetti.
Burada genellikle kullanılan parametre “reiyonizasyonun optik derinliği” olan τ’dur. Veya alternatif olarak “zre “ dir (reiyonizasyonun kırmızıya kayması), tabii ki bunun anlık bir olay olduğunu farzedersek. Reiyonizasyonun pek de anlık bir olay olmamasından dolayı, bu olay fiziksel olarak pek de mümkün olmasa da, zre, reiyonizasyonun kırmızıya kayması hakkında tahmini bir değer sunabilir. 21 cm’lik çizgi
Kuasar verileriyle kabaca uyum gösteren KMA anizotropi verileri var olsa da, hala bazı tartışmalar var, özellikle reiyonizasyonun enerji kaynakları, reiyonizasyondaki yapı dizilimine olan etkileri ve yapı dizilimindeki rolü hakkında. Reiyonizasyondan önce gerçekleşen “karanlık dönem” gibi, Hidrojen’deki 21 cm’lik çizgi, potansiyel olarak bu dönemin bir çalışma yöntemidir. 21 cm’lik çizgi, nötr Hidrojen’de elektron ve protonlar arasındaki paralel ve anti-paralel spin durumları dolayısıyla gerçekleşir. Bu geçiş olağanüstü bir durumdur ve çok ender gerçekleşir. Ayrıca bu geçiş sıcaklığa yüksek oranda bağlıdır. Yani bu geçiş, “karanlık dönem”de oluşan nesneler ve bunların, çevreleyen nötr Hidrojen tarafından emilen ve tekrar saçılan Lyman-alfa fotonları yayması gibi, Wouthuysen-Field Çiftlemesi boyunca Hidrojen’in içinde 21 cm’lik bir çizgi sinyali üretecektir. 21 cm’lik çizgi sinyali çalışmalarıyla, önceden oluşmuş yapılar hakkında daha çok bilgi edinmek mümkün olacaktır. Şu an elimizde sonuçlar olmasa da, bu alanda, yakın gelecekte birkaç tane başıçekmeyi uman süregelen çalışma bulunmaktadır. Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), the Dark Ages Radio Explorer (DARE) mission, and the Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA) gibi. Enerji Kaynakları
Yapılan gözlemler, reiyonizasyonun gerçekleşmiş olacağı yerleri kısıtlayıp daraltsa da, galaksiler arası boşluğu iyonlaştıran fotonların hangi nesneler tarafından sağlandığı kesin değildir. Nötr Hidrojeni iyonize etmek için, 13.6 eV’luk bir enerjiden daha fazlası gereklidir, bu da 91.2 nm ya da daha kısa dalga boylarına sahip fotonlar demektir. Bu dalga boyları, elektromanyetik spektrumun ultraviyole kısmındadır, yani bunu başarabilmek için birincil adaylar, ultraviyole ve daha üzerindeki belirgin enerjiyi üreten bütün kaynaklardır. Birçok açıdan bu kaynakları değerlendirmek gerekir (süreklilik gibi), çünkü eğer onları ayrı tutmaya yetecek kadar sürekli bir enerji olmazsa; proton ve elektronlar rekombine olacaklardır. Hepsi birlikte, düşünülen herhangi bir kaynak için kritik parametre “kozmolojik birim başına iyonlaşan hidrojen fotonlarının yayılma hızı” olarak özetlenebilir. Bu kısıtlamalarla, kuasarların ve ilk nesil yıldızlar ve galaksilerin ana enerji kaynakları olmuş olduğu beklenebilir.
Cüce Galaksiler
Cüce galaksiler, reiyonizasyon dönemi sırasında iyonlaşan fotonların kaynağının birincil adaylarıdır. Senaryoların çoğu için, bu; UV galaksi aydınlatma fonksiyonunun kütük eğimini gerektirir. Genellikle α ile gösterilir, bugün daha dik olmak üzere, α -2’ye yaklaşıyorken.
- Kuasarlar
- Kuasarlar, aktif galaktik çekirdeğin bir sınıfı, iyi bir aday kaynağı olarak düşünülürler çünkü kütleyi enerjiye çevirmekte bir hayli verimlidirler ve Hidrojenin iyonlaşma eşiğinden daha yüksek miktarda ışık yayarlar. Fakat, reiyonizasyondan önce kaç tane kuasarın var olduğu bilinmemektedir. Sadece, reiyonizasyon sırasındaki en parlak kuasar tespit edilebilir, yani daha sönük kuasarların varlığı hakkında direkt bir bilgi yoktur. Fakat, yakın evrendeki daha kolay gözlenebilir kuasarlara bakarak ve reiyonizasyon sırasındaki parlaklık fonksiyonunun bugünküyle yaklaşık olarak eşit olduğunu farzedersek, daha önceki zamanlardaki kuasar popülasyonu hakkında tahminler yapmak mümkündür. Böyle çalışmalar, galaksiler arası boşluğun kendi başına iyonlaşmasına yetecek kadar yüksek sayıda kuasarın var olmadığı sonucuna ulaşmıştır. Yani, “Sadece; iyonlaşma arka planı, düşük parlaklığa sahip aktif galaktik çekirdekler tarafından domine edilmişse, kuasarların parlaklık fonksiyonu yeterli sayıda iyonlaştırıcı fotonu sağlayabilir.
III Yıldızlar Popülasyonu
III Yıldızlar Popülasyonu, hidrojen ve helyumdan daha ağır elementler bulundurmayan yıldızlardır. Big Bang nükleosentezi sırasında, oluşan hidrojen ve helyumun elementlerinin yanında oluşan başka tek elementlerde lityumun izindekilerdir. Oysa Kuasar spektrumları ağır elementlerin varlığını ortaya koymuştur, IGM’de daha önceki dönemlerde. Süpernova patlamaları bunun gibi ağır elementleri oluşturur, çok sıcak, büyük, süpernova oluşturabilen III Yıldızlar Popülasyonlar reionizasyon oluşturmak için olası mekanizmalardır. Doğrudan gözlenmemiş olmalarına rağmen, onlar sayısal simülasyon ve güncel gözlemlerin kullanıldığı modellerle tutarlıdır. Bir yerçekimsel mercekli galaksi aynı zamanda III Yıldızlar Popülasyonu dolaylı kanıtı sağlar. III Yıldızlar Popülasyonların doğrudan gözlemlenmeseler bile, onlar zorlayıcı kaynaklardır. Onlar II Yıldızlar Popülasyonlarından daha fazla verimli ve etkili iyonlaştırıcılardır. daha fazla iyonize foton yaydıklarında ve kendi kendilerine hidrojen reiyonizasyonu yapabilme yeteneğine sahiptirler, uygun başlangıç kütle fonksiyonunun bir reiyonizasyon modelleriyle. Bunun bir sonucu olarak, III Yıldızlar Popülasyonu evrenin reiyonizasyon başlatmak için günümüzde enerji kaynağı olarak görülmektedir, diğer kaynaklar devralınan ve tamamlanması için reiyonizasyon tahrik olması muhtemeldir.
Notlar ve kaynakça
- Jump up ^ J.E. Gunn and B.A. Peterson (1965). "On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space". The Astrophysical Journal 142: 1633–1641. Bibcode:1965ApJ...142.1633G. doi:10.1086/148444.
- Jump up ^ R. H. Becker, et al. (2001). "Evidence For Reionization at z ~ 6: Detection of a Gunn-Peterson Trough In A z=6.28 Quasar". Astronomical Journal 122 (6): 2850–2857. arXiv:astro-ph/0108097. Bibcode:2001AJ....122.2850B. doi:10.1086/324231.
- Jump up ^ Manoj Kaplinghat et al. (2003). "Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization". The Astrophysical Journal 583 (1): 24–32. arXiv:astro-ph/0207591. Bibcode:2003ApJ...583...24K. doi:10.1086/344927.
- Jump up ^ Olivier Dore et al. (2007). "The Signature of Patchy Reionization in the Polarization Anisotropy of the CMB". arXiv:astro-ph/0701784.
- Jump up ^ A. Kogut et al. (2003). "First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Temperature-Polarization Correlation". The Astrophysical Journal Supplement Series 148 (1): 161–173. arXiv:astro-ph/0302213. Bibcode:2003ApJS..148..161K. doi:10.1086/377219.
- Jump up ^ D.N. Spergel et al. (2006). "Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
- Jump up ^ http://arxiv.org/abs/1303.506210 Eylül 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Jump up ^ Rennan Barkana and Abraham Loeb (2005). "Detecting the Earliest Galaxies through Two New Sources of 21 Centimeter Fluctuations". The Astrophysical Journal 626 (1): 1–11. arXiv:astro-ph/0410129. Bibcode:2004astro.ph.10129B. doi:10.1086/429954.
- Jump up ^ Marcelo Alvarez et al. (2010). "Enhanced Detectability of Pre-reionization 21-cm Structure". arXiv:1007.0001.
- ^ Jump up to: a b Piero Madau et al. (1999). "Radiative Transfer in a Clumpy Universe. III. The Nature of Cosmological Ionizing Source". The Astrophysical Journal 514 (2): 648–659. arXiv:astro-ph/9809058. Bibcode:1999ApJ...514..648M. doi:10.1086/306975.
- Jump up ^ Loeb and Barkana (2000). "In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe". Physics Reports 349 (2): 125–238. arXiv:astro-ph/0010468. Bibcode:2001PhR...349..125B. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.
- Jump up ^ http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...752L...5B29 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Jump up ^ http://adsabs.harvard.edu/abs/2012MNRAS.423..862K29 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Jump up ^ Paul Shapiro & Mark Giroux (1987). "Cosmological H II regions and the photoionization of the intergalactic medium". The Astrophysical Journal 321: 107–112. Bibcode:1987ApJ...321L.107S. doi:10.1086/185015.
- Jump up ^ Xiaohu Fan, et al. (2001). "A Survey of z>5.8 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey. I. Discovery of Three New Quasars and the Spatial Density of Luminous Quasars at z~6". The Astronomical Journal 122 (6): 2833–2849. arXiv:astro-ph/0108063. Bibcode:2001AJ....122.2833F. doi:10.1086/324111.
- Jump up ^ Nickolay Gnedin and Jeremiah Ostriker (1997). "Reionization of the Universe and the Early Production of Metals". Astrophysical Journal 486 (2): 581–598. arXiv:astro-ph/9612127. Bibcode:1997ApJ...486..581G. doi:10.1086/304548.
- Jump up ^ Limin Lu et al. (1998). "The Metal Contents of Very Low Column Density Lyman-alpha Clouds: Implications for the Origin of Heavy Elements in the Intergalactic Medium". arXiv:astro-ph/9802189.
- Jump up ^ R. A. E. Fosbury 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.
- Jump up ^ Jason Tumlinson et al. (2002). "Cosmological Reionization by the First Stars: Evolving Spectra of Population III". ASP Conference Proceedings 267: 433–434. Bibcode:2002hsw..work..433T.
- Jump up ^ Aparna Venkatesan et al. (2003). "Evolving Spectra of Population III Stars: Consequences for Cosmological Reionization". Astrophysical Journal 584 (2): 621–632. arXiv:astro-ph/0206390. Bibcode:2003ApJ...584..621V. doi:10.1086/345738.
Jump up ^ Marcelo Alvarez et al. (2006). "The H II Region of the First Star". Astrophysical Journal 639 (2): 621–632. arXiv:astro-ph/0507684. Bibcode:2006ApJ...639..621A. doi:10.1086/499578.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Bu madde Vikipedi bicem el kitabina uygun degildir Maddeyi Vikipedi standartlarina uygun bicimde duzenleyerek Vikipedi ye katkida bulunabilirsiniz Gerekli duzenleme yapilmadan bu sablon kaldirilmamalidir Ocak 2015 Big Bang kozmolojisinde reiyonizasyon evrendeki karanlik donem den sonra maddeyi reiyonize eden surectir ve buyuk faz gecisinden ikincisidir Baryonik maddelerin cogunlugu hidrojen formunda oldugundan dolayi reiyonizasyon genellikle Hidrojen gazinin reiyonizasyonu olarak anilmaktadir Evren tarihinde ilksel Helyum da ayni faz degisimine ugrasa da farkli noktalarda gerceklesen bu olaya Helyum reiyonizasyonu ismi verilir Arka planEvrenin sematik zaman cizelgesi kozmik tarihte reionization yerini tasvir Hidrojenin evrendeki ilk faz degisimi kirmiziya kayan z 1089 Big Bang den 379 000 yil sonra bir rekombinasyondu Evrenin elektron ve protonlarin rekombinasyon hizinin notr hidrojen olusturacak kadar yeterli olan noktasina dogru sogumasindan dolayi bu noktalarda reiyonizasyon hizi daha fazlaydi Evren rekombinasyon oncesi serbest elektronlardan sacilan fotonlar yuzunden opakti fakat sonralarda daha fazla proton ve elektronun birlesip notr Hidrojen atomlarinin olusturmasiyla artarak seffaflasti Notr Hidrojen atomunun icindeki elektronlar fotonlari uyarilmis seviyeye cikarak absorbe edebilirler Sonuc olarak notr Hidrojen atomlariyla dolu bir evren goreceli sekilde o dalga boylarinda opak spektrumun geri kalaninda ise gorunebilir olacaktir Iste bu noktada Karanlik Donem baslamaktadir cunku o zamanlarda yavasca karanliklasan kozmik arka plan isinimindan baska hicbir isik kaynagi yoktu Ikinci faz degisimi notr Hidrojen i iyonize etmeye yetecek kadar enerjik olan genc evrende cisimlerin yogunlasmaya baslamasiyla gerceklesmistir Bu cisimler olustugu icin ve bunlar enerji yaydiklarindan dolayi evren artik notr olmaktan cikti ve bir kez daha iyonlasmis plazmaya donustu Bu olay Big Bang den 150 milyon 1 milyar yil sonra gerceklesti kirmiziya kayista 6 lt z lt 20 Fakat o zamanlarda madde evrenin genislemesiyle etrafa yayilmisti ve sacilan foton etkilesimleri ve elektronlar elektron proton rekombinasyonu doneminde oldugundan daha seyrekti Sonuc olarak dusuk yogunluklu iyonlasmis hidrojenle dolu olan bir evren ayni bugun oldugu gibi seffaf kalacaktir Tespit Etme YontemleriGeriye donup baktigimizda evren bize onu gozlemlememizde bazi zorluklar cikartmistir Yine de reiyonizasyonu gozlemlemenin birkac yolu vardir Kuasarlar ve Gunn Peterson Boslugu Reiyonizasyon calismalarindan biri birbirine uzak kuasarlarin spektrumunu kullanmaktadir Kuasarlar sira disi derecede buyuk enerji yaymaktadir yani evrendeki en parlak nesnelerin arasinda yer almaktadirlar Sonuc olarak bazi kuasarlar reiyonizasyon donemine kadar geri gidilse bile tespit edilebilmektedirler Ayrica Dunya dan ya da gokyuzunden uzakliklarina bagli olmaksizin bazi duzenli spektrumsal ozelliklere sahiptirler Boylece kuasar spektrumlari arasindaki buyuk degisikliklerin gorus cizgisi boyunca uzanan atomlarin akisiyla olan etkilesimlerinden kaynaklanacagi cikarilabilir Dalga boyu Hidrojenin Lyman serilerinden birinde olan isinlar icin sacilan gorulen kesit alani genistir Yani galaksiler arasi bosluktaki dusuk seviye notr Hidrojen seviyeleri icin bile o dalga boylarindaki emilim bir hayli yuksektir Evrende yakinimizda olan nesneler icin spektrumsal emilim cizgileri cok keskindir Cunku sadece enerjisi yeterli olan fotonlar atomik donusume sebep olabilirler Fakat kuasarlar arasi uzaklik ve onlari tespit eden teleskoplar genistir Bu durum evrenin genislemesinin isigin belirgin sekilde kirmiziya kaymasina neden oldugunu bize anlatmaktadir Yani kuasarlardan cikan isik galaksiler arasi bosluklardan gecerek kirmiziya kayar Lyman Alfa sinirinin altina inmis olan dalga boylari ise genisler ve Lyman emilim bandini doldurmaya baslarlar Bu da genis ve yayilmis notr Hidrojen alanlarindan gecmis bir kuasar isiginin keskin emilim cizgileri gostermek yerine bir Gunn Peterson Boslugu gostermesi anlamina gelir Belirli bir kuasar icin kirmiziya kayma bize reiyonizasyon hakkinda gecici bilgi verir Bir nesnenin kirmiziya kaymasi onun isigi yayma zamaniyla baglantili oldugundan reiyonizasyonun ne zaman bittigine karar vermek mumkundur Reiyonizasyon oncesi isik yayan kuasarlar Gunn Peterson Boslugunu sergilerken belirli bir kirmiziya kaymanin altinda olanlar bunu yapmazlar Lyman alpha demetini gosterseler bile 2001 de kirmiziya kayma miktarlari z 5 82 den z 6 28 e kadar degisiklik gosteren 4 kuasar tespit edildi Sloan Digital Sky Survey ile z 6 nin altindaki kuasarlar Gunn Peterson Boslugu nu gosterirken z 6 nin uzerindekiler gostermedi Bu da galaksiler arasi boslugun en azindan bir kisminin notr olduguna bir isaretti Yani Hidrojen iyonlasmis haldeydi Reiyonizasyonun gerceklesmesi kisa zaman dilimleri icerisinde beklendiginden bu sonuclar z 6 da evrenin reiyonizasyonun sonuna geldigini anlatir Bu durum evrenin z gt 10 icin hala tamamen notr olmasi gerekliligini bize sunar KMA Anizotropisi ve PolarizasyonFarkli aci skalalarinda kozmik mikrodalga arka planinin anizotropisi reiyonizasyon uzerindeki calismalar icin kullanilabilir Fotonlar etrafta serbest elektronlar varsa sacilma egilimi gosterirler bu durum Thomson sacilmasi olarak adlandirilir Fakat evren genislediginden serbest elektronlarin yogunlugu dusecek haliyle sacilma daha seyrek gerceklesecektir Reiyonizasyon sirasinda ve sonrasinda elektron yogunlugunu azaltacak kadar belirgin bir genisleme gerceklesti KMA yi olusturan isik gozlenebilen Thomson sacilmasini gerceklestirebilecekti Bu sacilma KMA anizotropi haritasinda bir isaret birakacakti bu isaret ikincil anizotropilerin habercisiydi rekombinasyon sonrasi ortaya cikan anizotropiler Anizotropileri silen bu ortalama etki kucuk boyutlarda gerceklesir Kucuk boyutlardaki anizotropiler yok olurken polarizasyon anizotropileri aslinda reiyonizasyon sayesinde ortaya cikar Gozlenen KMA anizotropilerine bakilarak ve reiyonizasyonun rol almamis durumlariyla karsilastirilarak elektronun reiyonizasyon zamani sutun yogunlugu cikarilabilir Bununla birlikte reiyonizasyonun gerceklestigi andaki evrenin yasi hesaplanabilir Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Arastirmalari bu karsilastirmalari mumkun kilmistir 2003 te yayinlanan ilk gozlemler reiyonizasyonun 11 lt z lt 30 araliginda yer aldigini gostermekteydi Bu kirmiziya kayma araligi acikca kuasar spektrumlarindakilerle celismekteydi Fakat uc yillik WMAA verileri farkli bir sonucla donmustu Reiyonizasyon z 11 de basliyor ve evren z 7 de iyonlasiyordu Bu kuasar verileriyle daha iyi bir uyumu yakalamisti 2013 teki Planck gorevi sonuclari WMAA verileri kucuk boyut KMA deneyleri ve BAS olcumlerinin kombinasyonu z 11 3 1 1 anlik reiyonizasyon kirmiziya kaymasini turetti Burada genellikle kullanilan parametre reiyonizasyonun optik derinligi olan t dur Veya alternatif olarak zre dir reiyonizasyonun kirmiziya kaymasi tabii ki bunun anlik bir olay oldugunu farzedersek Reiyonizasyonun pek de anlik bir olay olmamasindan dolayi bu olay fiziksel olarak pek de mumkun olmasa da zre reiyonizasyonun kirmiziya kaymasi hakkinda tahmini bir deger sunabilir 21 cm lik cizgi Kuasar verileriyle kabaca uyum gosteren KMA anizotropi verileri var olsa da hala bazi tartismalar var ozellikle reiyonizasyonun enerji kaynaklari reiyonizasyondaki yapi dizilimine olan etkileri ve yapi dizilimindeki rolu hakkinda Reiyonizasyondan once gerceklesen karanlik donem gibi Hidrojen deki 21 cm lik cizgi potansiyel olarak bu donemin bir calisma yontemidir 21 cm lik cizgi notr Hidrojen de elektron ve protonlar arasindaki paralel ve anti paralel spin durumlari dolayisiyla gerceklesir Bu gecis olaganustu bir durumdur ve cok ender gerceklesir Ayrica bu gecis sicakliga yuksek oranda baglidir Yani bu gecis karanlik donem de olusan nesneler ve bunlarin cevreleyen notr Hidrojen tarafindan emilen ve tekrar sacilan Lyman alfa fotonlari yaymasi gibi Wouthuysen Field Ciftlemesi boyunca Hidrojen in icinde 21 cm lik bir cizgi sinyali uretecektir 21 cm lik cizgi sinyali calismalariyla onceden olusmus yapilar hakkinda daha cok bilgi edinmek mumkun olacaktir Su an elimizde sonuclar olmasa da bu alanda yakin gelecekte birkac tane basicekmeyi uman suregelen calisma bulunmaktadir Precision Array for Probing the Epoch of Reionization PAPER Low Frequency Array LOFAR Murchison Widefield Array MWA Giant Metrewave Radio Telescope GMRT the Dark Ages Radio Explorer DARE mission and the Large Aperture Experiment to Detect the Dark Ages LEDA gibi Enerji Kaynaklari Yapilan gozlemler reiyonizasyonun gerceklesmis olacagi yerleri kisitlayip daraltsa da galaksiler arasi boslugu iyonlastiran fotonlarin hangi nesneler tarafindan saglandigi kesin degildir Notr Hidrojeni iyonize etmek icin 13 6 eV luk bir enerjiden daha fazlasi gereklidir bu da 91 2 nm ya da daha kisa dalga boylarina sahip fotonlar demektir Bu dalga boylari elektromanyetik spektrumun ultraviyole kismindadir yani bunu basarabilmek icin birincil adaylar ultraviyole ve daha uzerindeki belirgin enerjiyi ureten butun kaynaklardir Bircok acidan bu kaynaklari degerlendirmek gerekir sureklilik gibi cunku eger onlari ayri tutmaya yetecek kadar surekli bir enerji olmazsa proton ve elektronlar rekombine olacaklardir Hepsi birlikte dusunulen herhangi bir kaynak icin kritik parametre kozmolojik birim basina iyonlasan hidrojen fotonlarinin yayilma hizi olarak ozetlenebilir Bu kisitlamalarla kuasarlarin ve ilk nesil yildizlar ve galaksilerin ana enerji kaynaklari olmus oldugu beklenebilir Cuce GalaksilerCuce galaksiler reiyonizasyon donemi sirasinda iyonlasan fotonlarin kaynaginin birincil adaylaridir Senaryolarin cogu icin bu UV galaksi aydinlatma fonksiyonunun kutuk egimini gerektirir Genellikle a ile gosterilir bugun daha dik olmak uzere a 2 ye yaklasiyorken Kuasarlar Kuasarlar aktif galaktik cekirdegin bir sinifi iyi bir aday kaynagi olarak dusunulurler cunku kutleyi enerjiye cevirmekte bir hayli verimlidirler ve Hidrojenin iyonlasma esiginden daha yuksek miktarda isik yayarlar Fakat reiyonizasyondan once kac tane kuasarin var oldugu bilinmemektedir Sadece reiyonizasyon sirasindaki en parlak kuasar tespit edilebilir yani daha sonuk kuasarlarin varligi hakkinda direkt bir bilgi yoktur Fakat yakin evrendeki daha kolay gozlenebilir kuasarlara bakarak ve reiyonizasyon sirasindaki parlaklik fonksiyonunun bugunkuyle yaklasik olarak esit oldugunu farzedersek daha onceki zamanlardaki kuasar populasyonu hakkinda tahminler yapmak mumkundur Boyle calismalar galaksiler arasi boslugun kendi basina iyonlasmasina yetecek kadar yuksek sayida kuasarin var olmadigi sonucuna ulasmistir Yani Sadece iyonlasma arka plani dusuk parlakliga sahip aktif galaktik cekirdekler tarafindan domine edilmisse kuasarlarin parlaklik fonksiyonu yeterli sayida iyonlastirici fotonu saglayabilir III Yildizlar PopulasyonuBig Bang den 400 Myr sonra ilk yildiz simulasyon goruntusu III Yildizlar Populasyonu hidrojen ve helyumdan daha agir elementler bulundurmayan yildizlardir Big Bang nukleosentezi sirasinda olusan hidrojen ve helyumun elementlerinin yaninda olusan baska tek elementlerde lityumun izindekilerdir Oysa Kuasar spektrumlari agir elementlerin varligini ortaya koymustur IGM de daha onceki donemlerde Supernova patlamalari bunun gibi agir elementleri olusturur cok sicak buyuk supernova olusturabilen III Yildizlar Populasyonlar reionizasyon olusturmak icin olasi mekanizmalardir Dogrudan gozlenmemis olmalarina ragmen onlar sayisal simulasyon ve guncel gozlemlerin kullanildigi modellerle tutarlidir Bir yercekimsel mercekli galaksi ayni zamanda III Yildizlar Populasyonu dolayli kaniti saglar III Yildizlar Populasyonlarin dogrudan gozlemlenmeseler bile onlar zorlayici kaynaklardir Onlar II Yildizlar Populasyonlarindan daha fazla verimli ve etkili iyonlastiricilardir daha fazla iyonize foton yaydiklarinda ve kendi kendilerine hidrojen reiyonizasyonu yapabilme yetenegine sahiptirler uygun baslangic kutle fonksiyonunun bir reiyonizasyon modelleriyle Bunun bir sonucu olarak III Yildizlar Populasyonu evrenin reiyonizasyon baslatmak icin gunumuzde enerji kaynagi olarak gorulmektedir diger kaynaklar devralinan ve tamamlanmasi icin reiyonizasyon tahrik olmasi muhtemeldir Notlar ve kaynakcaJump up J E Gunn and B A Peterson 1965 On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space The Astrophysical Journal 142 1633 1641 Bibcode 1965ApJ 142 1633G doi 10 1086 148444 Jump up R H Becker et al 2001 Evidence For Reionization at z 6 Detection of a Gunn Peterson Trough In A z 6 28 Quasar Astronomical Journal 122 6 2850 2857 arXiv astro ph 0108097 Bibcode 2001AJ 122 2850B doi 10 1086 324231 Jump up Manoj Kaplinghat et al 2003 Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization The Astrophysical Journal 583 1 24 32 arXiv astro ph 0207591 Bibcode 2003ApJ 583 24K doi 10 1086 344927 Jump up Olivier Dore et al 2007 The Signature of Patchy Reionization in the Polarization Anisotropy of the CMB arXiv astro ph 0701784 Jump up A Kogut et al 2003 First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP Observations Temperature Polarization Correlation The Astrophysical Journal Supplement Series 148 1 161 173 arXiv astro ph 0302213 Bibcode 2003ApJS 148 161K doi 10 1086 377219 Jump up D N Spergel et al 2006 Three Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP Observations Implications for Cosmology The Astrophysical Journal Supplement Series 170 2 377 408 arXiv astro ph 0603449 Bibcode 2007ApJS 170 377S doi 10 1086 513700 Jump up http arxiv org abs 1303 506210 Eylul 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde Jump up Rennan Barkana and Abraham Loeb 2005 Detecting the Earliest Galaxies through Two New Sources of 21 Centimeter Fluctuations The Astrophysical Journal 626 1 1 11 arXiv astro ph 0410129 Bibcode 2004astro ph 10129B doi 10 1086 429954 Jump up Marcelo Alvarez et al 2010 Enhanced Detectability of Pre reionization 21 cm Structure arXiv 1007 0001 Jump up to a b Piero Madau et al 1999 Radiative Transfer in a Clumpy Universe III The Nature of Cosmological Ionizing Source The Astrophysical Journal 514 2 648 659 arXiv astro ph 9809058 Bibcode 1999ApJ 514 648M doi 10 1086 306975 Jump up Loeb and Barkana 2000 In the Beginning The First Sources of Light and the Reionization of the Universe Physics Reports 349 2 125 238 arXiv astro ph 0010468 Bibcode 2001PhR 349 125B doi 10 1016 S0370 1573 01 00019 9 Jump up http adsabs harvard edu abs 2012ApJ 752L 5B29 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde Jump up http adsabs harvard edu abs 2012MNRAS 423 862K29 Haziran 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde Jump up Paul Shapiro amp Mark Giroux 1987 Cosmological H II regions and the photoionization of the intergalactic medium The Astrophysical Journal 321 107 112 Bibcode 1987ApJ 321L 107S doi 10 1086 185015 Jump up Xiaohu Fan et al 2001 A Survey of z gt 5 8 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey I Discovery of Three New Quasars and the Spatial Density of Luminous Quasars at z 6 The Astronomical Journal 122 6 2833 2849 arXiv astro ph 0108063 Bibcode 2001AJ 122 2833F doi 10 1086 324111 Jump up Nickolay Gnedin and Jeremiah Ostriker 1997 Reionization of the Universe and the Early Production of Metals Astrophysical Journal 486 2 581 598 arXiv astro ph 9612127 Bibcode 1997ApJ 486 581G doi 10 1086 304548 Jump up Limin Lu et al 1998 The Metal Contents of Very Low Column Density Lyman alpha Clouds Implications for the Origin of Heavy Elements in the Intergalactic Medium arXiv astro ph 9802189 Jump up R A E Fosbury 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 Jump up Jason Tumlinson et al 2002 Cosmological Reionization by the First Stars Evolving Spectra of Population III ASP Conference Proceedings 267 433 434 Bibcode 2002hsw work 433T Jump up Aparna Venkatesan et al 2003 Evolving Spectra of Population III Stars Consequences for Cosmological Reionization Astrophysical Journal 584 2 621 632 arXiv astro ph 0206390 Bibcode 2003ApJ 584 621V doi 10 1086 345738 Jump up Marcelo Alvarez et al 2006 The H II Region of the First Star Astrophysical Journal 639 2 621 632 arXiv astro ph 0507684 Bibcode 2006ApJ 639 621A doi 10 1086 499578