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再电离是在大爆炸宇宙学的黑暗期之后，宇宙中物质再电离的程序，并且是宇宙中气体的两次主要相变中的第二次。当主要的重子物质成为氢的型式，再游离通常指的是氢气体的游离。宇宙原生的氦也经历过相同的相变，但在宇宙历史上是不同的点，并且通常会称为氦再游离。
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目录
1 背景
2 检测的方法
2.1 类星体和关恩-彼得森波谷
2.2宇宙微波背景辐射的非各向同性和极化
2.3 21厘米线
3 能量来源
3.1 类星体
3.2 第三星族星
4 相关条目
5 注解和参考资料
背景
描绘出的宇宙时间线，刻画出再游离在宇宙历史上的位置。在宇宙中氢的第一次相变是再结合，发生在红移 z = 1100 (大爆炸之后的400,000年)，由于在这个点上宇宙的冷却使得电子和质子结合形成中性氢原子的比率高过氢被电离的比率。因为光子的散射，在再结合之前的宇宙是不透明的，但在更多的电子被捕获形成氢之后，宇宙变得越来越透明。同时，中性氢(或其它的原子或分子)的电子能够吸收某些波长的光子成为激发态，充满中性氢原子的宇宙相对来说对这些波长是不透明的，而对其他大部分的频谱是透明的。黑暗时期就从这个点开始，因为除了逐渐变暗的微波背景辐射，没有其他的光源。
第二次的相变发生在早期宇宙充满足以使中性氢游离的能量，开始形成天体的时期。当这些天体形成和辐射能量，在大爆炸之后的一亿五千万年至十亿年(在红移6 < z < 20)，宇宙将从中性再回复成游离的等离子。但是，现在因为宇宙的膨胀已经将物质稀释，并且散射的交互作用不再像再结合之前的频繁。因此，一如今天的状况，充满低密度游离化氢的宇宙仍然是透明的。
检测的方法
回顾到目前为止的宇宙，带来了一些观测上的挑战。但是，有几个观测方法用来研究再游离。
类星体和关恩-彼得森波谷
一个有意义的研究再游离是使用遥远类星体的光谱。类星体释放出极大量的能量，意思是它们是宇宙中最明亮的天体。有些类星体甚至可以探测到再游离的早期。类星体也正好有相对来说是一致的光谱特征，而无须顾虑它在天空中的位置和与地球的距离。因此可以推断出类星体光谱上出现的任何差异，都是与在视线方向上的原子交互作用引起的。莱曼转换在可见光波长的能量上，有着很大的散射截面，异为着极使只有少量的中性氢在星系介质(IGM)内，在这些波长上的吸收依然会很明显。
宇宙在在附近的天体，光谱的吸收现是很锐利的，因为即使光子的能量只有造成一个原子的转换也可以导致这种变化。但是，类星体和用来侦测的望远镜之间距离是很大的，这意味着宇宙膨胀导致接收到的光明显的红化。这意味着当类星体的光在旅途中通过了星际介质(IGM)并且发生红移，莱曼α的波长极限已经被延展(拉长)，并且在某些点上只是正好对应着莱曼α的波长变化。这意味着明显的谱线被取代，类星体的光线经过广阔的空间，分布在不同区域的中性氢显现出了关恩-彼得森波谷。
这些红移的出现让我们可以学习到再电离的短暂的资讯。因为天体的红移对应着我们看见的光线辐射出来的时间，它或许可以确定再电离结束的时间。红移在特定数值之下的类星体不会呈现关恩-彼得森波谷(虽然它们可能会呈现莱曼α森林)，因为会显现关恩-彼得森波谷特性的再电离早于这些类星体辐射的光之前。在2001年，史隆数位巡天发现了红移在z = 5.82到z = 6.28之间的4个类星体，其中z = 6的呈现出关恩-彼得森波谷，显示该处的IGM至少有一部分是中性的氢，低于这个值的则没有。推测再电离发生在相对来说较短的时间尺度内，此一结果显示宇宙在接近z = 6的时间上结束了再电离。这，在事实上，显示宇宙在z > 10的时刻几乎已经全部中性化了。
宇宙微波背景辐射的非各向同性和极化
宇宙微波背景辐射在不同角度上的各向异性也可以用来研究再电离。当光子还是自由电子时，在经历散射时有一个称为汤姆森散射的过程。然而，当宇宙膨胀时，自由电子的密度将会降低，同时散射发生的频率也会降低。在再电离和之后的时期，但在电子密度充分将低，发生显著的膨胀之前，来自平静的CMB的光将经历可以观测到的汤姆森散射。这些散射将标记出CMB的各向异性图，导入第二次的各向异性(在再结合之后导入各向异性)。整体的效应将删除发生在较小尺度上的各向异性。虽然小尺度上的各向异性会被删除，因为再电离确实会导入极化的各向异性。注意对CMB的各向异性观察，和看起来没有发生再电离地区比较，可以确定再电离时期的电子列密度。据此，可以计算再电离发生时的宇宙年龄。
威尔金森微波各向异性探测器可以对这种现象作出比较。最初的观测，在2003年释出，认为再电离发生在 11
21厘米线
即使类星体的资料和宇宙微波背景辐射的各向异性资料大致上符合，但还是有一些问题，特别是关于再电离的能量来源和产生的效应，还有在再电离时在结构形成中扮演的角色。氢的21厘米线可能是研究这一时期，以及再电离之前”黑暗时期”的重要工具。21厘米线是中性氢的电子自旋在平行和反平行之间转换时发生的，而这种转换是被禁止的，意思是很难发生，这种转换也 需要高温，意思是形成于“黑暗时期”和辐射出的光子加热了周围的中性氢原子，导致周围地区辐射出更多的21厘米线。靠着研究 21厘米线辐射，将可以了解更多有关早期结构的形成。虽然目前还没有结果，但有几个专案正在进行，向是21厘米线阵列(PaST)、低频阵列(LOFAR)、默奇森广角阵列(MWA)和大米波电波望远镜(GMRT)，可望在不久的将来能在这一领域中有所进展。
能量来源
虽然观测获得的资料缩小了再电离时代的范围，但是依然不能确定适合种天体提供了光子使IGM再电离。使中性氢电离，只需要13.6电子伏特的能量，这相当于91.2纳米或波长更短的光子。这在电磁频谱中是紫外线的部分，这意味着所有主要的候选者都是紫外线和有更高能量的产生著。有许多的来源是必须被考虑的，像是长寿的质子和电子，但如果不持续供应能量使他门分开就会再结合。同时，考虑任何来源关键的参数是"每单位宇宙论体积氢电离光子的发射率"[9]。由于这些限制，预期类星体和第一代的恒星是这些能量的主要来源。
类星体
类星体是良好的候选来源，因为它能高效率的将质量转换为能量，并且辐射出大量能量在电离氢门槛之上的光。但是，还不知道在再电离之前有多少类星体存在。当再电离进行之际，只有最明亮的类星体能被检测出来，这意味着没有较暗的类星体已经存在的直接资料。但是，经由查看附近的宇宙地区较易观测到的类星体，和假设再电离时期的亮度函数(类星体数量的亮度函数)和今天的分布大致上是相同的，这将可以估计早期的类星体数量。这样的研究发现类星体没有足够的数量独力造成IGM的再电离，也就是说， "只有当再电离背景为主的低亮度活跃星系核(AGN)也是类星体，才能提供足够电离的光子”。请注意，类星体是的一种活跃星系核，或称为AGN。
第三星族星
模拟在大爆炸40万年后第一颗恒星的影像。第三星族星是由没有比氦更重的元素构成的恒星。当太初核合成时，除了微量可追踪的锂之外，氦是由氢合成的唯一元素。但是，类星体的光谱显示早期的IGM已经有重元素的存在。超新星的爆炸可以产生这些重元素，因此高热、巨大，可以形成超新星的第三星族星可能成为再电离的机制。虽然它们未能直接观测到，但是符合数质类比模型的模拟]和目前的观测。重力透镜星系也提供了第三星族星的间接证据。即使没有直接观测到第三星族星，它仍是令人心服的来源。它们能比第二星族星辐射更多的光子，更有效率的造成再电离 ，并且在与初始质量函数相对应的它们自己的一些再电离模型可以使氢再电离。结果是，第三星族星目前被认为是发动宇宙再电离最有可能的能量来源。
