再電離是在大爆炸宇宙學的黑暗期之後，宇宙中物質再電離的程式，並且是宇宙中氣體的兩次主要相變中的第二次。當主要的重子物質成為氫的型式，再游離通常指的是氫氣體的游離。宇宙原生的氦也經歷過相同的相變，但在宇宙歷史上是不同的點，並且通常會稱為氦再游離。
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目錄
1 背景
2 檢測的方法
2.1 類星體和關恩-彼得森波谷
2.2 宇宙微波背景輻射的非各向同性和極化
2.3 21厘米線
3 能量來源
3.1 類星體
3.2 第三星族星
4 相關條目
5 註解和參考資料
背景
描繪出的宇宙時間線，刻畫出再游離在宇宙歷史上的位置。在宇宙中氫的第一次相變是再結合，發生在紅移 z = 1100 (大爆炸之後的400,000年)，由於在這個點上宇宙的冷卻使得電子和質子結合形成中性氫原子的比率高過氫被電離的比率。因為光子的散射，在再結合之前的宇宙是不透明的，但在更多的電子被捕獲形成氫之後，宇宙變得越來越透明。同時，中性氫(或其它的原子或分子)的電子能夠吸收某些波長的光子成為激發態，充滿中性氫原子的宇宙相對來說對這些波長是不透明的，而對其他大部分的頻譜是透明的。黑暗時期就從這個點開始，因為除了逐漸變暗的微波背景輻射，沒有其他的光源。
第二次的相變發生在早期宇宙充滿足以使中性氫游離的能量，開始形成天體的時期。當這些天體形成和輻射能量，在大爆炸之後的一億五千萬年至十億年(在紅移6 < z < 20)，宇宙將從中性再回復成游離的等離子。但是，現在因為宇宙的膨脹已經將物質稀釋，並且散射的互動作用不再像再結合之前的頻繁。因此，一如今天的狀況，充滿低密度游離化氫的宇宙仍然是透明的。
檢測的方法
回顧到目前為止的宇宙，帶來了一些觀測上的挑戰。但是，有幾個觀測方法用來研究再游離。
類星體和關恩-彼得森波谷
一個有意義的研究再游離是使用遙遠類星體的光譜。類星體釋放出極大量的能量，意思是它們是宇宙中最明亮的天體。有些類星體甚至可以探測到再游離的早期。類星體也正好有相對來說是一致的光譜特徵，而無須顧慮它在天空中的位置和與地球的距離。因此可以推斷出類星體光譜上出現的任何差異，都是與在視線方向上的原子互動作用引起的。萊曼轉換在可見光波長的能量上，有著很大的散射截面，異為著極使只有少量的中性氫在星系介質(IGM)內，在這些波長上的吸收依然會很明顯。
宇宙在在附近的天體，光譜的吸收現是很銳利的，因為即使光子的能量只有造成一個原子的轉換也可以導致這種變化。但是，類星體和用來偵測的望遠鏡之間距離是很大的，這意味著宇宙膨脹導致接收到的光明顯的紅化。這意味著當類星體的光在旅途中通過了星際介質(IGM)並且發生紅移，萊曼α的波長極限已經被延展(拉長)，並且在某些點上只是正好對應著萊曼α的波長變化。這意味著明顯的譜線被取代，類星體的光線經過廣闊的空間，分布在不同區域的中性氫顯現出了關恩-彼得森波谷。
這些紅移的出現讓我們可以學習到再電離的短暫的資訊。因為天體的紅移對應著我們看見的光線輻射出來的時間，它或許可以確定再電離結束的時間。紅移在特定數值之下的類星體不會呈現關恩-彼得森波谷(雖然它們可能會呈現萊曼α森林)，因為會顯現關恩-彼得森波谷特性的再電離早於這些類星體輻射的光之前。在2001年，史隆數位巡天發現了紅移在z = 5.82到z = 6.28之間的4個類星體，其中z = 6的呈現出關恩-彼得森波谷，顯示該處的IGM至少有一部分是中性的氫，低於這個值的則沒有。推測再電離發生在相對來說較短的時間尺度內，此一結果顯示宇宙在接近z = 6的時間上結束了再電離。這，在事實上，顯示宇宙在z > 10的時刻幾乎已經全部中性化了。
宇宙微波背景輻射的非各向同性和極化
宇宙微波背景輻射在不同角度上的各向異性也可以用來研究再電離。當光子還是自由電子時，在經歷散射時有一個稱為湯姆森散射的過程。然而，當宇宙膨脹時，自由電子的密度將會降低，同時散射發生的頻率也會降低。在再電離和之後的時期，但在電子密度充分將低，發生顯著的膨脹之前，來自平靜的CMB的光將經歷可以觀測到的湯姆森散射。這些散射將標記出CMB的各向異性圖，導入第二次的各向異性(在再結合之後導入各向異性)。整體的效應將刪除發生在較小尺度上的各向異性。雖然小尺度上的各向異性會被刪除，因為再電離確實會導入極化的各向異性。注意對CMB的各向異性觀察，和看起來沒有發生再電離地區比較，可以確定再電離時期的電子列密度。據此，可以計算再電離發生時的宇宙年齡。
威爾金森微波各向異性探測器可以對這種現象作出比較。最初的觀測，在2003年釋出，認為再電離發生在 11
21厘米線
即使類星體的資料和宇宙微波背景輻射的各向異性資料大致上符合，但還是有一些問題，特別是關於再電離的能量來源和產生的效應，還有在再電離時在結構形成中扮演的角色。氫的21厘米線可能是研究這一時期，以及再電離之前”黑暗時期”的重要工具。21厘米線是中性氫的電子自鏇在平行和反平行之間轉換時發生的，而這種轉換是被禁止的，意思是很難發生，這種轉換也 需要高溫，意思是形成於“黑暗時期”和輻射出的光子加熱了周圍的中性氫原子，導致周圍地區輻射出更多的21厘米線。靠著研究 21厘米線輻射，將可以了解更多有關早期結構的形成。雖然目前還沒有結果，但有幾個專案正在進行，向是21厘米線陣列(PaST)、低頻陣列(LOFAR)、默奇森廣角陣列(MWA)和大米波電波望遠鏡(GMRT)，可望在不久的將來能在這一領域中有所進展。
能量來源
雖然觀測獲得的資料縮小了再電離時代的範圍，但是依然不能確定適合種天體提供了光子使IGM再電離。使中性氫電離，只需要13.6電子伏特的能量，這相當於91.2納米或波長更短的光子。這在電磁頻譜中是紫外線的部分，這意味著所有主要的候選者都是紫外線和有更高能量的產生著。有許多的來源是必須被考慮的，像是長壽的質子和電子，但如果不持續供應能量使他門分開就會再結合。同時，考慮任何來源關鍵的參數是"每單位宇宙論體積氫電離光子的發射率"[9]。由於這些限制，預期類星體和第一代的恆星是這些能量的主要來源。
類星體
類星體是良好的候選來源，因為它能高效率的將質量轉換為能量，並且輻射出大量能量在電離氫門檻之上的光。但是，還不知道在再電離之前有多少類星體存在。當再電離進行之際，只有最明亮的類星體能被檢測出來，這意味著沒有較暗的類星體已經存在的直接資料。但是，經由查看附近的宇宙地區較易觀測到的類星體，和假設再電離時期的亮度函式(類星體數量的亮度函式)和今天的分布大致上是相同的，這將可以估計早期的類星體數量。這樣的研究發現類星體沒有足夠的數量獨力造成IGM的再電離，也就是說， "只有當再電離背景為主的低亮度活躍星系核(AGN)也是類星體，才能提供足夠電離的光子”。請注意，類星體是的一種活躍星系核，或稱為AGN。
第三星族星
模擬在大爆炸40萬年後第一顆恆星的影像。第三星族星是由沒有比氦更重的元素構成的恆星。當太初核合成時，除了微量可追蹤的鋰之外，氦是由氫合成的唯一元素。但是，類星體的光譜顯示早期的IGM已經有重元素的存在。超新星的爆炸可以產生這些重元素，因此高熱、巨大，可以形成超新星的第三星族星可能成為再電離的機制。雖然它們未能直接觀測到，但是符合數質類比模型的模擬]和目前的觀測。重力透鏡星系也提供了第三星族星的間接證據。即使沒有直接觀測到第三星族星，它仍是令人心服的來源。它們能比第二星族星輻射更多的光子，更有效率的造成再電離 ，並且在與初始質量函式相對應的它們自己的一些再電離模型可以使氫再電離。結果是，第三星族星目前被認為是發動宇宙再電離最有可能的能量來源。
