耿恩-彼得森槽

耿恩-彼得森槽

耿恩-彼得森槽(英語:Gunn-Peterson trough)是類星體光譜在天體光譜中的一個特徵,它是由星系際物質 (IGM)的中性氫造成的。

耿恩-彼得森槽(英語:Gunn-Peterson trough)是高紅移類星體光譜中的一個特徵,它是由星系際介質 (IGM)的中性氫造成的。槽的特徵是,在類星體所在的紅移z處,當波長小於萊曼α線 (λ<121.6(1+z)nm) 時,類星體的電磁發射受到抑制。詹姆斯·岡恩和布魯斯·彼德森在1965年就預測了這種效應。

基本介紹

  • 中文名:耿恩-彼得森槽
  • 外文名:Gunn-Peterson trough
第一次的發現,再電離的證據,相關條目,

第一次的發現

在預測之後的30年,還沒有發現遠到足以展現耿恩-彼得森槽的天體。直到2001年,羅伯特·貝克爾使用史隆數位巡天的資料發現一個紅移值(z)=6.28I的類星體,才終於發現耿恩-彼得森槽。這篇論文還包括紅移為z=5.82和z=5.99的類星體,和轉換到藍色一側的萊曼α線,以及許多通量中明顯的峰值。然而,紅移量為z=6.28的類星體,在超越萊曼α線限制的通量為0,也就是說中性氫在IGM的分數必須已經大於10。

再電離的證據

在紅移z=6.28的類星體發現了槽,和在紅移低於z=6的類星體中檢測不到槽的存在,對宇宙中的氫曾經從中性氫轉換成電離氫提出了強且有力的證據。在複合後,宇宙成為中性的,直到在宇宙中的第一個天體發出光和能量,將周圍的IGM再電離。然而,光子對中性氫的散射截面積在接近萊曼α限制的能量是很高的,甚至有一小部分的中性氫會因為IGM的光深度太高而造成發射線的觀測受到抑制。儘管中性氫和電離氫的比例並不是特別的高,通過觀測到低流量的萊曼α限制,顯示宇宙是在再電離的最後階段。
WMAP太空船在2003年第一次釋放出來的資料,貝克測量再電離結束在z≈6,似乎與WMAP測量到的電子密度估計值有所衝突。然而,WMAP在2006年發布的第三批資料,與再電離的極限和耿恩-彼得森槽之間的關連似乎有了更好的協調。

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