‘دوران یونیزه شدن مجدد‘ یک دوره بحرانی برای تکامل کیهانی بود و همیشه ستاره شناسان را مجذوب و مبهوت کرده است. در طول این دوره، اولین ستارگان و کهکشان ها شکل گرفتند و ابرهای هیدروژن خنثی را که در کیهان نفوذ کرده بود، دوباره یونیزه کردند. این به قرون تاریک کیهانی پایان داد و منجر به «شفاف» شدن کیهان شد، چیزی که ستاره شناسان از آن به عنوان «سپیده دم کیهانی» یاد می کنند. بر اساس مدل‌های کیهان‌شناسی کنونی ما، یونیزه‌شدن مجدد از ۳۸۰۰۰۰ تا ۱ میلیارد سال پس از انفجار بزرگ به طول انجامید. این بر اساس شواهد غیرمستقیم است، زیرا ستاره شناسان قادر به مشاهده مستقیم دوره یونیزه شدن مجدد نبوده اند.
بررسی این دوره یکی از دلایل اصلی توسعه تلسکوپ فضایی جیمز وب (JWST) بود که می‌تواند با استفاده از اپتیک مادون قرمز قدرتمند خود، پرده «عصر تاریک» را سوراخ کند. با این حال، مشاهدات ارائه شده توسط وب نشان داد که کهکشان‌های بسیار بیشتر از آنچه قبلاً انتظار می‌رفت در کیهان اولیه وجود داشته است. طبق یک مطالعه اخیر، این نشان می دهد که یونیزه شدن مجدد ممکن است با سرعت بیشتری اتفاق افتاده باشد و حداقل ۳۵۰ میلیون سال زودتر از آنچه مدل های ما پیش بینی می کنند به پایان رسیده باشد. بار دیگر، توانایی نگریستن به کیهان اولیه تنش هایی را با نظریه های کیهان شناسی رایج ایجاد کرده است.
این مطالعه توسط جولیان بی مونوز، استادیار نجوم در دانشگاه تگزاس در آستین رهبری شد. جان Chisholm، همچنین استادیار نجوم در UT Austin به او پیوست. جردن میروچا، دانشجوی فوق دکتری ناسا در آزمایشگاه رانش جت ناسا و موسسه فناوری کالیفرنیا؛ استیون آر فورلانتو، دانشیار فیزیک و نجوم در دانشگاه کالیفرنیا-لس آنجلس، و شارلوت میسون، دانشیار مرکز سحر کیهانی در موسسه نیلز بور. مقاله ای که یافته های آنها را توصیف می کند در ماهنامه انجمن نجوم سلطنتی منتشر شد.
بر اساس مدل‌های کیهان‌شناسی کنونی، جهان در ۳۸۰۰۰۰ سال اول پس از انفجار بزرگ پر از پلاسمای داغ و متراکم از پروتون‌ها و الکترون‌ها بود. در نهایت، کیهان به اندازه کافی سرد شد تا پروتون ها و الکترون ها به هم برسند و هیدروژن خنثی را تشکیل دهند. توسط حدود ۱۰۰ میلیون سال پس از انفجار بزرگ، اولین ستاره ها (جمعیت III) شروع به شکل گیری کردند که بسیار پرجرم و داغ بودند. این ستارگان برای ایجاد اولین کهکشان ها گرد هم آمدند و نور فرابنفش آنها باعث شد که دوباره هیدروژن خنثی به پروتون ها و الکترون ها (معروف به یونیزه شدن) تقسیم شود.
زمانی که بیشتر هیدروژن در کیهان یونیزه شد (حدود ۱ میلیارد سال پس از انفجار بزرگ)، دوره یونیزه شدن مجدد به پایان رسید. در این نقطه، جهان شفاف بود، و نور از این دوره برای تلسکوپ های نوری امروزی قابل مشاهده است. همانطور که Chisholm در یک انتشار خبری UT Austin اشاره کرد، یونیزه شدن مجدد نیز نقش مهمی در چگونگی تکامل جهان داشت. «این فرآیند گاز را در کیهان گرم و یونیزه کرد، که سرعت رشد و تکامل کهکشان‌ها را تنظیم می‌کرد.» «این ستارگان اولیه ساختار کلی کهکشان‌ها را در کیهان ایجاد کردند.»
قبل از استقرار JWST، دانشمندان بر اندازه‌گیری پس‌زمینه مایکروویو کیهانی (CMB)، تابش باقی‌مانده از بیگ بنگ، و جنگل لیمان-آلفا – طول موج نور مرتبط با یونیزاسیون مجدد هیدروژن – تکیه می‌کردند. از این طریق، ستاره شناسان این حس را به دست آورده اند که چه مقدار انرژی برای وقوع مجدد یونیزه شدن (‘بودجه فوتون’) و چه مدت طول کشیده است. همانطور که مونوز توضیح داد:
«[یونیزاسیون] آخرین تغییر عمده ای است که اتفاق می افتد. شما از حالت خنثی و سرد و کسل کننده به یونیزه و داغ رسیدید. و این چیزی نیست که فقط برای یک یا دو کهکشان اتفاق افتاده باشد. برای کل کائنات اتفاق افتاد. این یک بازی حسابداری است. می دانیم که تمام هیدروژن قبل از یونیزاسیون مجدد خنثی بود. از آنجا به اندازه کافی اشعه ماوراء بنفش شدید برای تقسیم هر اتم نیاز دارید. بنابراین، در پایان روز، می‌توانید حساب کنید تا بفهمید که یونیزاسیون مجدد چه زمانی به پایان رسیده است.»
با این حال، مشاهدات انجام شده با JWST چیزهایی را نشان داده است که مدل های پذیرفته شده را به چالش می کشد. این شامل فراوانی کهکشان‌ها می‌شود که بیش از آنچه قبلاً پیش‌بینی می‌شد، تابش UV تولید می‌کنند. این یافته ها نشان می دهد که یونیزه شدن مجدد باید ۵۵۰ تا ۶۵۰ میلیون سال پس از انفجار بزرگ به جای ۱ میلیارد سال به پایان می رسید. اما اگر این درست بود، جنگل CMB و Lyman-alpha متفاوت به نظر می رسید. به طور خلاصه، تنش بین این اندازه‌گیری‌ها و مشاهدات وب وجود دارد – همانطور که تیم در مطالعه خود توضیح می‌دهد، «بحران بودجه فوتون».
بسیار شبیه تنش هابل، این یافته‌ها نشان می‌دهند که ممکن است چیزی در مدل‌های کیهان‌شناسی فعلی ما گم شده باشد. یکی از احتمالاتی که این تیم بررسی کرد، نوترکیبی است، که در آن پروتون‌ها و الکترون‌های یونیزه‌شده دوباره به هم می‌رسند تا هیدروژن خنثی را تشکیل دهند. این دقیقاً همان چیزی است که ۳۸۰۰۰۰ سال پس از انفجار بزرگ، معروف به ‘عصر نوترکیبی‘ اتفاق افتاد. اگر این فرآیند بیشتر از آنچه مدل‌های ما نشان می‌دهند اتفاق بیفتد، می‌تواند میزان نور شدید UV مورد نیاز برای یونیزه کردن مجدد کیهان را افزایش دهد. همانطور که مونوز توضیح داد، مشاهدات بعدی برای تأیید این نظریه مورد نیاز است:
ما به مشاهدات دقیق‌تر و عمیق‌تر کهکشان‌ها و درک بهتر فرآیند بازترکیب نیاز داریم. حل این تنش در یونیزه شدن مجدد گامی کلیدی برای درک نهایی این دوره محوری است. من هیجان‌زده هستم که ببینم سال‌های آینده چه خواهد شد.
