再电离

一项关于再游离的重要研究是使用遥远类星体的光谱。类星体释放出极大量的能量，意即是它们是宇宙中最明亮的天体种类之一。有些类星体甚至可以在再电离的早期就被探测。类星体也正好有相对一致的光谱特征，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。若光波长属于氢莱曼谱线其中之一，则其具有很大的散射截面，这意味着既使只有少量的中性氢在星系际介质（IGM）内，在这些波长上的吸收依然会很明显。

在邻近的宇宙中，光谱的吸收线是很锐利的，因为即使光子的能量只能造成一个原子的跃迁，跃迁也会发生。但是，类星体和用来侦测的望远镜之间距离是很大的，宇宙膨胀将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系际介质（IGM）时，本来比莱曼α的波长还要短的光发生红移后，正好落入了莱曼谱线的范围，因此从类星体所在红移处的莱曼α线对应波长开始，往其短波长方向会出现连续的吸收。这意味着明显的谱线被连续谱取代，类星体的光线在经过散布着中性氢的广阔空间后，将会呈现出耿恩-彼得森槽[1]。

这些红移的出现让我们可以截取到关于再电离时期的片段信息。因为天体的红移对应着我们看见的光线辐射出来的时间，它或许可以确立再电离时期结束的时间点。红移在特定数值之下的类星体不会呈现耿恩-彼得森槽（虽然它们可能会呈现莱曼α森林），当早于再电离的类星体会显现耿恩-彼得森槽。在2001年，史隆数字巡天发现了红移在z = 5.82到z = 6.28之间的4个类星体，其中z = 6的呈现出耿恩-彼得森槽，低于这个值的则没有，这显示z = 6的IGM至少有部分是中性的氢。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[2]。这事实上显示宇宙在z > 10的时刻，几乎已经全部中性化了。

宇宙微波背景在不同角度上的不同性质也可以用来研究再电离。当光子在与自由电子散射时，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。在再电离与之后的时期，但在字宙显著膨胀及电子密度过低之前，来自宇宙微波背景的光将发生可观测的汤姆森散射。这些散射会在宇宙微波背景的各向异性图留下痕迹，导入第二次的各向异性（在再结合之后的发生的各向异性）[3]。整体的效应将删除发生在小尺度上的各向异性。虽然小尺度上的各向异性会被消除，但再电离却会导致偏振的各向异性[4]。仔细研究宇宙微波背景的各向异性，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柱密度。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作出这种比较。最初的观测在2003年发布，认为再电离发生在11 <z < 30的位置[5]，但这些红移的范围，很明显与对类星体光谱观测的研究结果不一致。但是，WMAP三年观测的数据给出了不一样的结果，再电离开始于z = 11和宇宙电离发生于z = 7[6]，这与类星体的数据吻合的较好。

即使类星体的数据和宇宙微波背景辐射的各向异性数据大致上符合，但还是有一些问题，特别是关于再电离的能量来源，还有在再电离时在宇宙结构形成中扮演的角色及产生的效应。氢的21公分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公分线是中性氢，在电子质子自旋平行和自旋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公分线[7][8]。靠着研究21公分线辐射，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，但有几个项目正在进行，像是21公分线数组（PaST）、低频数组（LOFAR）、默奇森广角数组（MWA）和巨米波电波望远镜（GMRT），可望在不久的将来能在这一领域中有所进展。

矮星系目前被认目是再电离时代中电离光子的主要来源。[11]在大多情况下，这需要星系紫外线光度函数的对数斜率α=-2，比现今的值还斜。[11]

在2014年，两个来源分别指出豌豆星系(GPs)有可能是莱曼连续光子(LyC)的放射来源。[12][13]这暗示了相较于高红位移的莱曼阿尔法及LyC放射体，这两个GPs是低红位移的。除此之外目前只有两个已知的星系，Haro 11及Tololo-1247-232。[12][13][14]寻找局部的LyC放射体对于早期宇宙及再电离时代相当关键。[12][13]这两个GPs的SDSS编号分别为1237661070336852109 (GP_J1219)及1237664668421849521。

新研究显示矮星系在再电离中贡献了30%的紫外光。贡献如此之大的原因，相较于一般星系的5%比例，电离光子可以以50％的比例逃离矮星系。[15][16] J.H. Wise在与天空与望远镜杂志的访问中谈到：「在早期最小的星系占了绝大多数，他们基本上因自己的超新星及加温环境而燃烧殆尽。之后较大的星系（但质量仍比银河系小一百倍）开始为宇宙的再电离负责。」[15]

类星体是一种活跃星系核，可进行高效率的质能转换，并辐射出大量能量在电离氢门槛之上的光，因而被认为是好的可能来源。但在再电离之前有多少类星体存在犹未可知。当再电离进行之际，只有最明亮的类星体能被检测出来，这意味着没有当时较暗的类星体的直接数据。但借由观察附近宇宙中较易测量的类星体，和假设再电离时期的光度函数（以类星体数量为变量的光度函数）与现今大致相同，就可推估早期的类星体数量。这样的研究发现类星体的数量并不足以独力造成IGM的再电离[9][17]，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」[18]。

在大霹雳4亿年后第一颗恒星的仿真影像。

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。虽然未曾被直接观测，但第三星族星与一些模型的数值仿真[19]和目前的观测相符[20]。重力透镜星系也提供了第三星族星的间接证据[21]。即使没有直接观测到第三星族星，它仍是令人信服的来源。它们能比第二星族星辐射更多的电离光子 [22]；并且在一些采用合理初始质量函数的再电离模型中，可自行使氢再电离[23]。结果是，第三星族星目前被认为最有可能是启动宇宙再电离的能量来源[24]，但之后有可能是由其它能量来源来接管以至完成。

在2015年六月，天文学家报告了在宇宙红移7号星系中红位移为6.60的第三星族星。这类星体有可能存在于非常早期（也就是红位移很大）的宇宙之中，而且有可能开始产生比氢重的化学元素，可用来产生我们熟知的行星及生命。[25][26]