Reionización
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En los campos de la teoría y la cosmología del Big Bang , la reionización es el proceso que hizo que la materia en el universo se reionizara después del transcurso de las " edades oscuras ".
La reionización es la segunda de las dos principales transiciones de fase del gas en el universo [ cita requerida ] (la primera es la recombinación ). Si bien la mayoría de la materia bariónica en el universo está en forma de hidrógeno y helio , la reionización generalmente se refiere estrictamente a la reionización del hidrógeno , el elemento.
Se cree que el helio primordial también experimentó la misma fase de cambios de reionización, pero en diferentes puntos de la historia del universo. Esto generalmente se conoce como reionización de helio .
Fondo
Cronología de la naturaleza | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
−13 - - −12 - - −11 - - −10 - - −9 - - −8 - - −7 - - −6 - - −5 - - −4 - - −3 - - −2 - - −1 - - 0 - | Edad Oscura Reionización Era dominada por la materia Expansión acelerada Agua Vida unicelular Fotosíntesis Vida multicelular Vertebrados |
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(hace mil millones de años ) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
El primer cambio de fase del hidrógeno en el universo fue la recombinación , que se produjo con un corrimiento al rojo z = 1089 (379.000 años después del Big Bang), debido al enfriamiento del universo hasta el punto en que se formó la tasa de recombinación de electrones y protones. el hidrógeno neutro fue mayor que la tasa de reionización . [ cita requerida ] El universo era opaco antes de la recombinación, debido a la dispersiónde fotones (de todas las longitudes de onda) de los electrones libres (y, en un grado significativamente menor, de los protones libres), pero se volvió cada vez más transparente a medida que más electrones y protones se combinaban para formar átomos de hidrógeno neutros. Mientras que los electrones del hidrógeno neutro pueden absorber fotones de algunas longitudes de onda al elevarse a un estado excitado , un universo lleno de hidrógeno neutro será relativamente opaco solo en esas longitudes de onda absorbidas, pero transparente en la mayor parte del espectro. La Edad Oscura del universo comienza en ese punto, porque no había otras fuentes de luz que la radiación de fondo cósmica que se desplaza gradualmente hacia el rojo.
El segundo cambio de fase ocurrió una vez que los objetos comenzaron a condensarse en el universo temprano que eran lo suficientemente enérgicos como para reionizar el hidrógeno neutro. A medida que estos objetos se formaron e irradiaron energía, el universo pasó de estar compuesto de átomos neutros a ser una vez más un plasma ionizado . Esto ocurrió entre 150 millones y mil millones de años después del Big Bang (con un corrimiento al rojo de 6 < z <20). [ cita requerida ]En ese momento, sin embargo, la materia se había difundido por la expansión del universo, y las interacciones de dispersión de fotones y electrones eran mucho menos frecuentes que antes de la recombinación electrón-protón. Por lo tanto, el universo estaba lleno de hidrógeno ionizado de baja densidad y permaneció transparente, como es el caso en la actualidad.
Métodos de detección
Mirar hacia atrás en la historia del universo presenta algunos desafíos de observación. Sin embargo, existen algunos métodos de observación para estudiar la reionización.
Quásares y la artesa Gunn-Peterson
Una forma de estudiar la reionización utiliza los espectros de cuásares distantes . Los quásares liberan una cantidad extraordinaria de energía, de hecho se encuentran entre los objetos más brillantes del universo. Como resultado, algunos quásares son detectables desde la época de la reionización. Los cuásares también tienen características espectrales relativamente uniformes, independientemente de su posición en el cielo o la distancia de la Tierra . Por lo tanto, se puede inferir que cualquier diferencia importante entre los espectros de cuásares será causada por la interacción de su emisión con los átomos a lo largo de la línea de visión. Para longitudes de onda de luz a las energías de una de las transiciones de Lyman del hidrógeno, elLa sección transversal de dispersión es grande, lo que significa que incluso para niveles bajos de hidrógeno neutro en el medio intergaláctico (IGM), la absorción en esas longitudes de onda es muy probable.
Para los objetos cercanos en el universo, las líneas de absorción espectral son muy nítidas, ya que solo los fotones con energías suficientes para causar una transición atómica pueden causar esa transición. Sin embargo, las distancias entre los cuásares y los telescopios que los detectan son grandes, lo que significa que la expansión del universo hace que la luz experimente un notable desplazamiento al rojo. Esto significa que a medida que la luz del cuásar viaja a través del IGM y se desplaza al rojo, las longitudes de onda que habían estado por debajo del límite de Lyman Alpha se estiran y, de hecho, comenzarán a llenar la banda de absorción de Lyman. Esto significa que, en lugar de mostrar líneas de absorción espectral nítidas, la luz de un quásar que ha viajado a través de una región grande y dispersa de hidrógeno neutro mostrará una depresión de Gunn-Peterson . [1]
El desplazamiento al rojo de un cuásar en particular proporciona información temporal (tiempo) sobre la reionización. Dado que el corrimiento al rojo de un objeto corresponde al momento en que emitió la luz, es posible determinar cuándo terminó la reionización. Los quásares por debajo de un cierto corrimiento al rojo (más cerca en el espacio y el tiempo) no muestran la depresión de Gunn-Peterson (aunque pueden mostrar el bosque Lyman-alpha ), mientras que los cuásares que emiten luz antes de la reionización contarán con una depresión de Gunn-Peterson. En 2001, se detectaron cuatro cuásares (por el Sloan Digital Sky Survey ) con corrimientos al rojo que van desde z = 5,82 a z = 6,28. Mientras que los quásares por encima de z = 6 mostró una depresión de Gunn-Peterson, lo que indica que el IGM todavía era al menos parcialmente neutral, los de abajo no lo hicieron, lo que significa que el hidrógeno estaba ionizado. Como se espera que la reionización ocurra en escalas de tiempo relativamente cortas, los resultados sugieren que el universo se estaba acercando al final de la reionización en z = 6. [2] Esto, a su vez, sugiere que el universo aún debe haber sido casi completamente neutral en z > 10.
Anisotropía y polarización CMB
La anisotropía del fondo cósmico de microondas en diferentes escalas angulares también se puede utilizar para estudiar la reionización. Los fotones se dispersan cuando hay electrones libres presentes, en un proceso conocido como dispersión de Thomson . Sin embargo, a medida que el universo se expande, la densidad de electrones libres disminuirá y la dispersión ocurrirá con menos frecuencia. En el período durante y después de la reionización, pero antes de que ocurriera una expansión significativa para reducir suficientemente la densidad de electrones, la luz que compone el CMB experimentará una dispersión de Thomson observable. Esta dispersión dejará su huella en el mapa de anisotropía CMB , introduciendo anisotropías secundarias (anisotropías introducidas después de la recombinación). [3]El efecto general es borrar las anisotropías que ocurren en escalas más pequeñas. Mientras que las anisotropías a pequeña escala se borran, las anisotropías de polarización se introducen en realidad debido a la reionización. [4] Al observar las anisotropías de CMB observadas y compararlas con el aspecto que tendrían si no hubiera tenido lugar la reionización, se puede determinar la densidad de la columna de electrones en el momento de la reionización. Con esto, se puede calcular la edad del universo cuando ocurrió la reionización.
La sonda de anisotropía de microondas Wilkinson permitió realizar esa comparación. Las observaciones iniciales, publicadas en 2003, sugirieron que la reionización tuvo lugar desde 11 < z <30. [5] Este rango de corrimiento al rojo estaba en claro desacuerdo con los resultados del estudio de los espectros de cuásares. Sin embargo, los datos de WMAP de tres años arrojaron un resultado diferente, con la reionización comenzando en z = 11 y el universo ionizado en z = 7. [6] Esto concuerda mucho mejor con los datos del cuásar.
Los resultados en 2018 de la misión Planck arrojan un corrimiento al rojo de reionización instantáneo de z = 7,68 ± 0,79. [7]
El parámetro normalmente citado aquí es τ, la "profundidad óptica a la reionización", o alternativamente, z re , el corrimiento al rojo de la reionización, asumiendo que fue un evento instantáneo. Si bien es poco probable que esto sea físico, dado que la reionización probablemente no fue instantánea, z re proporciona una estimación del corrimiento al rojo medio de la reionización.
Línea de 21 cm
Incluso con los datos de cuásares más o menos de acuerdo con los datos de anisotropía de CMB, todavía hay una serie de preguntas, especialmente con respecto a las fuentes de energía de reionización y los efectos y el papel de la formación de estructuras durante la reionización. La línea de 21 cm en el hidrógeno es potencialmente un medio para estudiar este período, así como las "edades oscuras" que precedieron a la reionización. La línea de 21 cm ocurre en hidrógeno neutro, debido a las diferencias de energía entre los estados de triplete de espín y singlete de espín del electrón y el protón. Esta transición está prohibida , lo que significa que ocurre muy raramente. La transición también depende en gran medida de la temperatura , lo que significa que a medida que los objetos se forman en la "edad oscura" y emiten fotones Lyman-alfaque son absorbidos y reemitidos por el hidrógeno neutro circundante, producirá una señal de línea de 21 cm en ese hidrógeno a través del acoplamiento Wouthuysen-Field . [8] [9] Al estudiar la emisión de líneas de 21 cm, será posible aprender más sobre las primeras estructuras que se formaron. Las observaciones del Experimento para detectar la firma de la época de reionización global (EDGES) apuntan a una señal de esta era, aunque se necesitarán observaciones de seguimiento para confirmarlo. [10] Varios otros proyectos esperan avanzar en esta área en un futuro próximo, como Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR),Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), Mapper de IGM Spin Temperature (MIST), la misión Dark Ages Radio Explorer (DARE) y el Experimento de gran apertura para detectar la Dark Ages (LEDA).
Fuentes de energia
Si bien se han producido observaciones en las que se ha estrechado la ventana durante la cual podría haber tenido lugar la época de reionización, aún no se sabe qué objetos proporcionaron los fotones que reionizaron el IGM. Para ionizar hidrógeno neutro, se requiere una energía superior a 13,6 eV , que corresponde a fotones con una longitud de onda de 91,2 nm o menos. Esto está en la parte ultravioleta del espectro electromagnético., lo que significa que los candidatos principales son todas las fuentes que producen una cantidad significativa de energía en el ultravioleta y superior. También se debe considerar cuán numerosa es la fuente, así como la longevidad, ya que los protones y los electrones se recombinarán si no se proporciona energía continuamente para mantenerlos separados. En conjunto, el parámetro crítico para cualquier fuente considerada puede resumirse como su "tasa de emisión de fotones ionizantes de hidrógeno por unidad de volumen cosmológico". [12] Con estas limitaciones, se espera que los cuásares y las estrellas y galaxias de primera generación sean las principales fuentes de energía. [13]
Galaxias enanas
Las galaxias enanas son actualmente la principal fuente de fotones ionizantes durante la época de la reionización. [14] Para la mayoría de los escenarios, esto requeriría que la pendiente logarítmica de la función de luminosidad de la galaxia UV , a menudo denominada α, sea más pronunciada de lo que es hoy, acercándose a α = -2. [14]
En 2014, dos fuentes distintas identificaron dos galaxias Green Pea (GP) como probables candidatas a emisoras de Lyman Continuum (LyC). [15] [16] Esto sugiere que estos dos GP son análogos de bajo corrimiento al rojo de los emisores Lyman-alfa y LyC de alto corrimiento al rojo, de los cuales solo se conocen otros dos: Haro 11 y Tololo-1247-232 . [15] [16] [17] Encontrar emisores de LyC locales es crucial para las teorías sobre el universo temprano y la época de la reionización. [15] [16] Estos dos GP tienen números de referencia SDSS DR9: 1237661070336852109 (GP_J1219) y 1237664668421849521.
Un nuevo estudio muestra que las galaxias enanas contribuyeron con casi el 30% de la luz ultravioleta durante el proceso de reionización. Las enanas tuvieron un impacto tan grande porque una fracción más grande de fotones ionizantes puede escapar de las galaxias enanas (con un ritmo del 50%) en comparación con las galaxias más grandes (con un reloj de tan solo un 5%). [18] [19] Citando a JH Wise de una entrevista con Sky and Telescope : "Las galaxias más pequeñas primero dominan en los primeros tiempos; sin embargo, básicamente se matan al expulsar su gas a través de sus propias supernovas y calentar su entorno. Después, las galaxias más grandes (pero aún mucho más pequeñas que la Vía Láctea en unas 100 veces en masa) se hacen cargo de la tarea de reionizar el universo ". [18]
Quásares
Los cuásares , una clase de núcleos galácticos activos (AGN), se consideraron una buena fuente candidata porque son muy eficientes para convertir masa en energía y emiten una gran cantidad de luz por encima del umbral de ionización del hidrógeno. Sin embargo, se desconoce cuántos cuásares existían antes de la reionización. Solo se pueden detectar los cuásares más brillantes presentes durante la reionización, lo que significa que no hay información directa sobre los cuásares más tenues que existían. Sin embargo, al observar los cuásares más fácilmente observados en el universo cercano, y suponiendo que la función de luminosidad (número de quásares en función de la luminosidad) durante la reionización será aproximadamente el mismo que en la actualidad, es posible hacer estimaciones de las poblaciones de cuásares en épocas anteriores. Dichos estudios han encontrado que los cuásares no existen en números lo suficientemente altos como para reionizar el IGM solo, [12] [20] diciendo que "solo si el fondo ionizante está dominado por AGN de baja luminosidad, la función de luminosidad del cuásar puede proporcionar suficientes fotones ionizantes. " [21]
Estrellas de población III
Las estrellas de población III fueron las primeras estrellas, que no tenían elementos más masivos que el hidrógeno o el helio . Durante la nucleosíntesis del Big Bang , los únicos elementos que se formaron además del hidrógeno y el helio fueron trazas de litio . Sin embargo, los espectros de cuásares han revelado la presencia de elementos pesados en el medio intergaláctico en una era temprana. Las explosiones de supernovas producen elementos tan pesados, tan calientes y grandes, las estrellas de Población III que formarán supernovas son un posible mecanismo de reionización. Si bien no se han observado directamente, son consistentes según los modelos que utilizan simulación numérica [22] y observaciones actuales. [23] ALa galaxia con lentes gravitacionales también proporciona evidencia indirecta de estrellas de Población III. [24] Incluso sin observaciones directas de estrellas de Población III, son una fuente convincente. Son ionizadores más eficientes y efectivos que las estrellas de Población II, ya que emiten más fotones ionizantes, [25] y son capaces de reionizar hidrógeno por sí mismos en algunos modelos de reionización con funciones de masa iniciales razonables . [26] Como consecuencia, las estrellas de la Población III se consideran actualmente la fuente de energía más probable para iniciar la reionización del universo, [27] aunque es probable que otras fuentes hayan tomado el control y hayan llevado la reionización hasta su finalización.
En junio de 2015, astrónomos reportaron evidencia para la Población III estrellas en el 7 Cosmos Redshift Galaxy en z = 6.60 . Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo temprano (es decir, con un alto corrimiento al rojo) y pueden haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno que son necesarios para la formación posterior de planetas y la vida tal como la conocemos. [28] [29]
Ver también
- Big Bang
- Cronología del universo
- Galaxias en el universo local que 'filtran' fotones continuos de Lyman.
- Haro 11 - primera de dos galaxias
- Tololo-1247-232 - segunda de dos galaxias
- Lista de los objetos astronómicos más distantes
- Galaxia del guisante
- Quásares
notas y referencias
- ^ JE Gunn y BA Peterson (1965). "Sobre la densidad del hidrógeno neutro en el espacio intergaláctico". El diario astrofísico . 142 : 1633-1641. Código Bibliográfico : 1965ApJ ... 142.1633G . doi : 10.1086 / 148444 .
- ^ RH Becker; et al. (2001). "Evidencia de reionización en z ~ 6: detección de un canal de Gunn-Peterson en A z = 6.28 Quasar". Revista astronómica . 122 (6): 2850–2857. arXiv : astro-ph / 0108097 . Código bibliográfico : 2001AJ .... 122.2850B . doi : 10.1086 / 324231 . S2CID 14117521 .
- ^ Manoj Kaplinghat; et al. (2003). "Probar la historia de la reionización del universo utilizando la polarización de fondo de microondas cósmica". El diario astrofísico . 583 (1): 24–32. arXiv : astro-ph / 0207591 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 583 ... 24K . doi : 10.1086 / 344927 . S2CID 11253251 .
- ^ O. Dore; et al. (2007). "Firma de reionización parcheada en la anisotropía de polarización del CMB". Physical Review D . 76 (4): 043002. arXiv : astro-ph / 0701784 . Código Bibliográfico : 2007PhRvD..76d3002D . doi : 10.1103 / PhysRevD.76.043002 . S2CID 119360903 .
- ^ A. Kogut; et al. (2003). "Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de primer año (WMAP): correlación de temperatura-polarización". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 148 (1): 161-173. arXiv : astro-ph / 0302213 . Código bibliográfico : 2003ApJS..148..161K . doi : 10.1086 / 377219 .
- ^ DN Spergel; et al. (2007). "Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de tres años (WMAP): implicaciones para la cosmología". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph / 0603449 . Código Bibliográfico : 2007ApJS..170..377S . doi : 10.1086 / 513700 . S2CID 1386346 .
- ^ Colaboración de Planck (2020). "Resultados Planck 2018. VI. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica . 641 : A6. arXiv : 1807.06209 . Bibcode : 2020A & A ... 641A ... 6P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833910 . S2CID 119335614 .
- ^ Rennan Barkana y Abraham Loeb (2005). "Detección de las primeras galaxias a través de dos nuevas fuentes de fluctuaciones de 21 centímetros". El diario astrofísico . 626 (1): 1–11. arXiv : astro-ph / 0410129 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 626 .... 1B . doi : 10.1086 / 429954 . S2CID 7343629 .
- ^ MA Alvarez; Pluma Ue-Li; Tzu-Ching Chang (2010). "Detectabilidad mejorada de la estructura de 21 cm de pre-reionización". Las cartas de la revista astrofísica . 723 (1): L17 – L21. arXiv : 1007.0001 . Código bibliográfico : 2010ApJ ... 723L..17A . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 723/1 / L17 . S2CID 118436837 .
- ^ "Los astrónomos detectan la luz de las primeras estrellas del Universo" . 28 de febrero de 2018 . Consultado el 1 de marzo de 2018 .
- ^ "Hubble abre su ojo de nuevo" . www.spacetelescope.org . Consultado el 17 de diciembre de 2018 .
- ^ a b Piero Madau; et al. (1999). "Transferencia radiativa en un universo aglomerado. III. La naturaleza de la fuente ionizante cosmológica". El diario astrofísico . 514 (2): 648–659. arXiv : astro-ph / 9809058 . Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 514..648M . doi : 10.1086 / 306975 . S2CID 17932350 .
- ^ Loeb y Barkana (2001). "En el principio: las primeras fuentes de luz y la reionización del universo" . Informes de física . 349 (2): 125–238. arXiv : astro-ph / 0010468 . Código bibliográfico : 2001PhR ... 349..125B . doi : 10.1016 / S0370-1573 (01) 00019-9 . S2CID 119094218 .
- ^ a b R.J.Bouwens; et al. (2012). "Las galaxias de baja luminosidad podrían reionizar el universo: pendientes muy pronunciadas y débiles a las funciones de luminosidad UV en z> = 5-8 de las observaciones de HUDF09 WFC3 / IR". Las cartas de la revista astrofísica . 752 (1): L5. arXiv : 1105.2038 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 752L ... 5B . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 752/1 / L5 . S2CID 118856513 .
- ↑ a b c A. E. Jaskot y MS Oey (2014). "Vinculación de las transiciones de Ly-alfa y baja ionización a baja profundidad óptica". Las cartas de la revista astrofísica . 791 (2): L19. arXiv : 1406,4413 . Código bibliográfico : 2014ApJ ... 791L..19J . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 791/2 / L19 . S2CID 119294145 .
- ^ a b c A. Verhamme; I. Orlitova; D. Schaerer; M. Hayes (2014). "Sobre el uso de Lyman-alfa para detectar galaxias con fugas de continuo de Lyman". arXiv : 1404.2958v1 [ astro-ph.GA ].
- ^ K. Nakajima y M. Ouchi (2014). "Estado de ionización del medio interestelar en galaxias: evolución, dependencia de SFR-M * -Z y escape de fotones ionizantes". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 442 (1): 900–916. arXiv : 1309.0207 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.442..900N . doi : 10.1093 / mnras / stu902 . S2CID 118617426 .
- ↑ a b Shannon Hall (julio de 2014). "Las galaxias enanas llenaron de un poderoso golpe" . Cielo y telescopio . Consultado el 30 de enero de 2015 .
- ^ JH Wise; et al. (2014). "El nacimiento de una galaxia - III. Impulsando la reionización con las galaxias más débiles". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 442 (3): 2560-2579. arXiv : 1403.6123 . Código Bib : 2014MNRAS.442.2560W . doi : 10.1093 / mnras / stu979 . S2CID 92979534 .
- ^ Paul Shapiro y Mark Giroux (1987). "Regiones cosmológicas H II y la fotoionización del medio intergaláctico". El diario astrofísico . 321 : 107-112. Código Bibliográfico : 1987ApJ ... 321L.107S . doi : 10.1086 / 185015 .
- ^ Fan de Xiaohu; et al. (2001). "Un estudio de z> 5,8 quásares en el Sloan Digital Sky Survey. I. Descubrimiento de tres nuevos quásares y la densidad espacial de los quásares luminosos en z ~ 6". El diario astronómico . 122 (6): 2833–2849. arXiv : astro-ph / 0108063 . Código bibliográfico : 2001AJ .... 122.2833F . doi : 10.1086 / 324111 . S2CID 119339804 .
- ^ Nickolay Gnedin y Jeremiah Ostriker (1997). "Reionización del Universo y Producción Temprana de Metales". Revista astrofísica . 486 (2): 581–598. arXiv : astro-ph / 9612127 . Bibcode : 1997ApJ ... 486..581G . doi : 10.1086 / 304548 . S2CID 5758398 .
- ^ Limin Lu; et al. (1998). "Los contenidos metálicos de nubes Lyman-alfa de densidad de columna muy baja: implicaciones para el origen de elementos pesados en el medio intergaláctico". arXiv : astro-ph / 9802189 .
- ^ RAE Fosbury; et al. (2003). "Formación masiva de estrellas en una galaxia H II con lentes gravitacionales en z = 3.357". Revista astrofísica . 596 (1): 797–809. arXiv : astro-ph / 0307162 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 596..797F . doi : 10.1086 / 378228 . S2CID 17808828 .
- ^ Jason Tumlinson; et al. (2002). "Reionización cosmológica por las primeras estrellas: evolución de los espectros de la población III". Actas de la conferencia ASP . 267 : 433–434. Código bibliográfico : 2002ASPC..267..433T .
- ^ Aparna Venkatesan; et al. (2003). "Evolución de los espectros de estrellas de población III: consecuencias para la reionización cosmológica". Revista astrofísica . 584 (2): 621–632. arXiv : astro-ph / 0206390 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 584..621V . doi : 10.1086 / 345738 . S2CID 17737785 .
- ^ Marcelo Alvarez; et al. (2006). "La Región H II de la Primera Estrella". Revista astrofísica . 639 (2): 621–632. arXiv : astro-ph / 0507684 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 639..621A . doi : 10.1086 / 499578 . S2CID 12753436 .
- ^ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 de junio de 2015). "Evidencia de poblaciones estelares similares a POPIII en los emisores de LYMAN-α más luminosos en la época de la reionización: confirmación espectroscópica". El diario astrofísico . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 808..139S . doi : 10.1088 / 0004-637x / 808/2/139 . S2CID 18471887 .
- ^ Overbye, Dennis (17 de junio de 2015). "Los astrónomos informan encontrar las primeras estrellas que enriquecieron el cosmos" . The New York Times . Consultado el 17 de junio de 2015 .
enlaces externos
- Fin de la Edad Media
- LOFAR EoR , web del grupo que investiga la Época de la Reionización con LOFAR.
- Sitio web oficial de PAPER , la matriz de precisión para sondear la época de la reionización
- Sitio web de MIST , Mapper de la temperatura de centrifugado IGM
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