Just after the Big Bang, the background temperature was high enough to maintain the baryons in a plasma state, then it dropped due to the adiabatic expansion of the Universe. About 400 000 years after the Big-Bang, protons recombined with free electrons to form neutral hydrogen atoms : this is the first phase change of the Universe. The Cosmic Microwave Background (CMB) radiation emitted during this recombination tells us that the structure formation in the Universe originated from a very homogeneous density field. Then the Universe entered the Dark Ages, which last until the first bound objects are formed and emit the first light. The first stars were embeded in mostly neutral InterGalactic Medium (IGM), but the UV radiation from the first stars started to reionize the IGM. This is the second phase change of the Universe, from neutral to ionized state (when the Universe was between 1 and 7 percents of its age), called the epoch of reionization.

Figure 1 : Image d’une simulation de l’époque de réionisation. L’échelle est indiquée dans la figure, 1 Mpc 3 1022 m. Le cube simulé représente une partie de l’Univers au redshift z 7.5, quand l’IGM est réionisé à 50%. L’IGM ionisé est représenté en bleu translucide et l’IGM neutre est entouré par des surfaces rouges et bleues. Une fois que l’IGM est ionisé, il est optiquement mince et transparent, mais l’IGM neutre est optiquement épais.

The reionization epoch starts at the birth of the first stars. We do not know exactly when the first stars are formed, this is not given in the simulations, by lack of dynamics and spatial resolution. The end of the reionization should occur at redshift z 6, as shown by the observation of remote quasar absorption spectra, revealing a completely ionised IGM after this redshift. Observing and exploring the IGM during the reionization epoch is very important to reveal how the first stars and first quasars were formed.

The 21 cm radiation*, emitted at the transition between the singlet and the triplet state of the hydrogen atom in its fundamental energy state, is excellent to explore the IGM during the reionization, because the IGM is composed of 75% of hydrogen and 25% of helium (in mass). Since the 21 cm radiation is optically very thin, it propagates through dust and gas clouds without being absorbed or scattered. It is very useful to study the topology and other properties of the IGM during the reionization. In the next decade, large metric radio-interferometers (LOFAR, MWA, SKA) will start to operate and observe the 21 cm signal at these high redshifts (z=6-11).

Figure 2 : Les cartes de signal à 21 cm prédites par les simulations, à 3 époques différentes (z=10, 8.5 et 7.6). Chaque panneau correspond à une région 1° par 1° du ciel, et l’épaisseur de la tranche est 2 Mpc. Le signal à 21 cm est observé par la différentielle de la température de brillance Delta-Tb, en mK. Le signal est soit en émission (dTb > 0 mK) soit en absorption (dTb < 0 mK). Une fois que l’IGM est ionisé par les sources UV, il n’y a plus d’atome d’hydrogène, et plus de signal 21 cm, d’où la prédiction 0mK dans la région ionisée orange, délimitée par le contour noir. Pendant les premières phases de la réionisation, le signal est observé en régime d’absorption forte (par le gaz d’hydrogène plus froid que le CMB), en particulier autour des sources.

Modelling the signal through numerical simulations prior to the observation is an essential step in order to optimize the design of instruments and the data analysis. The team of Paris Observatory predicted the 21 cm signal during the reionization through radiative transfer simulations. Physical knowledge is required of many parameters of the IGM as well as the source properties, to derive the 21 cm signal : the density field, the velocity, the ionization fraction, the kinetic temperature, the local flux of Lyman-alpha photons of hydrogen, etc.... All these elements were estimated with less approximations then previous studies, to produce a more exact map of the 21 cm signal during reionization. This showed that the inhomogeneous local Lyman alpha flux multiplies the amplitude of the 21 cm signal by a factor 10, with respect to previous work assuming homogeneous Lyman alpha photons flux. These results imply that observations of the early reionization (z>10) will probably benefit from a higher signal-to-noise value than during later stages. In addition, different spectra of ionizing sources were considered, modifying the statistical properties of the 21 cm. Observations will constrain the nature of the first sources.

* Note : In fact, this is a forbidden transition which has very poor probability, but we can observe it thanks to the large amount of hydrogen atoms on each line of sight.

Reference

S. Baek, B. Semelin, P. Di Matteo, Y. Revaz, F. Combes, 2010, Reionization by UV or X-ray sources, A&A in press

Contact Sunghye Baek (Scuola Normale Pisa, Italy & Observatoire de Paris, LERMA)

Benoit Semelin (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013

Juste après le Big Bang, la température du fond cosmologique était assez haute pour maintenir les baryons dans un état de plasma, puis elle est tombée en raison de l’expansion adiabatique de l’Univers. Environ 400 000 ans après le Big Bang, les protons se sont recombinés avec les électrons libres pour former des atomes d’hydrogène neutres : c’est le premier changement de phase de l’Univers. Le rayonnement du fond cosmologique (CMB) émis pendant cette recombinaison nous indique que la formation des structures dans l’Univers démarre avec un champ très homogène en densité. Puis l’Univers entre dans l’âge sombre, qui dure jusqu’à ce que les premiers objets liés gravitationnellement se forment et émettent la première lumière. Les premières étoiles étaient enfouies dans un Milieu InterGalactique (IGM) principalement neutre, mais le rayonnement UV des premières étoiles a commencé à réioniser l’IGM. C’est le deuxième changement de phase de l’Univers, de l’état neutre à l’état ionisé (quand l’Univers avait entre 1 et 7 pourcents de son âge), appelé l’époque de réionisation.

Figure 1 : Image d’une simulation de l’époque de réionisation. L’échelle est indiquée dans la figure, 1 Mpc 3 1022 m. Le cube simulé représente une partie de l’Univers au redshift z 7.5, quand l’IGM est réionisé à 50%. L’IGM ionisé est représenté en bleu translucide et l’IGM neutre est entouré par des surfaces rouges et bleues. Une fois que l’IGM est ionisé, il est optiquement mince et transparent, mais l’IGM neutre est optiquement épais.

L’époque de réionisation commence à la naissance des premières étoiles. Nous ne savons pas exactement quand les premières étoiles se sont formées, ceci n’est pas donné dans les simulations, par manque de dynamique et de résolution spatiale. La fin de la réionisation devrait se produire au redshift z 6, comme le prouve l’observation des spectres d’absorption des quasars distants, indiquant un IGM complètement ionisé après ce redshift. Observer et explorer l’IGM pendant l’époque de réionisation est très important pour étudier la formation des premières étoiles et des premiers quasars.

Le rayonnement* à 21 cm, émis à la transition entre l’état singlet et triplet de l’atome d’hydrogène dans son état fondamental d’énergie, est excellent pour explorer l’IGM pendant la réionisation, parce que l’IGM se compose de 75% d’hydrogène et de 25% d’hélium (en masse). Comme le rayonnement à 21 cm est optiquement très mince, il se propage sans être absorbé ou dispersé par des nuages de poussière et de gaz. Il est très utile pour étudier la topologie et d’autres propriétés de l’IGM pendant la réionisation. Dans la prochaine décennie, de grands radio-interféromètres métriques (LOFAR, MWA, SKA) commenceront à être opérationnels et à observer le signal 21 cm à ces redshifts élevés (z=6-11).

Figure 2 : Les cartes de signal à 21 cm prédites par les simulations, à 3 époques différentes (z=10, 8.5 et 7.6). Chaque panneau correspond à une région 1° par 1° du ciel, et l’épaisseur de la tranche est 2 Mpc. Le signal à 21 cm est observé par la différentielle de la température de brillance Delta-Tb, en mK. Le signal est soit en émission (dTb > 0 mK) soit en absorption (dTb < 0 mK). Une fois que l’IGM est ionisé par les sources UV, il n’y a plus d’atome d’hydrogène, et plus de signal 21 cm, d’où la prédiction 0mK dans la région ionisée orange, délimitée par le contour noir. Pendant les premières phases de la réionisation, le signal est observé en régime d’absorption forte (par le gaz d’hydrogène plus froid que le CMB), en particulier autour des sources.

La modélisation du signal par des simulations numériques avant l’observation est une étape essentielle afin d’optimiser la conception des instruments et l’analyse de données. L’équipe de l’Observatoire de Paris a prédit le signal à 21 cm pendant la réionisation par des simulations de transfert radiatif. On doit connaître ou estimer beaucoup de paramètres physiques de l’IGM et de nombreuses propriétés des sources, pour dériver le signal à 21 cm : le champ de densité, la vitesse, la fraction d’ionisation, la température cinétique, le flux local de photons Lyman-alpha de l’hydrogène , etc.... Tous ces éléments ont été estimés et calculés avec moins d’hypothèses simplificatrices que les études précédentes afin de prédire une carte plus exacte du signal 21 cm pendant la réionisation. Ces calculs ont montré qu’un flux local de Lyman-alpha non homogène multiplie l’amplitude du signal à 21 cm par un facteur 10, par rapport aux travaux précédents qui supposaient un flux homogène de photons Lyman-alpha. Ces résultats impliquent que les observations de la réionisation très tôt dans l’Univers (z>10) bénéficieront probablement d’une valeur signal-sur-bruit plus élevée que pendant les stades avancés. En outre, différentes sortes de sources ionisantes ont été considérées, modifiant les propriétés statistiques du signal à 21 cm. Les observations permettront donc de contraindre la nature des premières sources.

* Note : En fait, c’est une transition interdite, dont la probabilité est très faible, mais nous pouvons l’observer grâce au grand nombre d’atomes d’hydrogène sur chaque ligne de visée.

Référence

S. Baek, B. Semelin, P. Di Matteo, Y. Revaz, F. Combes, 2010, Reionization by UV or X-ray sources, A&A in press

Contact

Sunghye Baek (Scuola Normale Pisa, Italy & Observatoire de Paris, LERMA)

Benoit Semelin (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013