Re-Ionisation des Intergalaktischen Mediums nach WMAP Beobachtungen

Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Astrophysik haben hochaufgelöste Computersimulationen durchgeführt, um die Re-Ionisation (Wiederholte Ionisation) des Universums zu studieren und die neuesten Messungen des WMAP Satelliten zu erklären.

In dem derzeit favorisierten kosmologischen Modell wird erwartet, dass das Gas zwischen den Galaxien (IGM, engl. intergalactic medium), das sich ursprünglich in einem hochionisierten Zustand befand, nach etwa 450 tausend Jahren (das geschätzte Alter des Universums ist etwa 13 Milliarden Jahre) wieder kombiniert und neutral verbleibt bis sich die ersten Quellen ionisierender Strahlung bilden und das IGM wieder ionisieren (z.B. Loeb & Barkana 2001). Die ersten Quellen ionisierender Strahlung sind ursprüngliche Sterne und möglicherweiser Quasare. Obwohl dieser Thematik in den letzten Jahren wachsende Aufmerksamkeit geschenkt wurde, gab es erst kürzlich Beobachtungen von sehr entfernten Quasaren (z.B. Becker et al. 2001; Fan et al. 2003; White et al. 2003) und der kosmischen mikrowellen Hintergrundstrahlung (CMB, engl. cosmic microwave background) (z.B. Kogut et al. 2003; Spergel et al. 2003) die schließlich quantitative Analysen der Geschichte der Re-Ionisation erlauben. Die Epoche der kompletten Re-Ionisation, t_ion, d.h. wann mehr als 99% des sich im IGM befindlichen Wasserstoffs ionisiert ist, muss noch etabliert werden. Jedoch lassen die oben erwähnten Beobachtungen darauf schließen, dass t_ion kleiner als 1 Milliarde Jahre nach dem Big Bang ist. Insbesondere die vom WMAP Satelliten gemessene Menge der Elektronen ist höher als vorher erwartet, was auf eine frühe Re-Ionisation hindeutet. Höchstwahrscheinlich ist t_ion < 0.5 Milliarden Jahre.

Um diese neuen Beobachtungen zu erklären, haben Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Astrophysik hoch aufgelöste Computersimulationen durchgeführt. Diese Simulationen beschreiben die Entstehung von Galaxien und ihre Ausbreitung durch das intergalaktische Medium der ionisierenden Photonen, die von den Galaxien produziert wurden (Ciardi, Stoehr & White 2003; Ciardi, Ferrara & White 2003). Ein kritisches Problem für diese Berechnungen ist die Natur der ursprünglichen Sterne, die den Prozess der Re-Ionisation antreiben. Neuere Arbeiten (z.B. Larson 1998; Bromm, Coppi & Larson 1999; Abel, Bryan & Norman 2002) deuten darauf hin, das die ersten (ursprünglichen) Sterne ohne schwere Elemente ("Metalle") und massereich sind. Daraus ergibt sich, im Vergleich zu den heutigen Sternen die mehr dem Standard entsprechen, eine erhöhte Produktion ionisierender Photonen. Um den Einfluss von unterschiedlichen Sternentstehungsrezepten auf den Re-Ionisationsprozess zu studieren, wurden verschiedene Parametersätze simuliert. In Abbildung 2, die Ebenen durch den simulierten Bereich zeigt, wird die Entwicklung der ionisierten Regionen (dunkel) für zwei verschiedene Sternentstehungsrezepte verglichen. Die oberen Bildfelder zeigen eine Simulation mit der sogenannten Larson IMF (IMF, anfängliche Massenfunktion, engl. initial mass function), in der die Bildung von massereichen Sternen favorisiert wird. Die unteren Bildfelder zeigen andererseits eine Simulation mit der Salpeter IMF in der mehr "Standard-" Sterne gebildet werden. Wie erwartet werden mit der Larson IMF mehr ionisierende Photonen produziert, daher erfolgt die Re-Ionisation viel schneller.

Diese Modelle reproduzieren den beobachteten Gehalt von Elektronen. Insbesondere im Fall der Larson IMF stimmt die Simulation mit der von den WMAP-Mitarbeitern angegebenen Anzahl sehr gut überein. Dies deutet darauf hin, dass das Universum von einer Population metall-freier, ziemlich massereicher Sterne ionisiert wurde.

Eine Herausforderung für die Zukunft wird es sein, folgende Fragen zu beantworten: Was sind die genauen Charakteristiken der ersten Quellen ionisierender Strahlung? Was ist ihr Einfluss auf den Entstehungsprozess der Galaxien? Wie/Wann/Warum fand der Übergang zu den heute bekannten Sternen statt? Um diese und viele andere Fragen zu beantworten, sind noch weitere Beobachtungen und theoretische Arbeiten notwendig.