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재전리

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목차

1. 개요

재전리는 우주 초기에 중성 수소가 다시 이온화되어 플라스마 상태로 변환된 현상을 의미한다. 빅뱅 이후 약 38만 년 시점에 우주의 온도가 낮아지면서 전자와 양성자가 결합하여 중성 수소를 형성하는 재결합이 일어났고, 이후 초기 우주에서 충분히 에너지가 넘치는 가스 구름이 응축되면서 중성 수소를 재이온화하는 현상이 발생했다. 재전리 시대는 퀘이사 스펙트럼 분석, 우주 마이크로파 배경 비등방성 연구, 라이먼-알파 방출 관측, 21cm 선 연구 등을 통해 탐구되며, 왜소 은하, 퀘이사, 항성종족 III 별 등이 재전리의 주요 에너지원으로 추정된다.

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재전리

2. 역사적 배경



우주에서 수소의 상전이(phase transition)는 크게 두 번 일어났다. 첫 번째는 빅뱅 후 약 38만 년경에 발생한 재결합이다. 이때 우주의 온도가 낮아지면서 전자와 양성자가 결합하여 중성 수소가 형성되었다. 재결합 이전에는 자유 전자에 의한 빛의 산란 때문에 우주가 불투명했지만, 재결합 이후 우주는 점차 투명해졌다.

두 번째 상전이는 초기 우주에서 중성 수소를 재이온화할 만큼 충분한 에너지를 가진 천체들이 형성되면서 시작되었다. 이 천체들이 복사 에너지를 방출하면서 우주는 중성 상태에서 다시 이온화된 플라스마 상태로 돌아갔다. 이 시기를 재전리 시기라고 부르며, 빅뱅 후 약 1억 5천만 년에서 10억 년 사이(적색편이 20 > ''z'' > 6)에 걸쳐 일어났다. 재전리 시기에는 우주의 팽창으로 인해 물질의 밀도가 낮아져 광자와 전자의 상호작용이 줄어들었기 때문에, 우주는 낮은 밀도의 이온화된 수소로 채워진 투명한 상태를 유지했다.

2. 1. 재결합

빅뱅 후 약 38만 년경, 우주의 온도가 충분히 낮아져 전자와 양성자가 결합하여 중성 수소를 형성했다. 이 시기를 '재결합'이라고 한다. 재결합 이전에는 자유 전자에 의한 빛의 산란 때문에 우주가 불투명했지만, 재결합 이후 빛이 자유롭게 이동할 수 있게 되면서 우주가 투명해졌다. 중성 수소의 전자는 들뜬 상태로 상승하여 일부 파장의 광자를 흡수할 수 있지만, 중성 수소로 가득 찬 우주는 그러한 몇 가지 파장에서만 상대적으로 불투명하고, 나머지 빛은 자유롭게 이동하여 우주 마이크로파 배경 복사가 되었다. 이 시점에서 유일한 다른 빛은 들뜬 수소 원자에 의해 제공되었을 것이며, 이는 우주의 암흑 시대의 시작을 알린다.

2. 2. 재전리



우주에서 수소의 첫 번째 상전이는 재결합이었다. 이는 우주의 온도가 중성 수소를 형성하기 위해 전자와 양성자가 재결합하는 속도가 재이온화 속도보다 높아질 정도로 냉각되었을 때, 적색편이 ''z'' = 1089 (빅뱅 후 379,000년)에서 발생했다. 재결합 전 우주는 모든 파장의 광자를 자유 전자(그리고 훨씬 적은 정도로 자유 양성자)에서 산란시켰기 때문에 불투명했지만, 더 많은 전자와 양성자가 결합하여 중성 수소 원자를 형성함에 따라 점점 투명해졌다. 중성 수소의 전자는 들뜬 상태로 상승하여 일부 파장의 광자를 흡수할 수 있지만, 중성 수소로 가득 찬 우주는 그러한 몇 가지 파장에서만 상대적으로 불투명할 것이고, 나머지 빛은 자유롭게 이동하여 우주 마이크로파 배경 복사가 되었다. 이 시점에서 유일한 다른 빛은 들뜬 수소 원자에 의해 제공되었을 것이며, 이는 암흑 시대의 시작을 알린다.

두 번째 상전이는 초기 우주에서 중성 수소를 재이온화할 만큼 충분히 에너지가 넘치는 가스 구름이 응축되기 시작하면서 발생했다. 이러한 천체가 형성되고 복사 에너지를 방출함에 따라 우주는 중성 원자로 구성된 상태에서 다시 이온화된 플라스마로 구성된 상태로 되돌아갔다. 이는 빅뱅 후 1억 5천만 년에서 10억 년 사이(적색편이 20 > ''z'' > 6)에 발생했다. 그러나 그 당시 물질은 우주의 팽창에 의해 확산되었고, 광자와 전자의 산란 상호작용은 전자-양성자 재결합 전보다 훨씬 덜 빈번했다. 따라서 우주는 낮은 밀도의 이온화된 수소로 가득 차 있었고 오늘날과 마찬가지로 투명한 상태를 유지했다.

3. 탐색 방법

우주의 역사를 멀리까지 거슬러 올라가는 것은 관측하기 어렵지만, 재전리 시대를 연구하는 몇 가지 방법이 있다.


  • 퀘이사와 건-피터슨 골짜기: 멀리 떨어진 퀘이사의 스펙트럼을 분석하여 재전리 시기를 추정할 수 있다. 퀘이사는 매우 밝은 천체로, 재전리 시대의 퀘이사도 관측 가능하다.[2] 중성 수소가 존재하면 특정 파장에서 빛의 흡수가 일어나 건-피터슨 트러프가 나타난다.[2] 퀘이사의 적색편이를 통해 재전리가 언제 끝났는지 알 수 있다.
  • 우주 마이크로파 배경(CMB) 편광과 비등방성: CMB의 편광과 비등방성은 재전리 시기에 자유 전자에 의한 톰슨 산란의 영향을 받는다. 이 산란은 CMB 비등방성 지도에 흔적을 남기며, 작은 규모의 비등방성을 지우고 편광 비등방성을 도입한다.[7] 이를 통해 재전리 시기를 추정할 수 있다.
  • 라이만-알파 방출: 라이만 알파 은하에서 나오는 빛은 중성 수소와 강하게 상호작용한다. 라이만 알파 방출은 중성 수소의 n=2에서 n=1로의 전이이며, 젊은 별을 가진 은하에서 풍부하게 생성될 수 있다.[11] 라이만 알파 광자는 공명 산란을 통해 은하간 기체의 중성 수소와 강하게 상호작용하며, 이때 바닥 상태(n=1)에 있는 중성 원자가 라이만 알파 광자를 흡수하고 거의 즉시 무작위 방향으로 재방출한다.[12] 따라서 이러한 상호작용의 결과로 라이만 알파 빛으로 은하를 찾는 실험은 주변 기체의 이온화 상태를 나타낼 수 있다.
  • 21cm 선: 중성 수소에서 방출되는 21cm 선은 재전리 시대와 그 이전의 "암흑 시대"를 연구하는 데 유용하다. 21cm 선은 전자와 양성자의 스핀 상태 차이로 인해 발생하며, 금지된 전이이기 때문에 매우 드물게 발생한다.[24][25] Wouthuysen-Field 결합을 통해 21cm 선 신호를 연구하여 초기 구조 형성에 대해 알 수 있다.

3. 1. 퀘이사와 건-피터슨 골짜기

멀리 떨어진 퀘이사의 스펙트럼을 분석하여 재전리 시기를 추정할 수 있다. 퀘이사는 우주에서 가장 밝은 천체 중 하나로, 엄청난 에너지를 방출하기 때문에 재전리 시대의 퀘이사도 관측 가능하다.[2] 퀘이사는 하늘에서의 위치나 지구로부터의 거리에 관계없이 비교적 균일한 스펙트럼 특징을 가지므로, 퀘이사 스펙트럼의 주요 차이는 시선 방향을 따라 있는 원자와의 상호 작용에 의해 발생한다고 추론할 수 있다. 수소의 라이먼 계열 전이 에너지에 해당하는 빛의 파장에 대해서는 산란 단면적이 크므로, 은하간 매질(IGM)에 중성 수소가 적은 양만 존재하더라도 해당 파장에서의 흡수가 매우 높은 확률로 발생한다.[2]

우주에서 가까운 천체의 경우, 원자 전이를 일으킬 만큼의 에너지를 가진 광자만이 전이를 일으킬 수 있기 때문에 스펙트럼 흡수선은 매우 날카롭다. 그러나 퀘이사와 이를 검출하는 망원경 사이의 거리는 매우 멀기 때문에 우주의 팽창으로 인해 빛이 눈에 띄게 적색편이를 겪는다. 즉, 퀘이사의 빛이 IGM을 통과하여 적색편이될 때, 라이먼 알파 한계보다 낮았던 파장이 늘어나면서 라이만 흡수대를 채우기 시작한다. 이것은 날카로운 스펙트럼 흡수선을 보여주는 대신, 넓고 퍼져 있는 중성 수소 영역을 통과한 퀘이사의 빛이 건-피터슨 트러프를 보여준다는 것을 의미한다.[2]

특정 퀘이사의 적색편이는 재전리에 대한 시간 정보를 제공한다. 천체의 적색편이는 빛을 방출한 시점에 해당하므로 재전리가 언제 끝났는지 알 수 있다. 특정 적색편이 값 이하(공간적으로나 시간적으로 더 가까운)의 퀘이사는 건-피터슨 트러프를 보이지 않지만, 재전리 이전에 빛을 방출한 퀘이사는 건-피터슨 트러프를 보인다. 2001년, 슬론 디지털 스카이 서베이는 ''z'' = 5.82에서 ''z'' = 6.28까지의 적색편이를 가진 네 개의 퀘이사를 검출했다. ''z'' = 6 이상의 퀘이사는 건-피터슨 트러프를 보여 IGM이 여전히 부분적으로 중성 상태임을 나타냈지만, 그 이하의 퀘이사는 그렇지 않았다. 이는 수소가 이온화되었음을 의미한다. 재전리는 비교적 짧은 시간 척도에 걸쳐 발생할 것으로 예상되므로, 이 결과는 우주가 ''z'' = 6에서 재전리의 끝에 가까워지고 있었음을 시사한다.[3] 이는 다시 ''z'' > 10에서는 우주가 거의 완전히 중성 상태였어야 함을 시사한다. 반면, 라이먼-알파 및 라이먼-베타 숲에서 z < 5.5까지 지속되는 긴 흡수 트러프는 재전리가 ''z'' = 6보다 늦게까지 지속될 가능성을 시사한다.[4][5]

3. 2. 우주 마이크로파 배경 (CMB) 비등방성과 편광

우주 마이크로파 배경(CMB)의 비등방성은 재이온화를 연구하는 데 사용될 수 있다. 광자는 자유 전자가 존재할 때 톰슨 산란을 겪는다. 우주가 팽창함에 따라 자유 전자의 밀도는 감소하고 산란은 덜 자주 발생한다. 재이온화 및 그 이후, 전자 밀도가 충분히 낮아지기 전까지 CMB를 구성하는 빛은 톰슨 산란을 경험한다. 이 산란은 CMB 비등방성 지도에 흔적을 남기고, 이차 비등방성을 도입한다.[6] 전반적인 효과는 작은 척도에서 발생하는 비등방성을 지우는 것이다. 작은 척도의 비등방성이 지워지는 반면, 재이온화 때문에 편광 비등방성이 도입된다.[7]

윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)의 초기 관측 결과는 재이온화가 30 > ''z'' > 11에서 일어났음을 시사했다.[8] 그러나 3년간의 WMAP 데이터는 ''z'' = 11에서 재이온화가 시작되고 ''z'' = 7까지 우주가 이온화되었다는 결과를 얻었다.[9] 2018년 플랑크 임무의 결과는 순간적인 재이온화 적색편이를 z = 7.68 ± 0.79로 나타냈다.[10]

여기서 일반적으로 인용되는 매개변수는 재이온화에 대한 "광학 깊이"인 τ이거나, 순간적인 사건이라고 가정할 때 재이온화의 적색편이인 zre이다. zre는 재이온화의 평균 적색편이에 대한 추정치를 제공한다.

3. 3. 라이만-알파 방출

라이만 알파 은하의 빛은 재이온화를 연구하는 데 보완적인 도구를 제공한다. 라이만 알파 선은 중성 수소의 n=2에서 n=1로의 전이이며, 젊은 별을 가진 은하에서 풍부하게 생성될 수 있다.[11] 라이만 알파 광자는 공명 산란을 통해 은하간 기체의 중성 수소와 강하게 상호작용한다. 이때 바닥 상태(n=1)에 있는 중성 원자가 라이만 알파 광자를 흡수하고 거의 즉시 무작위 방향으로 재방출한다. 이러한 과정은 중성 기체에 묻힌 은하로부터의 라이만 알파 방출을 가린다.[12] 따라서 라이만 알파 빛으로 은하를 찾는 실험은 주변 기체의 이온화 상태를 나타낼 수 있다. 검출 가능한 라이만 알파 방출을 가진 은하의 평균 밀도는 주변 기체가 이온화되어야 함을 의미하며, 검출 가능한 라이만 알파 광원이 없다는 것은 중성 영역을 나타낼 수 있다. 이와 밀접하게 관련된 실험의 한 종류는 다른 방법(주로 라이먼 브레이크 은하 탐색)으로 확인된 은하 표본에서 라이만 알파 선의 세기를 측정하는 것이다.[13][14][15]

이 방법은 2004년에 가장 처음 응용되었는데, 당시 퀘이사 스펙트럼이 나타내는 늦은 중성 기체와 CMB 결과가 시사하는 초기 재이온화 사이의 긴장이 강했다. 적색편이 z=6.5에서 라이만 알파 은하의 검출은 은하간 기체가 퀘이사 스펙트럼이 시사하는 것보다 이전 시점에 이미 대부분 이온화되었음을 보여주었다.[16] 이후의 연구들은 z=6.5까지 일부 잔류 중성 기체가 존재함을 시사하지만,[17][18][19] z=7 이전에 은하간 기체의 대부분이 이온화되었음을 나타낸다.[20]

라이만 알파 방출은 재이온화를 더 자세히 조사하는 다른 방법으로 사용될 수 있다. 이론에 따르면 재이온화는 불규칙적이었으며, 라이먼 알파 선택 표본의 군집은 재이온화의 중간 단계 동안 강하게 증가해야 한다.[21] 또한, 라이만 알파 방출체 그룹을 식별하여 특정 이온화 영역을 정확히 찾을 수 있다.[22][23]

3. 4. 21cm 선

중성 수소에서 방출되는 21cm 선은 재전리 시대뿐만 아니라 그 이전의 "암흑 시대"를 연구하는 데 유용한 도구이다. 21cm 선은 전자와 양성자의 스핀 삼중항 상태와 스핀 단일항 상태 사이의 에너지 차이로 인해 중성 수소에서 발생한다.[24][25] 이 전이는 금지된 전이이며, 극히 드물게 발생한다. 이 전이는 또한 온도에 크게 의존하므로, "암흑 시대"에 물체가 형성되어 라이먼-알파 광자를 방출하고 이것이 주변 중성 수소에 의해 흡수되고 재방출되면, Wouthuysen-Field 결합을 통해 그 수소에서 21cm 선 신호를 생성한다. 21cm 선 방출을 연구함으로써 초기 구조 형성에 대해 더 많은 것을 알 수 있을 것이다. 재전리 시대의 전역적 신호를 검출하기 위한 실험(EDGES)의 관측 결과는 이 시대의 신호를 보여주지만, 이를 확인하려면 후속 관측이 필요하다.[26] 재전리 시대를 탐색하기 위한 정밀 어레이(PAPER), 저주파 어레이(LOFAR), 머치슨 광시야 어레이(MWA), 자이언트 미터파 전파 망원경(GMRT), IGM 스핀 온도 매퍼(MIST), 암흑 시대 전파 탐사선(DARE) 임무, 암흑 시대를 검출하기 위한 대구경 실험(LEDA)과 같이 향후 이 분야에서 진전을 이루기를 희망하는 여러 다른 프로젝트가 있다.

4. 에너지원

재전리 시대에 은하간 물질(IGM)을 재전리시킨 광자를 제공한 천체가 무엇인지는 아직 불확실하다. 중성 수소를 이온화하려면 13.6 eV 이상의 에너지가 필요한데, 이는 파장이 91.2 nm 이하인 광자에 해당한다. 이 파장은 자외선 전자기 스펙트럼 영역에 속하므로, 주요 후보는 자외선 이상에서 상당한 양의 에너지를 생성하는 모든 광원이다.[28] 광원의 수와 수명 또한 고려해야 하는데, 양성자와 전자가 분리된 상태를 유지하려면 에너지가 지속적으로 공급되어야 하기 때문이다. 따라서 "단위 우주론적 부피당 수소 이온화 광자 방출률"이 중요한 매개변수로 고려된다.[28] 이러한 제약 조건을 고려할 때, 퀘이사와 1세대 별, 은하가 주요 에너지원이었을 것으로 예상된다.[29]


4. 1. 왜소 은하

왜소은하는 현재 재전리 시대 동안 이온화 광자의 주요 원천으로 간주된다.[30][31] 작은 크기에도 불구하고, 왜소 은하는 많은 수의 이온화 광자를 방출하여 재전리에 큰 영향을 미쳤을 것으로 추정된다.

대부분의 시나리오에서 왜소 은하가 재전리의 주역할을 하려면 자외선 은하 광도 함수(α)의 로그 기울기가 현재보다 가파른 α = -2에 가까워야 한다.[30] 제임스 웹 우주 망원경(JWST)의 등장으로 재전리 시대의 자외선 광도 함수에 대한 제약 조건이 일반화되었으며,[32][33] 어둡고 질량이 작은 은하 집단에 대한 제약 조건을 더 잘 설정할 수 있게 되었다.

2014년, 두 개의 연구에서 그린 피 은하(GP) 두 개가 라이만 연속체(LyC) 방출 후보일 가능성이 있다는 것을 밝혀냈다.[34][35] GP와 같은 컴팩트한 왜소 별 생성 은하는 고적색편이 라이만-알파 및 LyC 방출체(각각 LAE 및 LCE)의 우수한 저적색편이 유사체로 간주된다.[36] 당시 알려진 LCE는 하로 11과 톨롤로 1247-232 두 개뿐이었다.[34][35][37] 따라서 초기 우주와 재전리 시대에 대한 이론을 위해 국소 LyC 방출체를 찾는 것이 중요해졌다.[34][35]

이후, 허블 우주 망원경의 우주 기원 분광기(HST/COS)를 사용하여 LyC를 직접 측정하기 위한 조사가 수행되었다.[38][39][40][41][42][43] 이러한 노력은 저적색편이 라이만 연속체 조사[44] 로 이어졌으며, 이는 왜소 은하에서 LyC의 직접 측정 수를 거의 세 배로 늘린 대규모 HST/COS 프로그램이다. 현재까지 HST/COS를 사용하여 최소 50개의 LCE가 확인되었으며,[44] LyC 탈출 분율은 약 0%에서 88%까지 다양하다.

저적색편이 라이만 연속체 조사의 결과는 재전리 시대의 LCE를 식별하고 이해하는 데 필요한 경험적 기반을 제공했다.[45][46][47] JWST의 새로운 관측을 통해 이제 우주 적색편이 6보다 큰 LCE 집단이 연구되고 있으며, 처음으로 우주 재전리 기원에 대한 자세하고 직접적인 평가가 가능해졌다.[48] 자외선 광도 함수에 대한 새로운 제약 조건과 이러한 대규모 은하 표본을 결합하면 왜소 은하가 재전리에 압도적으로 기여한다는 것을 알 수 있다.[49]

새로운 연구에 따르면 우주의 재전리가 진행되는 동안 자외선의 약 30%는 왜소은하가 기여했다. 왜소은하가 우주의 재전리에 큰 영향을 미치는 이유는 큰 은하에서 탈출할 수 있는 이온화 광자의 비율이 5% 정도인 반면, 왜소은하에서는 50%가 탈출할 수 있기 때문이다.

4. 2. 퀘이사

퀘이사는 활동은하핵(AGN)의 한 종류로, 질량을 에너지로 전환하는 효율이 매우 높고 수소 이온화 임계값 이상의 많은 빛을 방출하기 때문에 재이온화의 좋은 후보원으로 여겨졌다. 그러나 재이온화 이전에 몇 개의 퀘이사가 존재했는지는 알 수 없다. 재이온화 시기에 존재했던 퀘이사 중 가장 밝은 것만 감지할 수 있기 때문에, 존재했던 어두운 퀘이사에 대한 직접적인 정보는 없다.[28][50]

하지만 근처 우주에서 더 쉽게 관측되는 퀘이사를 관찰하고, 재이온화 시기의 광도 함수(광도의 함수로서의 퀘이사의 수)가 현재와 거의 같다고 가정하면, 초기 시대의 퀘이사 개체수를 추정할 수 있다. 이러한 연구에 따르면 퀘이사는 은하간 물질(IGM)을 단독으로 재이온화할 만큼 충분한 수로 존재하지 않는다고 한다.[28][50] "이온화 배경이 저광도 AGN에 의해 지배될 때만 퀘이사 광도 함수가 충분한 이온화 광자를 제공할 수 있다"고 말한다.[51]

4. 3. 항성종족 III 별

항성종족 III는 수소나 헬륨보다 무거운 원소가 전혀 없는 가장 초기의 별들이다. 빅뱅 핵합성 과정에서 수소와 헬륨 외에 생성된 원소는 미량의 리튬뿐이었다. 그러나 퀘이사 스펙트럼은 초기 시대의 은하간 매질에 무거운 원소가 존재했음을 보여준다. 초신성 폭발은 이러한 무거운 원소들을 생성하므로, 초신성을 일으키는 뜨겁고 거대한 항성종족 III 별들이 재이온화의 가능한 메커니즘이 된다.[52][53] 중력 렌즈 현상을 보이는 은하도 항성종족 III 별들의 간접적인 증거를 제공한다.[54] 항성종족 III 별은 직접 관측되지 않았지만, 이들은 설득력 있는 에너지원이다. 항성종족 II 별보다 더 효율적이고 효과적인 이온화체로서, 더 많은 이온화 광자를 방출하며,[55] 적절한 초기 질량 함수를 갖는 일부 재이온화 모델에서 단독으로 수소를 재이온화할 수 있다.[56] 결과적으로, 항성종족 III 별은 현재 우주의 재이온화를 시작한 가장 가능성 있는 에너지원으로 여겨지지만,[57] 다른 원인들이 재이온화를 완료하는 데 기여했을 가능성이 있다.

2015년 6월, 천문학자들은 항성종족 III 별들의 증거를 코스모스 적색편이 7 은하에서 발견했다고 보고했다. 이러한 별들은 매우 초기 우주에 존재했을 가능성이 높으며, 나중에 행성과 우리가 알고 있는 생명의 형성에 필요한 화학 원소인 수소보다 무거운 원소의 생성을 시작했을 수 있다.[58][59]

5. 한국의 연구 현황

한국 천문학계는 국제 협력을 통해 재전리 연구에 참여하고 있다. 특히, 21cm 선 관측을 위한 국제 프로젝트에 참여하여 초기 우주 연구에 기여하고 있다.

21cm 선은 재전리 시대뿐만 아니라 재전리 이전의 "암흑 시대"를 연구하는 잠재적인 수단이다. 21cm 선은 전자와 양성자의 스핀 삼중항 상태와 스핀 단일항 상태 사이의 에너지 차이로 인해 중성 수소에서 발생한다. 이 전이는 금지된 전이이며, 극히 드물게 발생한다. 이 전이는 또한 온도에 크게 의존하므로, "암흑 시대"에 물체가 형성되어 라이먼-알파 광자를 방출하고 이것이 주변 중성 수소에 의해 흡수되고 재방출되면, Wouthuysen-Field 결합을 통해 그 수소에서 21cm 선 신호를 생성한다.[24][25] 21cm 선 방출을 연구함으로써 초기 구조 형성에 대해 더 많은 것을 알 수 있을 것이다. 재전리 시대의 전역적 신호를 검출하기 위한 실험(EDGES)의 관측 결과는 이 시대의 신호를 보여주지만, 이를 확인하려면 후속 관측이 필요하다.[26]

재전리 시대를 탐색하기 위한 정밀 어레이(PAPER), 저주파 어레이(LOFAR), 머치슨 광시야 어레이(MWA), 자이언트 미터파 전파 망원경(GMRT), IGM 스핀 온도 매퍼(MIST), 암흑 시대 전파 탐사선(DARE) 임무, 암흑 시대를 검출하기 위한 대구경 실험(LEDA)과 같이 이 분야에서 진전을 이루기를 희망하는 여러 다른 프로젝트가 있다.

참조

[1] 논문 The History and Morphology of Helium Reionization https://iopscience.i[...] 2008-07-01
[2] 논문 On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space 1965-01-01
[3] 논문 Evidence For Reionization at z ~ 6: Detection of a Gunn-Peterson Trough In A z=6.28 Quasar 2001-01-01
[4] 논문 Evidence of patchy hydrogen reionization from an extreme Lyα trough below redshift six http://academic.oup.[...] 2015-03-11
[5] 논문 Long Dark Gaps in the Lyβ Forest at z < 6: Evidence of Ultra-late Reionization from XQR-30 Spectra 2022-06-01
[6] 논문 Probing the Reionization History of the universe using the Cosmic Microwave Background Polarization 2003-01-01
[7] 논문 Signature of patchy reionization in the polarization anisotropy of the CMB 2007-01-01
[8] 논문 First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Temperature-Polarization Correlation 2003-01-01
[9] 논문 Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology 2007-01-01
[10] 논문 Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters 2020-01-01
[11] 논문 Are Young Galaxies Visible? http://adsabs.harvar[...] 1967-03-01
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