재이온화 (Reionization)
쉽게 풀면
우주 초기에 한 번 중성 상태가 되었던 수소 가스가, 이후 처음 생겨난 별과 은하의 강한 빛을 받아 다시 이온화되는 시기입니다.
왜 중요한가
재이온화는 첫 별과 은하의 자외선이 암흑시대의 중성 수소를 다시 이온화한 시기로, 우주가 지금처럼 투명해진 마지막 큰 상전이입니다. 라이먼 알파 숲의 완전 흡수가 종료 시점을, CMB 편광의 광학 깊이가 평균 시기를 알려주며, JWST가 그 시기 은하를 직접 세어 어떤 천체가 이온화 광자를 공급했는지를 가리는 중입니다. 21cm 선으로 이 과정을 삼차원으로 지도화하는 것이 차세대 전파 실험의 목표입니다. 재이온화가 완전히 끝나기 전에는 중성 수소가 남아 있어 21cm 선 방출을 낼 수 있으므로, 이 신호의 통계적 요동을 지도화하려는 전파 간섭계 실험이 재이온화 시기 관측의 다음 목표로 추진되고 있다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
재이온화 연구가 단순히 가스 상태 변화를 넘어 최초 천체 형성 시기를 밝히는 데 중요한 이유를 설명한다.
재이온화 시기 연구는 초기 은하와 퀘이사가 방출한 자외선 복사의 총량을 추정하는 데 핵심적인 단서를 제공한다.
조금 더 깊게 보면
재이온화는 한순간이 아니라 이온화된 거품이 은하 주위에서 자라 합쳐지는 수억 년의 과정이며, 그 얼룩진 구조가 관측 대상입니다. 이온화 광자의 출처가 작은 은하인지 밝은 은하인지 퀘이사인지는 은하에서 광자가 빠져나오는 비율이 불확실해 결론이 나지 않았습니다. 헬륨의 두 번째 재이온화는 더 늦게 퀘이사가 주도해 일어난 별개의 사건이며, 수소 재이온화와 시기가 다릅니다. 재이온화가 진행되는 동안 우주의 평균 자유전자 밀도가 늘어 CMB 광자가 산란되는 확률(광학 깊이)이 커지므로, 이 값을 CMB 편광에서 역산하면 재이온화의 평균 시기를 대략 추정할 수 있다. 재이온화가 진행되는 동안 우주의 평균 온도가 함께 오르는데, 이 가열 정도는 어떤 종류의 천체가 이온화를 주도했는지에 따라 달라져 온도 측정 자체가 광원 정체를 가리는 또 다른 단서가 된다.
주의할 점
재이온화는 우주 전역에서 순식간에 일어난 사건이 아니라, 초기 은하 주변에서 국지적으로 시작되어 점차 우주 전체로 퍼져나간 비교적 긴 과정(수억 년)이었다는 점에 유의해야 한다.