星系的光怎样改变宇宙中的氢

可以想象给气体上色：电子还跟质子待在一起的地方用一种颜色，电子大多已经分开的地方用另一种。星系周围便会出现一块块“电离泡”。泡里仍有气体，只是氢的状态变了。它不像肥皂泡那样有一层物质做的壳。

光先要走出星系

光子是一份光能。一个光子若有足够的能量，被氢原子吸收后，就能让电子脱离质子。基态氢的电离门槛是 13.6 电子伏；普通可见光的单个光子达不到这个门槛。年轻、炽热的恒星能产生大量更高能的紫外光，因此是这里关心的光源。

恒星已经发出电离光子，不代表这些光子都能抵达星系之间。沿途的气体和尘埃会在星系内部吸收一部分。能从星系逃进星系际空间的比例叫逃逸率。如果两座星系产生同样多的电离光子，其中一座只让较少的光逃出去，它们对周围氢的影响就可能很不同。

估计星系能电离多少周围气体，需要数逃出的电离光子。我们在可见光照片上觉得一座星系很亮，还没有数清这部分光。这里先讨论恒星供光的情形；真实再电离史中，各类光源的贡献还需要观测来确定。Madau、Haardt 与 Rees，1999，§3.1

电离过的氢还会重新结合

自由电子遇到质子，有机会重新结合成氢原子，这叫复合。光源若要维持一片电离区，就得继续供光，把后来复合的氢再电离。相同的一颗氢核，可能让光源反复付出光子。

先用一个最简的数数例子：一个光子完成一次氢的电离，忽略其他耗用。开始有一百颗中性氢核，后来吸收了六十个电离光子，期间发生二十次复合。此刻留下的是四十颗电离的氢核。六十次电离中，有二十次的效果已经被复合抵消；复合次数不一定对应二十颗从未重复过的氢核。

密度也会影响这笔消耗。电子和质子越密集，彼此相遇就越频繁。在气体温度相同的简单情形下，稠密区域会更快地消耗维持电离所需的光。泡长多快，因而既取决于星系供给了多少光，也取决于照亮的气体里有多少电子正在重新结合。Mellema 等，C2-Ray 方法，§2

两个泡相遇时，重叠区域的氢也只占一份体积。多来的光可以补偿复合，或继续到达尚未电离的气体。若只是把两个球画大再叠在一起，光子的去向很容易被重复计算。要认真计算泡的合并，就得同时记住氢在哪里、光用了多少。

气体对不同的光有不同反应

中性氢减少后，对能够电离氢的光的吸收会减弱，“宇宙变透明”常在这个意义上使用。不同波长还会遇到不同的相互作用。即使大部分氢已电离，少量残余中性氢仍能强烈影响共振谱线，自由电子也会散射光。再电离改变的是气体与辐射相遇的方式。

中性氢还留下红移后的 21 厘米无线电信号，给寻找早期气体分布提供了另一条路。这条谱线涉及两组原子自旋状态，它们各有多少原子，可以用自旋温度来描述。若它远高于微波背景，中性氢较多的区域有较强的理想信号；被电离的区域则缺少这份信号。这为“从中性气体看泡”提供了一个清楚的起点。Furlanetto、Oh 与 Briggs，2006，§2.1

真实无线电数据还混有强烈的前景辐射和仪器效应。HERA 在 2021 年公布的首批结果给出了信号起伏强度的上限，并没有逐个拍出这些泡。一份统计上限和一张泡的位置图，包含的信息很不一样。HERA 首批结果，固定 2021 年版本

星系发出的光、被反复电离的氢，以及最后想从远方辨认的空间图像，便这样连在一起。先分清“有多少氢处于电离状态”和“这些氢分布在哪里”，后面的计算才能各自回答这两个问题。

继续学习：电离一半究竟是什么意思；一片膨胀的气体需要多少光。