再電離 （英語：Reionization ）是在大霹靂 宇宙學 的黑暗時期之後，宇宙 中物質再電離的過程，並且是宇宙中氣體 的兩次主要相變 中的第二次。當主要的重子物質 成為氫的形式，再電離通常指的是氫氣體 的電離。宇宙原生的 氦 也經歷過相同的相變，但在宇宙歷史上是不同的點，並且通常會稱為氦再電離 。
描繪出的宇宙時間線，刻畫出再電離在宇宙歷史上的位置。 在宇宙中氫的第一次相變是復合 ，發生在紅移 z = 1100（大霹靂之後的400,000年），由於在這個點上宇宙的冷卻使得電子 和質子 結合形成中性氫原子的比率高過氫被電離 的比率。因為光子的散射 ，在再結合之前的宇宙是不透明的，但在更多的電子被捕獲形成氫之後，宇宙變得越來越透明。同時，中性氫（或其它的原子或分子）的電子能夠吸收某些波長的光子成為激發態 ，充滿中性氫原子的宇宙相對來說對這些波長是不透明的，而對其他大部分的頻譜是透明的。黑暗時期就從這個點開始，因為除了逐漸變暗的微波背景輻射，沒有其他的光源。
第二次的相變發生在早期宇宙 充滿足以使中性氫游離的能量，開始形成天體的時期。當這些天體形成和輻射 能量，在大霹靂之後的1億5千萬年至10億年（在紅移6 < z < 20），宇宙將從中性再回復成電離的電漿 。但是，現在因為宇宙的膨脹已經將物質稀釋，並且散射的交互作用不再像再結合之前的頻繁。因此，一如今天的狀況，充滿低密度游離化氫的宇宙仍然是透明的。
回顧到目前為止的宇宙，帶來了一些觀測上的挑戰。但是，有幾個觀測方法用來研究再游離。
一項關於再游離的重要研究是使用遙遠類星體 的光譜。類星體釋放出極大量的能量，意即是它們是宇宙中最明亮的天體種類之一。有些類星體甚至可以在再電離的早期就被探測。類星體也正好有相對一致的光譜特徵，而無須顧慮它在天空中的位置和與地球 的距離。因此可以推斷出類星體光譜上出現的任何差異，都是與在視線方向上的原子交互作用引起的。若光波長屬於氫萊曼譜線 其中之一，則其具有很大的散射截面 ，這意味着既使只有少量的中性氫在星系際介質 （IGM）內，在這些波長上的吸收 依然會很明顯。
在鄰近的宇宙中，光譜的吸收線是很銳利的，因為即使光子的能量只能造成一個原子的躍遷，躍遷也會發生。但是，類星體和用來偵測的望遠鏡之間距離是很大的，宇宙膨脹 將導致接收到的光明顯的紅化。這意味著當類星體的光在旅途中通過了星系際介質（IGM）時，本來比萊曼α的波長還要短的光發生紅移後，正好落入了萊曼譜線的範圍，因此從類星體所在紅移處的萊曼α線對應波長開始，往其短波長方向會出現連續的吸收。這意味著明顯的譜線被連續譜取代，類星體的光線在經過散布著中性氫的廣闊空間後，將會呈現出耿恩-彼得森槽 [ 1]
這些紅移的出現讓我們可以擷取到關於再電離時期的片段資訊。因為天體的紅移對應著我們看見的光線輻射出來的時間，它或許可以確立再電離時期結束的時間點。紅移在特定數值之下的類星體不會呈現耿恩-彼得森槽（雖然它們可能會呈現萊曼α森林 ），當早於再電離的類星體會顯現耿恩-彼得森槽。在2001年，史隆數位巡天 發現了紅移在z = 5.82到z = 6.28之間的4個類星體，其中z = 6的呈現出耿恩-彼得森槽，低於這個值的則沒有，這顯示z = 6的IGM至少有部分是中性的氫。推測再電離發生在相對來說較短的時間尺度內，此一結果顯示宇宙在接近z = 6的時間上結束了再電離[ 2] z > 10的時刻，幾乎已經全部中性化了。
宇宙微波背景 在不同角度上的不同性質也可以用來研究再電離。當光子在與自由電子散射時，有一個稱為湯姆森散射 的過程。然而，當宇宙膨脹時，自由電子的密度將會降低，同時散射發生的頻率也會降低。在再電離與之後的時期，但在字宙顯著膨脹及電子密度過低之前，來自宇宙微波背景的光將發生可觀測的湯姆森散射。這些散射會在宇宙微波背景的各向異性 圖留下痕跡，導入第二次的各向異性（在再結合之後的發生的各向異性 ）[ 3] 偏振 的各向異性[ 4]
威爾金森微波各向異性探測器 可以作出這種比較。最初的觀測在2003年釋出，認為再電離發生在11 <z < 30的位置[ 5] z = 11和宇宙電離發生於z = 7[ 6]
即使類星體的資料和宇宙微波背景輻射的各向異性資料大致上符合，但還是有一些問題，特別是關於再電離的能量來源，還有在再電離時在宇宙結構形成 中扮演的角色及產生的效應。氫的21公分線 可能是研究這一時期，以及再電離之前“黑暗時期”的重要工具。21公分線是中性氫，在電子質子自旋平行和自旋反平行之間轉換時發生的，而這種轉換是被禁止的 ，意思是很難發生，這種轉換也需要高溫 ，意思是形成於「黑暗時期」和輻射出的光子 加熱了周圍的中性氫原子，導致周圍地區輻射出更多的21公分線[ 7] [ 8] 21公分線陣列 （PaST）、低頻陣列 （LOFAR）、默奇森廣角陣列 巨米波電波望遠鏡 （GMRT），可望在不久的將來能在這一領域中有所進展。
雖然觀測獲得的資料縮小了再電離時代的範圍，但是依然不能確定是何種天體提供了光子使IGM再電離。使中性氫電離，只需要13.6電子伏特 的能量，這相當於波長為91.2奈米 或更短的光子，對應到電磁頻譜 中的紫外線 。這意味著所有可在紫外線或更高頻率的波段輸出可觀能量的天體，都可能是主要的來源。來源的數量及壽命也必須納入考量，因為若不持續提供能量，質子和電子就會再結合。最後，來源的關鍵參數可被總結成「單位宇宙體積氫電離光子的發射率」[ 9] 類星體 、第一代的恆星 及星系 是這些能量的主要來源[ 10]
矮星系 目前被認目是再電離時代中電離光子的主要來源。[ 11] 光度函數 的對數斜率α=-2，比現今的值還斜。[ 11]
在2014年，兩個來源分別指出豌豆星系 (GPs)有可能是萊曼連續光子 (LyC)的放射來源。[ 12] [ 13] [ 12] [ 13] [ 14] [ 12] [ 13] SDSS 編號分別為1237661070336852109 (GP_J1219)及1237664668421849521。
新研究顯示矮星系在再電離中貢獻了30%的紫外光。貢獻如此之大的原因，相較於一般星系的5%比例，電離光子可以以50％的比例逃離矮星系。[ 15] [ 16] 天空與望遠鏡雜誌 的訪問中談到：「在早期最小的星系佔了絕大多數，他們基本上因自己的超新星及加溫環境而燃燒殆盡。之後較大的星系（但質量仍比銀河系小一百倍）開始為宇宙的再電離負責。」[ 15]
類星體 是一種活躍星系核 ，可進行高效率的質 能 轉換，並輻射出大量能量在電離氫門檻之上的光，因而被認為是好的可能來源。但在再電離之前有多少類星體存在猶未可知。當再電離進行之際，只有最明亮的類星體能被檢測出來，這意味著沒有當時較暗的類星體的直接資料。但藉由觀察附近宇宙中較易測量的類星體，和假設再電離時期的光度函數 （以類星體數量為變數的光度函數）與現今大致相同，就可推估早期的類星體數量。這樣的研究發現類星體的數量並不足以獨力造成IGM的再電離[ 9] [ 17] [ 18]
在大霹靂 4億年後第一顆恆星的模擬影像。 第三星族星 是由沒有比氦 更重的元素構成的恆星。當太初核合成 時，除了微量可追蹤的鋰 之外，氦是由氫合成的唯一元素。但是，類星體的光譜顯示早期的IGM已經有重元素的存在。超新星 的爆炸可以產生這些重元素，因此高熱、巨大，可以形成超新星的第三星族星可能成為再電離的機制。雖然未曾被直接觀測，但第三星族星與一些模型的數值模擬[ 19] [ 20] 重力透鏡 星系也提供了第三星族星的間接證據[ 21] [ 22] 初始質量函數 的再電離模型中，可自行使氫再電離[ 23] [ 24]
在2015年六月，天文學家報告了在宇宙紅移7號星系 中紅位移為6.60的第三星族星。這類星體有可能存在於非常早期（也就是紅位移很大）的宇宙之中，而且有可能開始產生比氫重的化學元素 ，可用來產生我們熟知的行星 及生命 。[ 25] [ 26]
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