耿恩-彼得森槽

耿恩-彼得森槽（英语：Gunn-Peterson trough）是类星体的光谱在天体光谱中的一个特征，它是由星系际物质 (IGM)的中性氢造成的。槽的特征是受到来自类星体波长小于莱曼α的电磁发射在红移压抑的发射线。詹姆斯·冈恩和布鲁斯·彼德森在1965年就预测了这种效应。

在预测之后的30年，还没有发现远到足以展现耿恩-彼得森槽的天体。直到2001年，罗伯特·贝克尔使用史隆数位巡天的资料发现一个红移值${\displaystyle (z)=6.28}$I的类星体，才终于发现耿恩-彼得森槽。这篇论文还包括红移为${\displaystyle z=5.82}$和${\displaystyle z=5.99}$的类星体，和转换到蓝色一侧的莱曼α线，以及许多通量中明显的峰值。然而，红移量为${\displaystyle z=6.28}$的类星体，在超越莱曼α线限制的通量为0，也就是说中性氢在IGM的分数必须已经大于10−3。

在红移${\displaystyle z=6.28}$的类星体发现了槽，和在红移低于${\displaystyle z=6}$的类星体中检测不到槽的存在，对宇宙中的氢曾经从中性氢转换成电离氢提出了强且有力的证据。在复合后，宇宙成为中性的，直到在宇宙中的第一个天体发出光和能量，将周围的IGM 再电离。然而，光子对中性氢的散射截面积在接近莱曼α限制的能量是很高的，甚至有一小部分的中性氢会因为IGM的光深度太高而造成发射线的观测受到抑制。尽管中性氢和电离氢的比例并不是特别的高，通过观测到低流量的莱曼α限制，显示宇宙是在再电离的最后阶段。

从WMAP太空船在2003年第一次释放出来的资料，贝克测量再电离结束在${\displaystyle z}$ ≈ ${\displaystyle 6}$，似乎与WMAP测量到的电子密度估计值有所冲突。然而，WMAP在2006年发布的第三批资料，与再电离的极限和耿恩-彼得森槽之间的关连似乎有了更好的协调。