Cómo la luz ultravioleta de las primeras estrellas y galaxias volvió a ionizar el hidrógeno, haciendo al Universo transparente
En la historia cósmica, la reionización marca el final de la Edad Oscura, un período posterior a la recombinación cuando el Universo estaba lleno de átomos neutros de hidrógeno y aún no había fuentes brillantes (estrellas, galaxias). Cuando las primeras estrellas, galaxias y cuásares comenzaron a brillar, sus fotones de alta energía (principalmente ultravioleta) ionizaron la nube de gas de hidrógeno circundante, transformando el medio intergaláctico neutral (IGM) en un plasma fuertemente ionizado. Este fenómeno, llamado reionización cósmica, cambió significativamente la transparencia a gran escala del Universo y preparó el escenario para el Universo luminoso que conocemos.
En este artículo discutiremos:
- El Universo neutral después de la recombinación
- La primera luz: estrellas de la población III, galaxias tempranas y cuásares
- El proceso de ionización y la formación de burbujas
- La evolución temporal y las evidencias observacionales
- Preguntas sin respuesta e investigaciones actuales
- La importancia de la reionización en la cosmología moderna
2. Universo Neutral después de la recombinación
2.1 Edad Oscura
Desde aproximadamente hace 380 000 años después del Big Bang (cuando ocurrió la recombinación) hasta la formación de las primeras fuentes de luz (aproximadamente 100–200 millones de años después), el Universo fue en gran parte neutral, compuesto por hidrógeno y helio remanentes de la nucleosíntesis del Big Bang. Este período se denomina Edad Oscura, ya que sin estrellas ni galaxias no había fuentes significativas de luz nuevas, aparte del enfriamiento del fondo cósmico de microondas (CMB).
2.2 Dominio del hidrógeno neutro
Durante la Edad Oscura, el medio intergaláctico (IGM) era casi exclusivamente hidrógeno neutro (H I), que absorbe muy bien los fotones ultravioleta. Cuando la materia comenzó a acumularse en halos de materia oscura y las nubes de gas primordiales colapsaron, se formaron las primeras estrellas de población III. Sus intensos flujos de radiación cambiaron significativamente el estado del IGM.
3. La primera luz: estrellas de población III, galaxias tempranas y cuásares
3.1 Estrellas de población III
Teóricamente se predice que las primeras estrellas – estrellas de población III – no tenían metales (estaban compuestas casi exclusivamente de hidrógeno y helio) y probablemente eran muy masivas, quizás de decenas o cientos de masas solares. Marcaban el final de la Edad Oscura, a menudo llamada Amanecer Cósmico. Estas estrellas emitían abundante radiación ultravioleta (UV) capaz de ionizar el hidrógeno.
3.2 Galaxias tempranas
Con la formación jerárquica de estructuras, pequeños halos de materia oscura se unieron para formar halos más grandes, de los cuales se formaron las primeras galaxias. En ellas se formaron estrellas de población II, que aumentaron aún más el flujo de fotones UV. Con el tiempo, estas galaxias – no solo las estrellas de población III – se convirtieron en la principal fuente de radiación ionizante.
3.3 Cuásares y AGN
Los cuásares de alto corrimiento al rojo (núcleos galácticos activos alimentados por agujeros negros supermasivos) también contribuyeron a la reionización, especialmente en relación con el helio (He II). Aunque su impacto en la reionización del hidrógeno sigue siendo debatido, se cree que la importancia de los cuásares aumentó especialmente en períodos posteriores, por ejemplo, al reionizar el helio alrededor de z ~ 3.
4. El proceso de ionización y las burbujas
4.1 Burbujas locales de ionización
Cada vez que una nueva estrella o galaxia comenzaba a emitir fotones de alta energía, estos fotones se propagaban hacia afuera, ionizando el hidrógeno circundante. Así se formaban burbujas aisladas (o regiones H II) de hidrógeno ionizado alrededor de las fuentes. Al principio, estas burbujas eran solitarias y bastante pequeñas.
4.2 Interacción entre burbujas
A medida que aumentaba el número y la luminosidad de las nuevas fuentes, estas burbujas ionizadas se expandieron y se unieron. El IGM, que alguna vez fue neutro, se convirtió primero en un mosaico de medios neutros e ionizados. Cuando la época de reionización se acercaba a su fin, las regiones H II se fusionaron y la mayor parte del hidrógeno del Universo quedó ionizado (H II), no neutro (H I).
4.3 Escala temporal de la reionización
Se cree que la reionización duró varios cientos de millones de años, abarcando desplazamientos al rojo desde aproximadamente z ~ 10 hasta z ~ 6. Aunque las fechas exactas siguen siendo objeto de estudio, hacia z ≈ 5–6 la mayor parte del IGM ya estaba ionizada.
5. Evolución temporal y evidencias observacionales
5.1 Efecto Gunn–Peterson
Un indicador importante de la reionización es la llamada prueba Gunn–Peterson, que estudia los espectros de cuásares distantes. El hidrógeno neutro en el IGM absorbe bien los fotones en ciertas longitudes de onda (especialmente en la línea Lyman-α), por lo que aparece una región de absorción en el espectro del cuásar. Las observaciones muestran que para z > 6 este efecto Gunn–Peterson se vuelve fuerte, indicando una fracción mucho mayor de hidrógeno neutro y destacando el final de la reionización [1].
5.2 Fondo Cósmico de Microondas (FCM) y polarización
Las mediciones del Fondo Cósmico de Microondas (FCM) también permiten obtener pistas. Los electrones libres del medio reionizado dispersan los fotones del FCM, dejando una huella de polarización a gran escala angular. Los datos de WMAP y Planck limitan el tiempo medio y la duración de la reionización [2]. Midiendo la profundidad óptica τ (probabilidad de dispersión), los cosmólogos pueden determinar cuándo la mayor parte del hidrógeno del Universo se ionizó.
5.3 Emisores Lyman-α
Las observaciones de galaxias que emiten una fuerte línea Lyman-α (llamadas emisores Lyman-α) también proporcionan información sobre la reionización. El hidrógeno neutro absorbe fácilmente los fotones Lyman-α, por lo que la detección de estas galaxias a altos corrimientos al rojo indica cuán transparente era el IGM.
6. Preguntas sin respuesta e investigaciones actuales
6.1 Proporción de contribución de diferentes fuentes
Una cuestión fundamental es la proporción de la contribución de diferentes fuentes ionizantes. Aunque está claro que las galaxias más tempranas (debido a las estrellas masivas formadas en ellas) fueron importantes, cuánto contribuyeron las estrellas de la población III, las galaxias con estrellas normales y los cuásares sigue siendo objeto de debate.
6.2 Galaxias tenues
Los datos recientes sugieren que una parte considerable de los fotones ionizantes pudo haber sido aportada por galaxias débiles y poco observadas, difíciles de detectar. Su papel pudo ser crucial para finalizar la reionización.
6.3 Cosmología de 21 cm
Las observaciones de la línea de hidrógeno de 21 cm abren la posibilidad de estudiar directamente la época de la reionización. Experimentos como LOFAR, MWA, HERA y el futuro Square Kilometre Array (SKA) buscan mapear la distribución del hidrógeno neutro, mostrando cómo cambiaron las burbujas ionizadas durante la reionización [3].
7. La importancia de la reionización en la cosmología moderna
7.1 Formación y evolución de las galaxias
La reionización actuó como la materia puede contraerse en estructuras. Cuando el IGM se ionizó, la temperatura más alta dificultó el colapso del gas en halos pequeños. Por lo tanto, para entender el desarrollo jerárquico de las galaxias, es necesario evaluar el impacto de la reionización.
7.2 Retroalimentación
La reionización no es un proceso unidireccional: la ionización y calentamiento del gas inhiben la formación estelar posterior. Un medio más caliente e ionizado colapsa peor, por lo que el retroceso de fotoionización puede suprimir la formación estelar en los halos más pequeños.
7.3 Verificación de modelos de astrofísica y física de partículas
Al comparar los datos de reionización con modelos teóricos, los científicos pueden verificar:
- Las propiedades de las primeras estrellas (población III) y galaxias tempranas.
- El papel de la materia oscura y su estructura a pequeña escala.
- La precisión de los modelos cosmológicos (p. ej., ΛCDM), posibles correcciones o teorías alternativas.
8. Conclusión
La reionización complementa la historia del Universo: desde un estado inicial neutral y oscuro hasta un medio intergaláctico ionizado y lleno de luz. Este proceso fue impulsado por las primeras estrellas y galaxias, cuya luz ultravioleta ionizó gradualmente el hidrógeno en todo el cosmos (entre z ≈ 10 y z ≈ 6). Los datos observacionales —desde espectros de cuásares, líneas Lyman-α, polarización del CMB hasta las más recientes observaciones de la línea de 21 cm— reconstruyen esta época con creciente precisión.
Sin embargo, quedan muchas preguntas fundamentales: ¿Cuáles fueron las principales fuentes de reionización? ¿Cuál fue la evolución y estructura exacta de las regiones ionizadas? ¿Cómo afectó la reionización a la formación posterior de galaxias? Nuevas y futuras investigaciones prometen ofrecer una comprensión más profunda, destacando cómo la astrofísica y la cosmología se entrelazaron para crear una de las mayores transformaciones del Universo temprano.
Enlaces y lecturas adicionales
- Gunn, J. E., & Peterson, B. A. (1965). “On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space.” The Astrophysical Journal, 142, 1633–1641.
- Planck Collaboration. (2016). “Planck 2016 Intermediate Results. XLVII. Planck Constraints on Reionization History.” Astronomy & Astrophysics, 596, A108.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “Cosmology at Low Frequencies: The 21 cm Transition and the High-Redshift Universe.” Physics Reports, 433, 181–301.
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe.” Physics Reports, 349, 125–238.
- Fan, X., Carilli, C. L., & Keating, B. (2006). “Observational Constraints on Cosmic Reionization.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
Basándonos en estas observaciones clave y modelos teóricos, vemos la reionización como un evento singular que puso fin a la Edad Oscura y abrió el camino a impresionantes estructuras cósmicas visibles en el cielo nocturno, al mismo tiempo que brindó una oportunidad invaluable para explorar los primeros momentos de la luz del Universo.