El período antes de la formación de estrellas, cuando la materia comenzó a agruparse gravitacionalmente en regiones más densas
Después de la época de la recombinación — cuando el universo se volvió transparente a la radiación y apareció el fondo cósmico de microondas (CMB) — llegó un largo período llamado Edades Oscuras. En ese momento no existían fuentes luminosas (estrellas o cuásares), por lo que el universo estaba realmente oscuro. Sin embargo, aunque no había luz visible, ocurrieron procesos importantes: la materia (principalmente hidrógeno, helio y materia oscura) comenzó a agruparse gravitacionalmente, creando la base para la formación de las primeras estrellas, galaxias y estructuras a gran escala.
En este artículo discutiremos:
- La definición de las edades oscuras
- El enfriamiento del universo tras la recombinación
- El crecimiento de las fluctuaciones de densidad
- El papel de la materia oscura en la formación de estructuras
- El amanecer cósmico: la aparición de las primeras estrellas
- Desafíos y métodos de observación
- Importancia para la cosmología moderna
1. Definición de la Edad Oscura
- Límite temporal: Aproximadamente desde 380 000 años después del Big Bang (fin de la recombinación) hasta la formación de las primeras estrellas, que comenzó alrededor de 100–200 millones de años después.
- Universo neutro: Tras la recombinación, casi todos los protones y electrones se unieron en átomos neutros (principalmente hidrógeno).
- No hay fuentes significativas de luz: Sin estrellas ni cuásares, no existían fuentes brillantes de radiación, por lo que el Universo era casi "invisible" en gran parte del espectro electromagnético.
Durante la Edad Oscura, los fotones del fondo cósmico de microondas continuaron propagándose libremente y enfriándose conforme el Universo se expandía. Sin embargo, estos fotones se desplazaron a la región de microondas, proporcionando solo una iluminación tenue en ese momento.
2. Enfriamiento del Universo tras la recombinación
2.1 Cambios de temperatura
Después de la recombinación (cuando la temperatura era alrededor de 3 000 K), el Universo continuó expandiéndose y su temperatura descendió. Al inicio de la Edad Oscura, la temperatura de los fotones de fondo era de decenas o cientos de kelvin. Dominaba el hidrógeno neutro, y el helio constituía una fracción menor (~24 % en masa).
2.2 Fracción de ionización
Una pequeña fracción de electrones permaneció ionizada (aproximadamente una parte en 10 000 o menos) debido a varios procesos residuales y a la escasa cantidad de gas caliente. Esta pequeña ionización tuvo cierta influencia en los intercambios energéticos y la química, pero en general el Universo era mayormente neutro, muy diferente del estado previo de plasma ionizado.
3. Crecimiento de las fluctuaciones de densidad
3.1 Semillas del Universo temprano
Pequeñas perturbaciones de densidad, visibles en el CMB como anisotropías de temperatura, fueron formadas por fluctuaciones cuánticas en el período temprano (por ejemplo, durante la inflación, si ese escenario es correcto). Tras la recombinación, estas perturbaciones representaban pequeños excesos o déficits de materia.
3.2 Dominio de la materia y colapso gravitacional
Durante la Edad Oscura, el Universo ya estaba en dominios de materia, donde la materia oscura y bariónica jugaron un papel crucial, no la radiación. En regiones con densidad ligeramente mayor, la atracción gravitatoria fue acumulando más materia. Con el tiempo, estos focos de exceso crecieron, resultando en:
- Halos de materia oscura: Concentraciones de materia oscura que formaron pozos gravitacionales donde el gas pudo acumularse.
- Nubes preestelares: La materia bariónica (normal) siguió a los halos de materia oscura, formando acumulaciones de gas.
4. El papel de la materia oscura en la formación de estructuras
4.1 Red cósmica
Las simulaciones de formación de estructuras muestran que la materia oscura es determinante en la construcción de la red cósmica, una estructura filamentosa. Donde la concentración de materia oscura es mayor, también se acumulan los gases bariónicos, formando los primeros potenciales "pozos" masivos.
4.2 Materia oscura fría (ΛCDM)
En la teoría moderna ΛCDM, se considera que la materia oscura es "fría" (no relativista) desde tiempos tempranos, por lo que puede agruparse eficazmente. Estos halos de materia oscura crecen jerárquicamente: primero se forman pequeños, que luego se fusionan en otros mayores. Al final de la Época Oscura, muchos de estos halos ya existían, listos para ser los lugares donde se formarían las primeras estrellas (estrellas de población III).
5. El amanecer cósmico: la aparición de las primeras estrellas
5.1 Estrellas de la población III
Finalmente, en las regiones más densas, la materia colapsó formando las primeras estrellas, conocidas como estrellas de la población III. Estas estrellas, compuestas casi exclusivamente de hidrógeno y helio (sin elementos pesados), probablemente fueron mucho más masivas que las actuales. Su ignición marca el fin de la Época Oscura.
5.2 Reionización
Cuando estas estrellas iniciaron reacciones nucleares, emitieron abundante radiación ultravioleta que comenzó a reionizar el hidrógeno neutro circundante. A medida que aumentaba la formación de estrellas (y galaxias posteriores), las zonas de reionización crecieron y se fusionaron, transformando el medio intergaláctico de mayormente neutro a dominado por estado ionizado. Esta época de reionización duró aproximadamente entre z ~ 6–10 y marcó el fin de la Época Oscura, revelando una nueva etapa luminosa para el Universo.
6. Desafíos y métodos de observación
6.1 Por qué la Época Oscura es difícil de observar
- No hay fuentes brillantes: La razón principal por la que este período se llama "oscuro" es la falta de objetos luminosos.
- Desplazamiento de la CMB: Los fotones restantes después de la recombinación se enfriaron y se desplazaron fuera del área visible.
6.2 Cosmología de 21 cm
Un método prometedor para estudiar la Época Oscura es la transición hiperfina de 21 cm en hidrógeno neutro. Durante la Época Oscura, el hidrógeno neutro pudo absorber o emitir la onda de 21 cm, con el fondo de la CMB. Básicamente, al cartografiar esta señal en diferentes tiempos cósmicos, se puede ver "en capas" la distribución del gas neutro.
- Desafíos: La señal de 21 cm es muy débil y se pierde entre fuentes de fondo fuertes (por ejemplo, nuestra galaxia).
- Experimentos: Proyectos como LOFAR, MWA, EDGES y el futuro Square Kilometre Array (SKA) buscan detectar o refinar las observaciones de la línea de 21 cm de este período.
6.3 Inferencias indirectas
Dado que es complicado detectar directamente la radiación electromagnética de la Época Oscura, los científicos hacen inferencias indirectas a través de simulaciones cosmológicas y estudian las galaxias más tempranas observadas en períodos posteriores (z ~ 7–10).
7. Significado para la cosmología moderna
7.1 Pruebas de modelos de formación de estructuras
La transición de la Edad Oscura al amanecer cósmico es una excelente oportunidad para comprobar cómo la materia colapsó formando los primeros objetos enlazados. Comparando observaciones (especialmente la señal de 21 cm) con modelos teóricos, se puede afinar la comprensión sobre:
- La naturaleza de la materia oscura y las propiedades de sus acumulaciones a pequeña escala.
- Condiciones iniciales de la inflación y sus reflejos en los datos del CMB.
7.2 Lecciones sobre la evolución cósmica
Al estudiar la Edad Oscura, los cosmólogos complementan la descripción integral de la historia del universo:
- El Gran Bang caliente y las fluctuaciones inflacionarias.
- Recombinación y desacoplamiento del CMB.
- Colapso gravitacional de la Edad Oscura que conduce a las primeras estrellas.
- Reionización y formación de galaxias.
- Crecimiento de galaxias y la red de grandes estructuras cósmicas.
Todas estas etapas están conectadas, y al conocer mejor una, se revelan más profundamente las demás.
Conclusión
La Edad Oscura es un período crucial en la evolución del universo, cuando no había luz de estrellas, pero ocurrían activas acumulaciones gravitacionales. Fue entonces cuando la materia comenzó a concentrarse en las primeras estructuras enlazadas y preparó el terreno para el origen de galaxias y cúmulos. Aunque es difícil observar directamente esta época, es fundamental para entender cómo el universo pasó de una distribución uniforme de materia tras la recombinación a un cosmos estructurado que vemos hoy.
El progreso futuro en la cosmología de 21 cm y en tecnologías de observación por radio extremadamente sensibles promete iluminar esta época poco conocida "oscura", mostrando cómo el hidrógeno y helio primordiales se concentraron para finalmente brillar con los primeros destellos de luz — el amanecer cósmico, que permitió la formación de un número incontable de estrellas y galaxias.
Enlaces y lectura adicional
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “Al principio: las primeras fuentes de luz y la reionización del universo.” Physics Reports, 349, 125–238.
- Ciardi, B., & Ferrara, A. (2005). “Las primeras estructuras cósmicas y sus efectos.” Space Science Reviews, 116, 625–705.
- Loeb, A. (2010). ¿Cómo se formaron las primeras estrellas y galaxias? Princeton University Press.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “Cosmología a bajas frecuencias: la transición de 21 cm y el universo de alto corrimiento al rojo.” Physics Reports, 433, 181–301.
- Planck Collaboration. https://www.cosmos.esa.int/web/planck
Según estas investigaciones, la Edad Oscura no es simplemente una pausa vacía, sino un vínculo sumamente importante entre la detalladamente estudiada época del CMB y el universo brillante de estrellas y galaxias — una época cuyas misterios apenas comenzamos a desvelar ahora.