Reionización
Proceso que provocó que la materia se reionizara al principio de la historia del Universo.
Parte de una serie sobre
Cosmología física
Imagen de cielo completo derivada de nueve años de datos WMAP
Universo primitivo
Antecedentes
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Fases de la reionización

En los campos de la teoría del Big Bang y la cosmología , la reionización es el proceso que provocó que los átomos eléctricamente neutros del universo se reionizaran después del transcurso de la " edad oscura ".

La reionización es la segunda de las dos principales transiciones de fase del gas en el universo [ cita requerida ] (la primera es la recombinación ). Si bien la mayoría de la materia bariónica en el universo se encuentra en forma de hidrógeno y helio , la reionización generalmente se refiere estrictamente a la reionización del hidrógeno , el elemento.

Se cree que el helio primordial también experimentó un cambio de fase de reionización similar, pero en una época posterior en la historia del universo. [1] Esto suele llamarse "reionización del helio".

Fondo

Línea de tiempo esquemática del universo, que representa el lugar de la reionización en la historia cósmica.

El primer cambio de fase del hidrógeno en el universo fue la recombinación , que ocurrió en un corrimiento al rojo z  = 1089 (379.000 años después del Big Bang), debido al enfriamiento del universo hasta el punto en que la tasa de recombinación de electrones y protones para formar hidrógeno neutro era mayor que la tasa de reionización . [ cita requerida ] El universo era opaco antes de la recombinación, debido a la dispersión de fotones de todas las longitudes de onda de los electrones libres (y protones libres, en un grado significativamente menor), pero se volvió cada vez más transparente a medida que más electrones y protones se combinaban para formar átomos de hidrógeno neutro. Mientras que los electrones del hidrógeno neutro pueden absorber fotones de algunas longitudes de onda al elevarse a un estado excitado , un universo lleno de hidrógeno neutro será relativamente opaco solo en esas pocas longitudes de onda. La luz restante podría viajar libremente y convertirse en la radiación cósmica de fondo de microondas . La única otra luz en este punto sería proporcionada por esos átomos de hidrógeno excitados, marcando el comienzo de una era llamada la Edad Oscura del universo.

El segundo cambio de fase se produjo cuando las nubes de gas comenzaron a condensarse en el universo primitivo y eran lo suficientemente energéticas como para reionizar el hidrógeno neutro. A medida que estos objetos se formaban e irradiaban energía, el universo volvió a estar compuesto de átomos neutros y volvió a ser un plasma ionizado . Esto ocurrió entre 150 millones y mil millones de años después del Big Bang (con un corrimiento al rojo de 20 >  z  > 6). [ cita requerida ] En ese momento, sin embargo, la materia se había difundido por la expansión del universo y las interacciones de dispersión de fotones y electrones eran mucho menos frecuentes que antes de la recombinación electrón-protón. Por lo tanto, el universo estaba lleno de hidrógeno ionizado de baja densidad y permaneció transparente, como es el caso hoy.

Métodos de detección

Mirar hacia atrás en la historia del universo plantea algunos desafíos observacionales. Sin embargo, existen algunos métodos observacionales para estudiar la reionización.

Los cuásares y la fosa de Gunn-Peterson

Un medio para estudiar la reionización utiliza los espectros de cuásares distantes . Los cuásares liberan una cantidad extraordinaria de energía, siendo uno de los objetos más brillantes del universo. Como resultado, algunos cuásares son detectables desde tiempos tan remotos como la época de la reionización. Los cuásares también tienen características espectrales relativamente uniformes, independientemente de su posición en el cielo o la distancia de la Tierra . Por lo tanto, se puede inferir que cualquier diferencia importante entre los espectros de los cuásares será causada por la interacción de su emisión con átomos a lo largo de la línea de visión. Para longitudes de onda de luz en las energías de una de las transiciones Lyman del hidrógeno, la sección transversal de dispersión es grande, lo que significa que incluso para niveles bajos de hidrógeno neutro en el medio intergaláctico (IGM), la absorción en esas longitudes de onda es muy probable.

En el caso de los objetos cercanos en el universo, las líneas de absorción espectral son muy nítidas, ya que sólo los fotones con energías suficientes para provocar una transición atómica pueden provocar dicha transición. Sin embargo, las distancias entre los cuásares y los telescopios que los detectan son grandes, lo que significa que la expansión del universo hace que la luz experimente un desplazamiento al rojo notable. Esto significa que, a medida que la luz del cuásar viaja a través del IGM y se desplaza al rojo, las longitudes de onda que habían estado por debajo del límite Lyman Alpha se estiran y, en efecto, comenzarán a llenar la banda de absorción Lyman. Esto significa que, en lugar de mostrar líneas de absorción espectral nítidas, la luz de un cuásar que ha viajado a través de una región grande y extendida de hidrógeno neutro mostrará una depresión de Gunn-Peterson . [2]

El corrimiento al rojo de un cuásar en particular proporciona información temporal sobre la reionización. Dado que el corrimiento al rojo de un objeto corresponde al momento en el que emitió la luz, es posible determinar cuándo terminó la reionización. Los cuásares por debajo de un cierto corrimiento al rojo (más cercanos en el espacio y el tiempo) no muestran la depresión de Gunn-Peterson (aunque pueden mostrar el bosque Lyman-alfa ), mientras que los cuásares que emiten luz antes de la reionización presentarán una depresión de Gunn-Peterson. En 2001, el Sloan Digital Sky Survey detectó cuatro cuásares con corrimientos al rojo que oscilaban entre z  = 5,82 y z  = 6,28. Mientras que los cuásares por encima de z  = 6 mostraron una depresión de Gunn-Peterson, lo que indica que el IGM todavía era al menos parcialmente neutro, los que estaban por debajo no lo hicieron, lo que significa que el hidrógeno estaba ionizado. Como se espera que la reionización ocurra en escalas de tiempo relativamente cortas, los resultados sugieren que el universo se estaba acercando al final de la reionización en z  = 6. [3] Esto, a su vez, sugiere que el universo todavía debe haber sido casi completamente neutral en z  > 10. Por otro lado, los valles de absorción largos que persisten hasta z < 5,5 en los bosques Lyman-alfa y Lyman-beta sugieren que la reionización potencialmente se extiende más allá de z  = 6. [4] [5]

Anisotropía y polarización del CMB

La anisotropía del fondo cósmico de microondas en diferentes escalas angulares también se puede utilizar para estudiar la reionización. Los fotones sufren dispersión cuando hay electrones libres presentes, en un proceso conocido como dispersión de Thomson . Sin embargo, a medida que el universo se expande, la densidad de electrones libres disminuirá y la dispersión ocurrirá con menos frecuencia. En el período durante y después de la reionización, pero antes de que se haya producido una expansión significativa para reducir suficientemente la densidad de electrones, la luz que compone el CMB experimentará una dispersión de Thomson observable. Esta dispersión dejará su marca en el mapa de anisotropía del CMB , introduciendo anisotropías secundarias (anisotropías introducidas después de la recombinación). [6] El efecto general es borrar las anisotropías que ocurren en escalas más pequeñas. Mientras que las anisotropías en escalas pequeñas se borran, las anisotropías de polarización en realidad se introducen debido a la reionización. [7] Observando las anisotropías del CMB observadas y comparándolas con su aspecto si no se hubiera producido la reionización, se puede determinar la densidad de la columna electrónica en el momento de la reionización. Con esto, se puede calcular la edad del universo cuando se produjo la reionización.

La sonda de anisotropía de microondas Wilkinson permitió realizar esa comparación. Las observaciones iniciales, publicadas en 2003, sugirieron que la reionización se produjo entre 30 >  z  > 11. [8] Este rango de corrimiento al rojo estaba en claro desacuerdo con los resultados del estudio de los espectros de cuásares. Sin embargo, los datos de WMAP de tres años arrojaron un resultado diferente, con la reionización comenzando en z  = 11 y el universo ionizado en z  = 7. [9] Esto concuerda mucho mejor con los datos de cuásares.

Los resultados de 2018 de la misión Planck arrojan un corrimiento al rojo de reionización instantáneo de z = 7,68 ± 0,79. [10]

El parámetro que se suele citar aquí es τ, la "profundidad óptica de la reionización", o alternativamente, z re , el corrimiento al rojo de la reionización, suponiendo que se trató de un evento instantáneo. Si bien es poco probable que esto sea físico, ya que es muy probable que la reionización no fuera instantánea, z re proporciona una estimación del corrimiento al rojo medio de la reionización.

Emisión alfa de Lyman

La luz Lyman alfa de las galaxias ofrece un conjunto de herramientas complementarias para estudiar la reionización. La línea Lyman alfa es la transición de n=2 a n=1 del hidrógeno neutro, y puede ser producida copiosamente por galaxias con estrellas jóvenes. [11] Además, los fotones Lyman alfa interactúan fuertemente con el hidrógeno neutro en el gas intergaláctico a través de la dispersión resonante, en la que los átomos neutros en el estado fundamental (n=1) absorben fotones Lyman alfa y casi inmediatamente los reemiten en una dirección aleatoria. Esto oscurece la emisión Lyman alfa de las galaxias que están incrustadas en gas neutro. [12] Por lo tanto, los experimentos para encontrar galaxias por su luz Lyman alfa pueden indicar el estado de ionización del gas circundante. Una densidad promedio de galaxias con emisión Lyman alfa detectable significa que el gas circundante debe estar ionizado; mientras que una ausencia de fuentes Lyman alfa detectables puede indicar regiones neutrales. Una clase de experimentos estrechamente relacionada mide la fuerza de la línea alfa de Lyman en muestras de galaxias identificadas por otros métodos (principalmente búsquedas de galaxias por ruptura de Lyman ). [13] [14] [15]

La primera aplicación de este método se produjo en 2004, cuando la tensión entre el gas neutro tardío indicado por los espectros de cuásares y la reionización temprana sugerida por los resultados del CMB era fuerte. La detección de galaxias Lyman alfa en un corrimiento al rojo z=6,5 demostró que el gas intergaláctico ya estaba predominantemente ionizado [16] en un momento anterior al sugerido por los espectros de cuásares. Aplicaciones posteriores del método sugirieron algún gas neutro residual tan recientemente como z=6,5, [17] [18] [19] pero aún indican que la mayoría del gas intergaláctico estaba ionizado antes de z=7. [20]

La emisión de Lyman alfa se puede utilizar de otras maneras para investigar más a fondo la reionización. La teoría sugiere que la reionización fue irregular, lo que significa que la agrupación de muestras seleccionadas de Lyman alfa debería estar fuertemente potenciada durante las fases intermedias de la reionización. [21] Además, se pueden identificar regiones ionizadas específicas identificando grupos de emisores de Lyman alfa. [22] [23]

Línea de 21 cm

Incluso con los datos del cuásar aproximadamente de acuerdo con los datos de anisotropía del CMB, todavía hay una serie de preguntas, especialmente relacionadas con las fuentes de energía de la reionización y los efectos y el papel de la formación de la estructura durante la reionización. La línea de 21 cm en el hidrógeno es potencialmente un medio para estudiar este período, así como las "edades oscuras" que precedieron a la reionización. La línea de 21 cm se produce en el hidrógeno neutro, debido a las diferencias de energía entre los estados de triplete de espín y singlete de espín del electrón y el protón. Esta transición está prohibida , lo que significa que ocurre extremadamente raramente. La transición también depende en gran medida de la temperatura , lo que significa que a medida que los objetos se forman en las "edades oscuras" y emiten fotones Lyman-alfa que son absorbidos y reemitidos por el hidrógeno neutro circundante, producirá una señal de línea de 21 cm en ese hidrógeno a través del acoplamiento de Wouthuysen-Field . [24] [25] Al estudiar la emisión de la línea de 21 cm, será posible aprender más sobre las estructuras tempranas que se formaron. Las observaciones del Experimento para Detectar la Firma de la Época Global de Reionización (EDGES) apuntan a una señal de esta era, aunque se necesitarán observaciones de seguimiento para confirmarlo. [26] Varios otros proyectos esperan avanzar en esta área en el futuro cercano, como el Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), el Low Frequency Array (LOFAR), el Murchison Widefield Array (MWA), el Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), el Mapper of the IGM Spin Temperature (MIST), la misión Dark Ages Radio Explorer (DARE) y el Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages (LEDA).

Fuentes de energía

Los astrónomos esperan utilizar observaciones como esta imagen del Telescopio Espacial Hubble de 2018 para responder a la pregunta de cómo se reionizó el Universo. [27]

Aunque se han realizado observaciones que reducen la ventana durante la cual podría haber tenido lugar la época de reionización, aún no se sabe con certeza qué objetos proporcionaron los fotones que reionizaron el IGM. Para ionizar hidrógeno neutro, se requiere una energía mayor de 13,6 eV , que corresponde a fotones con una longitud de onda de 91,2 nm o más corta. Esto se encuentra en la parte ultravioleta del espectro electromagnético , lo que significa que los candidatos principales son todas las fuentes que producen una cantidad significativa de energía en el ultravioleta y por encima de él. También debe considerarse la cantidad de fuentes, así como su longevidad, ya que los protones y electrones se recombinarán si no se les proporciona energía de forma continua para mantenerlos separados. En conjunto, el parámetro crítico para cualquier fuente considerada puede resumirse como su "tasa de emisión de fotones ionizantes de hidrógeno por unidad de volumen cosmológico". [28] Con estas restricciones, se espera que los cuásares y las estrellas y galaxias de primera generación fueran las principales fuentes de energía. [29]

Galaxias enanas

En la actualidad, se considera que las galaxias enanas son la fuente principal de fotones ionizantes durante la época de reionización. [30] [31] Para la mayoría de los escenarios, esto requeriría que la pendiente logarítmica de la función de luminosidad de la galaxia UV , a menudo denotada α, fuera más pronunciada de lo que es hoy, acercándose a α = -2. [30] Con la llegada del telescopio espacial James Webb (JWST), las restricciones en la función de luminosidad UV en la época de reionización se han vuelto comunes, [32] [33] lo que permite mejores restricciones en la población débil y de baja masa de galaxias.

En 2014, dos estudios separados identificaron dos galaxias Green Pea (GP) como posibles candidatas a emisoras de Lyman Continuum (LyC). [34] [35] Las galaxias enanas compactas formadoras de estrellas como las GP se consideran excelentes análogas de bajo corrimiento al rojo de los emisores Lyman-alfa y LyC de alto corrimiento al rojo (LAE y LCE, respectivamente). [36] En ese momento, solo se conocían otras dos LCE: Haro 11 y Tololo-1247-232 . [34] [35] [37] Por lo tanto, encontrar emisores locales de LyC se ha vuelto crucial para las teorías sobre el universo temprano y la época de la reionización. [34] [35]

Posteriormente, motivados, se han llevado a cabo una serie de estudios utilizando el Espectrógrafo de Orígenes Cósmicos del Telescopio Espacial Hubble ( HST /COS) para medir el LyC directamente. [38] [39] [40] [41] [42] [43] Estos esfuerzos culminaron en el Low-redshift Lyman Continuum Survey, [44] un gran programa HST /COS que casi triplicó el número de mediciones directas del LyC de galaxias enanas. Hasta la fecha, se han confirmado al menos 50 LCE utilizando HST /COS [44] con fracciones de escape de LyC de entre ≈ 0 y 88%. Los resultados del Low-redshift Lyman Continuum Survey han proporcionado la base empírica necesaria para identificar y comprender los LCE en la época de reionización. [45] [46] [47] Con nuevas observaciones del JWST , ahora se están estudiando poblaciones de LCE en corrimientos al rojo cosmológicos mayores que 6, lo que permite por primera vez una evaluación detallada y directa de los orígenes de la reionización cósmica. [48] La combinación de estas grandes muestras de galaxias con nuevas restricciones en la función de luminosidad UV indica que las galaxias enanas contribuyen abrumadoramente a la reionización. [49]

Cuásares

Los cuásares , una clase de núcleos galácticos activos (AGN), se consideraron una buena fuente candidata porque son muy eficientes en la conversión de masa en energía y emiten una gran cantidad de luz por encima del umbral para el hidrógeno ionizante. Sin embargo, se desconoce cuántos cuásares existían antes de la reionización. Solo se pueden detectar los cuásares más brillantes presentes durante la reionización, lo que significa que no hay información directa sobre los cuásares más tenues que existían. Sin embargo, al observar los cuásares más fáciles de observar en el universo cercano, y suponiendo que la función de luminosidad (número de cuásares en función de la luminosidad ) durante la reionización será aproximadamente la misma que la actual, es posible hacer estimaciones de las poblaciones de cuásares en épocas anteriores. Estos estudios han descubierto que los cuásares no existen en cantidades suficientemente altas como para reionizar el IGM solo, [28] [50] diciendo que "solo si el fondo ionizante está dominado por AGN de ​​baja luminosidad la función de luminosidad del cuásar puede proporcionar suficientes fotones ionizantes". [51]

Estrellas de población III

Imagen simulada de las primeras estrellas, 400 millones de años después del Big Bang.

Las estrellas de Población III fueron las primeras estrellas, que no tenían elementos más masivos que el hidrógeno o el helio . Durante la nucleosíntesis del Big Bang , los únicos elementos que se formaron aparte del hidrógeno y el helio fueron trazas de litio . Sin embargo, los espectros de cuásares han revelado la presencia de elementos pesados ​​​​en el medio intergaláctico en una era temprana. Las explosiones de supernovas producen elementos tan pesados, por lo que las estrellas de Población III grandes y calientes que formarán supernovas son un posible mecanismo de reionización. Si bien no se han observado directamente, son consistentes según los modelos que utilizan simulación numérica [52] y las observaciones actuales. [53] Una galaxia con lente gravitacional también proporciona evidencia indirecta de estrellas de Población III. [54] Incluso sin observaciones directas de estrellas de Población III, son una fuente convincente. Son ionizadores más eficientes y efectivos que las estrellas de Población II, ya que emiten más fotones ionizantes, [55] y son capaces de reionizar hidrógeno por sí mismas en algunos modelos de reionización con funciones de masa inicial razonables . [56] Como consecuencia, actualmente se considera que las estrellas de la Población III son la fuente de energía más probable para iniciar la reionización del universo, [57] aunque es posible que otras fuentes hayan tomado el control y hayan impulsado la reionización hasta su finalización.

En junio de 2015, los astrónomos informaron de la existencia de estrellas de la Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6,60 . Es probable que dichas estrellas hayan existido en el universo muy temprano (es decir, en un alto corrimiento al rojo) y que hayan iniciado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno que son necesarios para la posterior formación de planetas y la vida tal como la conocemos. [58] [59]

Véase también

Notas y referencias

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