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Reionización

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 p...

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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 primordial se reionizaran tras el fin de la " edad oscura ". Detectar y estudiar el proceso de reionización es un desafío, pero se han explorado diversas vías. Esta reionización fue impulsada por la formación de las primeras estrellas y galaxias.

Concepto

Cronología esquemática del universo que muestra el lugar que ocupa la reionización en la historia cósmica.

La reionización se refiere a un cambio en el medio intergaláctico, de hidrógeno neutro a iones. El hidrógeno neutro había sido iones en una etapa anterior de la historia del universo; por lo tanto, la conversión de nuevo a iones se denomina reionización . La reionización fue impulsada por fotones energéticos emitidos por las primeras estrellas y galaxias. [ 1 ]

En la línea de tiempo del universo, el hidrógeno neutro se formó originalmente cuando los núcleos de hidrógeno primordiales (protones) se combinaron con electrones. La luz con suficiente energía ioniza el hidrógeno neutro. En sus inicios, la luz era tan densa y energética que los átomos de hidrógeno se reionizaban inmediatamente. A medida que el universo se expandió y se enfrió, la tasa de recombinación de electrones y protones para formar hidrógeno neutro fue mayor que la tasa de ionización . Aproximadamente 379 000 años después del Big Bang ( corrimiento al rojo z  =  1089), esta recombinación dejó la mayor parte de la materia ordinaria en forma de hidrógeno neutro. [ 2 ]

El universo era opaco antes de la recombinación, debido a la dispersión de fotones de todas las longitudes de onda por los electrones libres (y, en menor medida, por los protones libres), pero se volvió cada vez más transparente a medida que más electrones y protones se combinaban para formar átomos de hidrógeno neutro. Si bien los electrones del hidrógeno neutro pueden absorber fotones de algunas longitudes de onda al alcanzar 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. [ 3 ]

El segundo cambio de fase ocurrió una vez que los objetos comenzaron a formarse en el universo temprano emitiendo radiación suficientemente energética como para reionizar el hidrógeno neutro. A medida que estos objetos se formaron y irradiaron energía, el universo volvió a estar compuesto de átomos neutros, para ser nuevamente un plasma ionizado . Esto ocurrió entre 150 millones y mil millones de años después del Big Bang (en un corrimiento al rojo 20  > z > 6) [ 3 ] : 150 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.   

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. [ 4 ]

Etapas

Los modelos teóricos proporcionan una cronología del proceso de reionización. En la primera etapa, cada nueva estrella está rodeada de hidrógeno neutro. La luz emitida por la estrella ioniza el gas que la rodea inmediatamente. Luego, la luz puede extenderse más lejos e ionizar el gas. Los iones pueden recombinarse, compitiendo con el proceso de ionización. El gas ionizado estará caliente y se expandirá, despejando la región alrededor de la estrella. La esfera de gas ionizado se expande hasta que la cantidad de luz de la estrella capaz de causar ionizaciones equilibra la recombinación, un proceso que dura cientos de millones de años. (El tiempo es tan largo que las estrellas mueren antes de que se complete la reionización en su totalidad). En algún momento, la capa de ionización de cada estrella en una galaxia comienza a superponerse y la frontera de ionización se extiende hacia el medio intergaláctico. [ 3 ]

Métodos de detección

Observar épocas tan remotas en la historia del universo plantea algunos desafíos. Sin embargo, existen algunos métodos de observación para estudiar la reionización.

Cuásares y la fosa de Gunn-Peterson

Una forma de estudiar la reionización utiliza los espectros de cuásares distantes . Los cuásares emiten una cantidad extraordinaria de energía, siendo algunos de los objetos más brillantes del universo. Como resultado, algunos cuásares son detectables desde la época de la reionización. Además, los cuásares presentan características espectrales relativamente uniformes, independientemente de su posición en el cielo o distancia de la Tierra . Por lo tanto, se puede inferir que cualquier diferencia importante entre los espectros de los cuásares se deberá a la interacción de su emisión con los átomos a lo largo de la línea de visión. Para longitudes de onda de luz con energías de una de las transiciones de 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 (MIG), la absorción en esas longitudes de onda es altamente probable.

Para los objetos cercanos en el universo, las líneas de absorción espectral son muy nítidas, ya que solo los fotones con la energía precisa para provocar una transición atómica pueden causarla. Sin embargo, las grandes distancias entre los cuásares y los telescopios que los detectan implican que la expansión del universo provoca un notable desplazamiento al rojo de la luz. Esto significa que, a medida que la luz del cuásar viaja a través del medio intergaláctico y se desplaza al rojo, las longitudes de onda que estaban por debajo de la longitud de onda de Lyman alfa se estiran y, en algún momento, serán iguales a la longitud de onda necesaria para la transición de Lyman alfa. Esto implica que, en lugar de mostrar líneas de absorción espectral nítidas, la luz de un cuásar que ha viajado a través de una región extensa y dispersa de hidrógeno neutro mostrará un valle de Gunn-Peterson . [ 5 ]

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 que emitió luz, es posible determinar cuándo terminó la reionización. Los cuásares por debajo de cierto corrimiento al rojo (más cercanos en el espacio y el tiempo) no muestran el valle de Gunn-Peterson (aunque pueden mostrar el bosque Lyman-alfa ), mientras que los cuásares que emitieron luz antes de la reionización sí mostrarán un valle de Gunn-Peterson. En 2001, el Sloan Digital Sky Survey detectó cuatro cuásares con corrimientos al rojo que iban desde z  =  5,82 hasta z  =  6,28. Mientras que los cuásares por encima de z  =  6 mostraron un valle de Gunn-Peterson, lo que indica que el IGM todavía era al menos parcialmente neutro, los que estaban por debajo no lo mostraron, 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 acercaba al final de la reionización en z  =  6. [ 6 ] Esto, a su vez, sugiere que el universo aún debía ser casi completamente neutro en z  >  10. Por otro lado, los largos valles de absorción 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. [ 7 ] [ 8 ]

Anisotropía y polarización del CMB

La anisotropía del fondo cósmico de microondas en diferentes escalas angulares también puede utilizarse para estudiar la reionización. Los fotones experimentan 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 que reduzca suficientemente la densidad de electrones, la luz que compone el CMB experimentará una dispersión de Thomson observable. Esta dispersión dejará su huella en el mapa de anisotropía del CMB , introduciendo anisotropías secundarias (anisotropías introducidas después de la recombinación). [ 9 ] El efecto general es borrar las anisotropías que ocurren en escalas más pequeñas. Si bien las anisotropías en escalas pequeñas se borran, en realidad se introducen anisotropías de polarización debido a la reionización. [ 10 ] Al observar las anisotropías del CMB y compararlas con cómo se verían si no hubiera ocurrido la reionización, se puede determinar la densidad de columna de electrones en el momento de la reionización. Con esto, se puede calcular la edad del universo cuando ocurrió la reionización.

La sonda de anisotropía de microondas Wilkinson permitió realizar esa comparación. Las observaciones iniciales, publicadas en 2003, sugirieron que la reionización tuvo lugar entre 30 > z > 11. [ 11 ] Este rango de corrimiento al rojo estaba en clara discrepancia 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. [ 12 ] 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. [ 13 ]

El parámetro que se suele citar aquí es τ, la "profundidad óptica de la reionización", o bien, z re , el corrimiento al rojo de la reionización, suponiendo que fue un evento instantáneo. Si bien es improbable que esto sea físicamente cierto, ya que es muy probable que la reionización no haya sido 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 abundantemente por galaxias con estrellas jóvenes. [ 14 ] Además, los fotones Lyman alfa interactúan fuertemente con el hidrógeno neutro en el gas intergaláctico a través de la dispersión resonante, donde los átomos neutros en el estado fundamental (n=1) absorben los fotones Lyman alfa y casi inmediatamente los reemiten en una dirección aleatoria. Esto oculta la emisión Lyman alfa de las galaxias que están inmersas en gas neutro. [ 15 ] 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 la ausencia de fuentes Lyman alfa detectables puede indicar regiones neutras. Una clase de experimentos estrechamente relacionada mide la intensidad de la línea Lyman alfa en muestras de galaxias identificadas por otros métodos (principalmente búsquedas de galaxias con discontinuidad de Lyman ). [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]

La primera aplicación de este método se produjo en 2004, cuando existía una fuerte tensión entre el gas neutro tardío indicado por los espectros de cuásares y la reionización temprana sugerida por los resultados del CMB. La detección de galaxias Lyman alfa a un corrimiento al rojo z=6,5 demostró que el gas intergaláctico ya estaba predominantemente ionizado [ 19 ] en un momento anterior al sugerido por los espectros de cuásares. Aplicaciones posteriores del método sugirieron la presencia de gas neutro residual incluso a z=6,5, [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] pero aún indican que la mayor parte del gas intergaláctico estaba ionizado antes de z=7. [ 23 ]

La emisión Lyman alfa puede utilizarse 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 por Lyman alfa debería intensificarse notablemente durante las fases intermedias de la reionización. [ 24 ] Además, se pueden identificar regiones ionizadas específicas mediante la detección de grupos de emisores Lyman alfa. [ 25 ] [ 26 ]

línea de 21 cm

Aunque los datos de los cuásares coinciden aproximadamente con los datos de anisotropía del CMB, aún quedan varias preguntas, especialmente en lo que respecta a las fuentes de energía de la reionización y los efectos y el papel de la formación de estructuras 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 aparece en el hidrógeno neutro, debido a las diferencias de energía entre los estados de espín triplete y espín singlete del electrón y el protón. Esta transición está prohibida , lo que significa que ocurre con extrema rareza. 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, producirán una señal de la línea de 21 cm en ese hidrógeno a través del acoplamiento de Wouthuysen-Field . [ 27 ] [ 28 ] Al estudiar la emisión de la línea de 21 cm, será posible aprender más sobre las primeras estructuras 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 confirmarla. [ 29 ] Varios otros proyectos esperan avanzar en esta área en un futuro cercano, como el Precision Array for Probing the Epoch of Reionization (PAPER), Low Frequency Array (LOFAR), Murchison Widefield Array (MWA), Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT), 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. [ 30 ]

Aunque se han obtenido observaciones que reducen el intervalo durante el cual pudo haber ocurrido la época de reionización, aún se desconoce qué objetos proporcionaron los fotones que reionizaron el medio intergaláctico (MIG). Para ionizar hidrógeno neutro, se requiere una energía superior a 13,6 eV , lo que corresponde a fotones con una longitud de onda de 91,2 nm o menor. Esto se encuentra en la parte ultravioleta del espectro electromagnético , lo que significa que los principales candidatos 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 la fuente, así como su longevidad, ya que los protones y electrones se recombinarán si no se les proporciona energía continuamente 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". [ 31 ] Con estas restricciones, se espera que los cuásares y las estrellas y galaxias de primera generación fueran las principales fuentes de energía. [ 32 ]

Galaxias enanas

Actualmente , las galaxias enanas se consideran la principal fuente de fotones ionizantes durante la época de la reionización. [ 33 ] [ 34 ] En la mayoría de los escenarios, esto requeriría que la pendiente logarítmica de la función de luminosidad UV de la galaxia , a menudo denotada α, fuera más pronunciada que en la actualidad, acercándose a α = -2. [ 33 ] Con la llegada del Telescopio Espacial James Webb (JWST), las restricciones sobre la función de luminosidad UV en la Época de la Reionización se han vuelto comunes, [ 35 ] [ 36 ] lo que permite mejores restricciones sobre 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 del continuo de Lyman (LyC). [ 37 ] [ 38 ] Las galaxias enanas compactas formadoras de estrellas como las GP se consideran excelentes análogos de bajo corrimiento al rojo de los emisores de Lyman-alfa y LyC de alto corrimiento al rojo (LAE y LCE, respectivamente). [ 39 ] En ese momento, solo se conocían otros dos LCE: Haro 11 y Tololo-1247-232 . [ 37 ] [ 38 ] [ 40 ] Encontrar emisores locales de LyC se ha vuelto, por lo tanto, crucial para las teorías sobre el universo temprano y la época de la reionización. [ 37 ] [ 38 ]

Posteriormente, motivados por ello, se han llevado a cabo una serie de estudios utilizando el Telescopio Espacial Hubble.El espectrógrafo de orígenes cósmicos del HST ( HST /COS) para medir directamente el LyC. [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ] Estos esfuerzos culminaron en el Sondeo del continuo Lyman de bajo corrimiento al rojo, [ 47 ] un gran programa del 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 el HST /COS [ 47 ] con fracciones de escape de LyC en cualquier lugar desde ≈ 0 a 88%. Los resultados del Sondeo del continuo Lyman de bajo corrimiento al rojo han proporcionado la base empírica necesaria para identificar y comprender los LCE en la Época de la Reionización. [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] Con nuevas observaciones del JWST , ahora se están estudiando poblaciones de LCE a corrimientos al rojo cosmológicos mayores de 6, lo que permite por primera vez una evaluación detallada y directa de los orígenes de la reionización cósmica. [ 51 ] La combinación de estas grandes muestras de galaxias con nuevas restricciones sobre la función de luminosidad UV indica que las galaxias enanas contribuyen abrumadoramente a la reionización. [ 52 ]

cuásares

Los cuásares , una clase de núcleos galácticos activos (AGN), se consideraban una buena fuente candidata debido a su alta eficiencia en la conversión de masa en energía y a que emiten mucha luz por encima del umbral de ionización del hidrógeno. 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 existieron. No obstante, al observar los cuásares más fácilmente detectables en el universo cercano y asumiendo 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 realizar estimaciones de las poblaciones de cuásares en épocas anteriores. Estos estudios han encontrado que los cuásares no existen en cantidades suficientemente altas como para reionizar el IGM por sí solo, [ 31 ] [ 53 ] diciendo que "solo si el fondo ionizante está dominado por AGN de ​​baja luminosidad puede la función de luminosidad del cuásar proporcionar suficientes fotones ionizantes". [ 54 ]

Población III estrellas

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 además del hidrógeno y el helio fueron cantidades traza 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 tales elementos pesados, por lo que las estrellas de Población III calientes y grandes que formarán supernovas son un posible mecanismo para la reionización. Si bien no se han observado directamente, son consistentes según los modelos que utilizan simulación numérica [ 55 ] y las observaciones actuales. [ 56 ] Una galaxia con lente gravitacional también proporciona evidencia indirecta de estrellas de Población III. [ 57 ] 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, [ 58 ] y son capaces de reionizar hidrógeno por sí mismas en algunos modelos de reionización con funciones de masa inicial razonables . [ 59 ] En consecuencia, las estrellas de Población III se consideran actualmente la fuente de energía más probable para iniciar la reionización del universo, [ 60 ] aunque es probable que otras fuentes hayan tomado el relevo y llevado la reionización a su finalización.

En junio de 2015, los astrónomos informaron sobre la existencia de estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 , a z = 6,60 . Es probable que estas estrellas hayan existido en el universo primitivo (es decir, a un alto corrimiento al rojo) y que hayan iniciado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno , necesarios para la posterior formación de planetas y la vida tal como la conocemos. [ 61 ] [ 62 ]

Véase también

Notas y referencias

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