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Reionización

Fases de la reionización

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

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

Se cree que el helio primordial también experimentó la misma fase de cambios de reionización, pero en diferentes momentos de la historia del universo. Esto suele denominarse 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 se produjo con un corrimiento al rojo z  = 1089 (379.000 años después del Big Bang), debido al enfriamiento del universo hasta el punto en que la velocidad de recombinación de electrones y protones para formar El hidrógeno neutro fue mayor que la tasa de reionización . [ cita necesaria ] 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 neutros. Si bien los electrones del hidrógeno neutro pueden absorber fotones de algunas longitudes de onda elevándose a un estado excitado , un universo lleno de hidrógeno neutro será relativamente opaco sólo en esas longitudes de onda absorbidas, pero transparente en la mayor parte del espectro. La Edad Oscura del universo comienza en ese punto, porque no había más fuentes de luz que la radiación cósmica de fondo que se desplazaba gradualmente hacia el rojo.

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

Métodos de detección

Mirar hacia atrás hasta ahora en la historia del universo presenta algunos desafíos de observación. Sin embargo, existen algunos métodos de observación para estudiar la reionización.

Cuásares y la depresión de Gunn-Peterson

Una forma de estudiar la reionización utiliza los espectros de quásares distantes . Los cuásares liberan una extraordinaria cantidad de energía y se encuentran entre los objetos más brillantes del universo. Como resultado, algunos quásares son detectables desde la época de la reionización. Los cuásares también tienen características espectrales relativamente uniformes, independientemente de su posición en el cielo o de la distancia a la Tierra . Por tanto, se puede inferir que cualquier diferencia importante entre los espectros de los cuásares será causada por la interacción de su emisión con los átomos a lo largo de la línea de visión. Para longitudes de onda de luz en las 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 (IGM), la absorción en esas longitudes de onda es muy probable.

Para los objetos cercanos en el universo, las líneas de absorción espectral son muy nítidas, ya que sólo los fotones con energías suficientes para causar una transición atómica pueden causar esa transición. Sin embargo, las distancias entre los quásares y los telescopios que los detectan son grandes, lo que significa que la expansión del universo provoca que la luz experimente un notable corrimiento al rojo. Esto significa que a medida que la luz del cuásar viaja a través del IGM y se desplaza hacia el rojo, las longitudes de onda que habían estado por debajo del límite de Lyman Alpha se estiran y, de hecho, comenzarán a llenar la banda de absorción de 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 . [1]

El corrimiento al rojo de un cuásar particular proporciona información temporal sobre la reionización. Dado que el corrimiento al rojo de un objeto corresponde al momento en que emitió la luz, es posible determinar cuándo terminó la reionización. Los cuásares por debajo de un cierto corrimiento al rojo (más cerca en el espacio y el tiempo) no muestran la vaguada de Gunn-Peterson (aunque pueden mostrar el bosque de Lyman-alfa ), mientras que los cuásares que emiten luz antes de la reionización presentarán una vaguada 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. [2] Esto, a su vez, sugiere que el universo aún debe haber sido casi completamente neutral 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 se extiende potencialmente más allá de z  = 6. [3] [4]

Anisotropía y polarización de CMB.

La anisotropía del fondo cósmico de microondas en diferentes escalas angulares también puede utilizarse para estudiar la reionización. Los fotones se dispersan cuando hay electrones libres presentes, en un proceso conocido como dispersión de Thomson . Sin embargo, a medida que el universo se expanda, la densidad de los electrones libres disminuirá y la dispersión se producirá con menos frecuencia. En el período durante y después de la reionización, pero antes de que se produjera una expansión significativa para reducir suficientemente la densidad electrónica, 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 tras la recombinación). [5] El efecto general es borrar las anisotropías que ocurren en escalas más pequeñas. Si bien se borran las anisotropías a pequeña escala, en realidad se introducen anisotropías de polarización debido a la reionización. [6] Al observar las anisotropías de CMB observadas y compararlas con cómo se verían si no se hubiera producido la reionización, se puede determinar la densidad de la columna de electrones 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 tuvo lugar en 30 >  z  > 11. [7] Este rango de corrimiento al rojo estaba en claro desacuerdo con los resultados del estudio de los espectros de los cuásares. Sin embargo, los datos WMAP de tres años arrojaron un resultado diferente, con la reionización comenzando en z  = 11 y el universo ionizado en z  = 7. [8] Esto concuerda mucho mejor con los datos del cuásar.

Los resultados de 2018 de la misión Planck arrojan un corrimiento al rojo de reionización instantáneo de z = 7,68 ± 0,79. [9]

El parámetro que normalmente se cita aquí es τ, la "profundidad óptica hasta la reionización" o, alternativamente, zre , el corrimiento al rojo de la reionización, suponiendo que se trate de un evento instantáneo. Si bien es poco probable que esto sea físico, ya que la reionización probablemente no fue instantánea, z re proporciona una estimación del corrimiento al rojo medio de la reionización.

línea de 21 cm

Incluso con los datos del cuásar más o menos de acuerdo con los datos de anisotropía del CMB, todavía hay una serie de preguntas, especialmente en relación con 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 se produce en hidrógeno neutro, debido a las diferencias de energía entre los estados de espín triplete y singlete del electrón y el protón. Esta transición está prohibida , lo que significa que ocurre muy raramente. La transición también depende en gran medida de la temperatura , lo que significa que a medida que los objetos se forman en la "edad oscura" 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 de Acoplamiento Wouthuysen-Campo . [10] [11] Al estudiar la emisión de líneas de 21 cm, será posible aprender más sobre las primeras estructuras que se formaron. Las observaciones del Experimento para detectar la época global de firma de reionización (EDGES) apuntan a una señal de esta era, aunque se necesitarán observaciones de seguimiento para confirmarla. [12] Varios otros proyectos esperan avanzar en esta área en un futuro próximo, como 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 Experimento de gran apertura para detectar la Edad Oscura (LEDA).

Fuentes de energia

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. [13]

Si bien se han realizado observaciones que reducen la ventana durante la cual podría haber tenido lugar la época de reionización, aún no está claro qué objetos proporcionaron los fotones que reionizaron el IGM. Para ionizar el hidrógeno neutro se requiere una energía superior a 13,6 eV , que corresponde a fotones con una longitud de onda de 91,2 nm o menos. 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 superiores. También se debe considerar el número de la fuente, así como la longevidad, ya que los protones y los electrones se recombinarán si no se les proporciona energía continuamente para mantenerlos separados. En conjunto, el parámetro crítico para cualquier fuente considerada se puede resumir como su "tasa de emisión de fotones ionizantes de hidrógeno por unidad de volumen cosmológico". [14] Con estas limitaciones, se esperaba que los quásares y las estrellas y galaxias de primera generación fueran las principales fuentes de energía. [15]

Galaxias enanas

Actualmente se considera que las galaxias enanas son la principal fuente de fotones ionizantes durante la época de reionización. [16] [17] Para la mayoría de los escenarios, esto requeriría que la pendiente logarítmica de la función de luminosidad de la galaxia UV , a menudo denotada como α, fuera más pronunciada de lo que es hoy, acercándose a α = -2. [16] Con la llegada del Telescopio Espacial James Webb (JWST), las limitaciones en la función de luminosidad UV en la Época de la Reionización se han vuelto comunes, [18] [19] permitiendo mejores limitaciones en la población débil y de baja masa de galaxias.

En 2014, dos estudios separados identificaron dos galaxias Green Pea (GP) como posibles candidatas emisoras de Lyman Continuum (LyC). [20] [21] Las galaxias enanas compactas con formación 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). [22] En ese momento, sólo se conocían otros dos LCE: Haro 11 y Tololo-1247-232 . [20] [21] [23] Encontrar emisores locales de LyC se ha vuelto crucial para las teorías sobre el universo temprano y la época de reionización. [20] [21]

Posteriormente, motivados, se llevaron a cabo una serie de estudios utilizando el espectrógrafo de orígenes cósmicos ( HST /COS) del telescopio espacial Hubble para medir el LyC directamente. [24] [25] [26] [27] [28] [29] Estos esfuerzos culminaron en la Encuesta Lyman Continuum de bajo corrimiento al rojo, [30] un gran programa HST /COS que casi triplicó el número de mediciones directas de LyC. de galaxias enanas. Hasta la fecha, se han confirmado al menos 50 LCE utilizando HST /COS [30] con fracciones de escape de LyC entre ≈ 0 y 88%. Los resultados de la encuesta Lyman Continuum de bajo corrimiento al rojo han proporcionado la base empírica necesaria para identificar y comprender los LCE en la época de la reionización. [31] [32] [33] Con nuevas observaciones de JWST , ahora se están estudiando poblaciones de LCE con corrimientos al rojo cosmológicos superiores a 6, lo que permite por primera vez una evaluación detallada y directa de los orígenes de la reionización cósmica. [34] La combinación de estas grandes muestras de galaxias con nuevas limitaciones en la función de luminosidad UV indica que las galaxias enanas contribuyen abrumadoramente a la reionización. [35]

Cuásares

Los cuásares , una clase de núcleos galácticos activos (AGN), se consideraron una buena fuente candidata porque son muy eficientes para convertir masa en energía y emiten una gran cantidad de luz por encima del umbral para ionizar el hidrógeno. Sin embargo, se desconoce cuántos quásares existían antes de la reionización. Sólo se pueden detectar los quásares más brillantes presentes durante la reionización, lo que significa que no hay información directa sobre los quásares más tenues que existieron. Sin embargo, al observar los quásares más fácilmente observables en el universo cercano, y suponiendo que la función de luminosidad (número de quásares en función de la luminosidad ) durante la reionización será aproximadamente la misma que hoy, es posible hacer estimaciones de las poblaciones de cuásares en épocas anteriores. Dichos estudios han encontrado que los quásares no existen en cantidades suficientes para reionizar el IGM solo, [14] [36] diciendo que "sólo si el fondo ionizante está dominado por AGN de ​​baja luminosidad puede la función de luminosidad del quásar proporcionar suficientes fotones ionizantes. " [37]

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 los 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 grandes y calientes de Población III 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 [38] y las observaciones actuales. [39] Una galaxia con lentes gravitacionales también proporciona evidencia indirecta de estrellas de Población III. [40] Incluso sin observaciones directas de las 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, [41] y son capaces de reionizar hidrógeno por sí solos en algunos modelos de reionización con funciones de masa iniciales razonables . [42] Como consecuencia, las estrellas de Población III se consideran actualmente la fuente de energía más probable para iniciar la reionización del universo, [43] aunque es probable que otras fuentes hayan asumido el control e impulsado la reionización hasta su finalización.

En junio de 2015, los astrónomos informaron evidencia de estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6,60 . Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo temprano (es decir, con un alto corrimiento al rojo) y pueden haber iniciado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno , necesarios para la posterior formación de planetas y de la vida tal como la conocemos. [44] [45]

Ver también

notas y referencias

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