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Época de Reionización

La Época de Reionización (EOR) se refiere al período en la historia del universo durante el cual el medio intergaláctico predominantemente neutral fue ionizado por el surgimiento de las primeras fuentes luminosas. Estas fuentes pueden haber sido estrellas, galaxias, quásares o alguna combinación de los anteriores. Al estudiar la reionización, podemos aprender mucho sobre el proceso de formación de estructuras en el universo y encontrar los vínculos evolutivos entre la distribución de materia notablemente suave en los primeros tiempos revelados por los estudios de CMB y el universo altamente estructurado de galaxias y cúmulos de galaxias. a los desplazamientos al rojo de 6 y por debajo. El demodulador de baja frecuencia está diseñado para proporcionar información detallada sobre las condiciones en el medio intergaláctico durante e inmediatamente antes del EOR.

El siguiente diagrama proporciona una buena representación gráfica de la historia del universo y el lugar donde se encuentra la época de la reionización en la imagen general. Después del Big Bang, el Universo era una sopa caliente, pero rápidamente refrescante de partículas fundamentales. Después de unos pocos cientos de miles de años, las cosas se enfriaron lo suficiente como para que los protones y los electrones pudieran combinarse para formar hidrógeno neutro. Este fue un evento bastante repentino, y permitió que el brillo térmico del plasma de la bola de fuego, tal como existía inmediatamente antes del evento de formación de hidrógeno, se irradiara por todo el universo sin las interacciones constantes con las partículas cargadas del plasma ahora ausente. Este resplandor, desplazado al rojo por un factor de aproximadamente 1100, es lo que ahora observamos como el Fondo de Microondas Cósmico (CMB) en todas las direcciones.

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A medida que avanzaba el colapso de las estructuras, se desarrollaron variaciones de temperatura. Gradualmente, la radiación energética emitida por las primeras fuentes causó el calentamiento local y luego la ionización del hidrógeno en el Universo. Comenzaría con “burbujas” de plasma ionizado que rodean las fuentes más energéticas. A medida que las burbujas crecieron y se hicieron más numerosas, posiblemente comenzaron a superponerse, y más y más del medio neutro quedó expuesto a la fuerte radiación ionizante, que viaja sin obstáculos a través de las regiones ionizadas. La fase final de la reionización del Universo pudo haber ocurrido rápidamente. Tan pronto como la mayor parte del Universo fue reionizada, la luz en muchas longitudes de onda pudo escapar de las galaxias y quásares primitivos, revelando el Universo distante que vemos hoy con telescopios ópticos e infrarrojos.Después de que el Universo se volvió neutral, se volvió inobservable en gran parte del espectro electromagnético. Cualquier radiación de longitud de onda corta que pudiera haber sido emitida fue absorbida rápidamente por el gas atómico, y comenzó un largo intervalo conocido como la Edad Oscura. Lentamente, el colapso gravitatorio de las regiones sobrecargadas, las mismas regiones que podemos ver en la huella de CMB de tiempos anteriores, condujo a la formación de una estructura cada vez más pronunciada en el medio neutro y, finalmente, las primeras estrellas, galaxias y quásares comenzaron a formarse. El mecanismo exacto y la naturaleza de esta formación, pobremente constreñidos por la observación, es un tema de mucha investigación y gran importancia. Sabemos cómo se veía el Universo en el momento de la CMB, y sabemos cómo se ve ahora, pero ¿cómo pasó de uno a otro?

La reionización se completó aproximadamente mil millones de años después del Big Bang, lo que corresponde a un desplazamiento al rojo de aproximadamente 6,5. Antes de ese tiempo, las observaciones se hacen rápidamente más difíciles. En general, uno debe esperar encontrar objetos aislados, muy luminosos, cuya radiación de una forma u otra consiga llegar a nosotros a través de un medio cada vez más neutral. Quizás la mejor esperanza para una investigación más general y completa de estas épocas tempranas es la línea de transición hiperfina de 21 cm de hidrógeno neutro, desplazada al rojo a frecuencias por debajo de 200 MHz. Las observaciones sensibles de emisión y absorción en esta línea pueden sondear profundamente en las épocas de recalentamiento y reionización, y brindarnos una vista detallada de la densidad, temperatura y campo de velocidad del material. Obtendríamos una vista, no solo de objetos luminosos aislados y del material que se encuentra frente a ellos, Pero de grandes volúmenes del Universo en los desplazamientos al rojo objetivo. Dicha visión produciría un tesoro de información a partir de la cual deducir la historia temprana de la formación de la estructura y el origen de las estrellas, galaxias, cúmulos y quásares que vemos hoy.

Fuente:  MIT Haystack Observatory

info@haystack.mit.edu