Cuando el Universo era ciego: la larga noche antes de las primeras estrellas

¿Qué son las edades oscuras del Universo?

Un período de oscuridad cósmica

Tras el Big Bang (modelo cosmológico que describe el origen del Universo a partir de un estado extremadamente caliente y denso), el Universo atravesó un período extraordinario conocido como las edades oscuras. Esta era se extiende aproximadamente entre 380 000 años y 400 millones de años después del Big Bang, es decir, entre unos 13 800 millones y 13 400 millones de años antes de hoy. Durante esta larga noche cósmica, aún no existían estrellas, galaxias ni fuentes de luz visible. El Universo estaba sumido en una oscuridad casi total, poblado únicamente por una vasta niebla de hidrógeno y helio neutros.

Un desafío para la cosmología moderna

El término "oscuras" no solo se refiere a la ausencia de luz visible: también refleja la opacidad de esta época a nuestros instrumentos de observación. Comprender lo que sucedió durante estos 400 millones de años constituye uno de los mayores desafíos de la cosmología moderna. ¿Qué testigos dejó este período? ¿Cómo logran los astrofísicos sondear esta oscuridad primordial?

El contexto: de la recombinación al silencio estelar

La recombinación: un punto de inflexión cósmico

Unos 380 000 años después del Big Bang se produjo un evento fundacional: la recombinación (proceso por el cual los protones y los electrones se combinaron para formar los primeros átomos neutros de hidrógeno). Hasta entonces, el Universo era tan caliente y denso que la materia existía en forma de plasma: los electrones y los protones se movían libremente, haciendo que el espacio fuera opaco a los fotones. Cuando la temperatura cayó por debajo de los 3 000 kelvins, los electrones fueron capturados por los protones para formar átomos neutros de hidrógeno. El Universo se volvió repentinamente transparente, y los fotones pudieron propagarse libremente por el espacio.

El fondo cósmico de microondas: una memoria fósil

Esta radiación liberada durante la recombinación es hoy detectable bajo el nombre de fondo cósmico de microondas (radiación electromagnética residual del Big Bang, observable en microondas a una temperatura de 2,725 K). Su cartografiado por los satélites COBE (1992), WMAP (2001-2010) y sobre todo Planck (2009-2013) ha permitido reconstruir con notable precisión el estado del Universo en esta época primordial. Pero tras este instante de claridad inicial, el Universo se sumió en el silencio y la oscuridad.

Un Universo sin estrellas: la física de las edades oscuras

El lento crecimiento de las estructuras

Tras la recombinación, la materia bariónica (hidrógeno y helio neutros) comenzó a agruparse bajo el efecto de la gravedad en las ínfimas sobredensidades reveladas por el CMB. Estas fluctuaciones de densidad, del orden de \(10^{-5}\) en relación con la densidad media, constituían los gérmenes de las futuras estructuras cósmicas: filamentos, cúmulos y galaxias.

La espera de la fusión nuclear

Sin embargo, este proceso de condensación gravitacional era extremadamente lento. Se necesitaron varios cientos de millones de años para que estas nubes de gas alcanzaran una densidad y temperatura suficientes para iniciar la fusión nuclear (reacción nuclear por la cual núcleos ligeros se fusionan para formar núcleos más pesados liberando energía) y dar origen a las primeras estrellas. Durante todo este tiempo, el Universo permaneció sumido en la oscuridad.

Los parámetros clave del período

La física de este período está gobernada por algunos parámetros clave. La temperatura del gas cósmico disminuía según la relación \(T \propto (1+z)\), donde \(z\) denota el redshift (corrimiento al rojo de un espectro luminoso debido a la expansión del Universo, utilizado como medida de distancia y tiempo cósmico) cosmológico. Paralelamente, la materia oscura (materia que no emite ni absorbe luz pero cuya presencia se detecta por sus efectos gravitacionales) desempeñaba un papel estructurante esencial: sus halos gravitacionales proporcionaban los pozos de potencial en los que la materia bariónica colapsaría para formar las primeras estructuras.

Las primeras estrellas: el fin de las tinieblas

Las estrellas de población III

Las primeras estrellas, llamadas estrellas de población III, se formaron ya entre 100 y 200 millones de años después del Big Bang, marcando el inicio del fin de las edades oscuras. Su radiación ultravioleta comenzó gradualmente a ionizar el hidrógeno neutro circundante, iniciando la reionización que se extendió hasta unos 1 000 millones de años después del Big Bang. Estos astros primordiales eran probablemente muy masivos, del orden de 100 a 1 000 masas solares, porque la ausencia de metales (elementos más pesados que el helio) en el gas primordial impedía el enfriamiento eficiente necesario para la formación de estrellas de baja masa.

Los modelos teóricos de la primera generación estelar

Los trabajos teóricos de Volker Bromm (nacido en 1972) y Richard Larson (1937-2024) contribuyeron en gran medida a modelar la formación de estas primeras estrellas en los halos de materia oscura. Estas estrellas emitieron intensas radiaciones ultravioleta capaces de ionizar el hidrógeno neutro circundante, desencadenando un proceso fundamental: la reionización (proceso cosmológico por el cual la radiación de las primeras estrellas y galaxias reionizó el hidrógeno neutro del Universo).

La reionización: el fin oficial de las edades oscuras

La reionización constituye oficialmente el fin de las edades oscuras. Se desarrolló progresivamente entre unos 150 millones de años y 1 000 millones de años después del Big Bang. Las burbujas de hidrógeno ionizado alrededor de las primeras fuentes luminosas crecieron y se fusionaron hasta que todo el Universo fue reionizado, volviéndose nuevamente transparente a los fotones ultravioleta.

Los testigos del Universo invisible

La señal de 21 cm del hidrógeno neutro

¿Cómo sondear una época que es por definición oscura? Los astrofísicos disponen de varios trazadores indirectos que constituyen otras tantas ventanas a las edades oscuras.

El primero y más directo es la señal de 21 cm (señal de radio de 21 cm emitida por el hidrógeno neutro durante el cambio de spin de su electrón) del hidrógeno neutro. Cuando el electrón de un átomo de hidrógeno invierte su spin con respecto al protón, emite un fotón de longitud de onda de 21 centímetros. Esta señal, desplazada al rojo por la expansión cósmica, podría en principio revelar la distribución del hidrógeno neutro durante las edades oscuras. Instrumentos como el radiotelescopio HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array) y el futuro SKA (Square Kilometre Array) están específicamente diseñados para detectar esta señal.

Los estallidos de rayos gamma: faros cósmicos

La segunda ventana la proporcionan los estallidos de rayos gamma lejanos (estallidos luminosos extremadamente intensos y breves procedentes de galaxias lejanas, asociados al colapso de estrellas masivas) (GRBs, Gamma-Ray Bursts). Algunos de estos eventos, detectados a redshifts superiores a 6, permiten sondear la composición y el estado de ionización del gas intergaláctico atravesado por su luz. Actúan como faros cósmicos que iluminan brevemente las edades oscuras.

El telescopio James Webb: una ventana directa

Por último, el telescopio espacial James Webb, operativo desde 2022, ha abierto una tercera vía al detectar directamente algunas de las galaxias más antiguas jamás observadas, algunas formadas menos de 300 millones de años después del Big Bang. Estas observaciones directas permiten restringir los modelos de formación de las primeras estructuras y de la reionización con una precisión sin precedentes.

Cronología de las edades oscuras y la reionización

Esta tabla resume las principales etapas de la evolución cósmica desde la recombinación hasta el fin de la reionización, con los redshifts asociados, los eventos clave, los testigos observables y los instrumentos utilizados para sondear este período.

N.B.:
Los valores de redshift indicados son estimaciones de los modelos cosmológicos estándar (\(\Lambda\)CDM). Las incertidumbres siguen siendo significativas para los primeros cientos de millones de años, y las observaciones directas en estos redshifts extremos siguen estando en la frontera de las capacidades instrumentales actuales. La correspondencia entre edad y redshift depende de los parámetros cosmológicos adoptados, en particular la constante de Hubble \(H_0\). Hacia z ~ 100, la radiación fósil, al desplazarse hacia el infrarrojo y luego las microondas, sale del dominio visible: el Universo entra entonces en una oscuridad total que durará hasta el encendido de las primeras estrellas.

La materia oscura: arquitecto invisible de las edades oscuras

Un período de organización silenciosa

Aunque las edades oscuras están por definición desprovistas de luz visible, no fueron por ello un período de inactividad cósmica. La materia oscura, que representa aproximadamente el 27 % de la densidad-energía del Universo, seguía organizando silenciosamente la estructura cósmica.

El crecimiento jerárquico de los halos

Según el modelo jerárquico de formación de estructuras, pequeños halos de materia oscura se formaron primero, y luego se fusionaron progresivamente para constituir estructuras cada vez más masivas. Este proceso denominado crecimiento jerárquico (formación de las grandes estructuras cósmicas por acreción y fusión sucesiva de halos de materia oscura, de los más pequeños a los más grandes) fue completamente impulsado por la gravedad, sin ninguna emisión luminosa.

Las simulaciones cosmológicas

Las simulaciones cosmológicas a gran escala, como el proyecto Millennium Simulation dirigido por Volker Springel (nacido en 1970) y sus colaboradores, o el proyecto IllustrisTNG, muestran que los filamentos y los nodos de la red cósmica (red de filamentos de materia oscura y gas que conectan los cúmulos de galaxias a escala del Universo observable) ya se estaban organizando durante las edades oscuras. Estas estructuras forman el esqueleto invisible sobre el que se edificaría, mucho más tarde, la vasta red de galaxias que observamos hoy.

La señal de 21 cm: la próxima frontera de la observación

El desafío observacional de la señal de 21 cm

La detección directa de la señal de 21 cm del hidrógeno neutro representa hoy el desafío observacional más ambicioso de la cosmología. En 2018, la colaboración EDGES (Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature) anunció la detección de una señal de 21 cm con una amplitud dos veces superior a las predicciones teóricas, centrada alrededor de 78 MHz, correspondiente a un redshift \(z \approx 17\), es decir, unos 180 millones de años después del Big Bang.

La controversia EDGES

Esta anomalía suscitó una viva controversia en el seno de la comunidad científica. Algunos teóricos, entre ellos Rennan Barkana (nacido en 1972), propusieron que este exceso podría traicionar una interacción entre la materia oscura y los bariones, lo que constituiría una primera firma observacional directa de la materia oscura. Otros investigadores atribuyeron la anomalía a efectos instrumentales o a primeros planos galácticos mal sustraídos. La cuestión sigue abierta y es objeto de un intenso trabajo experimental y teórico.

El futuro Square Kilometre Array

Sea cual sea el resultado de este debate, la cartografía tridimensional del hidrógeno neutro durante las edades oscuras representa un objetivo científico de primer plano para las próximas décadas. El futuro Square Kilometre Array (SKA), cuyas primeras observaciones científicas se esperan hacia 2030, está diseñado para afrontar este desafío.

Las edades oscuras en el contexto de la historia cósmica

Una perspectiva temporal

Las edades oscuras se inscriben en una cronología cósmica que permite medir su lugar en la historia del Universo. Si comprimimos los 13 800 millones de años del Universo en un solo año civil, las edades oscuras se extienden desde el 1 de enero hasta los primeros días de febrero. El Sol y el sistema solar no aparecen hasta septiembre, y la humanidad surge en los últimos segundos del 31 de diciembre. Esta perspectiva subraya cómo las edades oscuras constituyen un capítulo fundamental de la historia cósmica.

El efecto Gunn-Peterson: una confirmación observacional

James Gunn (nacido en 1938) y Bruce Peterson (nacido en 1942) predijeron ya en 1965 que el espectro de los quásares lejanos debería presentar una absorción completa en el ultravioleta si el hidrógeno intergaláctico era neutro: esto es lo que se llama el efecto Gunn-Peterson. Su detección en 2001 por Robert Becker y sus colaboradores en los datos del Sloan Digital Sky Survey, en quásares a \(z \approx 6,3\), aportó la confirmación observacional directa de que la reionización estaba completada en esa época.

Hacia una cosmología de las edades oscuras

Las preguntas fundamentales

La comprensión de las edades oscuras es inseparable de la comprensión de la naturaleza de la materia oscura y la energía oscura, los dos componentes dominantes del Universo. ¿Cómo se formaron los halos de materia oscura? ¿Cuál es la masa mínima de las primeras estrellas? ¿Cuál fue la cronología precisa de la reionización? Estas preguntas siguen parcialmente abiertas y constituyen ejes de investigación activos.

Las sorpresas del telescopio James Webb

Lejos de cerrar el debate, el telescopio espacial James Webb ha reabierto la cuestión de las edades oscuras: al detectar galaxias demasiado brillantes, demasiado pronto, sugiere que el amanecer cósmico fue más temprano y más tumultuoso de lo que nuestros modelos habían anticipado.