29 Jun ¿Cómo se volvió el Universo transparente a la luz?
Damos por sentado que el Universo es transparente a la luz, y que la luz de los objetos distantes puede viajar sin obstáculos a través del espacio antes de llegar a nuestros ojos, pero no siempre fue así. Entonces, ¿cómo se volvió el Universo transparente a la luz?.
Hay dos formas en que podemos evitar que la luz se propague en línea recta hasta llegar a nuestros ojos:
- Llenar el Universo de electrones libres no ligados: Los electrones terminarán dispersando a los fotones, haciendo que la luz rebote en direcciones aleatorias.
- Llenar el Universo con átomos neutros que puedan agruparse entre sí: De esta manera, la luz terminará siendo bloqueada por esta agrupación de materia, de la misma manera que la mayoría de los objetos sólidos son opacos a la luz.
Nuestro Universo hace ambas cosas y no se volverá transparente hasta que se superen ambos obstáculos.
Átomos neutros vs. Iones
Un átomo es neutro cuando no tiene carga neta, es decir, cuando las cargas positivas y negativas en su interior se igualan o cancelan. Esto es lo mismo que decir que tiene el mismo número de protones (carga positiva) que electrones (carga negativa).
Al contrario, cuando un átomo o molécula tiene carga neta, decimos que es un ion: Si la carga neta del ion es positiva, se denomina catión y si es negativa, anión.
Entonces, decimos que un átomo neutro se ha ionizado cuando pierde uno o más electrones, para convertirse en un ion con carga positiva (catión) o gana uno o más electrones, para convertirse en un ion con carga negativa (anión).
Índice de contenido
El Plasma Universal
En las primeras etapas del Universo, los átomos que componen todo lo que conocemos no estaban unidos en configuraciones neutras, transparentes a la luz, sino que estaban ionizados formando lo que llamamos un plasma.
Cuando la luz viaja a través de un plasma lo suficientemente denso, termina siendo dispersada por los electrones libres y siendo absorbida y re-emitida en una variedad de direcciones impredecibles.
Mientras haya suficientes electrones libres, los fotones que fluyen a través del Universo continuarán siendo expulsados en direcciones al azar.
Durante estas primeras etapas se produjo un «tira y afloja»: Este plasma estaba formado por electrones y núcleos atómicos, y era energéticamente favorable a que terminasen uniéndose, creando átomos neutros.
Ocasionalmente, incluso en estos primeros tiempos, los átomos neutros hicieron exactamente eso, y, sin embargo, los fotones en el plasma aún eran lo suficientemente energéticos como para dividir estos átomos una vez más.
Una expansión muy conveniente
Sin embargo, a medida que el Universo se expandía, no solo se volvió menos denso, sino que las partículas dentro de él se volvieron menos energéticas. Debido a que es la propia estructura del espacio-tiempo la que se está expandiendo, esto afecta a cada fotón que viaja a través de ese espacio-tiempo.
Y puesto que la energía de un fotón está determinada por su longitud de onda, a medida que su longitud de onda se estira, el fotón se desplaza hacia energías más bajas (desplazamiento hacia el rojo).
Al final, es solo cuestión de tiempo que todos los fotones en el Universo caigan por debajo de un umbral de energía crítico: la energía requerida para que un fotón pueda sacar a un electrón de los átomos individuales que existen en el Universo primitivo.
Se necesitaron cientos de miles de años después del Big Bang para que los fotones perdiesen suficiente energía como para hacer posible la formación de átomos neutros.
Muchos eventos cósmicos ocurrieron durante este tiempo:
- Los primeros isótopos inestables se desintegraron radiactivamente.
- La materia se volvió más importante energéticamente que la radiación.
- La gravedad comienzó a atraer la materia formando cúmulos, a medida que las semillas de estructura comienzan a crecer.
A medida que los fotones se desplazaban cada vez más hacia el rojo, apareció otra barrera para la creación de átomos neutros: los fotones emitidos por los átomos cuando los electrones se unieron a los protones por primera vez.
Un balance neto nulo
Cada vez que un electrón se une con éxito a un núcleo atómico, pasan dos cosas:
- El átomo emite un fotón ultravioleta, porque las transiciones atómicas siempre caen en cascada en los niveles de energía de una manera predecible.
- El átomo es bombardeado por otras partículas, incluidos los miles de millones de fotones que existen por cada electrón en el Universo.
Cada vez que se forma un átomo neutro estable, se emite un fotón ultravioleta. Estos fotones luego continúan, en línea recta, hasta que se encuentran con otro átomo neutro, que luego terminan ionizando.
Así pues, no hay una adición neta de átomos neutros a través de este mecanismo y, por lo tanto, el Universo no puede volverse transparente a la luz solo a través de este camino.
Un efecto raro y prodigioso
Pero hay otro efecto que entra en juego que resulta extremadamente raro y prodigioso, teniendo en cuenta la enormidad de átomos que existen en el Universo y los más de 100.000 años que se necesitan para que finalmente puedan volverse neutros de manera estable.
La mayoría de las veces, en un átomo de hidrógeno, cuando hay un electrón ocupando el primer estado excitado, simplemente cae al estado de menor energía, emitiendo un fotón ultravioleta de una energía específica: un fotón Lyman alfa (transición desde n=2 a n=1 con emisión de un fotón de 121,6 nm)
Pero aproximadamente 1 vez en 100 millones de transiciones, la caída ocurrirá a través de un camino diferente, emitiendo en su lugar dos fotones de menor energía. Esto se conoce como decaimiento o transición de dos fotones, y es el principal responsable de que el Universo se vuelva neutro.
Cuando el átomo emite un solo fotón, casi siempre choca con otro átomo de hidrógeno, excitándolo y provocando su re-ionización. Pero cuando el átomo emite dos fotones, es extraordinariamente improbable que ambos golpeen un átomo al mismo tiempo, lo que significa que se obtiene un átomo neutro adicional.
Esta transición de dos fotones, aunque rara, es el proceso por el cual se forman por primera vez los átomos neutros. Este proceso nos lleva de un Universo caliente lleno de plasma a un Universo casi igualmente caliente, pero lleno de átomos 100% neutros.
Un Universo transparente al fin… ¿O no?
Aunque decimos que el Universo formó estos átomos neutros 380.000 años después del Big Bang, en realidad fue un proceso lento y gradual que tardó unos 100.000 años, a ambos lados de esa cifra, en completarse. Una vez que los átomos son todos neutros, nada impide ya que la luz del Big Bang se disperse.
Este es el origen del Fondo Cósmico de Microondas (CMB), que marca la primera vez que el Universo se hizo transparente a la luz.
Los fotones sobrantes del Big Bang, ahora de longitud de onda larga y baja energía, finalmente pudieron viajar libremente a través del Universo. Con los electrones libres desaparecidos, unidos en átomos estables y neutros, los fotones no tienen ya nada que los detenga o los frene.
Pero los átomos neutros, que ahora estaban ya en todas partes, nos guardaban una desagradable sorpresa: Si bien han hecho posible que el Universo sea transparente a los fotones de baja energía como el CMB, estos átomos neutros ahora empiezan a agruparse formando nubes moleculares, polvo y acumulaciones de gas.
Aún seguimos a oscuras
Los átomos neutros en estas configuraciones pueden ser transparentes a la luz de baja energía, pero absorben la luz de mayor energía, como la emitida por las estrellas.
Cuando todos los átomos en el Universo son ya neutros, hacen un trabajo sorprendentemente bueno bloqueando la luz de las estrellas.
La misma configuración tan esperada que necesitábamos para hacer transparente el Universo, ahora lo vuelve opaco a los fotones de una longitud de onda diferente: la luz ultravioleta, óptica e infrarroja cercana producida por las estrellas.
Para que el Universo sea transparente a este otro tipo de luz, necesitaremos re-ionizar estos átomos neutros.
Esto significa que necesitamos suficiente luz de alta energía para expulsar los electrones de los átomos a los que están unidos, lo que requiere una fuente intensa de emisión ultravioleta.
Las primeras galaxias al rescate
En otras palabras, el Universo necesita formar suficientes estrellas para re-ionizar con éxito los átomos neutros que contiene, haciendo que el tenue medio intergaláctico de baja densidad sea transparente a la luz de las estrellas.
Vemos esto incluso en nuestra propia galaxia: el centro galáctico no se puede ver en luz visible. El plano galáctico es rico en polvo y gas neutros, que son muy eficientes bloqueando la luz visible y ultravioleta de mayor energía, pero no así la luz infrarroja, que los atraviesa. Esto explica por qué los átomos neutros no absorben el fondo cósmico de microondas, pero sí la luz de las estrellas.
Afortunadamente, las primeras estrellas pueden ser decenas, cientos o incluso miles de veces más masivas que nuestro propio Sol gracias a su baja metalicidad, lo que significa que pueden alcanzar temperaturas superficiales de decenas de miles de grados y luminosidades millones de veces la de nuestro Sol.
Estos gigantes son la mayor amenaza para los átomos neutros repartidos por todo el Universo.
Algo empieza a cambiar
Las primeras estrellas empiezan a hacer una pequeña mella en el gas neutro, pero los primeros cúmulos de estrellas son pequeños y de corta duración. Durante los primeros cientos de millones de años de nuestro Universo, todas las estrellas que se forman apenas pueden hacer mella en la cantidad de materia del Universo que permanece neutra.
Pero esto comienza a cambiar cuando los primeros cúmulos estelares se fusionan, formando las primeras galaxias, unos 500 millones después del Big Bang.
A medida que grandes cúmulos de gas, estrellas y otras materias se fusionan, desencadenan un tremendo estallido de formación de estrellas, iluminando el Universo como nunca antes.
Según va pasando el tiempo, una serie de fenómenos ocurren a la vez:
- Las regiones con las mayores agrupaciones de materia atraen aún más estrellas tempranas y cúmulos de estrellas hacia ellas.
- Las regiones que aún no han formado estrellas pueden comenzar a hacerlo.
- Las regiones donde se forman las primeras galaxias atraen a otras galaxias jóvenes.
Todo lo cual sirve para aumentar la tasa general de formación de estrellas.
¡Y al fin se hizo la luz!
Si tuviéramos que mapear el Universo en este momento, lo que veríamos es que la tasa de formación de estrellas aumenta a un ritmo relativamente constante durante los primeros miles de millones de años de existencia del Universo.
En algunas regiones favorables, suficiente materia se ioniza lo suficientemente pronto como para que podamos ver a través del Universo antes de que la mayoría de las regiones se re-ionicen. En otros, en cambio, puede tomar hasta dos o tres mil millones de años para que la última materia neutra desaparezca.
Si trazásemos un mapa de la materia neutra del Universo desde el comienzo del Big Bang, encontraríamos que comienza a hacer la transición a materia ionizada en grupos.
Pero también encontraríamos que termina tardando cientos de millones de años en desaparecer en su mayor parte y lo hace de manera desigual, preferentemente a lo largo de las ubicaciones más densas de la red cósmica.
En promedio, se necesitaron 550 millones de años desde el inicio del Big Bang para re-ionizar el Universo y que se volviese transparente a la luz de las estrellas. Vemos esto al observar quásares muy distantes, que continúan mostrando las características de absorción que solo causa la materia intermedia neutra.
Pero la re-ionización no ocurre en todas partes a la vez; llega a completarse en diferentes momentos, en diferentes direcciones y en diferentes lugares. El Universo es desigual, al igual que las estrellas, las galaxias y los cúmulos de materia que se forman dentro de él.
La incomprendida era intermedia
El Universo se volvió transparente a la luz que quedó del Big Bang cuando tenía aproximadamente 380.000 años, y permaneció transparente a la luz de longitud de onda larga a partir de entonces.
Pero fue solo cuando el Universo alcanzó los 500 millones de años de edad que se volvió completamente transparente a la luz de las estrellas, y algunos lugares experimentaron la transparencia antes y otros la experimentaron más tarde.
El Telescopio Espacial James Webb finalmente nos abrirá los ojos a como era el Universo durante esta era intermedia, donde era transparente al brillo del Big Bang (Fondo Cósmico de Microondas o CMB), pero todavía no a la luz de las estrellas, y podremos aprender cómo evolucionó el Universo durante estas edades oscuras y poco comprendidas.
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