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Leyendo la época de Reionización

Título: Constraining the neutral fraction of hydrogen in the IGM at redshift 7.5
Autores: Austin Hoag, Maruša Bradač, Kuang-Han Huang, et al.
Institución del primer autor: University of California, Los Angeles
Estado: Libre acceso en arXive
Astrobite original: Reading the Epic of Reionization por Caitlin Doughty

La épca de reionización (EdR) se refiere a un periodo de tiempo en la historia del Universo en el que el hidrógeno, el cual hoy en día constituye la mayor parte de la materia bariónica en el Universo, cambiaba de ser neutro a ser casi completamente ionizado (Figura 1). Esta transición ocurrió a través de un proceso bastante intuitivo. En la historia temprana del Universo, en la que todavía no habían estrellas o galaxias que produjeran luz, no habían fotones energéticos que arrancaran a los electrones que se encontraban orbitando el núcleo de los átomos de hidrógeno. Sin embargo, una vez que las estrellas y las galaxias comenzaron a formarse, se dio un incremento en la cantidad de dichos fotones, y cuando el Universo tuvo aproximadamente mil millones de años, cerca del 100% de los átomos de hidrógeno ya habían sido ionizados.

Figura 1. Línea temporal de la historia del Universo mostrando la EdR. El término “redshift” (corrimiento al rojo) en el eje X se refiere al enrojecimiento de la luz desde su color de reposo como resultado del movimiento relativo entre la fuente emisora y el observador. Este también se escribe como “z”. Crédito: NAOJ

Estudiar la reionización presenta un rompecabezas interesante para los astrónomos porque conocemos el punto de partida (casi todo el hidrógeno es neutro) y el punto final (casi todo el hidrógeno está ionizado), pero tenemos poca idea del camino que el Universo tomó en su travesía. ¿La reionización comenzó temprano o tarde en la historia del Universo? ¿Progresó rápida o lentamente? ¿Cuándo fue que las variadas fuentes de fotones ionizantes (cuasares, cúmulos de galaxias, estrellas de Población III, etc.) se volvieron lo suficientemente abundantes como para tener un efecto significativo en la transición?

Una razón por la que estas preguntas aparentemente básicas siguen abiertas es porque los astrónomos estudian principalmente la luz, y el hidrógeno neutro es famoso por absorber montones de ésta. De hecho, cualquier fotón con longitud de onda menor a 912 Angstroms, el límite de Lyman, será absorbido por el hidrógeno atómico. Efectivamente, el hidrógeno neutro que define la EdR evita que pueda ser estudiado. Esto ha forzado a los astrónomos a buscar estrategias alternativas para estudiar este periodo de tiempo.

El artículo de hoy cubre la estrategia de un equipo para medir la fracción de hidrógeno neutro, un valor que se utiliza para caracterizar la cantidad de hidrógeno neutro con respecto a la cantidad total de hidrógeno. Si esta fracción equivale a uno, entonces todo el hidrógeno en el Universo es neutro. Si es igual a cero, entonces todo el hidrógeno en el Universo se encuentra ionizado. Mientras más alta es la fracción de hidrógeno neutro, mediciones más profundas de la EdR estaremos observando.

Métodos

La investigación detallada en el artículo de hoy se basa en una combinación de observaciones y simulaciones de reionización. Primero, los autores observan el brillo de galaxias débiles bien situadas dentro de la EdR. Segundo, los autores utilizan una simulación de reionización para modelar cómo es que la fracción neutra afecta el brillo observado de las galaxias. Tercero y último paso, realizan un análisis estadístico comparando los brillos observados y modelados para encontrar la fracción neutra al corrimiento al rojo de las galaxias observadas.

Figure 2: Una de las observaciones utilizadas en el artículo de hoy, mostrando el contorno de la lente gravitacional modelada (línea naranja) y la posición de las galaxias que se quieren observar. Figura 2 del artículo original.

Para obtener su muestra de galaxias débiles, los autores utilizaron MOSFIRE para observar varios cúmulos de galaxias grandes con el objetivo de observar la luz amplificada (o lenteada) gravitacionalmente de galaxias distantes (Figura 2). Un resultado colateral de la relatividad general, las lentes gravitacionales son ocasionadas por objetos masivos como un cúmulo de galaxias que curva el espacio. Este efecto de curvatura enfoca y amplifica la luz de objetos que se encuentran por detrás de la lente, amplificando la débil luz de las galaxias de fondo y haciéndolos fáciles de detectar. Para distinguir la galaxia amplificada en sus datos, los autores mapean la distribución de brillo de estas galaxias a una longitud de onda particular, llamada Lyman alpha (Lyα). Usar Lyα es importante tanto porque puede ser increíblemente brillante a grandes distancias, y porque la transmisión de fotones Lyα a través del espacio está severamente afectada por la presencia de hidrógeno neutro.

Utilizando sus observaciones y la transmisión Lyα de las simulaciones, los autores utilizan un análisis estadistico Bayesiano para inferir la fracción de hidrógeno neutro contemporánea a sus galaxias emisoras de Lyα observadas. Al añadir sus mediciones de Lyα observada y las correspondientes luminosidades ultravioleta de las galaxias en el modelo, encuentran que lo más probable es que la facción de hidrógeno neutro a un corrimiento al rojo de z=7.6 sea de 0.88. En otras palabras, cuando el Universo apenas tenía 700 millones de años, su hidrógeno era 88% neutro. Este resultado es indicador de un escenario de reionización rápido y tardío, comparado con algunas teorías y simulaciones en las que la reionización llega a estos niveles a corrimientos al rojo mucho mayores.

Figura 3: La fracción promedio de hidrógeno neutro obtenida en distintos estudios; la leyenda indica el método utilizado para encontrar los valores. Los resultados del artículo de hoy se indican con una estrella roja, localizados marcadamente por encima de la mayoría de las otras mediciones. Figura 12 en el artículo original.

 

La conclusión de época

Este descubrimiento es un resultado especialmente importante dado que la fracción neutra está fuertemente sesgada hacia el ambiente en el que origina las observaciones, y la mayoría de las observaciones de la EdR son de objetos inusualmente luminosos. Por ejemplo, observaciones previas del espectro de cuasares a corrimientos al rojo similares han sugerido fracciones neutras mucho menores (ver por ejemplo “QSO damping wings” en la Figura 3). Discrepancias como estas pueden dar pie a que el cuasar mismo esté contribuyendo a los fotones ionizantes hacia la reionización, decrementando la fracción neutra local. La elección de los autores de observar galaxias débiles, que con mucho más comunes que los cuasares, puede estar identificando preferencialmente una región más representativa del cielo, y por lo tanto dando una mejor estimación de la fracción neutral global. Existen una multitud de métodos que se están utilizando para medir la fracción de hidrógeno neutro durante la época de reionización, y cada uno de ellos es crucial para el entendimiento de la historia temprana del Universo. El artículo de hoy demuestra la aplicación de una herramienta poderosa que puede incluirse al arsenal a alto corrimiento al rojo.

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