¿Por qué el infrarrojo?

¿Por qué un potente observatorio del infrarrojo es clave para ver las primeras estrellas y galaxias que se formaron en el universo? ¿Por qué queremos ver las primeras estrellas y galaxias que se formaron? Una razón es... ¡porque aún no lo hemos hecho! Los satélites de microondas COBE y WMAP vieron la señal de calor que dejó el Big Bang alrededor de 380.000 años después de que ocurriera. Pero en ese momento no había estrellas ni galaxias. De hecho, el universo era un lugar muy oscuro.

El universo primitivo

Después del Big Bang, el universo era como una sopa caliente de partículas (es decir, protones, neutrones y electrones). Cuando el universo comenzó a enfriarse, los protones y neutrones comenzaron a combinarse y a formar átomos ionizados de hidrógeno (y más adelante, algo de helio). Estos átomos ionizados de hidrógeno y helio atrajeron electrones, y se convirtieron en átomos neutros, lo que permitió que la luz viajara libremente por primera vez, dado que esta luz ya no se dispersaba de los electrones libres. ¡El universo ya no era opaco! Sin embargo, todavía pasaría algún tiempo (tal vez hasta unos cuantos cientos de millones de años después del Big Bang) antes de que las primeras fuentes de luz comenzaran a formarse, poniendo fin a la Edad Oscura cósmica. No se conoce exactamente cómo era la primera luz del universo (es decir, las estrellas que fusionaron los átomos de hidrógeno existentes para convertirlos en más helio), ni exactamente cuándo se formaron estas primeras estrellas. El telescopio espacial James Webb ha sido diseñado para ayudarnos a responder estas preguntas, entre otras.

El desplazamiento de la luz

Imagina la luz saliendo de las primeras estrellas y galaxias hace casi 13.600 millones de años y viajando a través del espacio y el tiempo para llegar a nuestros telescopios. Básicamente, estamos viendo estos objetos como eran cuando la luz salió de ellos por primera vez hace 13.600 millones de años. En el momento en que esta luz nos llega, su color, o longitud de onda, se ha desplazado hacia el rojo, algo que llamamos “desplazamiento al rojo”. ¿Por qué? En este caso particular, cuando hablamos de objetos muy lejanos, se debe a que entra en juego la teoría general de la relatividad de Einstein. Esta teoría nos dice que la expansión del universo significa que el espacio entre los objetos es lo que realmente se estira, haciendo que los objetos (las galaxias) se alejen entre sí. Además, cualquier luz en ese espacio también se estirará, cambiando la longitud de onda de esa luz a longitudes de onda más largas. Esto puede hacer que los objetos lejanos se vean muy tenues (o invisibles) en longitudes de onda de luz visibles, debido a que esa luz nos llega como luz infrarroja.

El desplazamiento al rojo significa que la luz que emiten estas primeras estrellas y galaxias como luz visible o ultravioleta, en realidad se desplaza a longitudes de onda más rojas cuando la vemos aquí y ahora. Para desplazamientos al rojo muy grandes (es decir, los objetos más alejados de nosotros), esa luz visible generalmente se desplaza a la parte del infrarrojo cercano y medio del espectro electromagnético. Por esa razón, para ver las primeras estrellas y galaxias, necesitamos un potente telescopio del infrarrojo cercano y medio, que es exactamente lo que es Webb.

Preguntas clave

Webb aborda varias preguntas clave para ayudarnos a desentrañar la historia de la formación de estructuras en el universo:

• ¿Cuándo y cómo se produjo la reionización?
• ¿Qué fuentes causaron la reionización?
• ¿Cuáles son las primeras galaxias?

El papel de Webb para dar respuesta a estas preguntas

Para hallar las primeras galaxias, Webb está llevando a cabo estudios ultraprofundos del universo en el infrarrojo cercano, así como un seguimiento con espectroscopia de baja resolución y fotometría en el infrarrojo medio (medición de la intensidad de la radiación electromagnética de un objeto astronómico). Para estudiar la reionización, se necesita hacer espectroscopia del infrarrojo cercano de alta resolución.

La Era de la Recombinación

Hasta unos pocos cientos de millones de años después del Big Bang, el universo era un lugar muy oscuro. No había estrellas y no había galaxias.

Después del Big Bang, el universo era como una sopa caliente de partículas (es decir, protones, neutrones y electrones). Cuando el universo comenzó a enfriarse, los protones y neutrones comenzaron a combinarse y a formar átomos ionizados de hidrógeno y deuterio. El deuterio se fusionó aún más para convertirse en helio 4. Estos átomos ionizados de hidrógeno y helio atrajeron electrones convirtiéndolos en átomos neutros. Finalmente, la composición del universo en este punto tenía tres veces más hidrógeno que helio, con solo trazas de otros elementos livianos.

Este proceso de emparejamiento de partículas se denomina “recombinación”, y ocurrió unos 240.000 a 300.000 años después del Big Bang. En este punto, el universo pasó de ser opaco a transparente. Anteriormente, los electrones libres impedían que la luz viajara libremente porque incesantemente la dispersaban. Ahora que los electrones libres estaban unidos a los protones, la luz ya no tenía ningún impedimento. La “Era de la Recombinación” es el punto más primigenio de nuestra historia cósmica al que podemos mirar hacia atrás con cualquier forma de luz. Esto es lo que vemos hoy como el fondo cósmico de microondas mediante satélites como el Explorador del Fondo Cósmico de Microondas y la Sonda Wilkinson de Anisotropía de Microondas (COBE y WMAP, por sus siglas en inglés, respectivamente). Después de esto vendría la Edad Oscura cósmica, un período de tiempo después de que el universo se volviera transparente pero antes de que se formaran las primeras estrellas. Cuando se formaron las primeras estrellas, terminó la Edad Oscura y comenzó la siguiente época de nuestro universo.

La Época de la Reionización

Otro cambio ocurrió después de que las primeras estrellas comenzaron a formarse. La teoría predice que las primeras estrellas eran de 30 a 300 veces más masivas que nuestro Sol y millones de veces más brillantes, y que ardían durante solo unos pocos millones de años antes de explotar como supernovas. La luz ultravioleta energética de estas primeras estrellas fue capaz de separar los átomos de hidrógeno en electrones y protones (o ionizarlos). Esta era, que abarca desde el final de la Edad Oscura hasta cuando el universo tenía alrededor de mil millones de años, se conoce como la “Época de la Reionización”. Se refiere al punto en el que la mayor parte del hidrógeno neutro fue reionizado por la creciente radiación de las primeras estrellas masivas. La reionización es un fenómeno importante en la historia de nuestro universo, ya que presenta uno de los pocos medios por los que podemos estudiar (indirectamente) estas primeras estrellas. Pero los científicos no saben exactamente cuándo se formaron las primeras estrellas y cuándo comenzó este proceso de reionización.

La aparición de estas primeras estrellas marca el final de la “Edad Oscura” en la historia cósmica, un período caracterizado por la ausencia de fuentes discretas de luz. Comprender estas primeras fuentes es fundamental, ya que influyeron en gran medida en la formación de objetos posteriores como las galaxias. Las primeras fuentes de luz actúan como semillas para la formación de objetos más grandes más adelante.

Además, las primeras estrellas que explotaron como supernovas podrían haber colapsado aún más para formar agujeros negros. Los agujeros negros comenzaron a tragar gas y otras estrellas para convertirse en objetos conocidos como “minicuásares”, los cuales crecieron y se fusionaron para convertirse en los enormes agujeros negros que ahora se encuentran en el centro de casi todas las galaxias de gran tamaño.