Lumina: una simulación para reconstruir cómo se iluminó el universo

Durante los primeros cientos de millones de años de su historia, el universo fue un lugar muy distinto del que conocemos hoy. No existían todavía las galaxias tal como las observamos, y el espacio estaba poblado principalmente por un gas de hidrógeno y helio. A medida que se formaron las primeras estrellas, su radiación comenzó a transformar aquel entorno. El hidrógeno, que hasta entonces era mayoritariamente neutro, empezó a perder sus electrones. Mucho después, una nueva generación de fuentes luminosas provocó una transformación semejante en el helio.

Reconstruir cómo se produjeron estos cambios, cuánto duraron y qué objetos los impulsaron constituye uno de los grandes retos de la cosmología. Ahora, el proyecto Lumina ofrece una nueva herramienta para abordar esas preguntas. Sus responsables han desarrollado una simulación que sigue conjuntamente la evolución de las galaxias, los agujeros negros y el gas que llena el espacio intergaláctico. El resultado permite estudiar dos grandes episodios de la historia cósmica: la reionización del hidrógeno y la del helio.

De un universo opaco a otro cada vez más transparente

Para entender la importancia de Lumina, conviene retroceder hasta los primeros capítulos de la historia del universo.

Tras el Big Bang, la materia se encontraba en un estado extremadamente caliente y denso. Los electrones no podían permanecer unidos a los núcleos atómicos, de modo que la materia formaba un plasma. Con la expansión cósmica, la temperatura fue disminuyendo hasta que, unos 380.000 años después del comienzo, los electrones pudieron combinarse con los núcleos y formar átomos, principalmente de hidrógeno y helio.

A partir de entonces, la luz pudo viajar por el espacio con mucha mayor libertad (una explicación con más detalle en La inflación y el fondo de microondas cósmico). Sin embargo, todavía faltaban las estrellas y galaxias que acabarían iluminando el universo. Durante un largo periodo, conocido como la edad oscura cósmica, la materia se fue agrupando bajo la acción de la gravedad hasta dar lugar a las primeras estructuras capaces de producir luz.

Las estrellas jóvenes emitían abundante radiación ultravioleta. Cuando esta radiación alcanzaba el gas circundante, podía arrancar electrones de los átomos de hidrógeno. Este proceso se denomina ionización: el átomo pierde su neutralidad eléctrica. La reionización fue la transformación a gran escala por la que el gas intergaláctico pasó a estar dominado por hidrógeno ionizado.

No sucedió de golpe. Alrededor de las primeras fuentes luminosas aparecieron regiones ionizadas que fueron creciendo y fusionándose, como burbujas que se expanden en un medio inicialmente más opaco. Por eso, la reionización se entiende hoy como un proceso prolongado y desigual, condicionado por la distribución de las galaxias y por las propiedades del gas que las rodeaba. El Observatorio Europeo Austral ha empleado precisamente esta imagen de las burbujas para explicar cómo la radiación de las galaxias jóvenes fue haciendo más transparente el universo.

Pero el hidrógeno no fue el único protagonista.

Dos elementos, dos momentos de la historia cósmica

El helio también experimentó una transformación importante, aunque sus tiempos y sus responsables fueron diferentes. En particular, la reionización del helio que estudia Lumina consiste en arrancar el segundo electrón de los átomos de helio que ya habían perdido el primero.

Para conseguirlo hace falta una radiación más energética que la necesaria para ionizar el hidrógeno. Las estrellas pueden producir fotones capaces de ionizar este último, pero su radiación habitual no basta para explicar de forma eficiente la reionización del helio a gran escala.

Aquí entran en escena los núcleos galácticos activos, regiones centrales de algunas galaxias cuya enorme luminosidad se debe, en gran medida, a la materia que cae hacia un agujero negro supermasivo. Cuando ese material se calienta y emite radiación de alta energía, puede modificar las propiedades del gas situado a enormes distancias.

Estos objetos, entre ellos los cuásares, desempeñan un papel fundamental en la segunda fase que estudia Lumina. La simulación permite seguir cómo sus emisiones se propagan por el medio intergaláctico y cómo las regiones afectadas por ellas crecen con el tiempo.

Una reconstrucción cósmica de dimensiones extraordinarias

El principal avance de Lumina es metodológico. No se limita a calcular dónde se encuentran las galaxias ni a estimar por separado cuánta radiación producen. Combina la evolución de la materia, el movimiento del gas, la formación de estrellas y agujeros negros y el transporte de la radiación que estos objetos emiten.

Para hacerlo, el equipo ha simulado un volumen cúbico de 500 megapársecs de lado en distancias comóviles, una forma de medir las dimensiones del universo descontando el efecto de su expansión. El cálculo utiliza 6.000³ elementos de resolución para la materia oscura y otros tantos para la materia ordinaria. La simulación incluye así miles de millones de elementos numéricos y permite abarcar una región suficientemente extensa como para representar tanto las galaxias comunes como los cuásares más raros y luminosos.

Esta escala importa por una razón sencilla: no basta con estudiar una pequeña región del universo para entender un fenómeno que depende de fuentes distribuidas de forma desigual. Una zona con muchos cuásares puede experimentar una evolución diferente de otra en la que escaseen. Al ampliar el volumen, Lumina reduce el riesgo de extraer conclusiones generales a partir de un entorno poco representativo.

El modelo combina herramientas de simulación de la formación de galaxias con un sistema de transporte de radiación acelerado mediante procesadores gráficos. De este modo, sigue la evolución del gas y de la luz en un mismo cálculo, en lugar de tratar la radiación como un añadido posterior. No reproduce cada estrella individual ni resuelve todos los procesos internos de una galaxia: algunos fenómenos se representan mediante modelos físicos aproximados. Su fortaleza reside en integrar numerosas piezas en una reconstrucción común.

El hidrógeno se ionizó más tarde de lo que podría sugerir una imagen simplificada

Uno de los resultados principales es que la reionización del hidrógeno fue un proceso tardío y prolongado, impulsado sobre todo por las estrellas.

Según Lumina, la región mediana de las subdivisiones analizadas de la simulación queda completamente ionizada alrededor de un desplazamiento al rojo de 5,2. Este indicador cosmológico permite ordenar las distintas etapas de la historia del universo: cuanto mayor es su valor, más atrás en el tiempo nos encontramos.

La cifra no significa que todo el universo se volviera transparente en un instante preciso. De hecho, la simulación conserva pequeñas regiones de hidrógeno neutro hasta un desplazamiento al rojo de aproximadamente 4,75. Solo entonces desaparecen las últimas islas neutras del volumen simulado.

Esta distinción es esencial. El final de la reionización no fue una frontera perfectamente definida que se extendiera de manera simultánea por todas partes. Las regiones más próximas a fuentes intensas de radiación evolucionaron antes que otras más alejadas o menos favorecidas por su entorno.

Los resultados también indican que los núcleos galácticos activos contribuyen a la ionización del hidrógeno, aunque su aportación es secundaria frente a la de las estrellas. Hacia el final del proceso, alrededor de un 15 % del presupuesto de radiación ionizante procede de estas fuentes activas, según el modelo.

En otras palabras, las estrellas llevan el peso principal de la primera transformación, mientras que los agujeros negros adquieren mayor protagonismo en la siguiente.

El helio revela una segunda transformación y un calentamiento adicional

La reionización del helio comienza, según Lumina, alrededor de un desplazamiento al rojo de 6. Su punto medio se sitúa aproximadamente en 4, y el proceso está prácticamente terminado cuando el universo alcanza un desplazamiento al rojo de 3.

En esta ocasión, la radiación energética de los núcleos galácticos activos es la protagonista. Al ionizar el helio, esa radiación también deposita energía en el gas intergaláctico y eleva su temperatura.

El efecto importa porque el gas no es un mero escenario pasivo en el que se forman las galaxias. Su temperatura influye en su movimiento, en la facilidad con que se concentra por gravedad y en la manera en que responde a las estructuras cósmicas. La reionización modifica, por tanto, las condiciones físicas del medio en el que evolucionan las galaxias.

Lumina obtiene una evolución térmica del gas ampliamente compatible con las observaciones disponibles y reproduce un calentamiento adicional asociado a la reionización del helio. Además, calcula una medida global de la interacción entre los electrones libres y la radiación cósmica de fondo que concuerda muy bien con las restricciones obtenidas por la misión Planck de la Agencia Espacial Europea.

Esta concordancia constituye una comprobación importante: indica que la historia de ionización que predice el modelo resulta compatible con una de las principales referencias observacionales de la cosmología. No demuestra, por sí sola, que todos los detalles de la simulación sean correctos, pero sí respalda la coherencia general de sus resultados.

Una herramienta para interpretar las próximas observaciones

Lumina no resuelve definitivamente el origen y la evolución de la reionización. Sus resultados dependen de las hipótesis incorporadas en los modelos de formación estelar, crecimiento de agujeros negros y propagación de la radiación. Además, algunas aproximaciones numéricas necesarias para hacer viable el cálculo pueden influir en determinados detalles de la evolución del gas.

En los próximos años, los estudios de galaxias lejanas y de la absorción de la luz de cuásares ayudarán a reconstruir con más precisión la distribución del gas ionizado y neutro. También se buscan señales de la radiación de 21 centímetros del hidrógeno neutro, que podrían proporcionar una visión tridimensional de esta etapa. Lumina puede ayudar a interpretar esas medidas y a relacionar las estructuras observadas con las fuentes que las produjeron.

Referencia:

O. Zier et al. (2026) Introducing the LUMINA project: large-volume radiation-hydrodynamic simulations of the epochs of hydrogen and helium reionization Monthly Notices of the Royal Astronomical Society doi: 10.1093/mnras/stag1469

Sobre el autor: César Tomé López es divulgador científico y editor de Mapping Ignorance