• La réionisation de l'hydrogène : entre z ≈ 6 et z ≈ 12 (soit entre 400 millions et 1 milliard d'années après le big bang). Les premières étoiles massives, puis les premières galaxies et quasars, ont émis suffisamment de photons UV pour ioniser progressivement tout l'hydrogène intergalactique.

• La réionisation de l'hélium : plus tardive, achevée vers z ≈ 3 (environ 2 milliards d'années après le big bang), principalement sous l'effet des quasars.

La réionisation de l'hydrogène.
L'histoire de la réionisation (de l'hydrogène) commence bien après la recombinaison de l'univers primordial, qui survient environ 380 000 ans après le big bang, au décalage vers le rouge z ≈ 1100. À ce moment, la température est devenue suffisamment basse pour que protons et électrons se lient en atomes d'hydrogène neutre, rendant le cosmos transparent au rayonnement. Ce rayonnement fossile, que nous détectons aujourd'hui sous la forme du fond diffus cosmologique (CMB), a alors été émis. S'ensuit une longue période d'obscurité, pendant laquelle aucune source lumineuse durable n'existe encore : l'univers entre dans les âges sombres. Durant quelques centaines de millions d'années, la matière baryonique (= matière ordinaire, commposé de baryons (protons et neutrons) et d'électrons ) est presque entièrement neutre, et les seules variations proviennent de l'effondrement gravitationnel lent des surdensités de matière sombre issues des fluctuations primordiales. C'est dans les puits de potentiel de ces halos de matière sombre que le gaz primordial, composé d'hydrogène et d'hélium, peut enfin se refroidir et s'effondrer pour former les tout premiers astres. La réionisation cosmique désigne précisément le processus par lequel ce gaz neutre a été progressivement ionisé par le rayonnement ultraviolet (UV) émis par les premières étoiles et les premiers noyaux actifs de galaxies, remettant la quasi-totalité de l'hydrogène intergalactique sous forme ionisée. Selon le scénario actuellement favorisé, ce phénomène est marqué par une succession de phases caractéristiques dont l'enchaînement a façonné le milieu intergalactique tel qu'on l'observe aujourd'hui.

Avant que la réionisation ne débute véritablement, l'univers traverse une très longue époque neutre. Le gaz intergalactique est froid, de l'ordre de quelques dizaines de kelvins, et sa fraction d'électrons libres résiduels est infime, héritée de la recombinaison incomplète. Les photons du fond diffus cosmologique se refroidissent avec l'expansion sans interagir avec la matière. Cette phase des âges sombres prend fin avec l'apparition des toutes premières étoiles, les étoiles de population III, formées à partir de gaz primordial dépourvu d'éléments lourds. Ces astres, sans doute très massifs et très chauds, produisent un rayonnement ionisant intense dans l'ultraviolet extrême, notamment au-delà de la limite de Lyman à 13,6 eV, seuil d'ionisation de l'hydrogène neutre. Dès qu'une telle étoile s'allume, une région H II (= H⁺) sphérique, c'est-à-dire une bulle de gaz entièrement ionisé (Les nébuleuses, le milieu interstellaire), se développe autour d'elle. C'est la toute première étape de la réionisation, dite phase des bulles isolées. Pendant un temps, ces zones ionisées restent rares et séparées les unes des autres par de vastes étendues de gaz encore neutre. Leur taille est contrôlée par le taux de production de photons ionisants de la source et par les recombinaisons qui se produisent dans le gaz dense. Tant que la densité cosmique demeure élevée, dans les premiers centaines de millions d'années, les recombinaisons peuvent limiter la croissance des bulles, si bien que le volume ionisé global reste très faible.

À mesure que les structures hiérarchiques grandissent, des halos de matière sombre de plus en plus massifs se forment, abritant les premières galaxies naines puis des galaxies plus massives. Le taux de formation stellaire global s'accroît, multipliant les sources de photons ionisants. La phase suivante voit les bulles H II gonfler et commencer à fusionner. Les régions ionisées deviennent interconnectées, créant un réseau de canaux transparents au rayonnement ultraviolet. C'est l'entrée dans la phase de chevauchement, où la fraction volumique d'hydrogène ionisé, xHII, passe d'une valeur négligeable à des valeurs intermédiaires. Les galaxies les plus brillantes, regroupées dans les pics de densité de matière sombre, s'associent pour former de vastes domaines ionisés de plusieurs mégaparsecs de diamètre. Pendant cette période, le milieu intergalactique se présente comme une mosaïque de grandes poches ionisées entourées de filaments neutres résiduels. Le front d'ionisation progresse de manière irrégulière, dicté par la distribution des sources et la densité du gaz. Les zones les plus denses, comme les filaments cosmiques, résistent plus longtemps à l'ionisation, tandis que les régions sous-denses sont rapidement érodées par le rayonnement de fond ultraviolet qui s'installe. Ce fond diffus, alimenté par l'ensemble des sources, commence à dominer le champ de rayonnement ionisant, rendant le processus de réionisation de plus en plus collectif.

Vient ensuite une phase décisive, celle de la percolation, durant laquelle les dernières grandes régions neutres, souvent localisées dans les environnements les moins denses ou les plus éloignés des galaxies lumineuses, sont percées et connectées. La fraction neutre moyenne chute brutalement en un temps relativement court par rapport à l'âge de l'univers à cette époque. Les simulations numériques indiquent que l'essentiel du volume de l'univers bascule d'un état essentiellement neutre à un état presque entièrement ionisé sur un intervalle de décalage vers le rouge Δz typiquement de l'ordre de 2 à 4. Une fois le chevauchement généralisé achevé, l'univers entre dans une ultime étape que l'on pourrait qualifier de nettoyage final. Les photons ionisants peuvent désormais voyager librement sur de grandes distances, et les dernières poches neutres compactes, souvent situées dans des régions de surdensité modérée appelées systèmes limite de Lyman, sont progressivement évaporées par photo-ionisation. La fin de cette transition marque le point où la fraction neutre du milieu intergalactique tombe en dessous de 10⁻⁴ environ, valeur suffisamment basse pour que l'absorption Lyman-alpha ne sature plus complètement le spectre des quasars lointains. Les observations de quasars à z > 6 montrent justement un effet Gunn-Peterson complet, signature d'une fraction neutre encore notable, tandis que ceux à z < 6 présentent une forêt Lyman-alpha transmise, indiquant un milieu intergalactique déjà largement ionisé. La borne inférieure de z ≈ 6 pour la fin de la réionisation de l'hydrogène est ainsi bien établie.

Du point de vue observationnel, l'époque de la réionisation est contrainte par plusieurs sondes complémentaires. La mesure de l'épaisseur optique Thomson du fond diffus cosmologique, obtenue par la polarisation à grande échelle mesurée par le satellite Planck, indique que la diffusion des photons CMB par les électrons libres produits durant la réionisation est cohérente avec un milieu réionisé de manière graduelle, dont le point médian se situe autour de z ≈ 7,7, avec une incertitude d'environ ±0,7. Cette valeur implique que la moitié du volume de l'univers était déjà ionisée à cette époque, laissant entendre que le processus avait débuté nettement plus tôt, peut-être dès z ~ 15, lorsque les premières étoiles se sont allumées. L'étude des galaxies à grand décalage vers le rouge, notamment avec le télescope spatial James Webb, a récemment révélé des populations abondantes de galaxies brillantes dans l'ultraviolet à z > 10, bien plus tôt qu'attendu, ce qui renforce l'hypothèse d'une réionisation précoce alimentée par de nombreuses sources faibles. La question de la nature exacte des responsables de la réionisation reste ouverte : les galaxies naines à sursauts de formation stellaire avec une fraction d'échappement de photons ionisants modeste, les étoiles de population III très chaudes mais probablement rares, et peut-être une contribution mineure des noyaux actifs primitifs. Toutefois, les modèles favorisent une prédominance stellaire, car l'abondance des quasars décroît très vite au-delà de z ~ 6.

Une sonde complémentaire, encore en cours de développement, est la cartographie tridimensionnelle de l'hydrogène neutre via la raie à 21 centimètres, décalée vers les basses fréquences radio. Des expériences comme HERA ou le futur SKA cherchent à mesurer les fluctuations spatiales de l'émission et de l'absorption à 21 cm en fonction du décalage vers le rouge, ce qui permettra de reconstituer la progression des bulles ionisées, leur taille et leur distribution au cours du temps. Cette raie, produite par le spin de l'électron de l'atome d'hydrogène neutre, est un traceur direct du gaz non ionisé, et son signal est attendu principalement entre 50 et 200 MHz, correspondant à la plage z ≈ 6-30. En attendant ces mesures, les modèles théoriques et les simulations numériques radiatives décrivent la réionisation comme un processus piloté par les sources mais régulé par la recombinaison et la structure filamentaire du réseau cosmique. Une fois la réionisation de l'hydrogène achevée vers z ≈ 6, l'univers intergalactique est demeuré hautement ionisé et le fond ultraviolet s'est établi durablement.

La réionisation de l'hélium.
L'hélium, deuxième élément le plus abondant de l'univers après l'hydrogène, constitue environ 24 % de la masse baryonique issue de la nucléosynthèse primordiale. Lors de la recombinaison à z ≈ 1100, il se neutralise successivement : l'hélium ionisé capture un premier électron, puis capture un second électron pour former l'hélium neutre, ces transitions survenant un peu plus tôt que celle de l'hydrogène en raison de potentiels d'ionisation plus élevés. Bien plus tard, quand les premières étoiles et galaxies allument la réionisation de l'hydrogène, le fond ultraviolet produit par ces sources est dominé par des photons dont l'énergie se situe juste au-dessus du seuil de 13,6 eV. Ces photons suffisent à ioniser l'hydrogène neutre, mais aussi à réioniser complètement l'hélium neutre en He II ( = He⁺), car le potentiel d'ionisation de He I ( = He) est de 24,6 eV. Ainsi, lorsque la réionisation de l'hydrogène s'achève aux alentours de z ≈ 6, le milieu intergalactique est essentiellement composé d'hydrogène ionisé (H II) et d'hélium simplement ionisé (He II), avec une fraction infime d'atomes neutres résiduels. L'histoire ionique de l'hélium ne s'arrête toutefois pas à ce stade, car l'ionisation complète de He II en He III ( = He²⁺) exige des photons d'énergie supérieure à 54,4 eV, un rayonnement dur que les étoiles massives ordinaires ne produisent que de manière négligeable. C'est pourquoi l'univers connaît une seconde époque de réionisation, dédiée à l'hélium II, qui se déroule bien après la réionisation de l'hydrogène, lorsque les quasars deviennent suffisamment nombreux et brillants pour fournir le flux de photons durs nécessaire.

Dans la période qui suit la réionisation de l'hydrogène, entre z ≈ 6 et z ≈ 4, le milieu intergalactique demeure dans un état relativement stable où He II est l'espèce dominante de l'hélium. Le fond ultraviolet ambiant, entretenu par les galaxies à formation d'étoiles, reste trop mou pour ioniser He II de façon significative. Le rapport de densité entre He II et H II est alors proche de la valeur cosmologique, et la température du gaz, réchauffée à environ 10 000 à 15 000 kelvins lors de la réionisation de l'hydrogène, commence lentement à décroître par expansion et refroidissement adiabatique. Quelques sources éparses, principalement des noyaux actifs de galaxies précoces, produisent déjà des photons durs et commencent à creuser des régions de He III autour d'elles, mais ces zones restent rares et isolées. C'est la première phase de la réionisation de l'hélium, que l'on peut qualifier de phase des bulles isolées. Chaque quasar lumineux aux énergies supérieures à 54,4 eV ionise le gaz environnant sur une distance qui dépend de sa luminosité spécifique dans l'ultraviolet extrême, de la durée de son activité et de la densité locale du milieu. Ces sphères de He III, analogues aux sphères de Strömgren, demeurent confinées autour des quasars individuels et n'affectent qu'une fraction volumique très faible du cosmos. L'étude de ces bulles se fait notamment par l'observation de l'effet de proximité dans les spectres des quasars : en analysant la raie d'absorption Lyman-alpha de He II à 30,4 nanomètres (dans l'ultraviolet lointain), on peut détecter un déficit d'absorption au voisinage immédiat du quasar, preuve que son rayonnement a localement ionisé l'hélium. Tant que la densité spatiale des quasars reste faible, ces régions He III ne se recouvrent pas, et la majeure partie du volume cosmique garde son hélium sous forme He II.

Vers z ≈ 3,5 à z ≈ 3, le taux de nucléosynthèse massive des trous noirs supermassifs atteint son apogée dans l'histoire cosmique, ce qui se traduit par un pic de la densité comobile de quasars brillants. Le nombre de sources capables d'émettre des photons durs augmente alors fortement, et la phase suivante, dite de chevauchement, s'enclenche. Les bulles de He III générées par les quasars individuels grandissent jusqu'à entrer en contact les unes avec les autres, formant de vastes régions interconnectées où l'hélium est doublement ionisé. Comme dans le cas de l'hydrogène, la progression est inhomogène : les surdensités de matière, où la recombinaison est plus efficace, résistent plus longtemps à l'ionisation totale, tandis que les zones sous-denses se transforment rapidement en He III. Un fond diffus de rayonnement ultraviolet dur, produit par l'ensemble des quasars, commence à s'établir et participe à l'érosion des dernières poches de He II situées loin des sources directes. L'entrée dans cette phase de chevauchement s'accompagne d'un réchauffement notable du milieu intergalactique. En effet, les photons de plus de 54,4 eV déposent un excédent d'énergie cinétique dans les électrons libres éjectés, ce qui élève la température du gaz jusqu'à des valeurs d'environ 20 000 à 30 000 kelvins. Cette élévation thermique laisse une empreinte caractéristique sur les raies d'absorption Lyman-alpha de l'hydrogène : un élargissement thermique des raies dans les forêts Lyman-alpha observées à ces décalages vers le rouge a été interprété comme une signature indirecte de la réionisation de He II.

La fin du chevauchement correspond à la phase ultime où la fraction volumique de He III sature à une valeur proche de l'unité. La quasi-totalité de l'hélium intergalactique se trouve alors sous forme doublement ionisée, et le milieu devient transparent au rayonnement à 30,4 nanomètres, tout comme il l'était devenu pour la transition Lyman-alpha de l'hydrogène à la fin de la réionisation de H I. Les observations les plus directes de cette transition sont fournies par la spectroscopie de la forêt Lyman-alpha de He II le long de lignes de visée de quasars lointains. Cette raie étant située dans l'ultraviolet extrême, elle n'est observable que depuis l'espace, et les données obtenues avec des instruments tels que le télescope spatial Hubble équipé du spectrographe COS, ou auparavant avec FUSE, ont permis de mesurer l'opacité moyenne de l'univers en fonction du décalage vers le rouge. Au-delà de z ≈ 3,2, les spectres montrent une absorption Gunn-Peterson très forte, voire complète, signifiant que la fraction de He II est encore élevée et que la réionisation n'est pas achevée. En deçà de z ≈ 2,7, l'absorption devient plus faible et les raies d'absorption individuelles, correspondant à la forêt Lyman-alpha de He II, se résolvent, preuve que l'hélium est majoritairement en He III. La transition semble donc s'opérer principalement sur l'intervalle de décalage vers le rouge 2,7 à 3,2, bien que les données restent limitées par le faible nombre de lignes de visée exploitables.

La nature inhomogène de cette réionisation apparaît dans les fluctuations spatiales du taux d'ionisation. Les quasars étant des événements rares et de courte durée, la distribution des régions He III est fortement dépendante de l'histoire de formation et d'activité des trous noirs supermassifs. Les simulations numériques couplant la dynamique gravitationnelle, la formation des galaxies et le transfert radiatif de photons durs reproduisent un scénario où les zones les plus ionisées coïncident avec les régions de forte densité de quasars, tandis que les régions sous-denses et isolées, loin de toute source, conservent plus longtemps leur hélium sous forme He II. La durée totale de la transition, depuis l'apparition des premières bulles de He III jusqu'à la fin du chevauchement, pourrait s'étendre sur plusieurs centaines de millions d'années, soit un intervalle de décalage vers le rouge Δz d'environ 1 à 2. L'étude de l'évolution thermique associée, via la largeur des raies Lyman-alpha de l'hydrogène, apporte des contraintes complémentaires sur la chronologie : le réchauffement dû à la photo-ionisation de He II débute lorsque les premières bulles significatives se chevauchent, et atteint son maximum au moment où le fond dur devient intense, probablement autour de z ≈ 3. Après la réionisation complète, le milieu intergalactique entame un refroidissement adiabatique lent, mais la température reste globalement plus élevée qu'avant l'événement, influençant la structure des absorbeurs et le taux de recombinaison net.

Il est important de noter que la réionisation de He II représente aussi une injection énergétique qui modifie l'équilibre d'ionisation global et peut affecter la capacité des petits halos de matière sombre à accréter du gaz, en augmentant temporairement la pression thermique. Cependant, à cause de la rareté relative des quasars, cet effet reste modeste en comparaison de l'impact de la réionisation de l'hydrogène. Les modèles actuels suggèrent que la contribution des étoiles massives de population III à la production de photons durs est trop faible pour influencer significativement la réionisation de He II, et que le processus est donc entièrement dominé par les noyaux actifs. Cela distingue fondamentalement la réionisation de l'hélium de celle de l'hydrogène, cette dernière étant principalement attribuée aux galaxies naines formant des étoiles. En observant simultanément les forêts Lyman-alpha de H I et He II le long d'une même ligne de visée, on peut cartographier les variations du rapport d'abondance He II/H I et ainsi reconstruire la morphologie tridimensionnelle des zones de transition. Ces études croisées confirment que la fin de la réionisation de He II est postérieure de plus de deux milliards d'années à celle de l'hydrogène, et qu'elle s'étale en réalité de z ≈ 4 jusqu'à z ≈ 2,5, avec une phase de chevauchement active autour de z ≈ 3. 

L'histoire de la réionisation de l'hélium apparaît ainsi comme le dernier grand changement d'état global du milieu intergalactique avant l'époque contemporaine, une transition plus tardive, plus lente et portée par une population de sources radicalement différente de celle qui a éclairé les âges sombres de l'univers.