La phase suivant l'âge sombre est appelée l'époque de réionisation. Au cours de cette période qui se déroule grossièrement du décalage spectral 25 au décalage spectral 6 se déroulent deux évolutions majeures pour l'univers : l'ionisation de tout le gaz neutre, l'univers redeviendra ionisé comme il l'était avant la recombinaison, et la formation des premières étoiles et des premières structures contenant ces étoiles.
La réionisation de l'univers
Entre les décalages spectraux 25 et 6, de 132 millions d'années à 951 millions d'années après le Big Bang, les inhomogénéités de densité deviennent telles que les atomes du gaz commencent à s'entrechoquer fortement et à chauffer, le gaz émet alors de la lumière dans l'infrarouge. Pour continuer à s'effondrer sur eux-mêmes, les nuages de gaz doivent perdre de l'énergie sous forme de photons pour se refroidir. Cependant, l'hydrogène et l'hélium requièrent de grandes énergies pour exciter leurs électrons et ainsi émettre de la lumière. Cela conduit à un mécanisme de refroidissement lent qui permet une grande accumulation de matière. De ce fait, les premières étoiles devraient être des étoiles très massives évoluant en supernovae et des hypernovae. Ces étoiles très instables brûlent rapidement leurs carburants et émettent un rayonnement très fort dans l'ultra-violet (UV). Ce flux UV est d'abord absorbé par les atomes (ou le gaz neutre) l'entourant. Ce phénomène se répétant au niveau global de l'univers, un flux UV va bientôt baigner le cosmos et exciter de plus en plus d'atomes neutres formés à l'époque de la recombinaison. En plus des étoiles massives, les premiers trous noirs supermassifs se forment et accrètent le gaz neutre dans leur environnement devenant des noyaux actifs de galaxie et émettant une lumière très énergétique. L'effet combiné des étoiles massives et des noyaux actifs de galaxies ionisera complètement l'univers, si bien que le parcours moyen d'un photon énergétique ne sera plus stoppé par l'absorption d'un atome et pourra ainsi nous parvenir.
