宇宙で最初の天体が誕生した後、天体が発する紫外線によって宇宙全体に広がっていた中性水素ガス（HⅠガス）が光電離されること。
ビッグバン直後の宇宙は超高温・高密度で、主に水素からなるガスは電離した状態（水素の原子核である陽子と電子がバラバラの状態で飛び回っているプラズマ）にあった（この状態の電子は自由電子と呼ばれる）。膨張につれて宇宙の温度と密度が下がった約38万年後（赤方偏移約1090）頃に、自由電子が陽子に捉えられて結合し、電離ガスはすべて中性水素ガスとなった。これが宇宙の晴れ上がりである。その後しばらく、天体がまだ存在しない宇宙の暗黒時代が続くが、初代星（始原星ともいう）の誕生に始まる星と銀河（初代天体）の形成過程が起き（宇宙の夜明けを参照）、それら天体の放つ紫外線により宇宙空間のガスは再び電離された。宇宙空間が中性水素ガス100%の状態から現在の0%に移行する宇宙の再電離が、いつから始まりどのように進みいつ完了したかはいまだ完全な理解には到っていない。それは、宇宙の初代天体の種類および形成時期とその周囲の銀河間物質の物理状態に依存した複雑なプロセスだからである。
宇宙の再電離は赤方偏移20-10（宇宙年齢約2-5億年）の間頃に始まり、赤方偏移6頃（宇宙年齢9億年頃）までには完了したと考えられている。そのプロセスに関しては、早い再電離と遅い再電離という二つの考え方がある（図参照）。早い再電離は宇宙年齢4億年未満から電離がはじまり、少しずつ電離度が進み中性水素ガスの割合が減少して宇宙年齢10億年頃までに再電離が完了する。一方、遅い再電離では、宇宙年齢6億年頃に再電離がはじまり、電離度が急速に増加して9億年頃までに再電離が完了する。ジェイムズウエッブ宇宙望遠鏡とすばる望遠鏡による最新の観測からは、両者の中間的なプロセスであったことが示唆されている。