L’età oscura dell’universo.

 

Abbiamo due istantanee dell’universo: una ricavata dalla radiazione di fondo 400.000 anni dopo il Big Bang, l’altra fornita da Hubble, che ha fotografato le  galassie più antiche dopo 1.000.000.000 di anni dalla grande esplosione.

Tra questi due periodi, c’è quello che la comunità scientifica chiama il periodo oscuro, perché non è attualmente osservabile con i nostri strumenti. Nell’età oscura si sono formati gli atomi dal brodo primordiale, e i primi corpi gravitazionali.

Di questo periodo non sappiamo com’era distribuita la materia. In origine l’universo era pervaso da un plasma caldissimo, formato da protoni, elettroni e fotoni.

Gli elettroni si muovevano liberamente nel brodo, interagendo con i fotoni, con un processo chiamato diffusione di Thomson. All’aumentare delle dimensioni dell’universo la temperatura calava, e quando scese a 3.000 kelvin,  i protoni e gli elettroni si sono uniti formando gli atomi d’idrogeno neutro.

Di conseguenza i fotoni hanno smesso di interagire con gli elettroni, formando la radiazione di fondo. L’espansione cosmica ha continuato a raffreddare l’idrogeno.

Lo spettro dei quasar più antichi indica, che quando l’universo aveva un miliardo di anni, l’idrogeno era ionizzato. La radiazione di fondo è polarizzata, cosa che è in grado di fare solo l’idrogeno ionizzato, non quello neutro.

L’entità di questa polarizzazione, indica che il gas era ionizzato dopo alcune centinaia di milioni di anni dopo il Big Bang. Al termine dell’età oscura, gli atomi d’idrogeno erano tutti ionizzati.

Questa ionizzazione, presumibilmente è dovuta alla formazione di stelle o a massicci buchi neri che hanno emesso la radiazione ionizzante. Quando si sono formate le stelle nelle galassie, queste hanno prodotto le radiazioni nell’ultravioletto, che hanno ionizzato l’idrogeno intergalattico, producendo bolle di gas in espansione.

Continuando la formazione di stelle nelle galassie, sono aumentate queste bolle intergalattiche, che si sono espanse sovrapponendosi fra di loro,  finché non si è ionizzato tutto l’idrogeno dell’universo. L’idrogeno freddo emette radiazioni con l’inversione dello spin.

Il protone e l’elettrone hanno uno spin  che può essere su o giù. Se in un atomo d’idrogeno lo spin dell’elettrone e del protone va nello stesso verso, si dice che sono allineati.

Se invece uno e su e l’altro e giù, sono anti allineati. Un atomo d’idrogeno anti allineato, ha meno energia di quello allineato. Se in un atomo d’idrogeno allineato, l’elettrone inverte lo spin, emette una radiazione di lunghezza d’onda di ventuno cm, diminuendo la propria energia.

Un atomo d’idrogeno allineato, se assorbe la radiazione con lunghezza d’onda di ventuno cm, assume energia diventando anti allineato. Nell’universo del periodo oscuro, prima che si formassero le stelle, la radiazione di fondo era  sufficiente per far passare un atomo d’idrogeno dallo stato allineato a uno anti allineato.

Il numero relativo di atomi d’idrogeno allineati e anti allineati, definisce la temperatura di spin. Un’elevata temperatura di spin indica che un’alta percentuale di atomi e nello stato allineato. Secondo la teoria della formazione dell’universo, c’erano tre temperature: temperatura di spin, temperatura di radiazione data dalla radiazione di fondo e la temperatura cinetica data dal moto degli atomi.

All’inizio dell’era oscura la temperatura di spin era uguale alla temperatura cinetica, poi alla temperatura di radiazione e infine di nuovo alla temperatura cinetica.

Con l’espansione dell’universo si sono raffreddati sia il gas sia la radiazione, ma gli elettroni liberi che non hanno trovato un protone, trasferivano l’energia dalla radiazione di fondo agli atomi, rendendo uguali le tre temperature.

Dieci milioni dopo il Big Bang questo processo si ferma, perché la radiazione di fondo e troppo debole perché sia assorbita dagli elettroni liberi. Finisce l’equilibrio tra gas e radiazione di fondo, mentre comincia il veloce raffreddamento  del gas.

Le collisioni di atomi hanno mantenuto uguale la temperatura di spin e quella cinetica data dal moto degli atomi, mentre continuava l’assorbimento della radiazione di fondo di 21 cm da parte dell’atomo d’idrogeno, ma in maniera insufficiente per influenzarne la temperatura.

Cento milioni dopo il Big Bang il gas era cosi rarefatto, che non avvenivano più urti tra gli atomi, mentre gli atomi di idrogeno continuavano ad assorbire la radiazione di fondo nella lunghezza d’onda di ventuno cm.

Quando tutti gli atomi di idrogeno sono passati dallo stato allineato a quello anti allineato, il loro ruolo di assorbimento ed emissione di questa radiazione è terminato.

Nata la prima generazione di stelle e buchi neri, comincia un’altra transizione: i raggi x emessi da questi oggetti aumenteranno l’energia cinetica, mentre la radiazione ultravioletta emessa dalle stelle sarà assorbita dagli elettroni degli atomi di idrogeno, che saltando nell’orbitale successivo, riemettendo la radiazione quando tornano nell’orbitale di partenza.

Questo processo ha appaiato la temperatura di spin con quella cinetica. La temperatura di spin ha superato la temperatura della radiazione di fondo, col risultato che l’idrogeno è diventato più luminoso della radiazione di fondo.

L’idrogeno ha emesso la radiazione di ventuno cm, per passare dallo stato allineato a quello anti allineato, per un certo periodo di tempo, prima di essere completamente ionizzato dalle stelle e dai buchi neri.

Quando l’idrogeno è stato ionizzato ha emesso radiazioni con altri meccanismi, ed è lentamente svanita l’emissione della radiazione a ventuno cm. L’espansione dell’universo ha stirato le lunghezze d’onda dei fotoni, la lunghezza d’onda di ventuno cm emessa  dall’idrogeno verso la fine dell’era oscura, si è allungata di uno-due metri, ricadendo nelle onde radio.

Una serie di radio radiotelescopi, il Mileura Widefield Array, sta cercando questi segnali.  Lo scopo e di studiare l’universo in momenti diversi dell’era oscura e di mappare la distribuzione di idrogeno. Per farlo si deve eliminare le interferenze delle onde radio prodotte dall’uomo,  insieme a quelle originate dalla nostra galassia. Cercare la radiazione emessa dall’idrogeno, serve a verificare sperimentalmente la nostra ricostruzione scientifica degli eventi dal Big Bang, fino alla fine dell’era oscura.