Una regione giovane e formatrice di stelle trovata all'interno della nostra Via Lattea. Nota come il materiale attorno alle stelle viene ionizzato e nel tempo diventa trasparente a tutte le forme di luce. Fino a quando ciò accade, tuttavia, il gas circostante assorbe la radiazione, emettendo luce propria di una varietà di lunghezze d'onda. All'inizio dell'Universo, ci vogliono centinaia di milioni di anni perché l'Universo diventi completamente trasparente alla luce. (NASA, ESA E THE HUBBLE HERITAGE (STSCI / AURA) -ESA / HUBBLE COLLABORATION; RICONOSCIMENTO: R. O’CONNELL (UNIVERSITÀ DI VIRGINIA) E IL COMITATO DI SOVVENZIONAZIONE SCIENTIFICA WFC3)

Quando l'universo è diventato trasparente alla luce?

A seconda di come lo misuri, ci sono due diverse risposte che potrebbero essere giuste.

Se vuoi vedere cosa c'è là fuori nell'universo, devi prima essere in grado di vedere. Diamo per scontato, oggi, che l'Universo sia trasparente alla luce e che la luce proveniente da oggetti distanti possa viaggiare senza ostacoli attraverso lo spazio prima di raggiungere i nostri occhi. Ma non è stato sempre così.

In effetti, ci sono due modi in cui l'Universo può impedire alla luce di propagarsi in linea retta. Uno è quello di riempire l'Universo di elettroni liberi e non legati. La luce si disperderà quindi con gli elettroni, rimbalzando in una direzione determinata casualmente. L'altro è riempire l'Universo di atomi neutri che possono raggrupparsi e raggrupparsi. La luce sarà quindi bloccata da questa materia, allo stesso modo in cui la maggior parte degli oggetti solidi sono opachi alla luce. Il nostro universo attuale fa entrambe queste cose e non diventerà trasparente fino a quando entrambi gli ostacoli non saranno superati.

Gli atomi neutrali si formarono poche centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang. Le primissime stelle ricominciarono a ionizzare quegli atomi, ma ci vollero centinaia di milioni di anni per formare stelle e galassie prima che questo processo, noto come reionizzazione, fosse completato. (L'EPOCH DELL'IDROGENO DELL'ARRAY DI REIONIZZAZIONE (HERA))

Nelle prime fasi dell'Universo, gli atomi che compongono tutto ciò che sappiamo non erano legati insieme in configurazioni neutre, ma piuttosto erano ionizzati: nello stato di un plasma. Quando la luce viaggia attraverso un plasma abbastanza denso, si disperde dagli elettroni, viene assorbita e riemessa in una varietà di direzioni imprevedibili. Finché ci sono abbastanza elettroni liberi, i fotoni che fluiscono attraverso l'Universo continueranno a essere calciati a caso.

C'è un processo in competizione, tuttavia, anche durante queste prime fasi. Questo plasma è composto da elettroni e nuclei atomici ed è energicamente favorevole per loro legarsi insieme. Occasionalmente, anche in questi primi tempi, fanno esattamente questo, con solo l'ingresso di un fotone sufficientemente energetico in grado di separarli di nuovo.

Man mano che il tessuto dell'Universo si espande, anche le lunghezze d'onda di qualsiasi radiazione presente si allungano. Questo fa sì che l'Universo diventi meno energetico e rende impossibili molti processi ad alta energia che si verificano spontaneamente nei primi tempi in epoche successive, più fredde. Richiede centinaia di migliaia di anni perché l'Universo si raffreddi abbastanza da consentire la formazione di atomi neutri. (E. SIEGEL / OLTRE LA GALASSIA)

Man mano che l'Universo si espande, tuttavia, non solo diventa meno denso, ma le particelle al suo interno diventano meno energiche. Poiché il tessuto dello spazio stesso è ciò che si sta espandendo, influenza ogni fotone che viaggia attraverso quello spazio. Poiché l'energia di un fotone è determinata dalla sua lunghezza d'onda, quindi quando tale lunghezza d'onda viene allungata, il fotone viene spostato - spostato in rosso - verso energie inferiori.

È solo una questione di tempo, quindi, fino a quando tutti i fotoni nell'Universo non scenderanno al di sotto di una soglia di energia critica: l'energia necessaria per eliminare un elettrone dai singoli atomi esistenti nell'universo primordiale. Ci vogliono centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang perché i fotoni perdano abbastanza energia da rendere persino possibile la formazione di atomi neutri.

Nei primi tempi (a sinistra), i fotoni si disperdono dagli elettroni e hanno un'energia sufficientemente elevata da riportare gli atomi in uno stato ionizzato. Una volta che l'Universo si raffredda abbastanza ed è privo di tali fotoni ad alta energia (a destra), non possono interagire con gli atomi neutri. Invece, semplicemente fluiscono liberamente attraverso lo spazio indefinitamente, poiché hanno la lunghezza d'onda sbagliata per eccitare questi atomi a un livello di energia più elevato. (E. SIEGEL / OLTRE LA GALASSIA)

Durante questo periodo accadono molti eventi cosmici: i primi isotopi instabili decadono radioattivamente; la materia diventa più importante dal punto di vista energetico delle radiazioni; la gravitazione inizia a trascinare la materia in gruppi man mano che i semi della struttura iniziano a crescere. Man mano che i fotoni diventano sempre più spostati verso il rosso, appare un'altra barriera agli atomi neutri: i fotoni emessi quando gli elettroni si legano ai protoni per la prima volta. Ogni volta che un elettrone si lega con successo con un nucleo atomico, fa due cose:

  1. Emette un fotone ultravioletto, perché le transizioni atomiche scendono sempre a livelli di energia in modo prevedibile.
  2. Viene bombardato da altre particelle, inclusi circa un miliardo di fotoni che esistono per ogni elettrone nell'Universo.

Ogni volta che formi un atomo neutro stabile, emette un fotone ultravioletto. Quei fotoni continuano poi, in linea retta, fino a quando incontrano un altro atomo neutro, che poi ionizzano.

Quando gli elettroni liberi si ricombinano con i nuclei di idrogeno, gli elettroni scendono a cascata i livelli di energia, emettendo fotoni mentre procedono. Per formare atomi neutri stabili nell'Universo primordiale, devono raggiungere lo stato fondamentale senza produrre un fotone ultravioletto che potrebbe potenzialmente ionizzare un altro atomo identico. (BRIGHTERORANGE & ENOCH LAU / WIKIMDIA COMMONS)

Non vi è alcuna aggiunta netta di atomi neutri attraverso questo meccanismo, e quindi l'Universo non può diventare trasparente alla luce attraverso questo percorso da solo. C'è un altro effetto che viene, invece, che domina. È estremamente raro, ma dati tutti gli atomi nell'Universo e gli oltre 100.000 anni che gli atomi possono finalmente e stabilmente diventare neutri, è una parte incredibile e intricata della storia.

La maggior parte delle volte, in un atomo di idrogeno, quando un elettrone occupa il primo stato eccitato, si riduce semplicemente allo stato di energia più bassa, emettendo un fotone ultravioletto di un'energia specifica: un fotone alfa di Lyman. Ma circa 1 volta in 100 milioni di transizioni, il menu a discesa avverrà attraverso un percorso diverso, invece di emettere due fotoni a energia inferiore. Questo è noto come decadimento o transizione a due fotoni, ed è ciò che è principalmente responsabile del fatto che l'Universo diventi neutrale.

Quando si passa da un orbitale di

Quando si emette un singolo fotone, quasi sempre si scontra con un altro atomo di idrogeno, eccitandolo e alla fine portando alla sua reionizzazione. Ma quando emetti due fotoni, è straordinariamente improbabile che entrambi colpiscano un atomo allo stesso tempo, il che significa che hai un ulteriore atomo neutro in rete.

Questa transizione a due fotoni, per quanto rara, è il processo attraverso il quale si formano gli atomi neutri. Ci porta da un universo caldo pieno di plasma a un universo quasi ugualmente caldo pieno di atomi neutri al 100%. Anche se diciamo che l'Universo ha formato questi atomi 380.000 anni dopo il Big Bang, questo è stato in realtà un processo lento e graduale che ha richiesto circa 100.000 anni su entrambi i lati della figura per essere completato. Una volta che gli atomi sono neutrali, non c'è più nulla per cui la luce del Big Bang si diffonda. Questa è l'origine del CMB: il Cosmic Microwave Background.

Un universo in cui elettroni e protoni sono liberi e si scontrano con le transizioni di fotoni verso uno neutro che è trasparente ai fotoni mentre l'Universo si espande e si raffredda. Qui viene mostrato il plasma ionizzato (L) prima dell'emissione del CMB, seguito dalla transizione verso un Universo neutro (R) che è trasparente ai fotoni. La dispersione tra elettroni ed elettroni, così come elettroni e fotoni, può essere ben descritta dall'equazione di Dirac, ma le interazioni fotone-fotone, che si verificano nella realtà, non lo sono. (AMANDA YOHO)

Questo segna la prima volta che l'Universo diventa trasparente alla luce. I fotoni rimanenti del Big Bang, ora lunghi in lunghezza d'onda e bassi in energia, possono finalmente viaggiare liberamente attraverso l'Universo. Con gli elettroni liberi spariti - legati in atomi neutri stabili - i fotoni non hanno nulla per fermarli o rallentarli.

Ma gli atomi neutri sono ora ovunque e servono a uno scopo insidioso. Mentre possono rendere l'Universo trasparente a questi fotoni a bassa energia, questi atomi si raggrupperanno in nuvole molecolari, polvere e raccolte di gas. Gli atomi neutri in queste configurazioni potrebbero essere trasparenti alla luce a bassa energia, ma la luce ad alta energia, come quella emessa dalle stelle, viene assorbita da esse.

Un'illustrazione delle prime stelle che si accendono nell'Universo. Senza i metalli che raffreddano le stelle, solo i grossi ammassi all'interno di una nuvola di grande massa possono diventare stelle. Fino a quando non è trascorso abbastanza tempo perché la gravità influenzi le scale più grandi, solo le piccole scale possono formare la struttura all'inizio, e le stelle stesse vedranno la loro luce incapace di penetrare molto lontano attraverso l'Universo opaco. (NASA)

Quando tutti gli atomi nell'Universo sono ora neutrali, fanno un ottimo lavoro nel bloccare la luce delle stelle. La stessa configurazione tanto attesa che abbiamo richiesto per rendere trasparente l'Universo ora lo rende nuovamente opaco ai fotoni di diversa lunghezza d'onda: la luce ultravioletta, ottica e del vicino infrarosso prodotta dalle stelle.

Per rendere l'universo trasparente a questo altro tipo di luce, dovremo ionizzarli di nuovo tutti. Ciò significa che abbiamo bisogno di abbastanza luce ad alta energia per liberare gli elettroni dagli atomi a cui sono legati, il che richiede un'intensa fonte di emissione ultravioletta.

In altre parole, l'Universo deve formare abbastanza stelle per reionizzare con successo gli atomi al suo interno, rendendo il tenue mezzo intergalattico a bassa densità trasparente alla luce delle stelle.

Questa vista a quattro pannelli mostra la regione centrale della Via Lattea in quattro diverse lunghezze d'onda della luce, con le lunghezze d'onda più lunghe (submillimetriche) in alto, attraversando l'infrarosso lontano e vicino (2 ° e 3 °) e terminando in una vista a luce visibile della Via Lattea. Si noti che le corsie di polvere e le stelle in primo piano oscurano il centro alla luce visibile, ma non tanto nell'infrarosso. (ESO / ATLASGAL CONSORTIUM / NASA / GLIMPSE CONSORTIUM / VVV SURVEY / ESA / PLANCK / D. MINNITI / S. GUISARD RICONOSCIMENTO: IGNACIO TOLEDO, MARTIN KORNMESSER)

Lo vediamo anche nella nostra galassia: il centro galattico non può essere visto alla luce visibile. Il piano galattico è ricco di polvere e gas neutri, il che è estremamente efficace nel bloccare l'ultravioletto a energia più elevata e la luce visibile, ma la luce infrarossa si diffonde. Questo spiega perché lo sfondo cosmico a microonde non verrà assorbito dagli atomi neutri, ma la luce delle stelle lo farà.

Per fortuna, le stelle che formiamo possono essere massicce e calde, dove quelle più massicce sono molto più luminose e più calde del nostro sole. Le prime stelle possono essere decine, centinaia o addirittura mille volte più grandi del nostro Sole, il che significa che possono raggiungere temperature superficiali di decine di migliaia di gradi e luminosità che sono milioni di volte più luminose del nostro Sole. Questi colossi sono la più grande minaccia per gli atomi neutri diffusi in tutto l'Universo.

Le prime stelle nell'Universo saranno circondate da atomi neutri di (principalmente) gas idrogeno, che assorbe la luce delle stelle. L'idrogeno rende l'Universo opaco a visibile, ultravioletto e una grande frazione di luce infrarossa, ma la luce a lunga lunghezza d'onda, come la luce radio, può trasmettere senza ostacoli. (NICOLE RAGER FULLER / FONDAZIONE NAZIONALE DELLA SCIENZA)

Ciò di cui abbiamo bisogno è che si formino abbastanza stelle da poter inondare l'Universo con un numero sufficiente di fotoni ultravioletti. Se riescono a ionizzare abbastanza di questa materia neutra riempiendo il mezzo intergalattico, possono liberare un percorso in tutte le direzioni affinché la luce delle stelle possa viaggiare senza ostacoli. Inoltre, deve accadere in quantità sufficienti che i protoni ionizzati e gli elettroni non possano tornare di nuovo insieme. Non c'è spazio per gli shenanigans in stile Ross-e-Rachel nello sforzo di reionizzare l'Universo.

Le prime stelle fanno una piccola ammaccatura in questo, ma i primi ammassi stellari sono piccoli e di breve durata. Per le prime centinaia di milioni di anni del nostro Universo, tutte le stelle che formano possono a malapena fare ammaccare in quanto la materia nell'Universo rimane neutrale. Ma questo inizia a cambiare quando gli ammassi stellari si fondono insieme, formando le prime galassie.

Un'illustrazione di CR7, la prima galassia rilevata che si pensava ospitasse le stelle della Popolazione III: le prime stelle mai formate nell'Universo. JWST rivelerà le immagini reali di questa galassia e di altre simili e sarà in grado di effettuare misurazioni di questi oggetti anche se la reionizzazione non è ancora stata completata. (ESO / M. KORNMESSER)

Quando grandi gruppi di gas, stelle e altra materia si fondono insieme, scatenano un'enorme esplosione di formazione stellare, illuminando l'Universo come mai prima d'ora. Col passare del tempo, una serie di fenomeni si verificano tutti in una volta:

  • le regioni con le maggiori raccolte di materia attraggono ancora più stelle e ammassi stellari verso di loro,
  • le regioni che non hanno ancora formato le stelle possono iniziare a
  • e le regioni in cui sono realizzate le prime galassie attraggono altre giovani galassie,

tutto ciò serve ad aumentare il tasso complessivo di formazione stellare.

Se dovessimo mappare l'Universo in questo momento, ciò che vedremmo è che il tasso di formazione stellare aumenta a un ritmo relativamente costante per i primi miliardi di anni di esistenza dell'Universo. In alcune regioni favorevoli, abbastanza della materia viene ionizzata abbastanza presto da poter vedere attraverso l'Universo prima che la maggior parte delle regioni venga reionizzata; in altri, potrebbero volerci fino a due o tre miliardi di anni per spazzare via l'ultima materia neutrale.

Se dovessi mappare la materia neutra dell'Universo dall'inizio del Big Bang, scopriresti che inizia a passare alla materia ionizzata in gruppi, ma scopriresti anche che ci sono voluti centinaia di milioni di anni per scomparire. Lo fa in modo non uniforme e preferenzialmente lungo le posizioni delle parti più dense della rete cosmica.

Diagramma schematico della storia dell'Universo, evidenziando la reionizzazione. Prima che si formassero stelle o galassie, l'Universo era pieno di atomi neutri che bloccano la luce. Mentre la maggior parte dell'Universo non viene reionizzata fino a 550 milioni di anni dopo, alcune regioni raggiungeranno la piena reionizzazione prima e altre non la realizzeranno fino a dopo. Le prime grandi ondate di reionizzazione iniziano a manifestarsi intorno ai 250 milioni di anni, mentre alcune stelle fortunate potrebbero formarsi da 50 a 100 milioni di anni dopo il Big Bang. Con gli strumenti giusti, come il James Webb Space Telescope, possiamo iniziare a rivelare le prime galassie. (S. G. DJORGOVSKI ET AL., CALTECH DIGITAL MEDIA CENTER)

In media, ci vogliono 550 milioni di anni dall'avvio del Big Bang affinché l'Universo diventi reionizzato e trasparente alla luce delle stelle. Lo vediamo osservando quasar ultra-distanti, che continuano a mostrare le caratteristiche di assorbimento che solo la materia neutra e interviene provoca. Ma la reionizzazione non avviene ovunque contemporaneamente; raggiunge il completamento in tempi diversi in direzioni diverse e in posizioni diverse. L'universo è irregolare, così come lo sono le stelle, le galassie e gli ammassi di materia che si formano al suo interno.

L'Universo divenne trasparente alla luce rimasta dal Big Bang quando aveva circa 380.000 anni e in seguito rimase trasparente alla luce a lunga lunghezza d'onda. Ma è stato solo quando l'Universo ha raggiunto circa mezzo miliardo di anni che è diventato completamente trasparente alla luce delle stelle, con alcuni luoghi che hanno subito la trasparenza prima e altri che l'hanno vissuta in seguito.

Per sondare oltre questi limiti è necessario un telescopio che raggiunga lunghezze d'onda sempre più lunghe. Con un po 'di fortuna, il James Webb Space Telescope aprirà finalmente i nostri occhi sull'Universo com'era durante questa era di mezzo, in cui è trasparente al bagliore del Big Bang ma non alla luce delle stelle. Quando apre gli occhi sull'Universo, possiamo finalmente imparare come è cresciuto l'Universo durante questi oscuri secoli oscuri.

Starts With A Bang è ora su Forbes e ripubblicato su Medium grazie ai nostri sostenitori di Patreon. Ethan ha scritto due libri, Beyond The Galaxy e Treknology: The Science of Star Trek da Tricorders a Warp Drive.