In molti modi, le nostre visioni dell’Universo distante sono le cose più vicine che potremo mai ottenere ad una macchina del tempo. Anche se non possiamo viaggiare indietro nel tempo, possiamo fare la migliore cosa possibile: vedere l’Universo non come è oggi, ma piuttosto com’era una quantità significativa di tempo fa.
Ogni volta che la luce viene emessa da una sorgente lontana – come una stella, una galassia o un quasar – deve prima attraversare le vaste distanze cosmiche che separano quella sorgente da noi stessi, l’osservatore, e questo richiede tempo.
Anche alla velocità della luce, possono essere necessari miliardi o anche più di dieci miliardi di anni prima che quella luce ci raggiunga, il che significa che più è lontano un oggetto che vediamo, più indietro nel tempo verso il Big Bang stiamo guardando.
La prima luce che possiamo vedere, tuttavia, proviene da un’epoca precedente a qualsiasi stella o galassia: l’epoca in cui i nuclei atomici e gli elettroni dell’Universo si combinavano per formare atomi neutri. Eppure è solo una stranezza molto specifica della fisica quantistica che ci permette di vedere l’Universo com’era tanto tempo fa.
Senza di essa, i primi segnali non esisterebbero e non saremmo in grado di guardare indietro nello spazio e nel tempo come possiamo oggi. Ecco come la fisica quantistica ci permette di vedere così indietro nello spazio e nel tempo.
Per capire da dove proviene il primo segnale osservabile nell’Universo, dobbiamo tornare indietro nel tempo: ai primi istanti del Big Bang. In quei momenti, l’Universo era caldo, denso, quasi perfettamente uniforme e pieno di una miscela di materia, antimateria e radiazioni, e si stava espandendo in modo incredibilmente rapido. In questi primi momenti, c’erano regioni dell’Universo leggermente più dense della media e regioni leggermente meno dense della media, ma solo di ~ 1 parte su 30.000.
Se fosse dipeso dalla sola gravità, le regioni sovradense sarebbero cresciute, attirando più materia circostante rispetto alle regioni medie o sottodense, mentre le regioni sottodense avrebbero ceduto la loro materia alle regioni circostanti più dense.
Ma l’Universo non è governato solo dalla gravità; le altre forze della natura giocano un ruolo importante. La radiazione, ad esempio, in particolare sotto forma di fotoni, era estremamente energetica nell’Universo primordiale e i suoi effetti sul modo in cui la materia si è evoluta sono importanti in molti modi.
Prima di tutto, la materia (e l’antimateria), se caricata elettricamente, si disperde prontamente dai fotoni. Ciò significa che qualsiasi quanto di radiazione, ogni volta che incontrerà una particella carica, interagirà e scambierà energia con essa, con maggiori probabilità di incontri con particelle cariche di bassa massa (come gli elettroni) rispetto a quelle di massa elevata (come protoni o nuclei atomici).
In secondo luogo, mentre la materia tenta di collassare gravitazionalmente, la densità di energia di quella regione sale al di sopra di questa media. Ma la radiazione risponde a quelle densità di energia più elevate fluendo da quelle regioni ad alta densità in quelle a densità inferiore, e questo porta a una sorta di “rimbalzo”, dove:
- le densità aumentano,
- la pressione dei fotoni aumenta,
- i fotoni escono,
- la densità diminuisce,
- facendo diminuire la pressione del fotone,
- facendo rifluire fotoni e materia,
- aumentando la densità,
e il ciclo continua. Quando parliamo delle fluttuazioni che vediamo nel fondo cosmico a microonde, esse seguono un particolare modello di “oscillazioni” che corrisponde a questi “rimbalzi“, o oscillazioni acustiche, che si verificano nel plasma dell’Universo primordiale.
Ma c’è una terza cosa che accade in concomitanza con tutte queste cose: l’Universo si sta espandendo. Quando l’Universo si espande, la sua densità diminuisce, poiché il numero totale di particelle al suo interno rimane lo stesso mentre il volume aumenta.
Tuttavia, accade anche una seconda cosa: la lunghezza d’onda di ogni fotone – ogni quanto di radiazione elettromagnetica – si allunga man mano che l’Universo si espande. Poiché la lunghezza d’onda di un fotone determina la sua energia, con lunghezze d’onda maggiori corrispondenti a energie inferiori, anche l’Universo si raffredda mentre si espande.
Un universo che diventa meno denso e si raffredda da uno stato inizialmente caldo e denso farà molto di più che gravitare. Ad energie elevate, ogni collisione tra due quanti avrà la possibilità di creare spontaneamente coppie particella / antiparticella; Finché c’è abbastanza energia disponibile in ogni collisione per creare particelle massicce (e antiparticelle), descrivibile tramite l’equazione E = mc² di Einstein, c’è una possibilità che accada.
All’inizio, questo questo succede in abbondanza, ma quando l’Universo si espande e si raffredda, smette di accadere e quando le coppie particella / antiparticella si incontrano, invece si annichiliscono. Quando l’energia sarà scesa a valori sufficientemente bassi, sarà rimasto solo un piccolissimo eccesso di materia.
Mentre l’Universo continua ad espandersi e raffreddarsi – e mentre la densità e la temperatura diminuiscono – avvengono una serie di altre importanti transizioni. In ordine:
- quark e gluoni formano stati legati stabili: protoni e neutroni,
- i neutrini, che in precedenza interagivano copiosamente, non entrano più in collisione con altre particelle,
- l’ultima delle coppie di antimateria, elettrone e positroni, si annichilisce,
- i fotoni si raffreddano sufficientemente in modo che si verifichino le prime reazioni di fusione nucleare stabile, creando gli elementi leggeri immediatamente dopo il Big Bang,
- ha luogo alla danza oscillante tra materia normale, materia oscura e radiazione, che porta al particolare modello di fluttuazioni che in seguito crescerà nella struttura su larga scala dell’Universo,
- e, infine, gli atomi neutri possono formarsi stabilmente, poiché i fotoni si sono raffreddati abbastanza da non far esplodere più immediatamente gli elettroni dai nuclei a cui si legherebbero.
È solo alla fine di questo passaggio finale – un passaggio che richiese oltre 100.000 anni – che l’Universo diventò trasparente alla luce presente al suo interno. Il plasma ionizzato che esisteva in precedenza assorbiva e riemetteva fotoni continuamente, ma una volta che si sono formati atomi neutri, quei fotoni possono muoversi liberamente spostandosi verso il rosso con l’Universo in espansione e creando lo sfondo cosmico a microonde che osserviamo oggi.
Quella luce, in media, ci arriva da un periodo corrispondente a ~ 380.000 anni dopo il Big Bang.
Si tratta di un periodo incredibilmente breve rispetto alla storia del nostro Universo di 13,8 miliardi di anni, ma è molto lungo rispetto ai passaggi precedenti, che si verificano in gran parte dalla prima frazione di secondo ai primi minuti dopo il Big Bang.
Poiché i fotoni sono più numerosi degli atomi in ragione di oltre un miliardo a uno, anche un numero esiguo di fotoni superenergici può mantenere ionizzato l’intero universo. Solo quando si raffreddano sotto una determinata soglia, corrispondente a una temperatura di circa ~ 3000 K, questi atomi neutri possono finalmente formarsi.
Ma c’è un problema immediato con questo passaggio finale.
Quando gli elettroni si legano ai nuclei atomici, scendono a cascata i vari livelli di energia in una reazione a catena. Alla fine, quegli elettroni faranno la loro transizione più energetica: allo stato fondamentale. La transizione più comune che si verifica è dal secondo stato energetico più basso (chiamato n = 2) allo stato più basso ( n = 1), nel qual caso emette un fotone energetico della serie Lyman.
Perché questo è un problema?
Avevamo bisogno che l’Universo si raffreddasse al di sotto di circa 3000 K in modo che non ci fossero abbastanza fotoni energetici per riattivare quegli elettroni allo stato fondamentale in uno stato eccitato, dove sarebbero stati facili da ionizzare. Così abbiamo aspettato e aspettato e aspettato, e finalmente, poche centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang, siamo arrivati.
A quel punto, gli elettroni si legano ai nuclei, scendono a cascata i loro vari livelli di energia e infine effettuano una transizione verso uno stato fondamentale.
Questa transizione energetica finale provoca l’emissione di un fotone della serie Lyman ad alta energia. Ora, se hai iniziato a formare atomi neutri in tutto l’Universo, puoi calcolare quanto lontano viaggia quel fotone della serie Lyman prima di frantumarsi contro un atomo neutro e confrontarlo con la quantità di spostamento verso il rosso che si verificherà per quel fotone.
Se si sposta verso il rosso di una quantità sufficiente, la sua lunghezza d’onda si allungherà e gli atomi non saranno in grado di assorbirla (ricorda, gli atomi possono assorbire solo fotoni di frequenze particolari).
Quando fai i conti, tuttavia, scopri che la stragrande maggioranza dei fotoni prodotti da queste transizioni allo stato fondamentale – circa 99.999.999 su 100.000.000 – viene semplicemente riassorbita da un altro atomo identico, che può quindi facilmente ionizzarsi.
Il tempo della reionizzazione
Ciò implica qualcosa di piuttosto inquietante: abbiamo aspettato per tutto questo tempo che l’Universo diventasse elettricamente neutro, e poi quando lo fa, calcoliamo che praticamente ogni atomo che lo fa sarà esso stesso responsabile della reionizzazione di un atomo diverso dello stesso tipo.
Potresti pensare che questo significhi che dobbiamo solo aspettare un periodo di tempo sufficiente, e quindi una quantità sufficiente di queste transizioni si verificherà con un tempo sufficientemente lungo che passa tra il momento in cui quei fotoni vengono emessi e l’incontro con un altro atomo.
È vero, ma il tempo necessario all’Universo per diventare elettricamente neutro non sarebbe stato di ~ 380.000 anni se fosse andata così. Invece, ci sarebbero voluti ~ 790.000 anni prima che avvenisse questa transizione, in cui l’Universo sarebbe sceso fino a una temperatura più simile a ~ 1900 K.
In altre parole, il modo più semplice in cui tenteresti di formare atomi neutri – il modo in cui accade naturalmente quando gli ioni nel nostro Universo si ricombinano oggi – non può essere il meccanismo principale di come si è verificato nell’Universo primordiale.
Allora come succede?
Devi ricordare che lo stato di energia più bassa per un elettrone in un atomo, lo stato n = 1, è sempre sferico. Puoi inserire fino a due elettroni in quello stato, quindi l’idrogeno – l’elemento più comune nell’Universo – ha sempre un elettrone nello stato n = 1.
Tuttavia, lo stato n = 2 può contenere fino a otto elettroni: ci sono due slot in uno stato sferico (l’s -orbitale) e due slot in ciascuna delle direzioni x , y e z (gli p -orbitali).
Il problema è che le transizioni da un s- orbitale a un altro sono vietate dalla meccanica quantistica. Non c’è modo di emettere un fotone da un s -orbitale e far finire il tuo elettrone in un s -orbitale di energia inferiore, quindi la transizione di cui abbiamo parlato prima, in cui emetti un fotone della serie Lyman, può avvenire solo dal 2 p stato allo stato 1 s.
Ma c’è un processo speciale e raro che può verificarsi: una transizione di due fotoni dallo stato 2 s (o 3 s , o 4 s , o anche 3 d orbitale) fino allo stato terra (1 s). Si verifica solo circa lo 0,000001% con la frequenza delle transizioni della serie Lyman, ma ogni occorrenza ci mette in rete un nuovo atomo di idrogeno neutro.
Questa stranezza della meccanica quantistica è il metodo principale per creare atomi di idrogeno neutri nell’universo.
Se non fosse per questa rara transizione, da orbitali sferici di energia superiore a orbitali sferici di energia inferiore, il nostro Universo apparirebbe incredibilmente diverso nei dettagli. Avremmo diversi numeri e magnitudini di picchi acustici nel fondo cosmico a microonde, e quindi un diverso insieme di fluttuazioni seme per il nostro Universo da cui costruire la sua struttura su larga scala.
La storia della ionizzazione del nostro universo così sarebbe stata diversa; ci sarebbe voluto più tempo per la formazione delle prime stelle; e la luce del bagliore residuo del Big Bang ci riporterebbe solo a 790.000 anni dopo il Big Bang, piuttosto che ai 380.000 anni che abbiamo oggi.
In un senso molto reale, ci sono una miriade di modi in cui la nostra visione dell’Universo distante – fino ai confini più remoti dello spazio profondo dove rileviamo i primi segnali che sorgono dopo il Big Bang – sarebbe fondamentalmente meno potente se non fosse per questo transizione imposta dalla meccanica quantistica.
Se vogliamo capire come l’Universo sia diventato così com’è oggi, anche su scala cosmica, è notevole quanto sottilmente dipendono i risultati dalle regole subatomiche della fisica quantistica. Senza di esse, i panorami che vediamo guardando indietro nello spazio e nel tempo sarebbero molto meno ricchi e spettacolari.
