Se c’è una cosa di cui puoi essere certo quando si tratta di spazio esterno, è che è trasparente, non opaco, alla luce. Quando guardi un cielo notturno scuro, non sei limitato a vedere cosa c’è semplicemente nella nostra atmosfera, nell’orbita terrestre bassa, nel nostro sistema solare, o anche cosa c’è nella nostra galassia.
Invece, in particolare se hai uno strumento per raccogliere più luce di quanta il tuo occhio possa assorbire in tempo reale, possiamo letteralmente guardare attraverso l’Universo, vedendo oggetti a migliaia, milioni o addirittura miliardi di anni luce di distanza. Tutto questo sarebbe impossibile se l’Universo non fosse trasparente alla luce.
Ma, allo stesso tempo, sono vere anche altre due cose. Primo, non possiamo vedere infinitamente lontano; c’è un limite a quanto indietro possiamo guardare. E in secondo luogo, la luce arriva in molte bande di lunghezze d’onda diverse, e non tutti i set di lunghezze d’onda sono ugualmente visibili.
Ma quand’è che l’universo è diventato trasparente alla luce?
Ci sono due fasi importanti che si sono verificate, ed entrambe hanno influenzato la capacità della luce di passare attraverso l’Universo: la ricombinazione e la reionizzazione.
Nelle prime fasi del Big Bang caldo, l’Universo era meno trasparente che mai. Dato che molto tempo fa era più caldo e più denso, tutta la materia normale nell’Universo è stata ionizzata, il che significa che c’erano molti protoni ed elettroni liberi che volavano in giro, incapaci di formare atomi neutri a causa delle alte temperature ed energie. Erano presenti anche fotoni, quanti di luce, in gran numero e grande densità.
Quando qualcosa è trasparente alla luce, significa che la luce lo attraversa, con il suo percorso e le sue proprietà in gran parte invariati dagli oggetti che incontra. L’Universo primordiale, quindi, pieno di particelle cariche in rapido movimento, è forse l’ultimo esempio di un insieme di condizioni non trasparenti alla luce. I fotoni hanno una grande possibilità di interagire con le particelle se tali particelle sono:
- cariche elettricamente,
- energetiche,
- e di piccola massa,
che è un insieme di parametri che si adatta molto bene a un tipo di particella in particolare: l’elettrone.
L’elettrone è la ragione principale per cui l’Universo primordiale non era trasparente. Ogni fotone che viaggia nello spazio, indipendentemente dalla direzione in cui viaggia, può percorrere una distanza estremamente breve prima di incontrare un elettrone. Puoi pensare a un elettrone e a un fotone come singole particelle, e quelle particelle hanno una sezione trasversale dipendente dall’energia, quindi più alte sono le energie delle particelle, maggiore è la possibilità che si scontrino e si disperdano: andando in direzioni diverse da come si muovevano inizialmente.
Tuttavia, puoi trattare i fotoni anche come onde, il che è più intuitivo per alcune persone. I fotoni sono onde elettromagnetiche, con campi elettrici e magnetici oscillanti in fase, e quei campi agiranno e accelereranno qualsiasi elettrone che incontrano. Se l’elettrone cambia quantità di moto, allora deve esserci una variazione uguale e contraria di quantità di moto da qualche altra parte in modo che, nel complesso, la quantità di moto sia conservata.
In pratica, per quanto tu cambi la quantità di moto dell’elettrone, devi cambiare la quantità di moto del fotone di una quantità uguale e contraria, e quindi, il fotone deve cambiare direzione.
Questo è il motivo per cui, quando tracciamo come un fotone cambia direzione quando incontra gli elettroni in funzione dell’energia, vediamo che l’energia è tremendamente importante per quanto il fotone viene deviato nel suo incontro con l’elettrone.
Finché ci sono particelle ionizzate che permeano tutto lo spazio – che è sicuramente ciò che succedeva prima della formazione di atomi stabili e neutri – i fotoni non possono viaggiare nemmeno per un secondo senza incontrare un elettrone e cambiare direzione. Questi eventi di dispersione rendono l’Universo opaco, nel senso che la luce che entra viene dispersa e reindirizzata, e queste interazioni di dispersione possono anche modificare l’energia/lunghezza d’onda della luce. Per le prime centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang, ciò si verificava continuamente per tutti i fotoni e l’Universo rimaneva opaco.
Opaco, in questo contesto, non significa che non avremmo visto nulla se fossimo stati presenti allora, ma piuttosto che non avremmo visto nulla da lontano. C’era molta luce riflessa e riemessa che arrivava da tutte le direzioni in quei primi tempi ma, esaminando da la provenienza di ciascun fotone da quando è avvenuta la precedente interazione con un elettrone – dove si è verificato il punto di “ultima diffusione” – troveremmo che era estremamente vicino. In altre parole, non era possibile vedere la luce proveniente da nessun oggetto che fosse a distanza astronomica.
Ma mentre l’Universo si raffredda al di sotto di una temperatura critica, circa ~ 3000 K, i fotoni vengono spostati verso il rosso dall’Universo in espansione in modo così completo che non ne sono rimasti abbastanza di quelli ad alta energia per ionizzare gli atomi che iniziavano a formarsi. Per la prima volta, si creano atomi stabili e neutri.
Questa è una pietra miliare importante, spesso chiamata “ricombinazione” dagli astrofisici. Gli elettroni liberi nell’Universo hanno cercato di legarsi ai protoni e ad altri nuclei atomici, ma ogni volta, venivano rilanciati da un fotone ad alta energia. Sebbene sia stato un processo lento e graduale che ha richiesto più di 100.000 anni, alla fine l’Universo si è riempito di atomi neutri, non più elettroni e ioni liberi.
Quest’evento cambia enormemente la storia dei fotoni. Quando un fotone incontra un elettrone libero, si disperde con esso: diffusione Compton alle alte energie, diffusione Thomson alle basse energie. Qualsiasi elettrone in cui si imbatte cambierà la sua direzione. Ma quando quello stesso fotone incontra un atomo neutro, interagirà con esso solo se il fotone ha la giusta lunghezza d’onda per causare una transizione nei livelli di energia dell’elettrone.
Una volta formati questi atomi neutri, tuttavia, praticamente ogni fotone ha un’energia troppo bassa – con una lunghezza d’onda troppo lunga – per interagire con quegli atomi. Di conseguenza, i fotoni non si disperdono più, ma passano semplicemente attraverso gli atomi ormai neutri come se non ci fossero affatto. Lo chiamiamo streaming gratuito, poiché i fotoni sono ora invariati tranne che per il redshift cosmologico che allunga la loro lunghezza d’onda mentre viaggiano, e questi fotoni hanno continuato a fare esattamente questo fino ai giorni nostri.
In questo senso, l’Universo diventa trasparente quando gli atomi neutri si formano stabilmente e si verifica la ricombinazione. Vale a dire, l’Universo diventa trasparente ai fotoni che sono rimasti dal Big Bang: quello che osserviamo oggi come sfondo cosmico a microonde. Nel momento in cui l’Universo diventa neutro, la maggior parte di questi fotoni si trova nella parte “rossa” dello spettro della luce visibile, mentre gli atomi neutri hanno i loro elettroni nello stato di energia più bassa, dove assorbono (principalmente) la luce ultravioletta.
Col passare del tempo, i fotoni si spostano ulteriormente verso il rosso e scendono a energie più basse: dalla luce visibile all’infrarosso alle lunghezze d’onda delle microonde, dove continuano a fluire liberamente attraverso l’Universo, fino ai giorni nostri. La “superficie di ultima dispersione” per questi fotoni si è verificata quando l’Universo aveva solo 380.000 anni, in media: l’ultima volta che si sono dispersi con un elettrone libero.
Ma è allora che l’Universo è diventato trasparente alla luce rimasta dal Big Bang. Quando guardiamo l’Universo con gli occhi a microonde, ecco cosa vediamo: il bagliore residuo del Big Bang, lo sfondo cosmico a microonde. Ma quando guardiamo con i nostri occhi, vediamo la luce visibile: la luce generata dalle stelle. E ciò richiede un tipo di trasparenza completamente diverso, per ragioni che sono evidenti.
La Via Lattea, se l’hai mai vista, sembra una striscia di deboli nuvole lattiginose con bande scure che la attraversano, in particolare verso la regione più densa e centrale. Quelle bande scure sono in realtà materia neutra – nuvole di gas e polvere – legate insieme dalla loro stessa gravità. Queste nuvole sono parzialmente raggruppate in grani di un particolare insieme di dimensioni e, in generale, questi grani di polvere assorbono la luce se la sua lunghezza d’onda è della dimensione del grano o più piccola, e non se la lunghezza d’onda è più lunga.
Questi atomi neutri devono ammassarsi e gravitare prima che si possano formare le primissime stelle nell’Universo, il che significa che ovunque si formano stelle, quella regione di formazione stellare sarà piena e circondata da questo gas e polvere.
Quando le prime stelle si accendono, è la prima cosa che incontrerà la luce delle stelle: atomi neutri, raggruppati insieme, opachi alla luce emessa dalle stelle. Le prime stelle dell’Universo, oltre ad essere molto diverse dalle stelle che abbiamo oggi, composte esclusivamente da idrogeno ed elio, vengono anche create in ambienti densi dai quali la stessa luce stellare che stanno creando non può sfuggire.
Ma il tempo cambia tutte le cose, compreso lo stato di questi atomi neutri. Quando la materia inizia a raggrupparsi e a formare strutture legate gravitazionalmente, otteniamo regioni molto più dense della media. Di conseguenza, quella materia deve provenire da qualche parte, quindi le regioni circostanti di densità inferiore alla media cedono preferenzialmente la loro materia a queste regioni più dense. Dove le densità salgono abbastanza in alto, si formano le stelle e la luce delle stelle – per la prima volta – non solo viene creata, ma inizia a sbattere contro la materia neutra che le circonda.
Ora, è qui che entra in gioco il secondo tipo di opacità: l’Universo è trasparente ai fotoni rimasti dal Big Bang, ma non ai fotoni creati dalle stelle. In particolare, la maggior parte della luce generata è ultravioletta e visibile: luce a lunghezza d’onda corta, ad alta energia, facilmente assorbita dai granelli di polvere presenti.
Ma la luce ultravioletta ha una proprietà speciale che le permette di iniziare a cambiare la situazione: ha energia sufficiente per ionizzare gli atomi con cui entra in contatto, cacciando via molti degli elettroni dai loro atomi. Quando vengono create abbastanza stelle, la radiazione può effettivamente sfondare questa guaina di materia neutra, ionizzandola e inviando la luce delle stelle, per la prima volta, nell’Universo al di là.
All’inizio, ci sono solo poche sacche di formazione stellare. Inoltre, in tempi relativamente primitivi nell’Universo, è ancora di dimensioni relativamente ridotte, non avendo avuto tempo sufficiente per espandersi su scale più grandi e diluirsi (in termini di densità) a un minor numero di particelle per unità di volume. Ciò significa che molti degli atomi che vengono ionizzati nei primissimi tempi dalla formazione delle prime stelle possono diventare di nuovo neutri.
Ci vuole molto tempo e la produzione sostenuta di nuove stelle massicce che emettono ultravioletti per ionizzare non solo la materia nelle regioni più dense, ma anche gli atomi che ancora si nascondono nello spazio tra stelle e galassie: il mezzo intergalattico.
Sebbene le primissime stelle possano accendersi tra 50-100 milioni di anni dopo il Big Bang e le prime grandi ondate di formazione stellare possano essersi verificate solo 200-250 milioni di anni dopo il Big Bang, piccole quantità di materia neutra possono fare molto. Ed è solo ~ 550 milioni di anni dopo il Big Bang che l’ultimo ~ 1% della materia neutra rimasta – gli atomi finali nel mezzo intergalattico – viene completamente ionizzato, consentendo alla luce delle stelle di passare senza essere ostacolata dal gas e dalla polvere .
“Aspetta un secondo“, ti sento obiettare. “Pensavo che gli atomi ionizzati producessero elettroni liberi e che gli elettroni liberi fossero nemici dei fotoni perché causavano la dispersione!”
E a questa obiezione, rispondo che hai ragione, ma che non si tratta solo dello stato della materia in cui ti trovi e dell’energia dei fotoni, ma anche della densità delle particelle presenti. Nello spazio tra le galassie – il mezzo intergalattico – c’è solo circa un elettrone per metro cubo di spazio, e questi fotoni non sono sostanzialmente influenzati dagli elettroni a queste basse densità. Ce ne sono semplicemente troppi (fotoni) per il numero di elettroni presenti.
Tuttavia, c’è un limite a quanto lontano possiamo guardare, poiché in tutte le direzioni, c’è un “muro” nel tempo in cui ci sono improvvisamente grandi densità di atomi neutri. In rari casi succede perché ci sono le nebulose, densi ammassi di materia, che intervengono. Ma nella maggior parte dei casi, possiamo guardare indietro di circa 30 miliardi di anni luce, più o meno, prima di scoprire che non c’era ancora abbastanza luce stellare creata per reionizzare completamente l’Universo, e quindi molta della luce emessa è stata assorbita prima di poterci raggiungere. La transizione è più brusca nei dati del quasar, che mostrano l’aspetto (o la mancanza di apparenza) di questi atomi neutri e assorbenti nei loro spettri: la depressione di Gunn-Peterson.
Quando metti insieme tutto ciò che abbiamo imparato, non solo dipinge un quadro affascinante, ma apre l’Universo – se lo guardiamo nel modo giusto – con l’incredibile potenziale di spingere le frontiere come mai prima d’ora. L’Universo inizia caldo, denso e ionizzato, il che significa che i fotoni del Big Bang si disperdono costantemente a causa degli elettroni, cosa che fanno fino a quando l’Universo non forma atomi neutri 380.000 anni dopo il Big Bang. Solo allora quei fotoni molto più freddi ora possono eseguire lo streaming gratuito.
Tuttavia, gli atomi neutri gravitano e si ammassano insieme e la luce visibile e ultravioletta non possono attraversarli in questi ambienti densi. Solo ~550 milioni di anni dopo, quando un numero sufficiente di stelle produce abbastanza radiazioni ad alta energia per ionizzare l’intero mezzo intergalattico, l’Universo diventa trasparente alla luce delle stelle.
Ma questo significa che se guardiamo a lunghezze d’onda della luce più lunghe, l’Universo non apparirà altrettanto opaco, anche in quei primi tempi tra la ricombinazione e la fine della reionizzazione.
La luce infrarossa e persino la radio possono sempre passare attraverso, dando al James Webb Space Telescope e ad altri osservatori, anche a lunghezze d’onda più lunghe, la possibilità di trovare le stelle e le galassie la cui luce stellare visibile viene inghiottita dalla materia interposta. La trasparenza, come sempre, dipende non solo da quando si guarda, ma anche da come: in quali lunghezze d’onda della luce.
