Reionizzazione

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Nella teoria cosmologica del Big Bang, la reionizzazione è intesa come il momento nel quale l'enorme massa di idrogeno neutro, che permeava nell'universo primordiale nei suoi primi milioni di anni di vita, svanisce permettendo quindi alla luce di filtrare attraverso questa "nebbia" e che quindi ci permette di osservare i corpi celesti. Dato che la maggior parte della materia barionica è in forma di idrogeno, la reionizzazione è generalmente riferita alla reionizzazione dell'idrogeno gassoso. L'elio primordiale nell'universo sperimentò la stessa fase, ma in un momento diverso della storia, di solito riferito come reionizzazione dell'elio.

Le origini[modifica | modifica wikitesto]

Sequenza temporale delle fasi dell'universo, nel quale è inserita la fase di reionizzazione.

La prima transizione di fase dell'idrogeno nell'universo primordiale fu la ricombinazione, che avvenne a redshift z = 1089 (379.000 anni dopo il Big Bang), a causa del raffreddamento dell'universo, al punto che il tasso di ricombinazione degli elettroni e dei protoni nel formare idrogeno neutro era più alto del tasso di reionizzazione. L'universo era opaco prima della ricombinazione, a causa dello scattering dei fotoni, ma divenne sempre più trasparente man mano che sempre più elettroni e protoni si univano per formare atomi neutri di idrogeno. Mentre gli elettroni dell'idrogeno neutro possono assorbire i fotoni di alcune lunghezze d'onda crescendo sino a raggiungere lo stato d'eccitazione, l'universo pieno di idrogeno neutro sarebbe rimasto relativamente opaco nelle lunghezze d'onda assorbite, ma trasparente su tutto il resto dello spettro. L'Età oscura dell'universo iniziò a questo punto, dato che non c'erano altre fonti di luce se non la radiazione cosmica di fondo in fase di redshift, e dato che a differenza dell'idrogeno odierno, l'idrogeno neutro assorbiva la luce.[1]

La seconda transizione avvenne una volta che gli oggetti iniziarono a condensarsi in un universo primordiale abbastanza energeticamente carico da poter reionizzare l'idrogeno neutro. Nel momento in cui questi oggetti si formarono ed iniziarono ad irradiare energia, l'universo, da essere neutro, ritornò ad essere una marea di plasma ionizzato. Ciò avvenne tra i 150 milioni ed il miliardo di anni dopo il Big Bang (a redshift 6 < z < 20). A quel punto tuttavia, la materia si era diffusa tramite l'espansione dell'universo, e le interazioni di scattering fra protoni ed elettroni erano decisamente meno frequenti rispetto al tempo precedente alla ricombinazione elettrone-protone. L’universo in questo periodo quindi torna ad essere un ambiente quasi completamente ionizzato, ma essendo pieno di idrogeno ionizzato a bassa densità rimarrà trasparente, come oggi.

Metodi di osservazione[modifica | modifica wikitesto]

Guardare così indietro nella storia dell'universo presenta molte sfide. Tuttavia, ci sono un paio di metodi d'osservazione attualmente usabili per studiare la reionizzazione.

Quasar ed effetto Gunn-Peterson[2][modifica | modifica wikitesto]

Uno dei metodi per studiare la reionizzazione è l'osservazione dello spettro dei quasar distanti. I quasar rilasciando uno straordinario ammontare di energia, essendo uno degli oggetti celesti più luminosi dell'universo. Per questo i quasar sono rlevabili come oggetti presenti all'epoca della reionizzazione. I quasar sembrano inoltre avere delle caratteristiche spettrali uniformi, indipendentemente dalla loro posizione nel cielo o dalla distanza dalla Terra. Quindi può essere ipotizzato che qualsiasi interferenza di rilievo fra gli spettri di diversi quasar può essere causata dall'interazione delle loro emissioni con atomi sulla loro linea visiva. Per delle lunghezze d'onda della luce al livello della serie di Lyman dell'idrogeno, la sezione d'urto è ampia. Ciò significa che anche per livelli bassi di idrogeno neutro presente nel mezzo interstellare, l'assorbimento di queste lunghezze d'onda è molto alta.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Reionizing the Cosmos, su National Center for Supercomputing Applications.
  2. ^ J.E. Gunn e B.A. Peterson, On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space, in The Astrophysical Journal., nº 142, DOI:10.1086/148444.

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]