ELL'UNIVERSOGli astronomi stanno cercando di riempire le pagine vuote

dell'album del cosmo. In particolare, cercano di osservare

e ricostruire che cosa è avvenuto durante la sua infanzia

di Abraham Loeb

Q

uando guardo il cielo notturno spesso mi chiedo se nonsiamo troppo concentrati su noi stessi. Ci sono molte piùcose nell'universo di quante se ne possono osservare sul-la Terra. Come astrofisico, ho il privilegio di essere paga-

to per occuparmi di faccende simili, e tutto ciò mi aiuta adavere una prospettiva. Se così non fosse, mi preoccuperei di

eventi ineluttabili come, per esempio, la mia morte. Tut-ti moriremo prima o poi, ma considerare l'universo

nel suo complesso mi dà un senso di longevità.Grazie a questa visione più ampia, mi concen-

tro su me stesso molto meno di quanto fa-rei altrimenti.

I cosmologi stanno affrontando al-cune delle questioni fondamentali

che nei secoli passati si è cercatodi risolvere con la filosofia, ma

oggi tentano di farlo basan-dosi su osservazioni siste-matiche e una metodologia

quantitativa. Forse il massimotrionfo intellettuale del secolo scorso

è stato un modello di universo costruitosu una gran quantità di dati. Un mo-

dello che a volte è poco apprezza-to dalla società.

D

10-33secondiEinflazione cosmicagenera gli embrionidi aggregati di materia

70.000 anniLa materia diventapredominante; gliaggregati inizianoa crescere

10.000 anni

10-43 secondiDisaccoppiamento dispazio e tempo; il primoistante significativo

10-4 secondiFormazione dei protoniInizio dell'espansione del big bang

ETA OSCURA

9 miliardi di anniNascita del Solee della Terra

10 miliardi di ann

13,7 miliardi di anniOggi

4 miliardi di anniEpoca di massimaformazione delle stelle, acui segue l'inizio del declino

1 miliardn d;Attuale limite osservativo. Legrandi galassie si sono formate;la ri-ionizzazione è completa

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":1•11,

kbairlew— -

La I alassia di Andromeda (M31) vista nell'infrarosso10 milioni di anni

100 milioni di anniSi formano le prime stelle,che iniziano a ri-ionizza reil gas intergalattico

10K-1: la più lontana dellegalassie conosciute

•

.Antiche galassie nello 'Hubble Ultra Deeprield

Mappa ottenuta dal WilkinsonMicrowave Anisotropy Probe

1 milione di anni100.000 anni

•n•

• I cosmologi hanno dedicato molta attenzione alla radiazione

cosmica di fondo a microonde, che fornisce un'istantanea

dell'universo all'età di 400.000 anni. Ma tra questo

momento e la comparsa delle prime galassie c'è stato un

periodo di oscurità quasi totale. Un'epoca che raccoglie i

segreti della formazione delle galassie.

• Studiare questa epoca per sua stessa natura invisibile è

difficile. La chiave consiste nel cercare la debole emissione

nelle onde radio prodotta dall'interazione dell'idrogeno

elettricamente neutro con la radiazione di fondo.

• La mappa risultante sarà ancora più interessante di quella

alla lunghezza d'onda delle microonde. Sarà tridimensionale,

e mostrerà passo dopo passo il modo in cui si sono formate

per la prima volta le grandi strutture dell'universo.

IN QUESTA CRONOLOGIA COSMICA, l'età oscura dell'universo è il periodo compreso tra

l'emissione della radiazione di fondo a microonde e la formazione delle prime galassie e delle

prime stelle. Questo periodo è terminato gradualmente, quando la radiazione emessa dalle

stelle ha generato il gas ionizzato che oggi è predominante nello spazio intergalattico.

400.000 anniRicombinazione: si formanoatomi neutri, con emissionedella radiazione di fondo

Quando apro il giornale al mattino, leggo spesso lunghe de-scrizioni di conflitti, o notizie di cronaca che dopo qualche gior-no cadono nel dimenticatoio. Ma quando si aprono antichi testiche da tempo immemorabile hanno un significato per tantissi-me persone, come la Bibbia, che cosa si trova nel primo capitolo?Una discussione sulla creazione degli elementi che compongonol'universo: la luce, le stelle, la vita. Anche se spesso dobbiamo af-frontare problemi contingenti, proviamo curiosità per il quadrogenerale della realtà. Come cittadini dell'universo, non possia-mo fare a meno di chiederci in che modo si sono formate le primesorgenti luminose, come si è sviluppata la vita e se siamo gli uni-ci esseri intelligenti. Gli astronomi del XXI secolo si trovano inuna posizione privilegiata per dare risposta a queste domande.

La cosmologia moderna è una scienza empirica, perché siamoletteralmente in grado di scrutare nel passato. Quando osserva-te la vostra immagine allo specchio a un metro di distanza, vede-te voi stessi come eravate sei nanosecondi prima: il tempo neces-sario alla luce per propagarsi fino allo specchio e tornare indietro.Allo stesso modo, i cosmologi non devono indovinare l'evoluzio-ne dell'universo, ma possono osservarne la storia al telescopio.

Dato che il cosmo appare statisticamente identico in ogni dire-zione, quello che vediamo a miliardi di anni luce di distanza pro-babilmente è una buona rappresentazione dell'aspetto che avevala nostra regione di spazio miliardi di anni fa

La cosmologia osservativa ricostruisce la storia dell'universocomponendo un'immagine del percorso che da un gas informe diparticelle subatomiche ci ha condotto allo stato attuale. Abbiamoun'istantanea dell'universo come appariva 400.000 anni dopo ilbig bang, la radiazione cosmica di fondo a microonde, e ancheimmagini di galassie di un miliardo di anni più recenti. Verso lametà del prossimo decennio, la NASA ha in programma il lanciodi un nuovo telescopio spaziale, il James Webb Space Telescope(JWST), che dovrebbe individuare le prime galassie, la cui origi-ne - secondo le ricostruzioni teoriche - risale a quando il cosmoaveva un'età di alcune centinaia di milioni di anni.

Ma c'è ancora una lacuna enorme. Tra l'emissione della radia-zione di fondo a microonde e i primi raggi di luce stellare c'è sta-to un periodo in cui l'universo era oscuro e la radiazione di fondonon corrispondeva alla distribuzione della materia. Potrebbe ap-parire come un'epoca cupa e noiosa tra gli esiti immediati del bigbang e il cosmo di oggi. Ma questa «età oscura» è stata ricca diavvenimenti: in quest'epoca il brodo primordiale è evoluto nel-l'immensa varietà di corpi celesti che vediamo oggi. Nell'oscurità,le forze gravitazionali stavano costruendo gli oggetti cosmici.

È come se gli astronomi avessero l'album fotografico di unapersona con le prime immagini ottenute quando era nel grem-bo materno, e qualche ritratto in età adolescenziale e adulta. Sesi provasse a indovinare, basandosi su queste foto, tutto ciò che èaccaduto nel mezzo, si farebbero gravi errori. Un bambino non èun feto ingrandito o un adulto rimpicciolito. Lo stesso vale per legalassie: il loro sviluppo a partire dai primi aggregati di materiaindividuabili nella radiazione di fondo è stato tutt'altro che linea-re. Anzi, le osservazioni fanno pensare che durante l'età oscural'universo sia andato incontro a una transizione radicale.

Gli astronomi stanno cercando le pagine mancanti dell'albumdel cosmo, che mostreranno come si è evoluto durante la sua«infanzia» e il modo in cui si sono formati i componenti dellegalassie come la Via Lattea. Dieci anni fa, quando iniziai a oc-

cuparmi di questi problemi, solo pochi ricercatori condivideva-no il mio interesse, mentre oggi i progetti osservativi di questotipo sono numerosi e promettono di rivelarsi tra le frontiere piùentusiasmanti della cosmologia del prossimo decennio.

zzazione: andata e ritor

Secondo la teoria del big bang, l'universo primordiale era per-vaso da plasma ad altissima temperatura: un calderone ribollen-te di protoni, elettroni e fotoni con piccole quantità di altre parti-celle. Gli elettroni si propagavano liberamente e interagivano coni fotoni in un processo denominato «diffusione di Thomson», cheaccoppiava materia e radiazione. All'aumentare delle dimensionil'universo si raffreddava, e quando la temperatura è scesa a 3000kelvin, protoni ed elettroni hanno formato gli atomi di idroge-no, elettricamente neutri. Il processo di diffusione di Thomsonnon agiva più, e i fotoni hanno generato la radiazione di fon-do. L'espansione cosmica ha continuato a raffreddare l'idrogeno,

e dunque ci si potrebbe aspettare che ancora oggi il gas cosmicosia freddo ed elettricamente neutro. Ma non è così.

Anche se il mondo che ci circonda è composto da atomi, lamaggior parte della materia si trova sotto forma di plasma nel-le immense distese dello spazio intergalattico. Gli spettri dei qua-sar, delle galassie e delle sorgenti di raggi gamma più distanti (equindi più antichi) indicano che quando l'universo aveva un'etàdi un miliardo di anni l'idrogeno era ionizzato (si veda I luoghi

più vuoti dell'universo di Evan Scannapieco, Patrick Petitjean eTom Broadhurst, in «Le Scienze» n. 411, novembre 2002). Un'in-dicazione su quanto accadde in quest'epoca è arrivata tre annifa, quando la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)ha scoperto che la radiazione cosmica di fondo è leggermentepolarizzata. Solo l'idrogeno ionizzato, e non quello neutro, può

polarizzare questa radiazione, e l'entità della polarizzazione indi-ca che il gas era ionizzato già alcune centinaia di milioni di an-ni dopo il big bang. Dunque, al termine dell'età oscura gli atomierano di nuovo separati nei loro costituenti, protoni ed elettroni.

La maggior parte dei ricercatori associa il processo di ri-ioniz-zazione alla nascita della prima generazione di stelle. Per ionizza-re un atomo di idrogeno occorre un'energia di 13,6 elettronvolt,cioè l'energia di un fotone ultravioletto. Non è un valore moltoelevato: equivale a circa 109 joule per chilogrammo di idrogeno,ed è quindi molto inferiore ai 1015 joule liberati dalla fusione nu-cleare della stessa quantità di idrogeno. Se solo un milionesimodel gas presente nell'universo avesse subito la fusione nuclea-re nelle stelle, avrebbe prodotto abbastanza energia da ionizzaretutto il resto. Altri ipotizzano che la materia attratta dai buchi ne-ri abbia emesso radiazione ionizzante. Il gas che precipita in unbuco nero libera fino a 1016 joule per chilogrammo, quindi so-lo un decimo di milionesimo dell'idrogeno esistente nell'universoavrebbe dovuto subire questa sorte per ionizzare tutto il resto.

Stelle e buchi neri si formano nelle galassie che, quindi, devo-no essere nate prima della ri-ionizzazione. Molte persone pensanoalle galassie come insiemi di stelle, ma i cosmologi le consideranograndi aggregati di materia in cui le stelle sono comparse tardi. Ineffetti le galassie sono costituite in gran parte da materia oscura,un tipo di materia ancora non identificato e intrinsecamente invi-sibile. La loro formazione sarebbe avvenuta quando una regionedell'universo, all'inizio poco più densa della media, ha comincia-to a compattarsi per effetto della propria gravità. In un primo mo-mento la regione si è espansa come il resto dell'universo, poi lasua gravità ha rallentato l'espansione fino a invertirla e farla col-lassare in un oggetto con dei limiti spaziali: una galassia.

Secondo i modelli, le galassie nane hanno cominciato a pren-dere forma quando l'universo aveva un'età di 100 milioni di an-

L'UNIVERSO HA SPERIMENTATO UNA TRANSIZIONERADI CAL IH, NEL CORSO DELLA SUA ETÀ OSCURA

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LE SCIENZE 51

3

Atomo 41)

1Piik

ACP

n~)110.-pin

Spingi_

Anche in assenza di stelle, l'età oscura del cosmo non

è stata totalmente buia. Un processo raro permetteva

all'idrogeno di emettere un debole bagliore.

Per far emettere un bagliore all'idrogeno doveva esserciuna fonte di energia. Le uniche disponibili erano l'energiacinetica degli atomi (liberata nelle collisioni) e i fotoni dellaradiazione cosmica di fondo. E c'era una piccola quantitàdi elettroni liberi in grado di facilitare il trasferimento dienergia tra gli atomi e i fotoni.

Nessuna delle due sorgenti, tuttavia, era abbastanza intensa per far sì che l'idrogeno emettesse radiazione con il meccanismousuale in cui un elettrone è portato in un'orbita esterna (un cosiddetto «stato eccitato») e poi ricade liberando un fotone.

Ma le fonti di energia presenti nell'età oscura erano sufficienti per far invertire lo spin dell'elettrone, allineandolo con quello delprotone. E una nuova inversione di spin causava l'emissione di un fotone della lunghezza d'onda di 21 centimetri.

Fotone di 21centimetri SPIN ALLINEATI

SPIN ANTIALLINEATI Jot

La quantità di energia contenuta in ciascun serbatoio si può rappresentare in termini ditemperatura: al crescere della temperatura cresce l'energia. All'inizio dell'età oscura tutte e trele temperature erano uguali (a). Poi la temperatura cinetica e quella di spin cominciarono adiminuire più velocemente dell'energia dei fotoni (b). Dopo un certo tempo, la temperatura dispin tornò in equilibrio con quella dei fotoni (c). Infine, stelle e quasar riscaldarono il gas,incrementando sia la temperatura cinetica sia la temperatura di spin (d). Le temperaturerelative determinano come e se è possibile o meno osservare l'idrogeno.

1000

100 —

10 —

STATOFONDAMENTALE

Fotone di 121,6nanometri STATO ECCITATO

Protone

Atomo di idrogeno Orbita di partenza Orbita più esterna

oo. Elettrone

P

o

Fotone

o

o

Lenergia cinetica, l'energia dei fotoni e l'energia di spin eranotre serbatoi che si scambiavano energia in vari modi.

oENERGIA DELLA RADIAZIONE

DI FONDO63.

• v - O

)° • '4 •<P

Cir'z3.‘P%t C/6

ENERGIA CINETICA -4-31In ENERGIA DI SPINCollisioni

atomo-atomo 107 108

Tempo (anni)

COMEVEDERE NEL BUIOni. Con il passare del tempo, si sono fuse e hanno generato og-getti più grandi: una galassia come la Via Lattea si è formatadall'unione di circa un milione di galassie nane. Nelle galassie infase embrionale, il gas si è raffreddato e frammentato dando ori-gine alle stelle (si veda Le prime stelle dell'universo, di Richard B.Larson e Volker Bromm, in «Le Scienze» n. 401, gennaio 2002).La radiazione ultravioletta generata dalle stelle si è diffusa nellospazio intergalattico strappando gli elettroni agli atomi di idroge-no e creando così una bolla di gas ionizzato in espansione. Con ilformarsi di nuove galassie, il numero delle bolle è aumentato fi-no a che il gas intergalattico ha cominciato ad avere un aspettosimile a un formaggio con i buchi. Le bolle hanno iniziato a so-vrapporsi e alla fine hanno riempito tutto lo spazio.

Anche se plausibile, per ora la sequenza degli eventi appenadescritta è solo una teoria. I cosmologi vorrebbero osservare pro-ve dirette dell'epoca della ri-ionizzazione. Inoltre, solo con le os-

servazioni si potrebbe stabilire se la ri-ionizzazione è stata provo-cata dalle stelle oppure dai buchi neri, e quali fossero le proprietàdella materia oscura. Ma come è possibile fare osservazioni diquesto tipo se l'età oscura era oscura in senso letterale?

Vedere nel buio

Per fortuna, anche l'idrogeno freddo emette radiazione. Leparticelle subatomiche hanno un'orientazione intrinseca, lo spin,che può essere diretta in uno di due versi denominati «su» e «giù».L'elettrone e il protone di un atomo di idrogeno possono puntareentrambi nello stesso verso (allineati) oppure in versi opposti (an-tiallineati). L'atomo ha un'energia più bassa nello stato antialli-neato. Se, per esempio, l'elettrone e il protone hanno spin su e poil'elettrone inverte lo spin, l'energia dell'atomo diminuisce e vieneemesso un fotone con una lunghezza d'onda di 21 centimetri, vi-ceversa lo spin dell'elettrone si inverte se l'atomo assorbe un fo-tone, sempre della stessa lunghezza d'onda.

Un fotone con lunghezza d'onda di 21 centimetri ha un'ener-gia inferiore a quella dei fotoni emessi dall'idrogeno quando glielettroni passano da un orbitale atomico a un altro. Ecco perchél'inversione dello spin era in grado di funzionare anche prima chele stelle iniziassero a splendere. L'energia proveniente dalla radia-zione di fondo e dalle collisioni tra atomi sarebbe stata sufficien-te a invertire lo spin degli elettroni e a far sì che l'idrogeno emet-tesse un debolissimo bagliore. Il numero relativo di atomi conspin allineato e antiallineato definisce la cosiddetta «temperaturadi spin» del gas. Un'elevata temperatura di spin, per esempio, in-dica che un'alta percentuale di atomi è nello stato allineato.

Secondo la teoria, quindi, l'età oscura era caratterizzata da tretemperature: la temperatura di spin (misura dell'abbondanza re-lativa di atomi con stati di spin differenti); la temperatura ordina-ria (misura del moto degli atomi); e la temperatura di radiazione(misura dell'energia dei fotoni della radiazione di fondo). Esse po-tevano differire l'una dall'altra, secondo i processi fisici in atto.

In uno strano rapporto a tre, all'inizio la temperatura di spinera pari alla temperatura cinetica, poi alla temperatura di radia-zione e infine di nuovo alla temperatura cinetica (si veda il boxnella pagina a fronte). Con l'espansione dello spazio si sono raf-freddati sia il gas sia la radiazione. In assenza di altre interazio-ni il gas si sarebbe raffreddato rapidamente, ma un piccolo resi-duo di elettroni che non avevano formato atomi di idrogeno hamitigato il fenomeno. Questi elettroni agivano come «intermedia-ri», trasferivano energia agli atomi sottraendola alla radiazione difondo a microonde e mantenendo uguali le tre temperature.

Dieci milioni di anni dopo il big bang, però, gli elettroni residuihanno perso il ruolo di intermediari, perché la radiazione di fon-do era ormai troppo debole. È stata la fine dell'equilibrio tra gas eradiazione e l'inizio di un rapido raffreddamento del gas. Le col-lisioni tra atomi hanno mantenuto uguali la temperatura cineticae quella di spin. In questa fase l'idrogeno ha assorbito fotoni con

lunghezza d'onda di 21 centimetri e sottratto energia alla radia-zione di fondo ma in modo insufficiente a ripristinare l'equilibrio.

Cento milioni di anni dopo il big bang si è verificata una nuo-va transizione. L'espansione dell'universo aveva ridotto a tal pun-to la densità del gas che le collisioni erano diventate troppo rareper mantenere uguali la temperatura di spin e quella cinetica, e diconseguenza gli spin avevano iniziato ad assorbire energia dallaradiazione di fondo. Quando la temperatura di spin è tornata inequilibrio con quella di radiazione, l'idrogeno ha perso il ruolo diassorbitore ed emettitore di fotoni a 21 centimetri e in questo pe-riodo il gas è stato invisibile alla radiazione di fondo.

Quando si è formata la prima generazione di stelle e buchi ne-ri, si è verificata una terza transizione. I raggi X emessi da questedue classi di oggetti hanno innalzato la temperatura cinetica; laradiazione ultravioletta è stata sia assorbita sia emessa dall'idro-geno e i conseguenti salti degli elettroni da un orbitale atomico aun altro hanno appaiato la temperatura di spin e quella cinetica.La temperatura di spin ha superato la temperatura di radiazione amicroonde, e così l'idrogeno è diventato più luminoso del fondocosmico. Dato che invertire lo spin elettronico richiede una quan-tità di energia molto inferiore a quella necessaria per ionizzare gliatomi, le galassie hanno permesso all'idrogeno di splendere benprima di essere ri-ionizzato. Alla fine, quando ha avuto luogo laionizzazione, il gas ha iniziato a emettere radiazioni con mecca-nismi diversi e l'emissione intergalattica con lunghezza d'onda di21 centimetri è lentamente svanita.

Tomografia primordiale

A causa di questo rapporto a tre, il cielo alla lunghezza d'on-da di 21 centimetri è più luminoso o più oscuro del fondo cosmi-co in funzione dell'età e della posizione. Un altro fenomeno dicui le osservazioni devono tenere conto è che l'espansione del-l'universo ha allungato le lunghezze d'onda dei fotoni. Dall'ini-zio dell'età oscura, il cosmo ha aumentato le proprie dimensioni

di un fattore 1000, quindi un fotone di 21 centimetri emesso al-lora arriva oggi sulla Terra con una lunghezza d'onda di 210 me-tri. Un fotone emesso verso la fine dell'età oscura ha una lun-ghezza d'onda spostata di circa uno o due metri.

Questo intervallo di lunghezze d'onda ricade nella regione del-le onde radio, quindi l'emissione può essere captata da schiere diantenne per basse frequenze simili a quelle usate per le comuni-cazioni radiotelevisive. Oggi, diversi gruppi di ricerca sono im-pegnati nella costruzione di impianti di questo tipo. Il Mileura

'AUTORE

ABRAHAM LOEB è uno dei massimi esperti internazionali dello studio

teorico delle stelle e dei buchi neri più antichi, e dell'epoca della ri-

ionizzazione. Attualmente è professore di astronomia alla Harvard

University e visitingprofessorpresso il Weiznnann Institute of Science

di Rehovot, in Israele. È stato anche un pioniere dell'individuazione di

pianeti extrasolari con microlenti gravitazionali e nello studio della

generazione di raggi gamma nello spazio intergalattico.

LA NUOVA MAPPA DELL'UNIVERSO FORNIRÀ

PIÙ DATI DELLA RADIAZIONE COSMICA DI FONDO

52 LE SCIENZE

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LE SCIENZE 53

ILLUMINARE L'UNIVERSO

All'inizio dell'età oscura, l'universo era pervaso da idrogeno

elettricamente neutro. Via via che si formavano le stelle, le

regioni vicino a esse erano ionizzate, creando delle bolle. Col

tempo le bolle si sono fuse tra loro e tutto il gas intergalattico è

stato ionizzato.

ig

-01

Tempo:Dimensione del lato dell'immagine:

Lunghezza d'onda osservata:

Immagini simulate alla lunghezza d'onda di 21 centimetri mostranocome dall'idrogeno si è evoluto un ammasso di galassie. La quantità diradiazione (la più elevata in bianco; intermedia in arancione e rosso;la più bassa in nero) rispecchia sia la densità del gas sia il suo gradodi ionizzazione: il gas denso, elettricamente neutro, appare in bianco,mentre il gas denso e ionizzato è in nero. La scala delle immaginiè stata aggiustata in modo da eliminare l'effetto dell'espansionecosmica ed evidenziare i processi di formazione dell'ammasso. A causadell'espansione, la radiazione a 21 centimetri in realtà è osservata alunghezze d'onda tanto maggiori quanto più antica è l'immagine.

210 milioni di anni2,4 milioni di anni luce4,1 metri

Tutto il gas è neutro.Le aree bianche sonole più dense e darannoorigine alle prime stellee quasar.

290 milioni di anni3 milioni di anni luce3,3 metri

Deboli chiazze rosseindicano che le stelle ei quasar hanno iniziatoa ionizzare il gascircostante.

370 milioni di anni3,6 milioni di anni luce2,8 metri

Le bolle di gasionizzato crescono.

710 milII di anni5,5 milioni di anni luce1,8 metri

L'idrogeno neutroresiduo è tuttoconcentrato nellegalassie.

460 milioni di anni4,1 milioni di anni luce2,4 metri

Si formano nuove stellee quasar, che generanobolle proprie.

540 milioni di anni4,6 milioni di anni luce2,1 metri

Le bolle cominciano aconnettersi tra loro.

620 milioni di anni5,0 milioni di anni luce2,0 metri

Le bolle si sono fusee occupano quasi tuttolo spazio.

PER APPROFONDIRE

LOEB A. e ZALDARRIAGA M., Measuring the Small-Scale PowerSpectrum of Cosmic Density Fluctuations through 21 cm Tomography

Prior to the Epoch of Structure Formation, in « Physica I Review Let-

ters», Vol. 92, n. 21, 25 maggio 2004.

COLES R, The State of the Universe, in «Nature», Vol. 433, pp. 248-

256, 25 gennaio 2005.

LOEB A., First Light, presentazione alla SAAS-Fee Winter School, apri-

le 2006. Disponibile su Internet alla pagina web http://arxiv.org/abs/

astro-ph/0603360.

FURLAN ETTO S., OH S.P. e BRIGGS E, Cosmology at Low Frequencies:The 21 cm Transition and the High-Redshift Universe, in « Physics Re-

ports» (in stampa).

Widefield Array, nell'Australia occidentale, sarà formato da 8000antenne distribuite in una regione lunga 1,5 chilometri e sensibi-li a una lunghezza d'onda compresa tra uno e 3,7 metri. La riso-luzione angolare sarà di alcuni minuti d'arco, che per l'età oscuracorrisponde a una scala spaziale di circa tre milioni di anni luce.Altri progetti comprendono il Low-Frequency Array, il PrimevalStructure Telescope e lo Square Kilometer Array.

L'analisi delle lunghezze d'onda permetterà di studiare l'emis-sione a 21 centimetri in momenti diversi della storia del cosmo, ecostruire una mappa tridimensionale della distribuzione dell'idro-geno neutro. Si osserveranno così le fluttuazioni di densità di unaparte su 100.000 che si osservano nella radiazione di fondo a mi-croonde mentre aumentano di alcuni ordini di grandezza. Nei sitidi maggiore densità dovrebbero formarsi le galassie e crearsi bol-le di idrogeno ionizzato. Le bolle saranno sempre più numerose esi uniranno fino a far sparire l'idrogeno neutro dallo spazio inter-galattico (si veda il box a fianco). La maggiore o minore nitidezzadei margini delle bolle chiarirà se la ri-ionizzazione è stata cau-sata dalle stelle massicce o dai buchi neri. Le prime emettono ra-diazione nell'ultravioletto, bloccata dall'idrogeno intergalattico,mentre i buchi neri irradiano soprattutto raggi X che penetranoin profondità nel gas e producono margini più incerti.

La mappa in 3D alla lunghezza d'onda di 21 centimetri potreb-be rivelare più informazioni di qualsiasi altra osservazione maieffettuata in cosmologia, superando persino quella della radia-zione cosmica di fondo. Anzitutto l'immagine della radiazione difondo è bidimensionale, visto che ha avuto origine in un momen-to preciso, quando l'universo si è raffreddato sotto i 3000 kelvin.Poi la radiazione di fondo appare lievemente sfocata, perché lasua emissione non è avvenuta simultaneamente in ogni luogo.

Per un certo intervallo di tempo l'universo non è stato né opa-co né trasparente, ma simile alla nebbia che si dissolve. In questoperiodo la radiazione si è diffusa su distanze brevi, confonden-do i dettagli del cielo osservato alle lunghezze d'onda delle mi-croonde. Viceversa, quando gli atomi di idrogeno hanno emes-so radiazione a 21 centimetri, non c'è stato nulla che ne limitassela propagazione nello spazio e la radiazione ha tracciato la distri-buzione del gas. Infine, la radiazione di fondo porta informazionisulle fluttuazioni di densità che hanno dato il via alla formazionedelle galassie, mentre la mappa a 21 centimetri rappresenterà siagli embrioni sia gli effetti che le galassie hanno avuto sullo spa-zio circostante dopo la loro formazione.

Una missione difficile

Per individuare il segnale a 21 centimetri si dovranno supe-rare molti ostacoli. Sarà necessario filtrare le trasmissioni radioterrestri a bassa frequenza. Più difficile sarà eliminare l'emissio-ne radio della nostra galassia, 10.000 volte più intensa del segna-le proveniente dall'epoca della ri-ionizzazione. Per fortuna il ru-more galattico è circa lo stesso per lunghezze d'onda leggermentediverse, mentre il segnale varia con la lunghezza d'onda, rispec-chiando la struttura spaziale delle bolle ionizzate, e questa dif-ferenza permette di estrarre il segnale. Gli astronomi potrebberoconfrontare le mappe a 21 centimetri con le immagini di stru-menti come il JWST. Le galassie osservate nell'infrarosso dovreb-bero corrispondere alle bolle ionizzate nell'idrogeno neutro.

E poi ci sono gli ostacoli che attendono i teorici. Si devonoeseguire simulazioni in un volume di spazio abbastanza grande,del diametro di un miliardo di anni luce, da essere un campionestatisticamente significativo dell'universo pur mantenendo unarisoluzione sufficiente a individuare le galassie nane. La simula-zione dovrebbe anche seguire la propagazione della radiazioneionizzante emessa dalle galassie nel gas circostante, processo fi-nora simulato in maniera approssimativa. E forse gli astronomirileveranno la ri-ionizzazione prima che i teorici prevedano checosa dovrebbero osservare.

Astronomi e teorici, quindi, dovrebbero far luce su interroga-tivi relativi alla formazione delle galassie che per ora non hannosoluzione. Una parte riguarda i buchi neri massicci nei nuclei ga-lattici. Oggi quasi tutte le galassie dell'universo hanno un buconero di grande massa. Questi oggetti sarebbero alimentati dal gas

che vi precipita durante eventi innescati dalla fusione tra galas-sie. Il gas in caduta emette radiazione luminosa in quantità supe-riore a tutto il resto della galassia generando un quasar. Lo SloanDigital Sky Survey ha rivelato che quasar con buchi neri di mas-sa superiore a un miliardo di volte quella del Sole esistevano giàquando il cosmo aveva un'età di un miliardo di anni. Come èpossibile che buchi neri tanto massicci si siano formati in un'epo-ca così precoce? Perché hanno smesso di crescere?

Altre questioni riguardano la distribuzione dimensionale del-le galassie. I teorici ritengono che la radiazione ultravioletta ge-nerata dalle galassie nane all'epoca della ri-ionizzazione abbiariscaldato il gas e impedito la formazione di piccole nuove galas-sie. Come si è manifestato l'effetto inibitorio? Quali galassie naneche vediamo oggi esistevano già in epoca primordiale? Sono soloalcune delle domande le cui risposte si celano nell'età oscura.

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