UniversulPovestea Universului este una de proporţii epice, dar deocamdată din acest film grandios lipsesc câteva din scenele importante de început. Astrofizicienii şi astronomii au dezvoltat însă metode pentru a scoate la iveală detalii despre adolescenţa Universului.

 

 

 

Astronomii au un mare avantaj în faţa arheologilor: ei pot vedea trecutul. Viteza finită a luminii înseamnă că cu cât un obiect este mai îndepărtat, cu atât îi ia mai mult luminii să ajungă la noi. O imagine înregistrată astăzi de telescoapele noastre ne spune cum arăta acel obiect în momentul în care şi-a emis lumina.

Folosind cele mai puternice telescoape de pe Pământ şi din spaţiu, în prezent putem urmări istoria universului până la momentul în care avea doar 500 de milioane de ani din viaţa sa de 13.7 miliarde de ani. Între timp, o radiaţie care a luminat cosmosul la 400 000 de ani după Big Bang ne oferă informaţii importante asupra modului în care arăta universul în timpul copilăriei sale.

Acest univers copil este, asemănător unui nou-născut, aproape lipsit de caracteristici, încă neposedând acele trăsături care îl vor da formă de-a lungul vieţii. În momentul în care camerele noastre telescopice îi reiau povestea, totuşi, îi putem recunoaşte caracteristicile adulte – stelele, galaxiile şi roiurile de galaxii deja îi populează cuprinsul.

Ce s-a întâmplat între aceste două perioade, în timpul anilor adolescenţei formative şi turbulente? La această întrebare s-a răspuns pentru mult timp prin simple presupuneri. În acest moment, totuşi, mulţumită unei combinaţii între instrumentele noi şi tehnicile observaţionale rafinate, piesele lipsă ale poveştii universului sunt pe cale să fie regăsite cu ajutorul undelor radio.

Deja putem considera că deţinem o poveste aproximativă a adolescenţei lipsă a universului. Indiciile sunt codate pe radiaţia cosmică de fond, emisă după 400 000 de ani de la Big Bang. În această "epocă a recombinărilor", cosmosul s-a răcit îndeajuns de mult pentru ca protonii şi electronii să formeze hidrogenul neutru, care a împrăştiat lumina în toate direcţiile. Variaţiile minuscule în temperatura acestei radiaţii arată că atomii erau împrăştiaţi neuniform, dar în grămăjoare aproape imperceptibile. Atracţia gravitaţională, spune povestea noastră, a făcut ca aceste mici grupări de particule să se consolideze, să crească şi într-un final să se transforme în stele. Aceste stele, la rândul lor, au simţit o atracţie mutuală, încetişor, de-a lungul a mai multe sute de milioane de ani formând galaxii din ce în ce mai mari.

În timp ce se întâmpla asta, Universul a suferit o ultimă schimbare: radiaţia de înaltă energie a descompus hidrogenul format în timpul epocii recombinărilor, eliberând electronii şi protonii. Această "epocă a reionizării", despre care se presupune că s-a terminat la 700 de milioane de ani după Big Bang, a marcat maturizarea cosmosului către forma pe care o vedem astăzi.

Deşi această dezvoltare a subiectului pare a fi convingătoare, în absenţa unor dovezi observaţionale, rămâne doar o poveste spusă mult prea convingător. Multe detalii semnificative ale evoluţiei universului rămân vagi, iar şi în unele cazuri complet obscure.

Pentru început, ce a produs primele galaxii? Primele stele, cineva ar putea crede. Dar primele stele trebuie să fi avut o formă ciudată. Spre deosebire de cele din orice generaţie ulterioară, ele s-au dezvoltat într-un mediu primar constând numai din hidrogen şi heliu, singurele elemente produse de Big Bang în cantităţi mari. Reacţiile nucleare din aceste stele de generaţia 1 au creat elementele mai grele, cum ar fi carbonul, oxigenul şi siliciul, care au format amestecul de elemente pentru generaţia ulterioară de stele, din care face parte şi Soarele nostru şi, într-un final, pentru planeta noastră şi noi înşine.

Din ceea ce putem spune, aceste prime stele erau monştri de 100 de ori mai masivi decât Soarele nostru, care trăiau într-un ritm rapid, luminau strălucitor şi mureau după doar câteva milioane de ani. Era această perioadă destul de lungă pentru a-şi putea forma propriile galaxii sau măcar pentru a influenţa un atare proces ori totul se datorează urmaşilor lor mai puţini spectaculoşi care s-au bucurat în premieră de siguranţă şi stabilitate?

Monştrii cosmici care au supravieţuit în zilele noastre prezintă, de asemenea, enigme. Centrul Căii Lactee şi orice galaxie asemenea ei, pare a găzdui o gaură neagră cu masa a milioane sau chiar a miliarde de sori. Cum au ajuns acestea atât de mari? O teorie spune că au început de la a fi de dimensiunea unei stele, produse atunci când stelele masive au explodat şi apoi s-au contractat sub influenţa propriei gravitaţii, crescând ulterior încet, prin atragerea gazelor şi a stelelor din apropiere.

Totuşi, o gaură neagră supermasivă tipică ar avea nevoie de o perioadă mai mare decât vârsta universului pentru a putea înghiţi destul material. O teorie alternativă susţine ideea că ele pur şi simplu s-au născut mari, fiind produse direct prin colapsul gravitaţional al unor cantităţi uriaşe de gaz primordial.

Iar epoca reionizării a fost produsă de lumina ultravioletă provenind de la primele stele sau de către razele X emise de aceste găuri negre atunci când se hrăneau? Calea Lactee este un produs al trecutului întunecat al Universului, deci atunci când punem aceste întrebări trebuie să ne reinvestigăm originile.



Am putea găsi răspunsuri prin construirea unor telescoape mai mari şi de mai mare sensibilitate pentru a putea privi şi mai mult înapoi înspre Big Bang. În viitorul apropiat, cel puţin, această metodă ne poate oferi doar informaţii parţiale: obiectele care ne interesează sunt atât de îndepărtate încât şi cele mai impresionante telescoape proiectate la momentul de faţă nu ne-ar putea oferi decât informaţii sumare.

O variantă la acest scenariu este să capturăm emisiile radio din atomii de hidrogen. Hidrogenul neutru a fost o caracteristică abundentă, în condiţiile unei împrăştieri difuze, a cosmosului între epocile recombinării şi cea a reionizării şi acesta emite un semnal slab, indicator al prezenţei sale. Electronul şi protonul din fiecare atom acţionează asemenea unor magneţi care pierd energie prin "rotaţie" astfel încât momentele lor magnetice, sau spinul, prezintă direcţii diferite. Atunci când un atom se roteşte, el eliberează energie sub forma unui foton cu o lungime de undă radio de 21 de centimetri. În mod asemănător, un atom de hidrogen poate ajunge într-o stare de mai mare energie prin absorbţia unui foton cu aceeaşi lungime de undă.

Oricum ar fi, emisia sau absorbţia radiaţiei de 21 de centimetri este un semn sigur al prezenţei atomilor de hidrogen. Pentru că hidrogenul este ionizat de radiaţia de înaltă energie, fie provenind de la stele care strălucesc puternic, fie de la găurile negre galactice supermasive, harta locurilor în care există hidrogen ne-ar putea oferi o imagine detaliată a locurilor în care nu există stele şi galaxii.

Semnalul hidrogenului a fost prezis de astronomul olandez Hendrik van de Hulst în 1942 şi recepţionat pentru prima dată în 1951 de Harold Ewen şi Edward Purcell, care au plasat o antenă specială (antenă-pâlnie) la fereastra departamentului de fizică de la Universitatea Harvard. De atunci, acel tip de antenă a fost folosit pentru a detecta hidrogenul cald din galaxia noastră şi din cele apropiate – de exemplu, pentru a măsura variaţiile Doppler către o lungime de undă mai înaltă sau mai joasă şi astfel să aflăm care galaxii se apropie şi care se îndepărtează de noi.

O variaţie similară celei datorate efectului Doppler poate fi utilizată pentru a înregistra evoluţia hidrogenului în universul timpuriu. Odată cu expansiunea universului, are loc şi expansiunea lungimii de undă a radiaţiei care îl parcurge. Cu cât o anumită regiune este mai îndepărtată şi în consecinţă plasată mai timpuriu în timpul cosmic, cu atât lungimea de undă a radiaţiei respective creşte. Aceasta ne permite să cartografiem hidrogenul antic în trei dimensiuni: primele două reprezentând poziţia pe cer şi, prin configurarea receptoarelor noastre pe diferite lungimi de undă, o a treia care este corespunzătoare distanţei sau timpului.

Rezultatul este un film al anilor lipsă ai universului care poate confirma sau infirma imaginea teoretică generală şi poate răspunde la multe întrebări capcană. Detaliile fine din modelul semnalului de 21 de centimetri ar trebui să dezvăluie dacă stelele de primă generaţie au fost o caracteristică de lungă durată în evoluţia galaxiilor sau doar întâmplări de moment care au loc numai o dată, fără a se mai repeta. Diferite modele de ionizare sunt aşteptate să apară din studiul emisiilor de raze X şi ultraviolete, astfel încât acestea ar trebui să ne spună dacă stelele sau găurile negre au fost principalii agenţi ai reionizării. Dacă găurile negre au avut un rol semnificativ, mărimea bulelor ionizate din jurul acestora ar trebui să ne arate dacă ele s-au născut cu dimensiuni impresionante sau au crescut prin acreţie.

Indicii utile pentru o serie de probleme din fizica particulelor elementare ar putea fi conţinute în noile radiografii ale hidrogenului (Vezi mai multe în paragraful "Vizibil în spectrul undelor radio"). De ce nu am făcut aşa ceva mai demult? Pur şi simplu nu era fezabil din punct de vedere tehnic. Emisiile de hidrogen din primul miliard de ani după Big Bang sunt extinse sub forma unor lungimi de undă de aproape 2 metri, de câteva milioane de ori mai mari decât o lungime de undă tipică. Cu cât este mai mare o lungime de undă, cu atât mai mare este nevoie să fie acel telescop necesar pentru a o captura în rezoluţia necesară. Pentru acel tip de radiotelescop care apare în mintea celor mai mulţi oameni – o farfurie de satelit supradimensionată – mărimea devine rapid imposibil de mare. Cel mai mare radiotelescop individual, o farfurie având 305 metri în diametru construită lângă un munte de lângă Arecibo, Puerto Rico, nu ajunge nici pe departe la sensibilitatea necesară.

Acesta este motivul pentru care noile generaţii de radiotelescoape au o abordare diferită. Într-un telescop optic, fotonii sunt în general separaţi pe o distanţă mai mare decât lungimile lor de undă. Telescopul este în fapt doar o găleată în care colectăm fotonii individuali pentru a-i putea număra. În schimb, într-un radiotelescop fotonii care vin de la o sursă îndepărtată se suprapun şi sunt înregistraţi ca o singură undă continuă. Această undă poate fi eşantionată în puncte diferite de antene radio de mică dimensiune distribuite pe o suprafaţă vastă, după modelul în care un semnal audio este eşantionat în timp, pentru a-l putea transforma într-o înregistrare digitală, iar eşantioanele combinate de algoritmi de calculator într-un singur semnal coerent.

Un astfel de receptor, radiotelescopul gigant Metrewave dotat cu 30 de antene din India, funcţionează încă din 1996, dar s-a dovedit a fi prea mic: a fost proiectat într-o eră înfometată după date în care credeam că există mai mult hidrogen în univers decât în fapt era cazul. Cu cât există mai multe antene într-o zonă dată, cu atât este mai mare sensibilitatea telescopului. Cu cât este mai mare "baza" telescopului – distanţa maximă de pământ acoperită de antene – cu atât pot fi mai mici obiectele îndepărtate pe care le poţi observa. Să ne imaginăm mai multe mii de antene TV conectate la un supercomputer şi obţii o imagine precisă a seriei de receptoare radio cu o lungime de undă uriaşă care sunt pe cale să ne clarifice perspectiva asupra trecutului spaţiului cosmic îndepărtat.

Aceste receptoare totuşi nu ne uşurează cu totul munca. Ionosfera Pământului interferează cu undele radio atunci când acestea o traversează, distorsionând poziţia şi forma surselor şi creând un efect asemănător încercării de a realiza astronomia optică de pe fundul unei piscine de înot. Acest fapt trebuie să fie corectat prin corelarea coordonatelor provenite de la o reţea de "pulsari" radio, stele neutronice rotative rapide care trimit semnale de radiaţie regulate înspre noi. Sursele de unde radio individuale strălucitoare şi emisiile radio difuze din galaxia noastră, care sunt de 10 000 de ori mai strălucitoare decât semnalul cosmic antic, trebuie să fie îndepărtate, ca să nu mai menţionăm sunetul deranjant al propriilor noastre transmisii radio.

Uneltele teoretice şi computaţionale necesare pentru a depăşi astfel de dificultăţi sunt la momentul de faţă pe poziţie şi prima detecţie definitivă a hidrogenului provenind din epoca reionizării este aşteptată să aibă loc în următorii cinci ani. Aceste prime imagini vor fi încă un pic neclare. Pentru o perspectivă şi mai fină, toate speranţele se vor îndrepta către Square Kilometre Array (SKA) a cărei construcţie este aşteptată să înceapă în Africa de Sud şi în Australia de Vest în 2016. Porţiunea responsabilă cu lungimea mare de undă (de joasă frecvenţă) din SKA, aşteptată să fie gata în Australia în jurul anului 2020, va consta din aproximativ 1 milion de antene radio, cu o zonă de colectare de 1 kilometru pătrat, va fi conectată la unul din cele mai rapide supercomputere ale lumii.

Toate acestea ar trebui să ne ajute să descifrăm natura primelor galaxii care s-au format în primele câteva sute de milioane de ani după Big Bang.

Privind şi mai departe, NASA examinează posibilitatea unor experimente pentru lungimea de undă de 21 de centimetri pe partea întunecată a Lunii, astfel evitând problemele atât cu ionosfera Pământului, cât şi cu activitatea undelor radio umane. Ideea nu este chiar atât de complexă pe cât sună. La urma urmelor, în comparaţie cu plasarea unui telescop convenţional ultra dimensionat cu oglinzi pe orbită, un receptor radio simplu ar putea consta numai din câteva fire conectate la un supercomputer şi la o sursă de energie. Nu prea costisitor pentru cea mai de preţ înregistrare a istoriei Universului.

Vizibil în spectrul undelor radio

Emisiile radio cu lungimea de undă de 21 de centimetri ale hidrogenului ar trebui să lumineze adolescenţa întunecată a universului, dar ele ne pot ajuta şi să răspundem la unele întrebări mai profunde.

Ce a provocat inflaţia?

Observaţiile asupra lungimii de undă de 21 de centimetri măsoară în definitiv variaţiile densităţii cosmice apărute în timpul perioadei de inflaţie, o expansiune uluitoare a spaţiului care se presupune a fi avut loc după o secundă de la Big Bang. Radiaţia de microunde a universului ne oferă doar o proiecţie 2D a acestei fluctuaţii la 400 000 de ani după Big Bang. Observaţiile pe 21 de centimetri ne vor oferi o sursă de informaţie 3D mult mai bogată asupra modului în care fizica exista în condiţiile dense şi extrem de calde de atunci, mult dincolo de ceea ce s-a putut obţine în acceleratoarele de particule construite până acum.

Cât de masive sunt particulele neutrino?

Masa particulelor neutrino poate părea a fi o surpriză dacă privim din perspectiva Modelului Standard a fizicii particulelor, dar totuşi ea există, deşi este mică şi pe moment încă nemăsurată. Caracterizarea acestor particule greu de detectat este importantă pentru înţelegerea fizicii dincolo de Modelul Standard, dar acest proces este frustrant atunci când foloseşti detectoare aflate pe Pământ. Măsurarea influenţei pe care o au asupra formării structurilor din Univers este o altă variantă, una extrem de eficientă. Trecerea particulelor neutrino netezeşte procesul de distribuţie a materiei şi măsura în care are loc acest proces de netezire la momente diferite ne spune cât de departe şi cât de rapid au călătorit particulele neutrino după Big Bang, şi astfel ne dezvăluie şi masa lor.

Ce este materia întunecată?

Materia întunecată invizibilă este considerată a forma aproximativ 80 la sută din materia cosmică şi existenţa ei este necesară pentru a putea explica de ce galaxiile se rotesc atât de repede pe cât o fac. Cele mai multe particule postulate a fi materie întunecată se pot anihila una pe cealaltă, eliberând energie şi încălzind mediul înconjurător. Aceasta ar lasă o urmă în radiaţia de 21 de centimetri a hidrogenului, astfel încât măsurarea modelului său la începutul cosmosului ne va arăta unde se afla materia întunecată – şi posibil ne va dezvălui natura acesteia.


 

Textul de mai sus reprezintă traducerea articolului The universe: the full story, publicat de New Scientist. Scientia.ro este singura entitate responsabilă pentru eventuale erori de traducere, Reed Business Information Ltd şi New Scientist neasumându-şi nicio responsabilitate în această privinţă.
Traducere: Alexandru Hutupanu