Viatge a l’origen del cosmos

Quan l’univers va néixer en el gran esclat original, tota la matèria que ara existeix en forma de planetes, estrelles, pols i núvols de gas estava repartida a través de l’espai de manera gairebé uniforme. La matèria contenia únicament els dos primers àtoms de la taula periòdica dels elements, és a dir, hidrogen i heli. Tots els altres elements, més pesats, es van sintetitzar més tard a l’interior de les estrelles una vegada es van començar a formar. L’univers, en aquella època primerenca, contenia un sol tipus de radiació o llum, la radiació còsmica de fons, que estava en equilibri amb la matèria a una temperatura i una brillantor uniforme en totes direccions: era com viure al mig d’una espessa boirina permanent.

Malgrat que els nuclis d’hidrogen i heli ja existien des dels primers minuts de l’univers, els àtoms es van formar per primera vegada quan l’univers tenia 300.000 anys i la temperatura era d’uns 3.000 graus. A aquesta temperatura, els electrons s’havien refredat prou per combinar-se amb protons i formar hidrogen, en l’anomenada època de recombinació. La matèria va fer una transició d’un plasma, compost de partícules carregades, a un medi atòmic. Un nom més adequat seria època de combinació, ja que les partícules carregades es van combinar per primera vegada en àtoms, però per raons històriques el procés de combinació de partícules carregades per formar àtoms es diu recombinació. Al mateix temps, l’univers es va tornar transparent a la seva pròpia radiació perquè els fotons van deixar de ser dispersats per partícules carregades. Avui dia podem veure la radiació còsmica de fons tal com va ser alliberada del plasma a l’època de recombinació.

Tot i això, sabem que en el moment actual la matèria intergalàctica difusa (és a dir, la matèria que queda al vast espai entre les galàxies) està completament ionitzada –és a dir, formada per partícules lliures amb càrrega elèctrica–. Ho sabem a partir de les observacions dels espectres dels quàsars (i altres fonts lluminoses) molt antics i llunyans, que mostren l’absorció per part de l’hidrogen intergalàctic.

Si l’hidrogen atòmic present en la línia de visió d’un quàsar fos elèctricament neutre, tota la llum del quàsar quedaria completament bloquejada. Tot i això, observem que no tota la llum està bloquejada, cosa que significa que la quantitat d’hidrogen neutre és molt petita, i que la major part de l’hidrogen està ionitzat.

Per tant, des de l’època de la recombinació va haver d’existir una altra època de reionització, en què la matèria va ser ionitzada de nou. Creiem que aquest procés de reionització va tenir lloc quan les fluctuacions de densitat de l’univers van créixer prou per donar lloc a objectes col·lapsats per la gravetat, que van ser les primeres galàxies.

La teoria que explica l’estructura a gran escala de galàxies i cúmuls de galàxies a l’univers és la teoria de la matèria fosca freda, que prediu que els primers objectes en què el gas va poder refredar-se tenien masses equivalents a un milió de vegades la massa del Sol, i van començar a formar les primeres estrelles quan l’univers tenia uns 200 milions d’anys.

Es creu que al centre d’aquestes primeres galàxies van néixer estrelles molt massives i extremament calentes que emetien ingents quantitats de fotons ionitzants. Van ser elles les que van iniciar la reionització de l’univers. Més endavant, van continuar formant-se galàxies més massives. El refredament més eficient del gas en objectes més massius va donar lloc a la fragmentació en núvols petits i a la formació de galàxies de disc amb moltes estrelles, com la Via Làctia, que conté cent mil milions d’estrelles, entre les quals el Sol.

Al centre d’aquestes primeres galàxies van néixer estrelles molt massives i extremament calentes