Lumina è la più grande simulazione dei primi 2 miliardi di anni dell’Universo: com’era dopo il Big Bang

È stata realizzata la più grande simulazione dei primi due miliardi di vita dell'Universo: Lumina comprende un volume di universo enorme, con un lato di circa 1,6 miliardi di anni luce. La simulazione parte da circa 45 milioni di anni dopo il Big Bang, seguendo l’evoluzione delle strutture cosmiche fino a quando l’universo aveva poco più di due miliardi di anni.

Il progetto è stato sviluppato da un gruppo internazionale di ricercatori sfruttando il calcolo del supercomputer Frontier, presso l'Oak Ridge National Laboratory negli Stati Uniti, uno dei più potenti computer esistenti sulla Terra in grado di gestire calcoli complessi come le simulazioni cosmologiche.

La combinazione di un grande volume di simulazione, di un’alta risoluzione numerica (cioè quanti elementi vengono simulati) e l’inclusione dell’interazione tra materia e radiazione permette di ricostruire con maggiore realismo sia la formazione delle singole galassie sia i processi che hanno trasformato il gas intergalattico (cioè il plasma di gas caldo sparso tra le galassie e gli ammassi di galassie) su scale cosmologiche.

La particolarità di Lumina è che permette di seguire contemporaneamente la formazione delle prime galassie e l'evoluzione dell'interazione della materia e della radiazione, accoppiati in due importanti eventi nella storia cosmica, che vengono chiamati reionizzazione dell'idrogeno e dell'elio (la ionizzazione è un fenomeno chimico che priva l’atomo di tutti i suoi elettroni, rendendolo appunto uno ione, cioè un nucleo con carica positiva).

Questi due processi hanno modificato profondamente le proprietà del gas intergalattico e le condizioni in cui si sono evolute le strutture cosmiche e modificato la distribuzione della materia. Lumina è stata creata proprio per studiare a fondo i due eventi di reionizzazione cosmologici.

Tra i risultati più importanti emerge una distinzione fra i meccanismi che hanno guidato le due reionizzazioni. La radiazione delle stelle e delle galassie primordiali ha avuto il ruolo principale nella reionizzazione dell'idrogeno mentre quella dei buchi neri supermassicci attivi (ovvero i buchi neri al centro delle galassie) ha guidato la successiva reionizzazione dell'elio.

La più grande simulazione in termini di volume e risoluzione

Lumina simula circa 432 miliardi di elementi numerici, suddivisi in circa 216 miliardi di celle di gas e 216 miliardi di particelle di materia oscura, come visibile nel video qui sotto. Le celle di gas descrivono la distribuzione e le proprietà del gas intergalattico mentre le particelle di materia oscura rappresentano numericamente la massa di questa componente la cui gravità contribuisce enormemente alla formazione delle strutture cosmiche.

Altre simulazioni simili come Thesan e ASTRID, utilizzano meno elementi e simulano volumi di spazio minore. Inoltre Lumina simula anche l’interazione tra materia e radiazione, che è il fattore centrale nel capire i processi nelle epoche delle due reionizzazioni.

Ogni elemento simulato rappresenta una quantità di materia molto grande. La massa associata a una cella di gas è infatti circa 3,6 milioni di volte quella del Sole mentre quella di una particella di materia oscura è circa 19 milioni di masse solari.

Il numero di elementi determina quindi, insieme alle dimensioni del volume simulato, il livello di dettaglio con cui è possibile ricostruire l'universo. Più elementi sono simulati e più è efficace rappresentare strutture più piccole e di seguirne meglio l'evoluzione.

La sfida è dunque combinare un grande volume cosmico con una risoluzione elevata per riuscire a rappresentare correttamente le singole galassie e le interazioni tra radiazione e materia.

L’universo primordiale dopo il Big Bang e la reionizzazione

Capire quando e come avviene la reionizzazione significa ricostruire quando si sono accese le prime sorgenti luminose (cioè in gran parte le stelle primordiali) e come hanno modificato il gas circostante influenzando le condizioni in cui si sono evolute le strutture cosmiche a grande scala come gli ammassi di galassie.

Nei primi minuti dopo il Big Bang avvenne la nucleosintesi primordiale, cioè l’insieme delle reazioni nucleari dell’universo primordiale che produsse soprattutto nuclei di idrogeno ed elio, (oltre a piccole quantità di deuterio e litio). Gli elettroni si legarono ai nuclei solo in seguito, formando atomi neutri circa 380.000 anni dopo, quando l'universo si raffreddò abbastanza e divenne trasparente alla luce. In una fase successiva l’universo entrò nelle cosiddette ere oscure, ovvero quando ancora non esistevano stelle capaci di produrre fotoni.

Con la formazione delle prime stelle venne prodotta la radiazione ultravioletta che cominciò a strappare gli elettroni agli atomi di idrogeno neutro trasformandoli in ioni positivi. È il primo evento del processo chiamato appunto reionizzazione, cioè la trasformazione di atomi neutri in particelle cariche attraverso la radiazione.

Lumina mostra che la reionizzazione non avvenne ovunque contemporaneamente. Intorno alle galassie più massicce si formarono bolle di gas ionizzato che continuarono a crescere fino a fondersi. Le regioni meno dense e più lontane dalle sorgenti luminose rimasero invece neutre più a lungo. Nella parte finale del processo le stelle delle galassie continuarono a fornire la maggior parte dei fotoni ionizzanti.

È proprio questa distribuzione irregolare delle bolle a spiegare perché sia importante simulare un volume così grande. Una regione limitata potrebbe contenere poche galassie luminose, oppure non rappresentare adeguatamente le grandi zone vuote in cui l’idrogeno rimase neutro più a lungo. Si rischierebbe così di ricostruire una simulazione poco rappresentativa della vera evoluzione dell’universo. Lumina permette quindi di confrontare ambienti cosmici differenti e di valutare quanto la distribuzione delle sorgenti influenzi la velocità e la geometria della reionizzazione.

Il ruolo dei buchi neri supermassicci nella seconda reionizzazione

Dopo la reionizzazione dell’idrogeno l’universo attraversò una seconda trasformazione legata all’elio. Per strappare i due elettroni dell’atomo di elio e renderlo ionizzato però occorrono fotoni molto più energetici di quelli necessari per ionizzare l’idrogeno. Le sorgenti più efficaci sono i nuclei galattici attivi delle galassie (chiamati in inglese AGN, Active Galactic Nucleus) le cui sorgenti luminose sono alimentate dal gas che cade verso buchi neri supermassicci.

La simulazione Lumina include anche questa seconda ionizzazione dell’elio dall’inizio fino alle fasi conclusive. Il modello collega così la comparsa e la distribuzione dei nuclei galattici attivi alla crescita delle regioni in cui l’elio è completamente ionizzato.

Studiare questa reionizzazione è importante perché quando un atomo assorbe un fotone sufficientemente energetico parte dell’energia trasferita contribuisce a riscaldare le particelle circostanti. La reionizzazione dell’elio determina quindi una nuova fase di riscaldamento del mezzo intergalattico successiva a quella associata alla reionizzazione dell’idrogeno.

Seguire entrambe le reionizzazioni nello stesso modello permette perciò di ricostruire una storia termica più completa dell’universo primordiale in maniera più precisa.

Lumina permette di raffinare i modelli di evoluzione cosmologica

La simulazione di Lumina non è stata progettata specificatamente per stimare nuovamente parametri cosmologici fondamentali (come la costante di Hubble) come fanno altri modelli simili, ma il suo vero obiettivo è ricostruire nel modo più realistico possibile l’evoluzione delle strutture cosmiche durante un periodo preciso della storia iniziale dell’universo e verificare se i processi modellati siano compatibili con le osservazioni.

I ricercatori hanno quindi verificato diversi risultati di Lumina rispetto ai vincoli osservativi già disponibili (ovvero dall'insieme delle osservazioni delle strutture cosmiche disponibili effettuate con i dati astronomici presenti) ottenendo una buona concordanza con le misure della radiazione cosmica di fondo (ovvero la radiazione elettromagnetica residua rilasciata dal Big Bang che riempie omogeneamente tutto l'universo) e con le stime della temperatura del gas intergalattico.

Un altro confronto riguarda la popolazione dei nuclei galattici attivi simulati con quelli effettivamente osservati. Gli autori hanno esaminato la distribuzione della loro luminosità e l’hanno confrontata con cataloghi astronomici e osservazioni recenti. Questi confronti sono importanti perché la quantità e la distribuzione dei quasar determinano quanta radiazione energetica viene prodotta e quanto rapidamente procede la reionizzazione dell’elio, potendo così confrontare attraverso varie simulazioni quali sono i modelli che più rappresentano i dati osservativi.

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