La radiación cósmica de fondo es el resplandor residual del Big Bang que vemos en ondas milimétricas. Pero también tiene una cola de onda larga que se extiende hasta el rango de radio. En longitudes de onda superiores a 21 centímetros, esta luz comienza a ser absorbida por el hidrógeno neutro disperso en el espacio lejano. El hidrógeno actúa como un vidrio semitransparente: parte de los fotones queda atrapada en él, y el mapa del cielo en esas frecuencias se vuelve un poco más suave de lo esperado.
El efecto depende de dos factores: cuán caliente está el gas (su temperatura de espín) y cuántos átomos neutros hay en lugar de ionizados. Cuanto más frío esté el hidrógeno, más fuerte será su absorción. El pico de absorción ocurre en frecuencias cercanas a los 100 megahercios, lo que corresponde a la época de las "edades oscuras", cuando aún no se habían encendido las primeras estrellas. La fracción de luz absorbida puede alcanzar varios por ciento.
La recepción directa de una señal de radio tan débil es una tarea al límite de lo posible. Pero los autores del trabajo proponen una ruta alternativa: comparar los mapas de radio con los mapas precisos de la radiación cósmica de fondo en ondas milimétricas. Si en el mapa de radio se observa un ligero suavizado y en el de milímetros no, entonces el hidrógeno realmente está absorbiendo. Este análisis cruzado podría ser más sencillo que captar la emisión propia del hidrógeno.
Este enfoque ofrece una nueva forma de medir la relación entre la fracción de hidrógeno neutro y su temperatura de espín en diferentes épocas. Esto es importante para entender cómo se calentó el gas en el universo primitivo y cuándo se encendieron las primeras estrellas. En esencia, obtenemos un termómetro y un contador de átomos para tiempos en que el universo era oscuro y frío.
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2605.22934
At wavelengths longer than 21 cm, photons from the long-wavelength tail of the cosmic microwave background (CMB) have a non-zero probability of being absorbed by distant neutral hydrogen. This provides an additional suppression of the observed CMB clustering in addition to the usual Thomson scattering. The optical depth as a function of frequency is sensitive to the 21 cm spin temperature $$T_s$$ of the gas as a function of cosmic time, with the excess optical depth peaking at a level of a few percent around 100 MHz. The details depend on the specifics of the heating of cosmic gas and the evolution of the neutral fraction $$x_{HI}$$. It is likely difficult to detect the CMB at these long radio wavelengths, but the cause is aided by the ability to cross-correlate with the already well-characterized fluctuations at cm/mm frequencies. We find that detecting CMB fluctuations at radio wavelengths corresponding to the 21 cm ``dark ages'' in cross-correlation with mm-wave maps may be easier than detecting the intrinsic 21 cm fluctuations. Measurement of the amplitude of CMB fluctuations as a function of radio wavelength provides a path for a new type of direct measurement of the combination $$x_{HI}/T_s$$ as a function of redshift.
La longitud de onda de 21 cm es un "faro de radio" natural del hidrógeno, que surge por la inversión del espín del electrón. Los astrónomos la usan para cartografiar galaxias.
En la novela "Contacto" de Carl Sagan, la señal en la frecuencia del hidrógeno se convierte en la clave para descifrar el mensaje de una civilización extraterrestre.