El acoplamiento de Wouthuysen-Field , o efecto Wouthuysen-Field , es un mecanismo que acopla la temperatura de excitación , también llamada temperatura de espín, del hidrógeno neutro a la radiación Lyman-alfa . Este acoplamiento desempeña un papel en la producción de una diferencia en la temperatura del hidrógeno neutro y el fondo cósmico de microondas al final de la Edad Oscura y el comienzo de la época de la reionización . Recibe su nombre en honor a Siegfried Adolf Wouthuysen y George B. Field .
El período posterior a la recombinación y anterior a la formación de estrellas y galaxias se conoce como la "edad oscura". Durante este tiempo, la mayor parte de la materia del universo es hidrógeno neutro. Este hidrógeno aún no se ha observado, pero hay experimentos en marcha para detectar la línea de hidrógeno producida durante esta era. La línea de hidrógeno se produce cuando un electrón en un átomo de hidrógeno neutro se excita al estado de espín triplete , o se desexcita cuando los espines del electrón y el protón pasan al estado singlete. La diferencia de energía entre estos dos estados hiperfinos es de electronvoltios , con una longitud de onda de 21 centímetros. En los momentos en que el hidrógeno neutro está en equilibrio termodinámico con los fotones en el fondo cósmico de microondas (CMB), se dice que el hidrógeno neutro y el CMB están "acoplados", y la línea de hidrógeno no es observable. Solo cuando las dos temperaturas difieren, es decir, están desacopladas, se puede observar la línea de hidrógeno. [1]
El acoplamiento de Wouthuysen-Field es un mecanismo que acopla la temperatura de espín del hidrógeno neutro a la radiación Lyman-alfa, que desacopla el hidrógeno neutro del CMB. La energía de la transición Lyman-alfa es de 10,2 eV; esta energía es aproximadamente dos millones de veces mayor que la línea del hidrógeno y es producida por fuentes astrofísicas como estrellas y cuásares . El hidrógeno neutro absorbe fotones Lyman-alfa y luego reemite fotones Lyman-alfa, y puede entrar en cualquiera de los dos estados de espín. Este proceso provoca una redistribución de los electrones entre los estados hiperfinos, desacoplando el hidrógeno neutro de los fotones del CMB. [2]
El acoplamiento entre los fotones Lyman-alfa y los estados hiperfinos no depende de la intensidad de la radiación Lyman-alfa, sino de la forma del espectro en la proximidad de la transición Lyman-alfa. En 1952, SA Wouthuysen sugirió por primera vez que este mecanismo podría afectar a la población de los estados hiperfinos en el hidrógeno neutro, y luego George B. Field lo desarrolló en 1959. [2] [3] [4]
El efecto de los fotones Lyman-alfa en los niveles hiperfinos depende de las intensidades relativas de las alas roja y azul de la línea Lyman-alfa, lo que refleja la diferencia muy pequeña en energía de los estados hiperfinos en relación con la transición Lyman-alfa. En un corrimiento al rojo cosmológico de , se espera que el acoplamiento de Wouthuysen-Field eleve la temperatura de espín del hidrógeno neutro por encima de la del CMB y produzca emisión en la línea de hidrógeno. [5]
Aún no se ha observado una señal de línea de hidrógeno producida por el acoplamiento de Wouthuysen-Field. Hay múltiples experimentos y observatorios de radio que tienen como objetivo detectar la línea de hidrógeno neutral en la Edad Oscura y la época de reionización, el momento en el que se espera que el acoplamiento de Wouthuysen-Field sea importante. Estos incluyen el Giant Metrewave Radio Telescope , el Precision Array for Probing the Epoch of Reionization , el Murchison Widefield Array , el Large Aperture Experiment to Detect the Dark Ages y . [6] Los observatorios propuestos que tienen como objetivo detectar evidencia del acoplamiento de Wouthuysen-Field incluyen el Square Kilometer Array y el Dark Ages Radio Explorer (DARE) .
