Un viaggio di 13 miliardi di anni seduti sul divano – ovvero lo spettro angolare delle anisotropie del fondo cosmico a microonde – 4 parte

ATTENZIONE! Vi siete persi i primi tre magnifici episodi di questa serie o volete semplicemente rileggerli? Eccoveli qua:

Le fondamentali misure del fondo cosmico a microonde (CMB) di FIRAS e DMR a bordo di COBE negli anni ‘90 hanno lasciato ancora diverse domande dei cosmologi senza risposta.

Fra le più importanti, la costruzione dello spettro angolare delle anisotropie del fondo cosmico ad una risoluzione angolare più fine di 1°.

Mappa delle anisotropie del CMB con risoluzione di 7° derivata dai dati di DMR
[credits LAMBDA]

Lo spettro angolare delle anisotropie del fondo cosmico è uno strumento statistico inventato dai cosmologi per descrivere una mappa delle differenze di temperatura (anisotropie) del fondo cosmico, come quella misurata per esempio da DMR.

Esso rappresenta un modo per determinare quale differenza di temperatura è presente in aree di cielo separate da una certa distanza angolare.
Ad esempio dividendo il cielo in due porzioni da 180° è possibile vedere che differenza di temperatura ha il CMB fra queste 2 aree. Si trova così un’area più calda e una più fredda: il così detto dipolo, dovuto all’effetto Doppler del moto della Terra nel gruppo locale di galassie che sposta la frequenza (e quindi l’energia e la temperatura).

La Terra infatti, si muove insieme alla nostra galassia di un moto proprio relativo rispetto al CMB (che permea lo spazio), e la frequenza percepita dei fotoni cambia, come cambia la frequenza delle onde emesse da una sirena fissa rispetto ad un uditore che viaggia rispetto a lei.

Dipolo del CMB dovuto al moto del gruppo locale di galassie [credits LAMBDA]

La teoria del Big Bang caldo ha delle predizioni sulla forma e la dimensione delle anisotropie primarie,(presenti, cioè, sulla superficie di ultimo scattering) e conseguentemente sulla forma dello spettro angolare del fondo cosmico.

In particolare, la dimensione media delle strutture deve essere dell’ordine dell’orizzonte di particella al tempo del fondo, cioè della massima distanza che è possibile percorrere nel tempo intercorso tra il big bang e la formazione della superficie di ultimo scattering. Questa distanza, proiettata sulla dimensione attuale, corrisponde a un ingombro in cielo di 1°. Ci si aspetta quindi che lo spettro angolare abbia un picco (cioè tanta differenza,  tante strutture) a 1° di scala angolare

Mappa delle anisotropie del CMB dai dati di WMAP: per confronto, i dettagli della figura 1 sono qui più risolti di un fattore 10 e ottenuti con un sensore 10 volte più sensibile
[credits LAMBDA]
Spettro angolare delle anisotropie del CMB derivato dalla mappa in figura 3. Si noti il picco a l=360°/200≈ 1° [credits LAMBDA]

Essendo la risoluzione angolare (cioè più il fine dettaglio osservabile) delle antenne di DMR di 7°, lo strumento non poteva essere sensibile a questo dettaglio.
Una volta scoperte le anisotropie, ci fu la corsa a realizzare uno strumento in grado di rivelare questi dettagli.
Per comprendere meglio questo fatto si osservi la mappa in figura 1 e la mappa in figura 3, rappresentanti entrambe le anisotropie del fondo cosmico a microonde: è evidente come l’uso di una risoluzione angolare più spinta permetta di risolvere meglio le strutture della superficie di ultimo scattering, fornendo un maggiore dettaglio ai cosmologi.

Il primo a rivelare il picco a 1° sullo spettro fu l’esperimento da pallone BOOMERANG, coordinato dal team italiano di Paolo De Bernardis.

Vista del telescopio di Boomerang nella gondola, sulla sinistra, e del pallone al momento del lancio, sulla destra. [Boomerang]

Per raggiungere le sensibilità richieste, lo strumento si avvaleva di bolometri molto sensibili, lo stesso tipo di rivelatore di radiazione usato da FIRAS.
Inoltre, l’uso di un telescopio che raccoglieva la luce dal cielo per condurla nello strumento permetteva di  raggiungere la risoluzione angolare richiesta.

Infatti, utilizzando la spannometria ottica, un’antenna radio ha una risoluzione angolare (dettata dalla diffrazione) dell’ordine di λ/D, dove D è l’apertura.
Essendo λ =1mm, per ottenere 1° di risoluzione angolare occorre un telescopio dell’ordine delle decine di cm di diametro (la parabola di Sky..)

Osservando la terza figura, si possono notare le bollicine chiare e scure, corrispondenti a differenze di temperatura dell’ordine di qualche decina di µK, la cui dimensione angolare media è proprio 1°.
Queste strutture corrispondono ai semi delle strutture che si sono poi evolute nel cosmo e che osserviamo in epoche più recenti, come ad esempio gli ammassi di galassie.

Era il 2000, da allora diversi esperimenti sia da pallone che da satellite hanno permesso di studiare molti dettagli dello spettro, mostrando un grande accordo fra il modello del big bang e i dati, ma anche qualche crepa..   

Le osservazioni dei più recenti satelliti WMAP e PLANCK (ancora più sensibili e sofisticati) infatti hanno mostrato con ottimo accordo fra di loro un mappa dello spettro angolare molto dettagliata che ha permesso di verificare molti tasselli del modello cosmologico.

Ovviamente esiste anche qualche incongruenza: infatti, ad esempio, il valore della costante di Hubble che si ricava dai dati di questi satelliti non è compatibile con quello che si deriva dall’osservazione delle Supernovae di tipo I …

Questo è uno dei capitoli ancora aperti nell’epoca della “cosmologia di precisione” (e cioè quanto sia accurata): dobbiamo ancora ritoccare il modello cosmologico?

Del resto, la teoria dell’inflazione prevede anche che il fondo cosmico porti in sé i segni di quel remoto periodo nel segnale dei modi B di polarizzazione, che non sono stati ancora osservati..la caccia è aperta, a noi gustarci lo spettacolo per la corsa al prossimo giro a Stoccolma.

Sebastiano Spinelli

Bibliografia e fonti:

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