RICERCA ITALIANA     

PROGETTO GEMINI: Misura del segnale Sunyaev-Zeldovich da ammassi di galassie nei due emisferi.

Università degli Studi di Roma "La Sapienza"

Abstract

Studio sperimentale e teorico dell'Effetto Sunyaev-Zeldovich, una delle Anisotropie Secondarie della radiazione di fondo cosmico (CMB) , e cioe' della interazione della radiazione di fondo cosmico con il gas caldo negli ammassi di Galassie attraverso osservazioni condotte sia nell' emisfero NORD che nell' emisfero SUD per mezzo di telescopi e strumentazione identica ( cosi' da produrre un data base omogeneo di spettri del segnale SZ tra 500 e 90 GHz per un totale di 20 ammassi), operando da terra con i telescopi MITO, OASI , a Dome C COCHISE , e da pallone stratosferico con OLIMPO . A tale scopo il progetto GEMINI convoglia su un unico obbiettivo le forze di vari gruppi universitari e degli Osservatori Astronomici Italiani che lavorano nel settore ( Roma La Sapienza, Roma3, OAR Roma, Milano-La Bicocca ). Il gruppo costituito da astrofisici e cosmologi pianifichera' le osservazioni, la loro esecuzione e l'analisi dei risultati in modo da ottimizzare il ritorno in termini di informazioni non ambigue sulla fisica degli ammassi e sui parametri cosmologici. Una vasta rete di collaborazioni internazionali (Cardiff, Fermi Lab., Oxford, Parigi, Princeton,Tenerife, Tel Aviv, Bonn) consentira' di sfruttare al meglio le potenzialita' del programma osservativo, sia attraverso la analisi e interpretazione dei dati ( Tel Aviv, Oxford, Parigi, Princeton, Fermi Lab.), sia attraverso sviluppi hardware come rivelatori ( Cardiff, Max Planck di Bonn) o osservazioni congiunte di segnali SZ (IAC Tenerife).

Le osservazioni verranno condotte nell'emisfero NORD con il telescopio dedicato MITO di 2.6 m di diametro operante a 3500m di altezza sulle Alpi , con un fotometro multicanale e multipixel MAD( 9 pixels per ciascuno dei 4 canali fotometrici) {8} operante a 140;220; 250; 350 GHz circa ( la esatta definizione delle bande fa parte della presente proposta) e con ricevitori radio MASTER operanti a 90, 220, 345 GHz a banda stretta di 1 GHz selezionabile su 10GHz {14}. L'efficienza di questo approccio e' stata di recente dimostrata nella osservazione dell'effetto SZ su COMA ( De Petris et al., 2002, {12}).

Nell' emisfero SUD un telescopio gemello di MITO (OASI) verra' impiegato con lo stesso tipo di rivelatori per un analogo numero di ammassi. Un numero piu' limitato di ammassi opportunamente selezionati verra' osservato con il telescopio OLIMPO, che ha le stesse caratteristiche di MITO ma operera' a 40 Km di altezza su pallone stratosferico ed estende quindi le frequenze di osservazione a 500 GHz. Sia le frequenze che il programma di osservazione di GEMINI saranno scelti cosi' da risultare complementari a quelli dei futuri satelliti HERSCHEL e PLANCK SURVEYOR in un modo simile a come le osservazioni di COMA condotte con MITO sono risultate complementari a quelle del satellite WMAP ( Battistelli et al., 2003, {22}). Uno spettro-radiometro atmosferico CASPER misurera' la trasparenza spettrale tra 90 e 400 GHz durante le osservazioni.
I risultati scientifici principali attesi sono:

1- misura della costante di Hubble su 10+10 ammassi con precisione finale del 5%, confrontabile con quella ottenuta da altri metodi, ma esente dalle problematiche evolutive delle "candele standard".

2- verifica della dipendenza della temperatura del fondo cosmico dal redshift secondo la legge T=2.73(1+Z) su circa 20 ammassi fino a redshift Z=0.4 ,con precisione di circa 1 %. (equivalente cosmologico del test di Tolman brillanza superficiale-redshift verificato solo qualitativamente da Sandage per le galassie ellittiche); confronto con le misure da MASTER della temperatura del fondo cosmico da osservazioni di eccitazioni molecolari a vari redshifts.

3- studio delle proprieta' fisiche degli ammassi osservati con particolare riguardo alle proprieta' morfologiche e alla temperatura elettronica del gas, con misura della stessa con la precisione di circa 1-1.5 KeV, grazie ad una particolare tecnica di analisi. <<<

Coordinatore Scientifico del Programma di Ricerca

Francesco MELCHIORRI Universita' degli Studi di ROMA

Obiettivo del Programma di Ricerca

PREMESSA.

L' Italia si trova nella condizione fortunata di possedere due telescopi millimetrici gemelli di 260 cm di diametro in configurazione Cassegrain f/4 operanti uno in alta montagna ( Testa Grigia, sopra Cervinia a 3500 m di altezza) e uno alla base italiana di Baia Terranova in Antartide, in attesa di montare a Dome C vicino al Polo Sud un altro telescopio identico. Ambedue questi telescopi operano al limite di diffrazione nelle regioni millimetriche tra 300 e 3000 micron.


A sinistra MITO, a destra OASI, operativi rispettivamente a Plateau Rosa'
Cervinia 3500m s.l.m. e alla base Italiana di Terranova in Antartide.
Telescopi gemelli con:

diametro primario .........................................2600 mm
raggio curvatura ...........................................2494.54 mm
costante conica............................................-1.009
f-number primario......................................... 0.48
diametro secondario......................................410 mm
raggio curvatura............................................539.78 mm
costante conica.............................................-1.908
distanza vertici p-s.........................................1018.7 mm
f-number Cassegrain......................................4.07
lunghezza focale Cassegrain...........................8151 mm
campo di vista MAD1,2(pixel,totale)................3.5-16 arcmin
scala al fuoco............................................... 25 arcsec/mm
diametro utile al fuoco....................................45 mm
rapidita' ottica...............................................0.4 cm^2 sr.


E' in avanzata fase di realizzazione presso il gruppo di Cosmologia Spaziale di Roma La Sapienza OLIMPO, un telescopio gemello a MITO ma destinato a volare su pallone stratosferico {23}.


Lancio del prototipo da 150 cm del telescopio OLIMPO{23}

Il presente progetto si propone di convogliare su queste facilities le forze di vari gruppi di ricerca di Universita' e Osservatori Astronomici italiani ;

Unita' 1- Il Gruppo di Cosmologia Teorica dell'Osservatorio di Monte Mario e MontePorzio di Roma ( responsabile S. Colafrancesco).

Unita' 2-Il Gruppo di Cosmologia Sperimentale dell' Universita' di Roma 3 , coordinato da G. Dall'Oglio ( gestione OASI e Telecopio a Dome C, sistemi criogenici automatici, fotometri e polarimetri multibanda bolometrici)

Unita' 3-Il Gruppo di radioastronomia dell'Universita' di Milano-Bicocca , coordinato da M. Gervasi ( ricevitori eterodina e polarimetri per astronomia millimetrica) , in collaborazione con lOsservatorio Astronomico di Arcetri ( V. Natale; spettrometri acusto-ottici)

Unita' 4- Il Gruppo di Cosmologia Spaziale di Roma La Sapienza coordinato da S. Masi (gestione OLIMPO, criogenia spaziale, bolometri TES.)

Unita' 5-Il Gruppo di Cosmologia Sperimentale G31 dell'Universita' di Roma La Sapienza , coordinato da F. Melchiorri ( gestione MITO , esperienza su fotometri e polarimetri multifrequenza e multipixel bolometrici)

Ci si avvale delle seguenti collaborazioni internazionali gia' in atto ;

1- M. Rebolo , Tenerife IAC- Cambridge
;collaborazione VSA per osservazioni interferometriche nel radio di ammassi di galassie
( post-doc E. Battistelli (Unita' 5) lavora in VSA; un borsista Marie Curie, C. Odman da VSA-Cambridge lavora fino al 2007 nella Unita' 5 di Roma La Sapienza)

2- P. Mauskopf, Cardiff;
due nostri post-doc A. Orlando (Unita' 5) e G. Savini (Unita' 4)sviluppano a Cardiff bolometri spider web e fotopolarimetri

3- P. Encrenaz LERMA, Observatoire de Paris,
pianificazione programmi ODINE e Herschel ( in contatto con R. Maoli (Unita' 4)); M. Signore da LERMA a U5 come visiting professor

Collaborazioni teoriche in atto
( con pubblicazioni congiunte,coordinate da A. Melchiorri, Unita' 5, Rif. Bib. 30->37)

4- N. Aghanim IAS- Orsay ( Francia) teoria SZ

5- Yoel Rephaeli, Tel Aviv University ; teoria dell'Effetto SZ e interpretazione dati

6- A. Cooray, CALTECH estrazione parametri cosmologici da SZ

7-R. Bean, Princeton University elaborazione dati

8- J. Silk Oxford teoria anisotropie secondarie

9- R. Kolb, Fermi Lab Batavia anisotropie CMB

OBBIETTIVI.


L' obbiettivo della presente proposta riguarda le cosidette "anisotropie secondarie" della radiazione di fondo cosmico (CMB), cioe' lo studio delle sue interazioni con le strutture presenti fra noi e redshift Z=1100. In particolare nella presente proposta ci interessiamo dello scattering Compton della radiazione di fondo cosmica (CMB) da parte degli elettroni che risiedono nelle atmosfere degli ammassi di galassie ( Effetto SZ, {1}) . Da un lato l' Effetto SZ e' piu' semplice da osservare delle Anisotropie Primarie della CMB, sia per la maggiore ampiezza dei segnali ( da 5 a 20 volte piu' intensi) sia per la conoscenza della posizione e della forma dell'ammasso, sia per la peculiarita' delllo spettro. Dall'altro lato, e` un meccanismo ricco di informazione astrofisica e cosmologica. La distorsione della CMB prodotta dall'effetto SZ consente test cosmologici diretti come la stima della costante di Hubble H_0 {2,22} e la misura in situ della temperatura della CMB in ammassi a Z diversi {3}. La componente cinematica dell'Effetto SZ, anche se di difficile detezione, da' infine informazioni sulle velocita' peculiari a differenti Z. L'effetto SZ fornisce anche informazioni dettagliate sulla distribuzione di gas Intra-Cluster , sul suo stato fisico e sulla distribuzione di energia degli elettroni{7}.

In particolare il presente progetto si propone di:

A- Fornire lo spettro del segnale SZ tra 90 GHz e 500 GHz di almeno 20 ammassi, di diametro angolare superiore a 5 primi, distribuiti tra emisfero NORD e SUD . MITO e OASI copriranno la regione 90-300 GHz, mentre la zona spettrale al di sopra di 300 GHz sara' di specifica competenza di OLIMPO. Le osservazioni saranno condotte sia a larga banda ( / =0.1), grazie all'impiego di bolometri convenzionali, e di tipo spider web realizzati a Cardiff, sia a banda stretta ( / <0.01) ,grazie all'impiego del radiometro MASTER realizzato dal gruppo di Milano.

B- Determinare la temperatura degli elettroni del gas dell'ammasso con una precisione del 10%-40% tra 20 e 5 KeV, grazie ad una innovativa tecnica di analisi dei dati.

C- Studiare la morfologia del gas caldo con risoluzione angolare di 3 primi

D- Stimare la costante di Hubble con una precisione del 5% tra redshift 0.02 e 0.2

E- Stimare la dipendenza della temperatura del fondo cosmico dal redshift con errore percentuale su T migliore dell'1%, eseguendo un confronto diretto tra il metodo SZ ( misurato da MAD)e il metodo basato sulla misura della temperatura di eccitazione di molecole ad alto redshift (osservate con MASTER).

F- Eseguire uno studio dei foregrounds galattici in modo da consentire una estrazione precisa del segnale SZ.

G- Un innovativo radiometro atmosferico, CASPER controllera' lo spettro della trasparenza atmosferica durante le osservazioni in una regione di circa 2x2 gradi nella direzione dell'ammasso.

In prospettiva il programma GEMINI si propone come candidato alla analisi di sorgenti " interessanti" osservate da futuri satelliti come Planck ed Herschel o dal programma SPOrt con risoluzione angolare migliore di quella di Planck, paragonabile a quella di Herschel, ma coprendo regioni spettrali piu' ampie di quelle di Herschel . GEMINI fornira' inoltre con la misura del segnale SZ su 20 ammassi un ampio data base di sorgenti celesti calibrate , offrendo una alternativa alla calibrazione sul Dipolo, impossibile per HERSCHEL.

Il nostro progetto e' complementare ai programmi interferometrici, quali VSA che forniscono mappe a basse frequenze dell'Effetto SZ; una collaborazione e' in corso con l'Osservatorio di Tenerife per riosservare con MITO sorgenti di natura non definita viste da VSA nel radio. <<<

Risultati parziali attesi

Nel corso della FASE 1 si aspettano due principali risultati, uno di tipo teorico e l'altro di tipo sperimentale.
Da un punto di vista teorico avremo una
PIANIFICAZIONE DELLE OSSERVAZIONI comprensiva di:
a- identificazione delle frequenze e bande ottimali di misura a seconda dell'obbiettivo scientifico ( misura della temperatura della CMB al redshift dell'ammasso, misura della temperatura elettronica del gas dell'ammasso, misura della velocita' peculiare dell'ammasso, misura della costante di Hubble e possibili indicazioni per la presenza di una costante cosmologica)
b- identificazione di 10 ammassi nell' Emisfero NORD e 10 nell' Emisfero SUD osservabili durante le Campagne a MITO e a OASI con estensioni angolari maggiori di 4-5 minuti d'arco, con dati X di buona qualita'; produzione di una mappa dei foregrounds galattici basata sui dati IRAS, ISO, FIRAS e mappe regioni HI e HII e, a partire dal Luglio 2005, sui dati forniti da OLIMPO.
c- definizione del piano osservativo con identificazione della sequenza ottimale di scansione per minimizzare il contributo dei foregrounds galattici
d- simulazione del processo di misura ed analisi dati e ottimizzazione dei filtri spaziali per ridurre il contributo dei foregrounds

Accanto a queste attivita' teoriche ci aspettiamo degli importanti risultati nella preparazione e orttimizzazione dell' hardware. In particolare;

1- completamento dei due fotometri MAD1 e MAD2 a 4 canali con frequenze e bande definite al punto (a) precedente; 9 bolometri per canale, sensibilita' in laboratorio dell'ordine di 0.2 mK per secondo di integrazione .

2- realizzazione di due radiometri atmosferici CASPER1 e CASPER2 in grado di fornire spettri della emissione atmosferica con risoluzione di 0.1 cm-1 tra 3 e 30 cm-1 ( 90 - 600 GHz) ogni 3-5 minuti in una regione di 2x2 gradi centrata nella direzione di osservazione del telescopio principale.

3- realizzazione di un radiometro MASTER e uno spettrometro Acusto-Ottico per detto in modo da poter operare a banda stretta e ad alta risoluzione spettrale per osservare righe atmosferiche e di molecole intergalattiche.

4- realizzazione del canale ad alta frequenza a 500GHz di OLIMPO, adattamento dello stesso nel criostato di OLIMPO e volo nel Luglio 2005 con raccolta dati su 10 ammassi nell'emisfero NORD (selezionati secondo schema b,c,d ).

5- miglioramento del sistema di puntamento di MITO ( da 1 primo a 1 secondo per ora di inseguimento )

Queste attivita' verra' condotta dalle Unita' 2,3,4,5.

Al termine della fase 1( Ottobre 2005) avremo due telescopi+ fotometri+ radiometri atmosferici identici localizzati nei due emisferi; cio' permettera' di raccogliere nel tempo dati fra loro omogenei, in modo non dissimile da quanto oggi si ottiene solo su satellite, fornendo un campione di ammassi che inizia nel presente progetto con 10+10 ammassi ma e' destinato ad allargarsi nel tempo.
Avremo anche, grazie al volo di OLIMPO nel Luglio 2005, un primo set di dati relativi a 10 ammassi ri-osservabili da MITO. Le misure del canale a 500 GHz di OLIMPO forniranno indicazioni preziose per la modellizzazione dei foregrounds galattici .La prima Campagna in Ottobre-Novembre consentira' la ottimizzazione dell'accoppiamento tra fotometri e telescopi. CASPER 1 iniziera' ad operare in automatico mentre CASPER 2 sara' provato a MITO.
Nel corso delle altre Campagne osservative saranno raccolti dati su 10+10 ammassi con una sensibiita' finale di 5 microkelvin per pixel. Avremo dunque a conclusione della seconda fase

1- Un data-base di 20 ammassi con spettro del segnale SZ misurato con una sensibilita' di 5 micro Kelvin per pixel , a quattro frequenze ( da definire esattamente, ma intorno a 150, 220, 280, 350 GHz) con 10 ammassi osservati anche a 500 GHz con OLIMPO.
2- Spettri della trasparenza atmosferica tra 90 e 600 GHz misurati ogni 5 minuti durante le osservazioni nella direzione dell'ammasso in studio con risoluzione migliore del 3%.

3- Misura diretta della temperatura di eccitazione di alcune nubi molecolari a diversi redshifts, per mezzo di MASTER.

Da questi dati osservativi sara' possibile derivare numerose conseguenze teoriche;

a- Verifica della legge brillanza superficiale-redshift, fino ad oggi provata solo qualitativamente da Sandage osservando la brillanza superficiale di galassie ellittiche e correggendo per l'evoluzione. Si tratta di un test " model independent " della Relativita' Generale . Si potra' verificare la legge T= T*(1+z) per la temperatura del fondo cosmico tra redshift 0 e 0.5, rilevando eventuali deviazioni entro circa l'uno per cento .
( saranno cosi' posti forti constraints alle teorie cosmologiche alternative dove il redshift e' in tutto o in parte di origine diversa dalla espansione dello spazio). Si veda la figura 4


Figura 4; stato attuale della verifica della legge T=T*(1+Z) ( a sinistra) e come
potra' essere dopo le osservazioni dei 20 ammassi del programma GEMINI.
La linea centrale e' il best fit con la temperatura di COBE. Le due linee estreme
segnano il range entro cui attualmente sono proposti possibili modelli
cosmologici alternativi {3}



b- Confronto tra la legge precedente ( indipendente dalla costante di struttura fine) e la temperatura di eccitazione molecolare a vari redshifts ( dipendente dalla costante di struttura fine) misurata da MASTER.

c- Grazie alla dipendenza della frequenza di zero dalla temperatura elettronica potremo stimare quest'ultima con una precisione di circa 1-1,5 KeV , anche per ammasi non visibili in X.

d- Misura della costante di Hubble; seguendo il metodo descritto in {22} e utilizzando ammassi per i quali la morfologia e' ben misurata da osservazioni X, riteniamo di poter ridurre le incertezze sistematiche sulla stima di H, fornendo cosi' un valore con precisione del 5% che esente dai problemi di evoluzione delle sorgenti. ( si veda la Tabella 3 per un elenco di valori attuali ottenuti con altri metodi; si noti la incertezza sistematica)





e- prime stime di parametri cosmologici di tipo statistico; anche se il numero iniziale di ammassi e' piccolo ( 20 in tutto) potremo testare vari algoritmi che serviranno per la analisi statistica su i futuri dati dei satelliti .

f- Infine vogliamo segnalare la ricaduta delle nostre osservazioni in termini di fisica della atmosfera terrestre; avremo una caratterizzazione di vari componenti atmosferici ( Ossigeno, Ozono, Vapor d'Acqua, vari inquinanti) misurati in emissione in due siti molto diversi, quali Plateau Rosa' e la base Teranova in Antartide e della loro variabilita' a breve e medio termine. <<<

Durata

24 mesi

Base di partenza scientifica nazionale o internazionale

E' ben noto che la radiazione di fondo cosmico (CMB) offre un potente mezzo di indagine cosmologica: lo studio delle anisotropie primarie ( presenti sulla superficie di ultimo scattering) permette di conoscere lo stato dell'Universo a redshift 1100; le osservazioni su pallone ( BOOMERANG, MAXIMA, ARCHEOPS) , a terra (DASI, TOCO) e su satellite ( WMAP ) hanno permesso di determinare alcuni parametri cosmologici ( densita' barionica e non, equazione di stato, costante cosmologica, spessore ottico e reionizzazione, ecc) con una accuratezza spesso migliore di qualche percento inaugurando quella che viene oggi comunemente chiamata Precision Cosmology.

Non meno importante, anche se meno esplorato, e' il ruolo delle cosidette "anisotropie secondarie" della CMB, cioe' lo studio delle interazioni della radiazione di fondo con le strutture presenti fra noi e Z=1100: Esse hanno origine dall'assorbimento causato dallo scattering Thomson e Compton dei fotoni della CMB su elettroni liberi o molecole presenti nelle strutture, determinando degli effetti termici e/o degli echi Doppler sulla CMB. Viene cosi' messo a disposizione degli astrofisici e dei cosmologi una sorta di banco ottico cosmologico, dove gli oggetti in studio sono illuminati da una "lampada" (la CMB)della quale e' nota intensita' e spettro con grande precisione. E' quindi possibile sia studiare " in assorbimento" l'oggetto interposto ricavandone informazioni preziose sulla sua composizione chimica e sul suo stato fisico, sia derivare informazioni sui parametri cosmologici ( alcuni dei quali complementari a quelli misurati con le anisotropie primarie, come la Costante di Hubble) anche attraverso studi statistici su un numero adeguato di oggetti simili a diversi redshifts. Le grandi potenzialita' di questo metodo di indagine incominciano a essere esplorate nel caso della interazione tra CMB e gas caldo negli ammassi di galassie.
Lo scattering Compton della radiazione di fondo cosmica (CMB) da parte degli elettroni che risiedono nelle atmosfere degli ammassi di galassie (studiato per primi da R. Sunyaev e Y. Zeldovich) prende il nome di Effetto SZ, {1}) . Fin dal 1978 abbiamo prodotto il primo spettro teorico del segnale differenziale SZ nella regione sub-millimetrica e sottolineato l'influenza dei foregrounds galattici nella precisione della misura {11}, segnalato la possibilita' di misurare la temperatura del fondo cosmico in loco {6}, la costante di Hubble e il parametro di decelerazione attraverso misure millimetriche e sub-millimetriche del segnale differenziale SZ ottenuto osservando le distorsioni della CMB in direzione dell'ammasso {10}. Con il progredire della tecnologia questi programmi sono divenuti realizzabili. In Figura 2 e' riprodotto lo spettro del segnale SZ come misurato da tre esperimenti ( MITO, WMAP, OVRO) a varie frequenze in direzione dell'ammasso di COMA {3}. E' questo lo spettro SZ piu' completo fino ad oggi disponibile. Recentemente il gruppo di Sara Church a Stanford ha eseguito osservazioni su 11 ammassi a tre frequenze (150, 220, 350 GHz) rilevando segnali SZ con barre di errore di ampiezza qualitativamente indicata con i rettangoli tratteggiati in Figura 2. L'incertezza nella calibrazione del sistema fotometro+ telescopio e nella trasparenza atmosferica e il limitato tempo di misura sono stati i fattori limitanti di queste ultime osservazioni.


Figura 2: Segnale differenziale SZ misurato in direzione dell'ammasso di COMA
(Abel 1656) a redshift z= 0.0235. Notare l'errore dei dati di MITO decisamente
minore di quello dei dati del satellite WMAP ( limitato dal tempo di osservazione)
e della incertezza delle osservazioni di SUZIE II ( gruppo di S.Church in Stanford)
indicata dai rettangoli tratteggiati. MITO e' ancora dominato dalla incertezza
sulla trasparenza atmosferica; con l'ausilio di CASPER si otterra' un
miglioramento del 20-30 %. Questo fatto, combinato con l'adozione di rivelatori
spider-web piu' sensibili, portera' a un incremento di circa un fattore dieci.
(Adattato da {22})

In Figura 2 la linea continua rappresenta lo spettro teorico previsto dai dati X. Si nota che il segnale differenziale SZ si annulla per x*=h * /kT= 3.83, dove T e' la temperatura del fondo cosmico in loco divisa per (1+z), dove z e' il redshift dell'ammasso. E' quindi possibile verificare la legge brillanza superficiale- redshift T=T*(1+z), dove T* e' la temperatura del fondo come misurata da COBE nel sistema solare. Si tratta di uno dei pochi tests "model independent" della Relativita' Generale, indipendente dal contenuto di materia ed energia dell'Universo, finora verificato qualitativamente da Sandage sulle galassie ellittiche. Un primo tentativo e' stato fatto dal nostro gruppo {3}, seguito da analogo tentativo dal gruppo di S. Church ( si veda figura 3)

La frequenza di zero * e' tuttavia sensibile ad altri due fattori: la velocita' peculiare dell'ammasso e gli effetti delle correzioni relativistiche . Fino ad oggi questi tre termini non sono stati mai separati in modo soddisfacente . Uno degli obbiettivi della presente proposta, portato avanti dal Gruppo Teorico e' proprio quello di programmare le osservazioni in modo da rompere la degenerazione fra le quantita' in gioco.



Figura 3; misure della temperatura della CMB in situ (MITO e SUZIE II) ; si noti il piccolo
errore dei dati di MITO ( rosa in basso); nella presente proposta intendiamo migliorare
di circa un fatttore 10 la precisione su tutto il range di redshifts.

La verifica della legge T=T*(1+z) ha importanti conseguenze: la distorsione spettrale della CMB prodotta dall'effetto SZ diviene indipendente dal redshift Z dell'ammasso: questo fatto permette di studiare l'evoluzione degli ammassi ricchi ad alto Z, dove la loro abbondanza dipende in modo cruciale dallo scenario cosmologico {2,4,30}. Oltre i test cosmologici diretti gia' ricordati, come la stima della costante di Hubble H_0 {1} e la gia' ricordata misura in situ della temperatura della CMB in ammassi a Z diversi {3}, l'effetto SZ fornisce anche informazioni dettagliate sulla distribuzione di gas Intra-Cluster (IC), sul suo stato fisico e sulla distribuzione di energia degli elettroni responsabili dello scattering Compton dei fotoni della CMB {4,7}. Quindi, in analogia con quanto detto in generale per le anisotropie secondarie, due principali argomenti scientifici emergono dallo studio dell'effetto SZ: a) esso e` una potente sonda delle condizioni astrofisiche delle atmosfere degli ammassi di galassie; b) esso e` uno strumento unico per lo studio dello scenario cosmologico globale e per la derivazione dei parametri cosmologici. La possibilita` di sfruttare a pieno il punto b) dipende strettamente dalla completa esplorazione fisica del punto a).

Nonostante le grandi potenzialita' offerte dallo studio dell'Effetto SZ , la situazione osservativa e' appena agli inizi .
In pratica, a seconda del prevalere degli interessi astrofisici o di quelli cosmologici del gruppo impegnato nella ricerca le osservazioni sono state orientate secondo due diversi schemi logici:

da un lato ( approccio statistico) e' stato proposto di osservare il maggior numero possibile di ammassi in modo da "cancellare" le proprieta' peculiari di ciascun ammasso attraverso un processo di media e estrarre informazioni di tipo statistico su parametri cosmologici quali la costante di Hubble, la costante cosmologica ecc.; dall'altro (approccio astrofisico) e' stato proposto di limitare lo studio a pochi (10-20) ammassi ben conosciuti per i quali esistono banche di dati X cosi' da poter studiare in modo approfondito le proprieta' specifiche di ciascun ammasso ed eventualmente in un secondo momento estrarre i parametri cosmologici .

Il primo approccio, iniziato dal gruppo di Carlstrom con survey di ammassi condotte con interferometri radio, e' anche quello piu' naturale per esperimenti di survey su satellite; per esempio, il satellite Planck Surveyor si propone di osservare alcune migliaia di ammassi. Le principali limitazioni del metodo sono:

1- nel caso di interferometri radio problemi di calibrazione assoluta dello strumento ed effetti sistematici indotti dalla presenza delle anisotropie primarie, non separabili spettralmente nella regione radio.

2- Nel caso di survey da satellite il problema della calibrazione e' risolto attraverso la osservazione della anisotropia di Dipolo (recentemente WMAP ha raggiunto una accuratezza dello 0.5 % nella calibrazione dei ricevitori radio); tuttavia in generale si hanno scarsi dati X per gli ammassi lontani e le proprieta' medie possono essere inficiate da effetti di selezione (ad esempio ammassi prolati verso l'osservatore producono segnali sistematicamente piu' alti e vengono quindi rilevati piu' facilmente in una survey).

Il secondo approccio e' tipico degli osservatori a terra dove grandi telescopi sono dedicati per limitato tempo allo studio specifico di qualche ammasso. Per esempio OVRO ha svolto uno studio sistematico di alcuni ammassi confrontando i dati radio con quelli X. Le principali limitazioni del metodo sono:

1-Contaminazione da anisotropie primarie nei sistemi radio per la impossibilita' di discriminarle spettralmente.

2-L'impiego di grandi radio-telescopi porta in modo naturale a studiare ammassi di piccole dimensioni angolari per i quali i dati X sono scarsi.

3-Grandi difficolta' di calibrazione nella regione millimetrica e limitazioni poste dalle fluttuazioni atmosferiche.

4-Necessita' di lunghi tempi di integrazione e difficolta' di avere un grande telescopio a disposizione per periodi prossimi all'anno .

La conclusione e' che esiste una banca dati per qualche decina di osservazioni dell'Effetto SZ, ma allo stato attuale abbiamo una sola osservazione da satellite, un limite superiore da osservazione da pallone e numerose misure da terra con incertezze complessive di calibrazione intorno al 20 %. Si veda la Tabella 1.

========================TABELLA 1 =======================



In queste condizioni i parametri cosmologici (per esempio la costante di Hubble) non possono essere determinati con precisioni comparabili a quelle raggiunte con altri metodi.

Nella Tabella 2 riportiamo i parametri chiave di esperimenti recenti dedicati ad osservazioni di Effetto SZ.

==========================TABELLA 2==============



Il presente progetto GEMINI si basa sulla seguente "filosofia osservativa":


Gli ammassi di galassie con estensione angolare minore di circa 5 minuti d'arco hanno in genere mappe X poco precise ( sia perche' si tratta spesso di ammassi lontani per i quali i flussi X sono bassi, sia perche' la risoluzione X non permette di ricostruirne la morfologia in modo accurato); inoltre, sono difficili da studiare da terra in SZ in quanto richiedono l'impiego di grandi telescopi. Sulla base di queste considerazioni abbiamo deciso di concentrare la nostra attenzione su un numero limitato di ammassi (circa20 ) di dimensioni angolari maggiori di 5 minuti d'arco, presenti nell'emisfero NORD e nell'emisfero SUD e distribuiti tra redshift 0.02 e 0.4. Lo studio di questi ammassi prevede:

a-Impiego di un telescopio dedicato in modo da essere indipendenti dalle limitazioni imposte nei tempi d'uso dei grandi telescopi e quindi avere tutto il tempo per ottimizzare l'accoppiamento fotometro-telescopio e procedere ad una calibrazione accurata dell'intero sistema. Volendo condurre misure nei due emisferi e' necessario avere accesso a 2 telescopi il piu' possibile simili.

b-Osservazioni millimetriche multifrequenze sia a banda larga che stretta in modo da poter separare le anisotropie primarie e il contributo atmosferico dall'effetto SZ (almeno 4 frequenze sono necessarie).

c-Scelta oculata del luogo di osservazione in modo da minimizzare i disturbi atmosferici causati dalla abbondanza e variabilita' del vapor d'acqua. Nell'emisfero NORD un luogo ottimale e' rappresentato dalle stazioni alpine dove le basse temperature invernali si accoppiano ai vantaggi dell'alta quota. Nell'emisfero SUD l'Antartide e' stata gia' piu' volte indicata come luogo ideale per osservazioni sub-millimetriche.


d-Un programma di calibrazione basato sullo studio delle atmosfere planetarie di Giove, Saturno, sulla fisica del suolo lunare e sulle proprieta' di alcune regioni HII della galassia.

e- sviluppo di un particolare software di analisi dati che ottimizzi in modo quantitativo il criterio di scelta delle notti osservative "poco rumorose" e sfrutti a pieno le conoscenze sulla posizione e forma dell'ammasso in studio in modo da ridurre il disturbo atmosferico

f- la possibilita' di ri-osservare su pallone almeno alcuni ammassi a frequenze maggiori di 300 GHz in modo da poter estrarre il segnale SZ positivo dai foregrounds e misurare lo stesso in prossimita' della frequenza per la quale si annulla l'effetto di distorsione relativistico; in pratica la soluzione ideale e' di disporre di un altro telescopio con caratteristiche analoghe ai primi due da far volare su pallone stratosferico.

I punti sopra delineati si accordano con la situazione dei gruppi di ricerca coinvolti. In particolare;

1-dal 1990 e' stato inaugurato in Antartide presso la base Concordia dal Piano Nazionale di Ricerche in Antartide un Osservatorio Astronomico Submillimetrico e Infrarosso ( OASI) sotto la responsabilita' del grupppo di Roma 3 {5}

2- dal 1980 e' operativo un telescopio millimetrico MITO ( Millieter and Infrared Testagrigia Observatory {17}) operante alla Testa Grigia a 3500 m di altezza, gestito dal gruppo di Cosmologia Sperimentale di Roma La Sapienza

3- Presso il gruppo di Roma La Sapienza e' in fase di avanzata costruzione un telescopio da montare su pallone stratosferico OLIMPO {23}.



Tutti e tre i telescopi sopra descritti hanno in comune diametro del primario, distanza focale e campo di vista.
Intendiamo dotare i telescopi MITO e OASI di due fotometri identici a 4 canali e 9 pixel per canale. e di un radiometro MASTER capace di operare in banda stretta; OLIMPO avra' invece un fotometro operante anche a frequenze maggiori inaccessibili da terra.

Gli obbiettivi di questo programma sono:

1- separazione delle anisotropie primarie e delle fluttuazioni dell'atmosfera dall'effetto SZ grazie alle osservazioni multibanda

2- produzione per ciascun ammasso osservato di uno spettro dell'effetto SZ sia per la parte positiva ad alte frequenze che per quella negativa da raccordare eventualmente ai dati radio.

3- estrazione dei parametri cosmologici tramite fit sullo spettro SZ e conseguente misura della temperatura in situ del fondo cosmico.

L'efficacia di questo approccio è stata recentemente dimostrata (De Petris etal., 2002, {21}) su COMA.

Per quanto molto incoraggiante il risultato acquisito con MITO presenta ancora delle limitazioni:

a-la risoluzione angolare di circa 16' e' insufficiente per osservazioni di dettaglio di COMA e introduce una eccessiva diluizione del segnale per altri ammassi.

b-e' essenziale estendere le osservazioni a frequenze maggiori in modo da monitorare meglio il contributo della polvere galattica: si propone quindi di eseguire misure congiunte MITO-OLIMPO, dove OLIMPO e' simile a MITO ma esegue osservazioni a quota di pallone stratosferico permettendo cosi' di operare al di sopra dei 300 GHz {23}.

c-La correzione per l'assorbimento atmosferico e' laboriosa e richiede la interruzione delle misure (non e' quindi eseguita durante le osservazioni).

Questi punti sono oggetto di miglioramento nella presente proposta. <<<