RICERCA ITALIANA     

Mappe ad alta risoluzione della temperatura e polarizzazione del fondo cosmico di microonde come strumento di indagine cosmologica

Università degli Studi di Roma "Tor Vergata"

Abstract

Questo progetto di ricerca ha come scopo principale l'utilizzo di mappe ad alta risoluzione del fondo cosmico di microonde (cosmic microwave background, CMB), tanto dell'intensita' totale (temperatura) che della componente polarizzata, al fine di estrarre l'enorme quantita' di informazione cosmologica che esse contengono. Moltissimi dati di questo tipo si stanno rendendo disponibili (ad esempio dal satellite WMAP e, a breve, da Planck) ed e' percio' cruciale attrezzarsi per rispondere al meglio alla sfida posta dalla necessita' di analizzarli e interpretarli in modo ottimale. Il progetto unisce le competenze di diversi gruppi italiani che hanno una lunga e comprovata esperienza nel settore, sia dal punto di vista teorico che strumentale, e sfrutta in maniera chiara le interazioni tra i componenti per raggiungere gli obiettivi proposti. <<<

Coordinatore Scientifico del Programma di Ricerca

Nicola VITTORIO Università degli Studi di ROMA "Tor Vergata"

Obiettivo del Programma di Ricerca

Il successo dei piu' recenti esperimenti per l'osservazione del fondo cosmico di microonde (ad esempio BOOMERanG, MAXIMA, e il satellite WMAP), ha fornito una prova impressionante dell'enorme importanza di questo tipo di indagine per la ricerca cosmologica. Le misure piu' accurate dei parametri cosmologici sono attualmente proprio quelle ottenute dallo studio dell'anisotropia di temperatura del CMB. La situazione continuera' a migliorare con la raccolta di nuovi dati da parte di futuri esperimenti che, oltre a svelare ulteriori dettagli sull'anisotropia di temperatura, daranno importanti informazioni anche sulla componente polarizzata del CMB. La direzione verso la quale procedono gli esperimenti di nuova generazione e' quella di produrre mappe dettagliate del fondo cosmico di microonde (tanto in temperatura che in polarizzazione) ad alta risoluzione angolare e con rapporto segnale/rumore molto maggiore dell'unita'. Questo consentira' di applicare tutta una serie di test statistici direttamente nello spazio dei pixel della mappa, andando, ad esempio, oltre l'analisi della funzione di correlazione a due punti (o dello spettro angolare di potenza) a cui ci si e' limitati fino a tempi recenti.

Gli obiettivi di questo progetto spaziano su un ampio ventaglio di argomenti, che coprono le principali problematiche da affrontare nell'analisi dei dati futuri nonche' di quelli attualmente disponibili. Gli aspetti da affrontare possono essere riassunti nelle seguenti grandi aree tematiche, fortemente interconnesse tra loro, che verranno descritte piu' dettagliatamente nel seguito (vedi 2.4 Descrizione del Programma di Ricerca):

1. TECNICHE DI ANALISI DATI
Produzione di mappe ottimali del CMB a partire da insiemi di dati ordinati temporalmente, in presenza di rumore strumentale correlato ed altre complicazioni osservative;

2. "FOREGROUNDS" E SEPARAZIONE DI COMPONENTI
Studio delle contaminazioni da sorgenti astrofisiche e produzione di templates per tali sorgenti, incluso lo studio osservativo di radiosorgenti ad alta frequenza; sviluppo di tecniche numeriche per la separazione delle diverse componenti astrofisiche nelle mappe del cielo a microonde;

3. ASPETTI STRUMENTALI
Studio degli effetti sistematici e di altre problematiche osservative, quali la calibrazione dello strumento;

4. VINCOLI AI MODELLI TEORICI
Estrazione dell'informazione cosmologica dalle mappe; vincoli sui modelli teorici; ricerca di non gaussianita' nelle mappe, sia di origine primordiale che dovuta ad effetti sistematici.


E' evidente che, per la loro complessita' e varieta', i compiti richiesti per questo progetto non possono essere affrontati senza una forte collaborazione tra diversi gruppi che abbiano le dovute competenze. Le unita' di ricerca coinvolte hanno i requisiti necessari e una lunga storia di collaborazioni che hanno prodotto importanti risultati. Ci si aspetta quindi che gli obiettivi proposti possano essere adeguatamente raggiunti nel corso della durata del presente programma di ricerca. <<<

Risultati parziali attesi

Il nostro progetto e' articolato in una singola fase: i risultati parziali della prima fase coincideranno quindi con i risultati finali dell'intero progetto, che sono stati descritti sopra. <<<

Durata

24 mesi

Base di partenza scientifica nazionale o internazionale

La nostra comprensione della cosmologia poggia oggi su basi molto piu' solide che in passato. Comincia ad emergere un modello cosmologico standard che riesce a spiegare l'evidenza raccolta da molti tipi diversi di osservazioni. Un ruolo fondamentale nell'avanzamento della cosmologia negli scorsi anni e' stato giocato dallo studio delle anisotropie del fondo cosmico di microonde (Cosmic Microwave Background, CMB). Lo stato dell'arte dell'investigazione del CMB e' al momento rappresentato dai recenti risultati del satellite WMAP (Bennett et al. 2003). La NASA ha lanciato WMAP nel 2001, con l'obbiettivo di produrre mappe accurate del CMB sull'intera volta celeste e in diverse bande di frequenza. I risultati del primo anno di osservazioni di WMAP sono stati annunciati all'inizio del 2003. Essi sono serviti a determinare, tra l'altro, lo spettro di potenza della temperatura del CMB con precisione senza precedenti, fino a scale angolari dell'ordine di 12 minuti d'arco. WMAP ha anche osservato la prevista correlazione tra l'anisotropia di temperatura del CMB e la sua polarizzazione. I dati di WMAP hanno fornito vincoli molto stretti sui parametri cosmologici, e sono stati da soli in grado di stabilire che l'universo ha una geometria piatta, un'eta' di circa 14 miliardi di anni, e' composto per il 4-5% di barioni, per circa il 22% di materia oscura e per circa il 73% di energia oscura. WMAP ha inoltre dato un ulteriore forte conferma del paradigma inflazionario, mostrando che le strutture su grande scala hanno avuto origine da perturbazioni primordiali di tipo adiabatico, gaussiane o molto prossime alla gaussianita'.

La prossima pietra miliare nella ricerca sul CMB sara' il satellite Planck dell'ESA (Tauber 2001). Planck rappresentera' un grande balzo in avanti rispetto a WMAP, nella direzione di una completa comprensione dell'anisotropia di temperatura del CMB. La sensibilita' strumentale sara' diverse volte maggiore di quella di WMAP; la progettazione delle ottiche e dei rivelatori permettera' di ottenere la migliore risoluzione possibile in ciascuna banda di frequenza, rendendo possibile la rivelazione di dettagli di pochi minuti d'arco; Planck avra' la piu' ampia copertura in frequenza per un singolo esperimento di CMB, consentendo la mappatura di una ampia gamma di fenomeni astrofisici nella banda delle microonde, una caratteristica che si rivelera' utile non solo per identificare contaminazioni da altre sorgenti astrofisiche, ma anche per investigare processi poco noti nella nostra Galassia e in sorgenti extra-galattiche; infine, la presenza di due diversi strumenti a bordo, LFI e HFI, fornira' un alto livello di ridondanza e controllo, con conseguenze importanti sulla rivelazione e rimozione degli effetti sistematici. I rivelatori di Planck saranno anche sensibili alla componente polarizzata del CMB, una caratteristica che consentira' di aprire una finestra su un campo pressoche' inesplorato di investigazione.

Un grande vantaggio di Planck rispetto a WMAP sara' nella sua abilita' di fornire vere e proprie immagini del CMB, grazie al suo alto rapporto segnale/rumore (da confrontare con quello di WMAP prossimo all'unita'). Questo, ad esempio, consentira' di andare oltre lo spettro di potenza, e di verificare l'esistenza di non gaussianita' primordiale nei dati. Le piu' semplici teorie per l'origine delle fluttuazione primordiali sono i modelli inflazionari con un unico campo scalare in lento rotolamento (Albrecht & Steinhardt 1982, Linde 1982). Una forte previsione di questi modelli e' che le fluttuazioni primordiali dovrebbero essere accuratamente descritte da una statistica di tipo gaussiano. La verifica di questa previsione servirebbe ad assicurarci che le fluttuazioni sono state in effetti generate in processi lineari come previsto da tali teorie. Al contrario, la rivelazione di un segnale non gaussiano primordiale avrebbe conseguenze profonde per la nostra comprensione della fisica dell'universo primordiale. Oltre alla sua rilevanza per gli studi teorici, la rivelazione di non gaussianita' nelle mappe di CMB e' anche uno strumento diagnostico per cercare contaminazioni indesiderate (rumore strumentale, effetti sistematici, "foreground" residui, etc.). Non e' sorprendente, pertanto, che una forte attivita' sta avendo luogo nel campo della non gaussianita', con una particolare enfasi sulla ricerca di nuovi e robusti strumenti statistici da applicare ai dati di CMB (si veda, ad esempio, Komatsu et al. 2003).

La produzione di mappe ottimali dai dati ordinati temporalmente prodotti dagli esperimenti di CMB e' un'altra area di ricerca che ha conosciuto un tasso di attivita' impressionante negli ultimi anni (si veda, ad esempio, Natoli et al. 2001). Ben lungi dall'essere un compito banale, il processo di conversione dei dati grezzi in immagini reali del CMB, che tenga conto di innumerevoli complicazioni quali la presenza di rumore strumentale correlato, effetti sistematici, risposta del rivelatore, e in ultimo anche dell'enorme mole di dati da trattare, e' una sfida di notevoli proporzioni. Ancora in tempi recenti, le mappe del CMB venivano considerato un prodotto scientifico di importanza inferiore, se confrontato, ad esempio, con lo spettro di potenza angolare: la contaminazione residua del rumore nello spazio dei pixel era ancora talmente alta che le strutture nelle mappe non potevano essere associate facilmente a vere strutture nel cielo. Tecniche di elaborazione dei segnali (quali, ad esempio, il filtro di Wiener), usate per evidenziare la presenza di strutture statisticamente significative nelle mappe, introducevano incertezze che rendevano le mappe elaborate virtualmente inutilizzabili per applicazioni cosmologiche. Persino le mappe di WMAP hanno un rapporto segnale/rumore circa unitario, che rende l'investigazione diretta nello spazio dei pixel estremamente difficile. Grazie ai progressi nella tecnologia dei rivelatori, la situazione sta evolvendo rapidamente, e si avvicina il momento in cui il rumore residuo nelle mappe sara' trascurabile rispetto al segnale cosmologico. Questo rende necessaria l'implementazione di algoritmi per la produzione di mappe che siano estremamenti accurati in modo da non sprecare l'enorme potenziale di tali misure.

E' ampiamente riconosciuto che il controllo e la rimozione della contaminazione da parte delle emissioni astrofisiche ("foreground") da un lato e degli effetti sistematici dall'altro costituiscono aspetti centrali per gli esperimenti finalizzati a produrre mappe estremamente accurate di temperatura del CMB, e ancor piu' per le misure di polarizzazione (e in particolare del debolissimo modo B).

Su scale maggiori di circa 30' la contaminazione maggiore proviene dalle emissioni diffuse della nostra galassia (sincrotrone, free-free, polvere interstellare), mentre le radio sorgenti extragalattiche e le galassie con alto contenuto in polveri, e l'effetto Sunyaev-Zeldovich in ammassi ricchi di galassie dominano le fluttuazioni su piccole scale (De Zotti e al. 1999). La varieta' e la disomogeneita' delle dipendenze dalla frequenza del sincrotrone galattico e degli spettri delle radio sorgenti (e, seppure in misura minore, dell'emissione da polveri) richiedono metodi specifici per trattare la loro contaminazione.

La principale emissione diffusa a basse frequenze e' dovuta al sincrotrone galattico, per cui esistono estese osservazioni a frequenze radio. Misure di intensita' totale su tutto il cielo con risoluzione del grado sono state effettuate a 408 MHz (Haslam e al. 1982), mentre misure con risoluzione di circa mezzo grado coprono il cielo nord a 1.4 GHz (Reich & Reich 1986) e il cielo sud a 2.4 GHz (Jonas e al. 1998). Quasi meta' del cielo e' stata osservata in polarizzazione a diverse frequenze (fino a 1.4 GHz) con risoluzione del grado (Brouw & Spoelstra 1976), anche se e' difficile ricavarne lo spettro di potenza a causa della insufficiente campionatura. I dati disponibili ad alta risoluzione (tipicamente 10'), in intensita' totale e polarizzazione, sono stati ottenuti a latitudini galattiche basse o medie (Duncan e al. 1999; Uyaniker e al. 1999; Tucci e al 2002; Bernardi e al. 2003). I dati di WMAP (Bennett e al. 2003a) mostrano evidenze di indici spettrali spazialmente non uniformi e di un irripidimento sistematico ad alte frequenze.

L'emissione di free-free e' non polarizzata. Anche se e' difficile da mappare direttamente perche' non e' chiaramente dominante a nessuna frequenza, la sua distribuzione puo' essere ricostruita dalle mappe di H_alfa. Le osservazioni in questa riga sono state recentemente raccolte, organizzate e rese disponibili su tutto il cielo (Finkbeiner 2003a). I dati di WMAP sono consistenti con quanto previsto sulla base di tali osservazioni (Bennett e al. 2003b).

L'emissione termica della polvere interstellare e' nota bene a 100micron, e sono state prodotte estrapolazioni accurate fino alle microonde (Finkbeiner e al. 1999). I dati di WMAP suggeriscono che lo spettro a lunghezze d'onda millimetriche sia piu' ripido del previsto (Bennett e al. 2003b). Inoltre sono state trovate indicazioni (de Oliveira Costa et al. 2002; Finkbeiner 2003b; Lagache 2003) di emissione non termica di polveri, forse connessa a grani in rapida rotazione (Draine & Lazarian 1998).

L'emissione termica vibrazionale di dipolo elettrico dei grani di polvere e' polarizzata linearmente con vettore elettrico perpendicolare al campo magnetico interstellare locale. Il grado di polarizzazione e la distribuzione spaziale dell'emissione polarizzata sono altamente incerti (Lazarian & Prunet 2002). Recentemente, l'esperimento ARCHEOPS ha misurato emissione da polveri con polarizzazione a livello del 3-5% (Benoit e al. 2003).

Sono state sviluppate varie tecniche per rimuovere le diverse componenti di "foreground" dalle mappe di temperatura del CMB: filtro di Wiener (Tegmark & Efstathiou 1996), metodo della massima entropia (Maisinger e al. 1997, 2004; Hobson e al. 1998), Wavelet Transforms (Cayon e al. 2000), Independent Component Analysis (ICA; Baccigalupi e al. 2000; Maino et al. 2002, 2003); spectral matching (Delabrouille e al. 2003). I metodi per analizzare mappe di polarizzazione sono molto meno sviluppati. Bouchet et al. (1999) hanno applicato la tecnica del filtro di Wiener a varie frequenze. Il metodo, generalizzato da Tegmark e al. (2000), richiede la conoscenza delle dipendenze dalla frequenza e dalla scala angolare di ciascuna emissione. Una prima applicazione della tecnica ICA alle mappe di polarizzazione e' stata sviluppata da Baccigalupi et al. (2004).

Attualmente l'evoluzione di strumenti ad alta sensibilità è quanto mai attiva sia nella direzione di tecniche bolometriche che in quella di amplificatori HEMT (schiere di antenne nel piano focale di un telescopio o interferometri), è in grado di raggiungere sensibilità ad di sotto del micro Kelvin su regioni del cielo limitate (Kesteven 2002). Progressi tecnologici recenti sia per quanto riguarda i bolometri che per ricevitori coerenti, sono molto promettenti in particolare nella direzione dello sviluppo di grandi array di antenne ottimizzati per l'uso accoppiato con un telescopio. Ricevitori a correlazione compatti e di costo contenuto possono essere prodotti in un prossimo futuro grazie alle tecnologie dei circuiti integrati. Schiere di centinaia o migliaia di radiometri possono essereassemblate sia come canali radiometrici indipendenti che come interferometri. In maniera analoga, grandi schiere di bolometri basati su schiere monolitiche sono in fase di sperimentazione (si veda ad esempio Dowell et al. 2003). Schiere di 1000 o più canalisono possibili con questa tecnologia. A titolo di esempio, il progetto per il futuro esperimento Polarbear e' basato su un telescopio fuori asse di 3 metri dedicato allo studio della polarizzazione della CMB con circa 1000-3000 bolometri sensibili alla polarizzazione. Osservazione a multi-frequenza, possibilmente con fasci d'antenna simili, è necessaria per poter ovviare al problema complesso della separazione dei foregrounds in polarizzazione o nell'imaging profondo.

Ma ancora più grande è la sfida di assicurare che i risultati ad alta sensibilità siano effettivamente limitati dal rumore estremamente basso dei detectors e non falsati dalla presenza di errori sistematici residui di natura strumentale o da contaminazione da parte dei foregrounds. L'alta sensibilità si connette di solito con una maggiore complessità nella configurazione e nella costruzione dello strumento, coinvolgendo tipicamente rivelatori raffreddati criogenicamente e ottiche che producono fasci con qualche livello di asimmetria. Questo può aprire nuove sfide strumentali e astrofisiche non previste. E' difficile anticipare quelli che saranno gli effetti sistematici che potranno rappresentare i fattori limitanti a livelli sotto il microKelvin. E' pensabile che la stabilità termica alle temperature criogeniche richieste per i detector (sia radiometri che bolometri) ad elevata sensibilità sarà un fattore importante; inoltre un sistema estremamente sensibile a multi-canale e con ottica fuori asse, pone requisiti critici per quanto riguarda i valori di cross-polarizzazione. Inoltre nuovi livelli di precisione saranno richiesti nelle fasi di progettazioine, test e calibrazione dei futuri strumenti.

Dal punto di vista teorico, molte teorie alternative per l'evoluzione dell'universo durante i suoi stadi iniziali non sono ancora escluse dai dati osservativi sull'anisotropia del CMB e sulla struttura su grande scala. Tali scenari hanno caratteristiche che li rendono distinguibili dal modello inflazionario standard, come ad esempio la presenza di non gaussianita' quadratica la cui rivelazione potrebbe essere alla portata di esperimenti come Planck. E' anche possibile che altri fenomeni (ad esempio dovuti alla fisica delle extra-dimensioni (Rhodes et al 2003) o a effetti trans-planckiani (Martin et al. 2001), alla presenza di un contributo non nullo da una rete di stringhe cosmiche (Landriau & Shellard 2004), all'esistenza di campi magnetici su grande scala, etc.) abbiano lasciato una traccia nel CMB che, sebbene piccola, sarebbe di grandissima importanza per la fisica fondamentale e delle alte energie. Di nuovo, molti di questi modelli fanno previsioni sotto forma di non gaussianita' o di rottura dell'isotropia delle fluttuazioni: molto lavoro e' ancora necessario per caratterizzare le previsioni di questi modelli. Un grande sforzo sara' anche richiesto per trovare metodi ottimali per rivelare tali effetti. Inoltre, una questione poco esplorata e' se l'impiego di osservabili diversi dal tradizionale spettro di potenza angolare (ad esempio estimatori statistici nello spazio dei pixel) possa fornire informazioni di tipo diverso sui parametri cosmologici. L'uso di future mappe del CMB ad alto rapporto segnale/rumore sarebbe in tal caso di grande importanza. <<<