RICERCA ITALIANA     

COSMOLOGIA MILLIMETRICA CON GRANDI MOSAICI DI RIVELATORI

Università degli Studi di Roma "La Sapienza"

Abstract

Lo studio della radiazione cosmica a microonde ha recentemente conseguito straordinari successi, che hanno enormemente migliorato la nostra comprensione dell' universo primordiale. Tuttavia, alcuni aspetti chiave rimangono ancora senza risposta: la presenza di una fase iniziale inflazionaria, la natura della materia oscura, la natura dell' energia oscura. Per rispondere a queste domande e' necessario un salto teconologico: lo sviluppo di grandi mosaici di rivelatori adatti a studiare i dettagli piu' fini del fondo a microonde (anisotropia a piccole scale, effetto SZ, polarizzazione), e di tutte le tecnologie ottiche, criogeniche, elettroniche, di analisi e interpretazione specifiche per questa attivita'. Il nostro paese deve assolutamente intraprendere questa attivita' per matenere l' elevata competitivita' ed il ruolo chiave che ha avuto finora nella comunita' internazionale di riferimento.
Vogliamo percio' sviluppare in Italia un mosaico di rivelatori per onde millimetriche, ottimizzato per misure ultrasensibili delle proprieta' dettagliate del Fondo Cosmico a Microonde. Il mosaico utilizzera' bolometri accoppiati ad antenne a tromba, con sensori di temperatura superconduttivi, ed utilizzera' una tecnologia di fabbricazione facilmente scalabile e flessibile, in modo da poter estendere successivamente ad alte frequenze la copertura spettrale della camera, e da produrre altre camere di grande formato sia per operazione su telescopi a terra che per operazione nello spazio. Oltre al mosaico, costruiremo il sistema criogenico e l' elettronica di lettura, in modo che la camera millimetrica sia immediatamente disponibile per l' uso scientifico al telescopio, a terra e su pallone. Svilupperemo inoltre le metodologie di analisi e interpretazione necessarie per un efficiente sfruttamento scientifico dei dati raccolti. <<<

Coordinatore Scientifico del Programma di Ricerca

Paolo De Bernardis Università degli Studi di ROMA "La Sapienza"

Obiettivo del Programma di Ricerca

Questo e' un programa di ricerca coordinato per realizzare con tecnologia interamente italiana una camera di grande formato di rivelatori millimetrici, completa di sistema criogenico ed elettronica di lettura, e di tutte le procedure di analisi e interpretazione dati necessarie per un immediato utilizzo, tra due anni, del sistema. La camera e' adatta ad essere installata al fuoco dei telescopi del programma GEMINI (MITO nell' emisfero nord, COCHISE nell' emisfero sud, OLIMPO su pallone stratosferico) dei quali i proponenti hanno piena disponibilita'. La tecnologia utilizzata (bolometri TES) permette di realizzare rivelatori di altissima sensibilita' e sensibili alla polarizzazione: la camera millimetrica verra' quindi utilizzata per studiare
- l' effetto Sunyaev-Zeldovich in ammassi di galassie e la sua polarizzazione, anche con blind-surveys dedicate alla scoperta di ammassi ad alto redshift.
- La Gaussianita' delle anisotropie CMB a scale comprese tra qualche minuto d' arco e qualche grado.
- La polarizzazione del fondo a microonde, nelle sue componenti E e B, con altissima sensibilita', in modo da rivelare sia la componente B primordiale che quella dovuta al lensing della componente E.
- L' emissione del mezzo interstellare ad alte latitudini galattiche, la sua anisotropia e polarizzazione, alla sensibilita' necessaria per la pianificazione della missione spaziale CMBPOL.
- L' emissione millimetrica e la polarizzazione di sorgenti extragalattiche.
Lo sviluppo ed acquisizione nei nostri laboratori delle tecnologie necessarie a questo programma permettera' alla nostra collaborazione di realizzare facilmente estensioni della camera realizzando mosaici sia a frequenze piu' alte che a frequenze piu' basse, permettendo l' ampliamento della copertura spettrale della camera. <<<

Durata

24 mesi

Base di partenza scientifica nazionale o internazionale

La radiazione di fondo cosmico (CMB, Cosmic Microwave Background) e’ una insuperabile sorgente di informazioni per la cosmologia e la fisica delle alte energie.
Il suo spettro termico di corpo nero permette di conoscere la storia termica dell'universo fino a circa un anno dopo il Big-Bang. Lo studio delle sue anisotropie (fluttuazioni di brillanza lungo direzioni diverse in cielo) da’ informazioni fondamentali per le teorie di formazione di strutture cosmologiche, da epoche relativamente recenti fino alla "fotosfera" dell' universo, quando questo era mille volte piu’ piccolo. Il futuro della cosmologia come scienza matura e verificabile è quindi in buona parte nello studio delle anisotropie della CMB. Negli ultimi 40 anni e' stato sviluppato un quadro teorico dettagliato, corroborato da solide evidenze, come le recenti misure di alta qualita' effettuate dagli esperimenti BOOMERanG, MAXIMA, ARCHEOPS e WMAP: parametri chiave (costante di Hubble, curvatura dell' universo, densita' di energia in barioni e materia oscura) sono stati misurati con precisione del % (de Bernardis et al.,2002, Spergel et al.2003). E' stato notevole l’ impatto di queste misure in settori diversi dalla cosmologia, quali la fisica delle particelle elementari o la gravita' quantistica. Sono stati posti vincoli stringenti su: fisica del neutrino, fondi di onde gravitazionali primordiali, extra-dimensioni, materia oscura supersimmetrica. Informazioni spesso non ottenibili altrimenti per il valore delle energie, non raggiungibili o verificabili in laboratori terrestri.

2.2.1 La radiazione di fondo cosmico

Nell' universo primordiale l' energia era tanto elevata che materia e antimateria interagivano continuamente creando fotoni di altissima energia. Questi potevano creare coppie di particelle e antiparticelle. Con l'espansione l'energia e' diventata insufficiente per ricreare coppie di particelle a partire dai fotoni (T&lt;10^13K, pochi microsecondi dal Big Bang). Materia e antimateria si sono quindi completamente annichilate, generando due fotoni gamma per ogni annichilazione. La leggera asimmetria iniziale tra materia ed antimateria ha lasciato un residuo di una particella di materia ogni 10^9 annichilazioni: e' la materia barionica presente nell' universo oggi. I fotoni hanno perso energia nell’ espansione dell' universo, e si sono termalizzati per le interazioni con la materia residua. Quando la temperatura e' scesa sotto 3000K (circa 400000 anni dal Big Bang), e' stato possibile formare atomi neutri. Gli elettroni ed i protoni si sono combinati in atomi di idrogeno, e l'universo, (fino ad allora un plasma opaco), e' diventato trasparente. La transizione da universo ionizzato a neutro e da opaco a trasparente e' detta ricombinazione. I fotoni del fondo cosmico si sono poi propagati imperturbati fino a noi. Oggi formano il debole fondo di microonde scoperto da Penzias e Wilson nel 1965. Il suo spettro fu misurato con enorme sensibilita' dall' esperimento FIRAS su COBE (Mather et al.,1994). Osservando tale fondo possiamo ottenere una immagine dell' universo alla ricombinazione, circa 14 miliardi di anni fa. La prima immagine dettagliata del fondo a microonde fu ottenuta nel 1998 dall' esperimento BOOMERanG (de Bernardis et al.,2000). Sono visibili fluttuazioni estremamente piccole, dell' ordine di 10 parti per milione del fondo cosmico. Nei successivi miliardi di anni, queste fluttuazioni di densita' crescono sotto l' azione della forza gravitazionale, formando strutture simili a quelle visibili oggi.

2.2.2 Anisotropia Primaria del fondo a microonde

Le anisotropie della CMB dipendono da diversi processi fisici, operanti a diverse epoche e scale cosmologiche (Hu et al.,1997). Lo spettro angolare delle anisotropie permette quindi uno studio di questi meccanismi fisici.

A grandi scale angolari (&gt;10^o) l'anisotropia della CMB deriva principalmente da fluttuazioni nel potenziale gravitazionale lungo diverse linee di vista (effetto Sachs-Wolfe,1967). Queste perturbazioni sono piu' grandi dell' orizzonte causale alla ricombinazione e permettono di osservare nella CMB l'impronta delle fluttuazioni primordiali di densita' generate, secondo lo scenario inflazionario, pochi attimi dopo il Big Bang.

A scale angolari piu' piccole dell' orizzonte alla ricombinazione, i processi fisici responsabili delle anisotropie sono connessi causalmente. Il collasso gravitazionale e' quindi ostacolato dalla pressione di radiazione e l'evoluzione temporale delle sovradensita' e' caratterizzata da oscillazioni acustiche. Perturbazioni di dimensioni diverse cominciano ad oscillare ad epoche diverse nell' universo prima della ricombinazione (oscillano quando l'orizzonte causale diventa maggiore delle loro dimensioni) ed arrivano alla ricombinazione con una fase caratteristica. Nell'immagine della CMB saranno presenti perturbazioni di dimensioni tali da arrivare massimamente compresse o massimamente rarefatte alla ricombinazione. Si genera quindi una immagine il cui spettro di potenza angolare mostra una serie di picchi corrispondenti alle scale massimamente perturbate alla ricombinazione. La scala caratteristica di 400000 anni luce nell'immagine del fondo cosmico corrisponde alla massima distanza che un' onda acustica puo' percorrere prima della ricombinazione. Questa sottende oggi un angolo di 1^o se l'universo e' Euclideo. In un universo curvo la stessa scala sottenderebbe un angolo diverso. Lo studio dell' immagine della CMB permette quindi di misurare la curvatura a grande scala dell' universo (determinata dalla densita' di massa-energia). La scala caratteristica dipende anche dalla velocita' del suono nel plasma primordiale, determinata dalla abbondanza di materia barionica. Lo studio dell' immagine del CMB tramite il suo spettro di potenza permette quindi anche la determinazione della densita' barionica, altro parametro cosmologico fondamentale.

Nell' universo primordiale fotoni e materia sono fortemente accoppiati, come le loro fluttuazioni di densita'. Esistono diversi modi di condizioni iniziali per queste fluttuazioni (Bucher et al.,2000). Nel caso adiabatico si conserva l' entropia per particella, per l’ isocurvatura le variazioni di densita' di energia di fotoni e materia si compensano. Il pattern dell' immagine CMB e' diverso nei due casi: una misura dettagliata dell' immagine CMB permetterebbe di misurare l' abbondanza relativa dei due modi di fluttuazione nel plasma primordiale. Si puo' quindi stabilire l' ampiezza e la forma dello spettro iniziale di perturbazioni di densita', confrontandolo con le previsioni dei diversi modelli.

Le fluttuazioni primordiali generate nel modello inflazionario piu' semplice sono adiabatiche e gaussiane, perche' gli effetti non lineari sono molto piccoli durante l'inflazione. La gravita’ amplifica poi la non-gaussianita' originale fino a livelli dell' ordine di 10^-5 dell' anisotropia, troppo piccoli per essere rivelabili. Negli scenari inflazionari piu' complessi, con piu' campi scalari o difetti topologici, la non gaussianita' puo' essere piu' forte. Nei dati CMB non sono state trovate tracce di non gaussianita' (Polenta et al. 2002, Komatsu et al. 2003). Per questa ricerca serve una survey dedicata ad una regione ristretta di cielo, con altissima sensibilita' e risoluzione.

2.2.3 Polarizzazione della CMB

Il processo di diffusione Thomson produce polarizzazione della luce se questa ha una anisotropia di quadrupolo. Alla ricombinazione ci sono perturbazioni di densità e, quindi, campi di velocita' peculiari. Un elettrone riceve radiazione da altri elettroni in moto rispetto ad esso. La radiazione che riceve sarà quindi soggetta a redshift o blueshift per effetto Doppler. Riceverà più energia da zone in cui gli altri elettroni si avvicinano, e meno energia da zone in cui si allontanano. Questo effetto produce un pattern specifico (irrotazionale) di polarizzazione intorno ai massimi ed ai minimi dell’ anisotropia (modi-E) (Kamionkowski et al. 1997a). Nel 2003 BOOMERanG e' stato lanciato di nuovo con rivelatori sensibili alla polarizzazione. I risultati, pubblicati nel 2005, mostrano una polarizzazione di poche parti per milione. Lo stesso risultato e' stato ottenuto dagli esperimenti DASI e CBI. Ma siamo lontani dall' uso della polarizzazione per vincolare i parametri cosmologici (a parte lo spessore ottico della reionizzazione, misurato da WMAP, ma con grande incertezza).

Il fenomeno inflazionario genera anche perturbazioni tensoriali che restano nell' universo come fondo stocastico di onde gravitazionali (Kamionkowski et al. 1997b). La sua intensità è legata alla scala energetica del processo inflazionario, l' informazione più importante che serve a tentarne una descrizione fisica: potremmo scoprire se l' inflazione e’ legata alla Grande Unificazione o ad altro. Il fondo di onde gravitazionali e’ estremamente flebile: la sua rivelazione diretta sembra improbabile anche coi piu’ avanzati sistemi su satellite. E’ stato dimostrato pero’ che il fondo cosmologico di onde gravitazionali genera polarizzazione del fondo a microonde, circa cento volte più debole dell’ anisotropia, con caratteristiche di simmetria anche rotazionali (modi-E e modi-B). Con la sensibilità sperimentale sufficiente, e con un avanzato controllo degli effetti sistematici, la misura della componente rotazionale della polarizzazione permetterebbe di provare direttamente la fisica ad energie di 10^16 GeV, inferendo energia e potenziale del campo scalare che domina l' universo iniziale. Considerando il modello inflazionario in miglior accordo coi dati attuali (Kinney et al., 2004), ci aspettiamo fluttuazioni di 10-100 parti per miliardo. La misura dei "modi B" della polarizzazione e’ al limite della sensibilita’ del satellite Planck, ed e’ uno degli obiettivi piu' ambiziosi dei ricercatori del settore. Per realizzare uno strumento di misura dei modi-B e' necessario realizzare grandi mosaici (per raggiungere la sensibilita’), studiare i Foregrounds polarizzati (per separarli dal segnale cosmologico) e ottimizzare le tecniche di modulazione della polarizzazione (per eliminare effetti sistematici a livelli mai sperimentati finora).

2.2.4 Anisotropia e Polarizzazione Secondaria della CMB

La distribuzione della CMB dipende anche dalle interazioni coi primi oggetti non-lineari che i fotoni subiscono dalla ricombinazione a noi. Queste generano anisotropia e polarizzazione, definite secondarie. Le anisotropie secondarie sono a scale piu' piccole (Aghanim et al. 2002) dove le prime galassie e i primi quasars possono lasciare delle impronte.

L'interazione piu' importante e' l'effetto Compton inverso sui fotoni CMB che attraversano il gas caldo di ammassi di galassie, le piu' massive strutture virializzate dell' universo (effetto Sunyaev-Zeldovich, SZ). Da osservazioni X risulta che gran parte della massa degli ammassi di galassie e' in forma di gas ionizzato che riempie lo spazio intergalattico. Le energie degli elettroni nel gas sono dell' ordine di 5-10 keV. Per ammassi ricchi la probabilita' di scattering Compton inverso dei fotoni CMB e' circa l' 1%, e nello scattering i fotoni incrementano la loro energia di circa l' 1%. Si generano quindi anisotropie CMB in direzione dei cluster ad un livello dell' ordine di 10^-4 - 10^-5 dell' intensita' media, indipendentemente dalla distanza dell' ammasso. L'andamento spettrale dell' effetto SZ e' caratteristico, con una diminuzione del numero di fotoni CMB a frequenze inferiori a 217 GHz, ed un aumento a frequenze maggiori. Gli ammassi di galassie appaiono quindi come zone fredde nella mappa di temperatura della CMB a frequenze inferiori a 217 GHz, e come regioni calde a frequenze superiori. L' effetto SZ e' lineare nella densita' di elettroni, mentre l' emissione X del gas (free-free) e' proporzionale a n^2. Con l' effetto SZ si possono quindi studiare le regioni piu' esterne degli ammassi, invisibili in X. Le misure di questo effetto hanno notevole utilita' cosmologica permettendo di studiare l' evoluzione degli ammassi col redshift (dipendente dai parametri cosmologici), di misurare, combinate con misure X, la costante di Hubble, e di verificare l'andamento della temperatura CMB in funzione del redshift. Misure di precisione dell'effetto SZ cinematico permetteranno di studiare le velocita' peculiari degli ammassi; misure di polarizzazione permetteranno di misurare le velocita' trasverse degli ammassi. Dopo un periodo di raffinamento della tecnologia, l' effetto SZ e' stato misurato in molte decine di ammassi, e' stato costruito un diagramma di Hubble per la determinazione di H_o. Ma il miglioramento delle nostre conoscenze sulla struttura interna degli ammassi (grazie alle osservazioni X di Chandra e XMM) richiede una migliore sensibilita' e risoluzione delle misure SZ, ottenibile solo con grandi mosaici di rivelatori.

I fotoni CMB interagiscono col potenziale gravitazionale delle strutture di materia oscura che attraversano. Questo genera un blueshift dei fotoni all’ entrata nella buca di potenziale, ed un redshift all’ uscita. I due non si compensano esattamente a causa dell' espansione dell' universo e della comparsa di strutture non lineari. Si genera cosi' una anisotropia secondaria (effetto Sachs-Wolfe Integrato o Rees-Sciama) correlata alla distribuzione di materia oscura. Inoltre i fotoni CMB vengono leggermente deflessi dalla distribuzione di materia tramite lensing gravitazionale debole (weak lensing). Questi effetti sono importanti a piccole scale, e potranno essere utilizzati, con rivelatori sensibili, per misurare la distribuzione a grande scala della materia oscura, specialmente correlando i dati CMB con surveys ottiche di galassie e di weak lensing. Dato che le future survey di galassie saranno sensibili al redshift, correlando queste misure con la CMB sara' possibile effettuare delle vere e proprie "tomografie" dell'universo locale, ottendo informazioni importanti su materia ed energia oscura e sulla formazione dei primi oggetti. Il lensing gravitazionale, inoltre, modifica il pattern di polarizzazione originale della CMB, generando modi B a partire dai modi E (soprattutto a piccole scale angolari).

L' universo diventa nuovamente ionizzato quando nascono le prime strutture: i fotoni CMB subiscono altri scattering Thomson che modificano lo spettro di potenza delle anisotropie e introducono polarizzazione alle grandi scale. A piccole scale si ha l' effetto SZ cinetico dovuto al moto peculiare delle singole bolle ionizzate: con sufficiente risoluzione e sensibilita' e' quindi possibile studiare l'epoca della reionizzazione ed i suoi parametri (Valageas et al. 2001, Benson et al. 2001, Kaplinghat 2003). I metalli prodotti dalle prime stelle si diffondono nell' universo ed una piccola frazione dei fotoni CMB subisce scattering risonante: questo modifica le anisotropie del fondo CMB in modo dipendente dalla frequenza. Esperimenti multibanda di anisotropia CMB con sufficiente risoluzione e sensibilita' potrebbero studiare l'arricchimento di metalli nell'universo dopo la reionizzazione (Basu et al. 2004).

2.2.5 Osservazioni

Oggi conosciamo lo spettro di potenza della CMB con precisione limitata solo dalla varianza cosmica a multipoli fino a 400. Sono stati rivelati 3 picchi ed e' evidente la caduta dello spettro ad alti multipoli. Con Planck si prevede di misurare lo spettro con grande precisione fino a multipoli intorno a 2000, con ampia copertura spettrale e ottimo controllo dei foregrounds, e di misurare con ottima sensibilita' anche i modi-E della polarizzazione. L' attenzione degli sperimentali si rivolge quindi all' alta risoluzione angolare e alla polarizzazione di precisione. Qui si propone di realizzare un grande mosaico di rivelatori bolometrici a 90 GHz, per ottenere una altissima sensibilita' (dell' ordine di 5 microKelvin per pixel in un secondo). L' impatto di questo strumento nelle problematiche delineate sopra e' descritto nella sezione successiva. <<<