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Tutto in un punto ?Paolo de Bernardis

Dipartimento di Fisica, Universita’ La Sapienza, Roma

Aula Amaldi05/Aprile/2008

• “Nello stesso tempo in cui la signora Ph(i)Nko pronunciava quelle parole: - Le tagliatelle, ve’ ragazzi!- il punto che conteneva lei e noi tutti s’ espandeva in una raggera di distanze d’ anni-luce e secoli-luce e miliardi di millenni-luce, e noi sbattuti ai quattro angoli dell’ universo (il signor Pbert Pberd fino a Pavia), e lei dissolta in non so quale specie d’ energia luce calore, lei signora Ph(i)Nko quella che in mezzo al chiuso nostro mondo meschino era stata capace d’ uno slancio generoso, il primo, “Ragazzi, che tagliatelle vi farei mangiare!”, un vero slancio d’ amore generale, dando inizio nello stesso momento al concetto di spazio, e allo spazio propriamentedetto, e al tempo, e alla gravitazione universale, e all’ universo gravitante, rendendo possibili miliardi di miliardi di soli, e di pianeti, e di campi di grano, e di signore Ph(i)Nko sparse per i continenti dei pianeti che impastano con le braccia unte e generose infarinate, e lei da quel momento perduta, e noi a rimpiangerla. Da “Tutto in un punto , Le Cosmicomiche”.

• Il genio di Calvino si ispira alla teoria scientifica del Big Bang. Ma cos’è questa teoria, e quali elementi scientifici abbiamo a suo supporto ?

Osservando il cielo con grandi telescopi (qui il telescopio europeo VLT, in Cile), si è capito che il cosmo è pieno di galassie, ammassi di

centinaia di miliardi di stelle simili al Sole.

M104 (Sombrero) NGC1232

2

M87 M82

Circinus M100

NGC4631

3

NGC1808 NGC7742

una galassia: e’ costituita da

centinaia di miliardi di stelle

Ammasso di galassie: e’ costituitoda centinaia o migliaia di galassie

1 miliardo di miliardi di km = 100000 anni luce

300 miliardi di miliardi di km = 30 milioni di anni luce

• Finora abbiamo visto immagini del cielo in cui guardando diverse direzioni si vedono diverse galassie. Grandi e piccole, con forme diverse e colori diversi.

• Ma sono davvero grandi e piccole, oppure le loro dimensioni dipendono da quanto sono distanti ?

• Quanto sono lontane le galassie ?• Come sono distribuite le galassie in tre dimensioni ?• E potendo osservare sempre più lontano, continueremmo

a vedere galassie, o c’è un limite al nostro universo ?• E poi, la distribuzione delle galassie è sempre stata la

stessa, o pensiamo che si sia modificata col passare eltempo ?

• Solo recentemente siamo riusciti a rispondere ad alcune di queste domande.

Fino a 20 anni fa … …

…. posizioni apparenti di 2 milioni di galassie

Il Telescopio Anglo-Australiano (4 m)

4

Uno spettrometro a fibre ottiche automatizzato

2dF multi-object facility at AAT

• Sloan DigitalSky Survey

• Telescopio dedicato e spettrometro a fibre ottiche.

Il mappamondo dell’ Universo …

• Il più grande catalogo di galassie è disponibile gratuitamente a tutti:

• http://www.sdss.org• Più di 200 milioni di oggetti.• Per 675000 galassie, oltre a 90000 oggetti quasi

stellari e 185000 stelle, sono state misurate anche le distanze.

• Quindi finalmente sappiamo come sono distribuite le galassie nello spazio….

• Le Galassie e gli ammassi di Galassie sono distribuiti in una struttura cellulare, “spugnosa”, con filamenti e fogli di Galassie separati da enormi vuoti cosmici.

• Questa struttura cellulare riempie uniformemente tutto l’ universo “vicino”.

http://magnum.anu.edu.au/~TDFgg/Public/Movie//

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• Le Galassie e gli ammassi di Galassie sono distribuiti in una struttura cellulare, “spugnosa”, con filamenti e fogli di Galassie separati da enormi vuoti cosmici.

• Questa struttura cellulare riempie uniformemente tutto l’ universo “vicino”. Che c’è più in là ?

??

?

???

Cosa c’è più lontano ?• La struttura cellulare dell’ universo continua uguale

fino a dove possiamo osservarla. • Ma è sempre uguale fino all’ infinito, oppure cambia,

oppure c’è un limite ?• Osservare più lontano è difficile, perché servono

telescopi più potenti. • Ma non basta: in realtà servono telescopi infrarossi o a

microonde.– Guardando più lontano si guarda nel passato. Scopriremo

che l’ universo evolve, e l’ universo nel passato era diverso da come è ora.

– Inoltre, l’ universo si espande e quindi la luce che viene da lontano si modifica.

c = 299700 km/s

c = 1 miliardo di km/h 8 minuti luceTerra

Sole

8 minuti fa

2 miloni di anni luceTerra

Galassia di Andromeda

2 milioni di anni fa1000 milioni di anni luce

Terra

1000 milioni di anni fa

QSO…

6

10000 milioni di anni luceTerra

10000 milioni di anni fa

Galassie più lontane

Ly-α(0.1216μm)

@1.3μm:

z = 10 !

L.B.tt =13 GyR=0.8μm J =1.25μm H=1.63μm K =2.2μm

• Studiando oggetti sempre più lontani, penetriamo sempre più nel passato dell’Universo.

• Quindi non possiamo vedere come sono fatte adesso le regioni più lontane dell’universo. Possiamo vedere come erano fatte quando la luce è partita, miliardi di anni fa.

• Possiamo osservare direttamente solo l’universo anteriore, non l’ universo lontano.

• Il vantaggio è che possiamo fare “archeologia dell’ universo” e ne possiamo studiare l’ evoluzione.

Quanto si puo’ osservare ancora piu’ lontano, e quindi ancora piu’indietro nel tempo,cercando di vedere l’ inizio dell’ universo ?

Magari con dentro tante signore Ph(i)Nko !

E scoprire come era fatto l’ universo a quell’ epoca !

Espansione !

• Per cercare di osservare l’ inizio dell’ universo dobbiamo sicuramente costruire strumenti molto potenti.

• Ma dobbiamo anche tener conto di un’ altra cosa: del fatto che l’ universo oggi si sta espandendo.

L’ espansione dell’ Universo

• Viviamo in un universo in espansione, perche’ le Galassie - i mattoni costitutivi dell’ universo visibile – si allontanano le une dalle altre. •A questa conclusione giunsero Carl Wirtzed Edwin Hubblenegli anni 20-30, osservando ed interpretando il fatto che piu’ una galassia e’ distante, piu’ la sua luce e’ spostata verso il colore rosso.

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• La misura di Wirz e Hubble e’ basata su due diverse osservazioni: di distanza (piu’ sono lontane, e meno luminose appaiono le galassie) e di colore (le più lontane appaiono più rosse). Ma cos’è il colore ?

• La luce e’ formata da onde elettromagnetiche. Il colore della luce dipende dalla sua lunghezza d’ onda λ

• I sensori presenti nei nostri occhi reagiscono in modo diverso alle diverse lunghezze d’ onda della luce, producendo una sensazione diversa che il nostro cervello visualizza come un colore diverso.

0 ,0 0 ,8 1 ,6 2 ,4 3 ,2 4 ,0d is ta n z a (m ilio n e s im i d i m e tro )

Luce blu

Luce rossa

λ

λ

Effetto Doppler• Christian Dopplerdimostro’ nel 1843 la dipendenza della lunghezza d’ onda dal moto relativo di sorgente ed osservatore.

• Tanto maggiore e’ la velocita’ relativa, tanto maggiore e’ lo spostamento della lunghezza d’ onda misurata:

Δλ/λ = v/c

Sorgente sonora o luminosa in movimento

Questo osservatore vedeuna lunghezza d’ onda maggiore perche’ la sorgentesi sta allontanando

Esempio del panettone che lievita. Il panettone prima della lievitazione ha un diametro di 20 cm; dopo 2 ore in forno ha un diametro di 40 cm. Indichiamo con una freccia la nostra uvetta di riferimento.

L’ uvetta che inizialmente era a 5 cm dalla nostra, dopo 2 ore si trova a 10 cm dalla nostra. La sua velocita’ di allontanamento e’ di 2.5 cm/ora.

L’ uvetta che inizialmente era a 10 cm dalla nostra, dopo 2 ore si trova a 20 cm dalla nostra. La sua velocita’ di allontanamento e’ di 5 cm/ora.

Distanza doppia implica velocita’ doppia di allontanamento: la Legge di Hubble e’ conseguenza naturale di una espansione isotropa dello spazio.

Avrei potuto scegliere un’ altra uvetta di riferimento!

Tutto in un punto ?• Ma se le galassie si stanno allontanando tutte tra

loro, allora in passato erano più vicine. • E se si sono sempre allontanate tra loro, andando

indietro nel tempo sempre di più dovremmo trovarle sempre più vicine.

• Non è che davvero tutto è cominciato in un punto, all’ epoca del Big Bang ?

• Dipende dal volume dell’ universo e da come varia nel tempo. – Se il volume è finito oggi, allora probabilmente

andando indietro nel tempo dovremmo arrivare ad un volume nullo, cioè a tutta la materia concentrata in un punto a densità infinità.

– Se oggi il volume è infinito, non è detto che non fosse infinito anche all’ inizio !

t=T

1000 Mpc

N=No, L=Lo ρ=ρο

t=T/2

t=T

1000 Mpc

N=No, L= Lo/2

ρ=ρο

ρ= 8ρο

N=No, L=Lo

8

t=T/2

t=T/4

t=T

1000 Mpc

N=No, L= Lo/4

ρ=ρο

ρ= 8ρο

ρ= 64ρο

N=No, L=Lo

N=No, L= Lo/2 t=T/2

t=T/4

t=T

Big Bang t=0

1000 Mpc

1000 Mpc

ρ=ρο

ρ= 8ρο

ρ= 64ρο

ρ =∞

N=No, L=Lo

N=No, L= Lo/2

N=No, L= Lo/4

N=Νο, L= 0

L’ idea di universo infinito viene da lontano…

• Circa venticinque secoli fa, Anassimandro di Miletointrodusse il principio dell’ apeiron (aπειρον , letteralmente “senza perimetro”): l' illimitato, la mescolanza originaria eterna ed infinita di tutte le cose.

• Per Aristotele l’ infinito esiste perché sono infiniti il tempo,le grandezze matematiche, “e tutto quello che c'è oltre i cieli; ma siccome quel che c'è oltre i cieli è infinito, sembra che vi debba essere un corpo infinito e dei mondi infiniti”

• Leucippo e Democrito, fondatori della teoria atomistica, avevano già riempito l’ universo infinito con una infinità di atomi.

La Cosmologia di Bruno

• Secondo Giordano Bruno (“De l’ infinito universo etmondi”) il cosmo dovrebbe essere infinitamente esteso e riempito ovunque in modo uniforme di stelle (oggi diremmo di galassie). Giordano Bruno, (1548-1600)

• Questa concezione del mondo e’ sviluppata su basi puramente filosofiche. Ben diverso il metodo di Isaac Newton.

La Cosmologia di Newton• Anche secondo Newton il cosmo dovrebbe

essere immutabile, infinitamente esteso e riempito ovunque in modo uniforme di stelle (oggi diremmo di galassie).

• Ma qui il ragionamento e’ di tipo fisico.• Newton ha scoperto la legge di gravitazione

universale e la applica anche alle stelle, divenute, grazie a Galilei, oggetti fisici, non piu’ metafisici.

• Tutti i corpi dotati di massa si attraggono tra loro. Basandosi sui moti dei pianeti Newton ha stabilito che l’ attrazione e’ proporzionale alle masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza.

Isaac Newton, (1642-1727)

M2

M1

F

F

d

F=-GM1M2/d2

La Cosmologia di Newton• Ma allora anche le stelle devono tutte attrarsi tra loro. • Se la distribuzione di stelle non fosse infinita, l’

attrazione di una parte dell’ universo piu’ densa attirerebbe tutte le altre, portando al collasso gravitazionale, concentrando alla fine tutta la massa in un unico punto di enorme densita’.

• Invece, se ci sono stelle ovunque, su ciascuna stella l’ attrazione di una meta’ dell’ universo e’ esattamente bilanciata dall’ attrazione dell’ altra meta’ di Universo.

• Quindi l’ universo deve essere infinitamente esteso e uniformemente riempito di stelle.

• Questo il ragionamento contenuto in una lettera di Newton a Benteley del 1693.

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La Cosmologia di Newton• Ci sono tre difetti in questa teoria:

– Non e’ stabile ( e già Newton se ne era accorto..). – Una attrazione infinita non e’ detto che sia

compensata da un’ altra attrazione infinita nell’ altra direzione

– Il cielo la notte non sarebbe buio. • La domanda “Perche’ di notte il cielo e’ buio”,

fu riportata all’ attenzione del mondo scientifico all’ inizio dell’ 800, dall’ astrofilo Tedesco Heinrich Olbers, e viene detta “Paradosso di Olbers”

Il paradosso di Olbers

• Immaginiamo di essere in un universo infinitamente esteso e statico, come vuole Newton.

• Quando guardiamo il cielo in una direzione qualunque, siccome le galassie si estendono all’ infinito, la linea di vista dovra’ prima o poi incontrarne una.

• Quindi il cielo dovrebbe essere sempre uniformemente brillante come il Sole.

• Da qui il paradosso, che e’ una conseguenza necessaria della struttura rigida, infinita e immutabile dello spazio Newtoniano.

Cosa Possiamo fare per capire ?• Questi sono dei bei ragionamenti. Ma

dipendono da ipotesi difficili da verificare:– E’ vero che l’ universo ha continuato sempre ad

espandersi ?– Ed è infinitamente esteso, o occupa un volume

finito ?• La fisica può aiutare a capire.

– Teorie, per fare previsioni basate sulle leggi fisiche note

– Misure, per verificare le teorie ed eventualmente raffinarle.

Tutto in un punto, o una esplosione iniziale dappertutto ?

• S. Weinberg (premio Nobel per la Fisica 1979):• “In principio ci fu un’ esplosione. Non un’ esplosione

come quelle con cui abbiamo familiarità sulla Terra, ossia un’ esplosione che partendo da un centro ben preciso si diffonde fino ad inghiottire una parte sempre maggiore dell’ aria circostante, bensi’ un’ esplosione che si verificò simultaneamente ovunque, riempiendo fin dal principio tutto lo spazio, e nella quale ogni particella di materia comincio’ ad allontanarsi rapidamente da ogni altra particella.”

• Da “I primi tre minuti”, Oscar Mondadori, pg.14.

Il redshift:z=Δλ/λ

• La relativita’ generale di Einsteinci spiega che in un universo in espansione le lunghezze d’onda λdella luce si allungano esattamente quanto le altre lunghezze.

• Piu’ distante e’ una galassia, piu’ e’ lungo il cammino che la luce deve percorrere, piu’ lungo e’ il tempo che impiega, maggiore e’ l’ espansione dell’ universo dal momento dell’ emissione a quello dalla ricezione, e piu’ la lunghezza d’ onda viene allungata.

to

t1

t2

Einstein: Δλ/λ=ΔL/L

Conseguenze:• La luce emessa da galassie sempre

più lontane, dal visibile si sposta nel rosso, poi nell’ infrarosso, poi nelle microonde.

• Non la vediamo piu’, almeno con l’ occhio e con i rivelatori di luce visibile.

• Servono telescopi speciali, infrarossi, o telescopi a microonde….

• Ma per quanto ci sforziamo, galassie così lontane da aver aumentato le loro lunghezze d’ onda più di 10 volte non se ne vedono…

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• Perche’ non vediamo sorgenti ancora piu’ lontane?

• Una delle conquiste della cosmologia moderna e’ il fatto che tutte le componenti dell’ universo evolvono.

• Le galassie piu’ lontane sono molto diverse da quelle piu’ vicine, e questo e’ dovuto all’ evoluzione. Questo significa che le galassie sono nate in una certa epoca remota.

• La Galassia record a z=10 e’ un oggetto molto piu’ piccolo di una Galassia normale. Potrebbe essere uno dei “mattoni” primordiali da cui si sono poi formate le galassie.

• L’ universo primordiale e’ l’ universo prima della formazione delle Galassie.

• I cosmologi fissano l’ epoca della formazione delle galassie ad un redshift tra 10 e 20.

• Questo significa anche che l’ universo era molto piu’ semplice ed omogeneo nelle sue fasi primordiali

• Dall’ universo omogeneo iniziale si sono lentamente formate le strutture grazie all’ azione aggregatrice della gravita’.

Il Big Bang Caldo

• George Gamow negli anni 50 dimostro’ che l’ universo iniziale doveva anche essere piu’ caldo, creando cosi’ la teoria del Big Bang Caldo.

• Un gas isolato che si espande si raffredda. L’ universo e’ un sistema isolato in espansione, e fa la stessa cosa.

• Piu’ indietro andiamo nel tempo, piu’caldo doveva essere l’ universo.

• Se guardiamo abbastanza lontano, osserveremo un’ epoca talmente remota che tutto l’ universo era caldo come il sole

Granulazione solare

8 minuti luceQui, ora

Gas incandescente sulla superficie del Sole (5500 K)

Granulazione solare

Mappa di BOOMERanG dell’ Universo Primordiale

8 minuti luce

14 miliardi di anni luce

Qui, ora

Qui, ora

Gas incandescente sulla superficie del Sole (5500 K)

Gas incandescente nell’ universo primordiale (l’ universo diventa trasparente a 3000 K)

• Come non si puo’ guardare dentro il Sole, che e’ opaco, non si puo’ guardare come era l’ universo quando era piu’ caldo di qualche migliaio di gradi.

• Ci e’ preclusa l’ osservazione diretta dei primi 380000 anni dell’ universo, il tempo che ci mette a raffreddarsi fino a 3000 gradi.

• 380000 anni rispetto a 14 miliardi di anni di eta’attuale non e’ male… ma vedremo poi che indirettamente si possono studiare anche i primi attimi.

• La luce piu’ antica che possiamo osservare e’ quella proveniente da quella fase in cui tutto l’ universo era incandescente.

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• Come vediamo luce arrivare dalla superficie incandescente del sole, dobbiamo aspettarci arrivare luce da quell’ epoca dell’ Universo.

• Solo che nel frattempo l’ universo si espande circa 1000 volte, e la lunghezza d’ onda della luce diventa alcuni millimetri.

• Ci aspettiamo quindi delle microonde.• Queste sono state osservate davvero, e’ il fondo

cosmico a microonde.

Il fondo cosmico a microonde• Il fondo a microonde fu

osservato per la prima volta per caso da Arno Penzias e Robert Wilson, nel 1965.

• Lavorando ad una antenna per trasmissioni della Bellscoprirono la presenza di un “rumore di fondo”, indipendente dalla direzione del cielo osservata.

I fisici del gruppo di Princeton capirono che il rumoredi fondo misurato da Penzias e Wilson altro non era che

la radiazione proveniente dall’ universo primordiale

• Se si guarda nelle microonde, l’ universo e’ davvero uniformemente brillante.

• Ovunque osserviamo, vediamo arrivare radiazione elettromagnetica che e’ stata emessa nell’ Universo primordiale: il fondo cosmico a microonde.

• Il paradosso di Olbers e’ risolto.

Giordano Bruno, (1548-1600)Isaac Newton, (1642-1727)

COBE-FIRAS• Negli anni successivi il fondo

cosmico e’ stato osservato a tutte le lunghezze d’ onde da meno di 1 GHz a circa 1000 GHz.

• Nel 1992 l’ esperimento FIRAS sul satellite COBE ha dimostrato che lo spettro e’ esattamente di corpo nero (deviazioni inferiori a una parte su 10000 !)

COBE-FIRAS• Negli anni successivi il fondo

cosmico e’ stato osservato a tutte le lunghezze d’ onde da meno di 1 GHz a circa 1000 GHz.

• Nel 1992 l’ esperimento FIRAS sul satellite COBE ha dimostrato che lo spettro e’ esattamente di corpo nero (deviazioni inferiori a una parte su 10000 !)

Premio Nobel 2006 a JohnMather per questa misura

Immagini dell’ Universo Primordiale• L’ esistenza della radiazione cosmica di fondo e’

quindi una conferma sperimentale della teoria del Big Bang Caldo: viviamo in un universo in espansione, che deve provenire da uno stadio iniziale enormemente caldo e denso

• Abbiamo quindi a disposizione luce che arriva da un’epoca di “appena” 380000 anni dopo il big bang, quando l’ universo era 1000 volte piu’ piccolo, 1000 volte piu’ caldo, un miliardo di volte piu’ denso e 50000 volte piu’ giovane di oggi.

• Se riusciamo ad ottenere un’ immagine di questa radiazione, abbiamo un’ immagine dell’ universo primordiale, all’ epoca piu’ antica investigabile con la luce. E’ una sfida per gli sperimentatori fin dal 1965!

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Le anisotropie del fondo cosmicoe la formazione di strutture

• Che immagine dobbiamo aspettarci ? • Nel plasma primordiale ci possono essere piccole

fluttuazioni casuali di densita’ e di temperatura (torneremo piu’ avanti a discuterne l’ origine).

• Queste fluttuazioni possono crescere di densita’dopo la ricombinazione, formando le strutture (ammassi di galassie, galassie, stelle etc.) presenti oggi nell’ universo.

• C’e’ quindi un legame profondo tra anisotropie del fondo cosmico e origine delle strutture cosmiche: ambedue sono conseguenza delle fluttuazioni di densita’ e temperatura presenti alla ricombinazione !

BigB

ang

(T=∞

)

T=30

00K

qui, ora

Dimensionidell’ orizzonte:400000 anni luce

1o

6o

R= distanza = 14 miliardi di anni luce

R

BigB

ang

(T=∞

)

T=30

00K

qui, ora

Dimensionidell’ orizzonte:400000 anni luce

1o

R= distanza = 14 miliardi di anni luce

R

Le misure di anisotropia• Fin dagli anni 70 fu chiaro che l’ immagine

della radiazione cosmica di fondo era estremamente poco contrastata.

• La radiazione di fondo e’ con ottima approssimazione isotropa.

• Le anisotropie (variazioni di temperatura da una zona all’ altra del cielo) sono inferiori a 100 parti per milione (300 milionesmi di grado o 300 μK) a qualunque scala angolare inferiore a 90 gradi.

• Le misure sono estremamente difficili, a causa dell’ emissione (10 K) e delle fluttuazioni di emissione (10 mK) dell’ atmosfera terrestre, molto maggiori del segnale da misurare.

• Le misure vanno fatte in alta montagna, o in Antartide, o da palloni stratosferici o da satelliti in orbita.

COBE-DMR• Sul satellite COBE (1992)

erano presenti dei radiometri differenziali (DMR), costruiti per ottenere una immagine della radiazione cosmica di fondo dall’ esterno dell’ atmosfera terrestre.

• L’ immagine e’ estremamente poco contrastata. Ma esistono davvero delle strutture, ad un livello di 10 parti per milione !.

• Le tre mappe a tutto cielo riportate a fianco differiscono a causa del rumore dei rivelatori.

• Siccome DMR non aveva un vero e proprio telescopio, le strutture piu’ grandi distinguibili nelle mappe hanno dimensioni di circa 10 gradi. Non e’ sufficiente !

Piano della Galassia

Piano della Galassia

Piano della Galassia

anisotropie

BigB

ang

(T=∞

)

T=30

00K

qui, ora

Dimensionidell’ orizzonte:400000 anni luce

1o

10o

R= distanza = 14 miliardi di anni luce

R

Risoluzione diCOBE

13

1o

(risoluzione 12’)

(risoluzione 7o)

“Notte stellata”, vista da: Un vero telescopio per il fondo cosmico• E’ necessario un esperimento con risoluzione migliore di

un grado per poter fare la misura.• Per ottenere la risoluzione, si deve costruire un vero e

proprio telescopio per microonde, che permettera’:• di vedere l’ Universo primordiale• di studiare e vedere le protostrutture, i semi da cui

nasceranno le galassie, nella loro fase iniziale• di determinare la geometria dell’ universo, e quindi la sua

evoluzione passata e futura• di determinare la densita’ totale di massa ed energia, con

la quale va confrontata la somma di tutte le componenti note (materia luminosa, materia oscura, energia oscura) per vedere se il totale torna….

Come si fa la misura ?1. Serve un telescopio a microonde2. Servono rivelatori sensibilissimi per microonde, ed

un sistema per raffreddarli a temperature criogeniche3. Serve una localita’ con atmosfera trasparente o

inesistente4. Serve una strategia ed un apparato di scansione che

permetta di separare il piccolo segnale cosmologico da tutti gli effetti strumentali, e che permetta di eliminare tutti gli effetti sistematici

5. Serve una direzione di osservazione lontana da sorgenti locali

6. Serve la possibilita’ di ripetere molte volte le misure.Insomma, serve BOOMERanG

Un ricevitore per microonde• Questa normale antenna satellitare

e’ un ricevitore per microonde a 10 GHz di frequenza.

• Riceve le microonde prodotte da satelliti geostazionari che trasmettono trasmissioni televisive.

• Ma se non si punta verso il satellite, riceve le microonde provenienti dall’ universo primordiale !

• Purtroppo il rumore di questo ricevitore e’ troppo alto per i nostri scopi.

Un ricevitore per microonde• L’ antenna converte le microonde in

una piccola corrente elettrica, che viene amplificata e rivelata.

• Ma gli elettroni hanno anche un movimento casuale, dovuto alla agitazione termica: generano cosi’ una corrente casuale (rumore) sovrapposta a quella dovuta alle microonde (segnale).

• Le microonde prodotte dal satellite televisivo generano un segnale di corrente piu’ grande del rumore termico, e quindi sono facilmente rivelate.

• Nel caso della radiazione di fondo no.

Un ricevitore per microonde• Nel caso della radiazione di fondo

no: il segnale e’ piu’ piccolo del rumore termico, ed e’ esso stesso un rumore, quindi indistinguibile.

• L’ unico sistema per poter rivelare la radiazione cosmica di fondo e’ raffreddare il ricevitore, in modo da “congelare” l’agitazione termica degli elettroni, riducendo cosi’ il rumore.

• Piu’ si raffredda, meglio e’.

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Misure Difficili• Per fare queste misure abbiamo dovuto costruire

un telescopio e dei rivelatori molto speciali (a microonde, e sensibilissimi) che richiedono per funzionare temperature bassissime (1000 volte meno della temperatura ambiente).

• Ed in piu’, da terra si puo’ lavorare solo in luoghi molto freddi e secchi, perche’ l’ atmosfera assorbe le microonde e ne emette di sue.

• Per questo l’ astrofisica delle microonde e’ quella meno sviluppata (ed e’ quella dove c’e’ piu’ da lavorare…)

• Le prime prove le abbiamo fatte in Pamir gia’ nel 1990 (4500 m, -30oC)

Pamir 1990

Pamir 1990

Pamir 1990

4500 m slm

Misure Difficili• Ma anche a 4500 metri di quota l’ atmosfera

non e’ abbastanza stabile e trasparente per poter realizzare una vera mappa dell’universo primordiale.

• Andare piu’ in alto e’ molto costoso. • Un esperimento su satellite, fuori dall’

atmosfera terrestre (400 km di quota, o piu’), costa piu’ di 100 milioni di Euro.

• Una soluzione piu’ economica e’ il pallone stratosferico, che puo’ portare lo strumento a 40 km di quota.

ARGO 1993• Con un telescopio da 1 m

montato su pallone, lanciato qui da Trapani nel 1992 siamo riusciti a misurare un campionamento statistico (circa 100 direzioni) della radiazione cosmica di fondo.

• Un gruppo americano concorrente, con l’esperimento su pallone MAX, trovo’ risultati consistenti.

• Ma non erano vere immagini dell’ universo primordiale !

In una cena a Roma alla fine del 1992 ci mettemmo d’ accordo con i colleghi americani per costruire insieme una misura migliore.

15

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om

1) Il telescopio a microonde• Il telescopio, progettato a “La Sapienza”,

raccoglie la debole radiazione a microonde e la concentra sui rivelatori. Lo specchio primario ha dimensioni ragguardevoli: 1.3m

• E’ un telescopio fuori asse, che raccoglie esclusivamente radiazione proveniente dalla direzione osservata. Anche un solo miliardesimo della potenza proveniente da direzioni sghembe rovinerebbe le misure!

• E’ fatto con specchi metallici, in alluminio, da 1.3 metri di diametro, perche’ sono isotermi ed emettono poche microonde.

• Lo specchio principale e’ stato costruito a San Dona’ di Piave (Marcon), il secondario ed il terziario presso l’ officina del Dipartimento di Fisica de La Sapienza

• Secondario e terziario sono raffreddati a -271oC (2 Kelvin) dentro il criostato, insieme ai rivelatori.

R

TS

P

2) I rivelatori di microonde• Sono sensibilissimi bolometri a ragnatela

per onde millimetriche, realizzati a Caltech e JPL.

• Raccolgono i fotoni a microonde e si scaldano leggermente (pochi miliardesimi di grado). Questo produce a sua volta una variazione di resistenza elettrica in un cristallo di germanio, che viene misurata. Piu’ microonde arrivano, e piu’ cambia la resistenza.

• Montati nel fuoco del telescopio di BOOMERanG hanno una sensibilita’ tale da misurare il calore prodotto da una caffettiera sulla luna !

• Per funzionare devono essere raffreddati a 273 gradi sotto zero (0.3 K).

3 mm

12 mm

0.3K

1.6K

120 mm

D D

DD

D DD

preamps

3He fridge

D = location of detectors

P.de Bernardis Oct.2000

16 rivelatori a 90,150,240,410 GHz

2 bis) Il sistema criogenico• Costruito in collaborazione tra ENEA di

Frascati e Universita’ di Roma, e’ una macchina termica complicata che, usando azoto liquido, elio liquido ed elio-3 liquido raffredda i rivelatori e li mantiene stabilmente a 0.28 K (-273 C) per tutta la durata delle misure (15 giorni), funzionando automaticamente senza interventi esterni.

Masi et al. 1999, Cryogenics, 39, 217Masi et al. 1998, Cryogenics, 38, 319

3) La localita’• L’ atmosfera terrestre emette

fortemente nelle microonde. Far misure di fondo cosmico da terra e’ come voler fare immagini di galassie nel visibile di giorno.

• A quota di pallone stratosferico (37 km) l’ emissione dell’atmosfera terrestre e’estremamente ridotta.

• Il pallone stratosferico costa circa 100 volte meno di un satellite.

• La NASA-NSBF lancia palloni stratosferici dall’ antartide, che circumnavigano il continente in 1-2 settimane. Questo permette di ripetere le misure molte volte, in modo da essere sicuri del risultato.

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La Navicella• La navicella e’ stata progettata presso “La

Sapienza” e costruita dalla Meccano di Fabriano.

• Grandi schermi termici impediscono di raccogliere le microonde generate dal sole e dalla terra.

La scansione del cielo• L’ immagine del cielo deve essere costruita pazientemente, osservando una direzione alla volta e registrando i dati

• La scansione deve essere molto dolce e costante (da 1 a 2 gradi al secondo)

WILLIAM-FIELD - Mare di Ross - Antartide

Base Scott - Mare di Ross - Antartide

Il laboratorio di William Field

L’ arrivo di BOOMERanG / fine Ottobre 1998avo o d asse b agg o e test de o st u e to a W a e d Nov. 98

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Lavoro di assemblaggio e test dello strumento a William Field – Nov. 98

Lavoro di assemblaggio e test dello strumento a William Field – Nov. 98

ArtificialPlanetDiam = 20, 40 cmDist. 2 km(4, 8 arcmin)

BEAM CalibrationAt ground calibration with artificial planet (tethered blackbody + CCD monitor)

Lavoro di assemblaggio e test dello strumento a William Field – Nov. 98

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Il lancio – 29 dic. 98 Il lancio: 29/12/1998

Il lancio: 29/12/1998 Il lancio – 29 dic. 98

Il viaggio fortunato dellanavicella: a 37 Km diquota, in balia dellecorrenti a getto, ha

circumnavigatol’ Antartide per tornare,dopo 8000 km di viaggio, vicino alla base di lancio.

L’ 8/1/1999, mentresorvolava il pack vicino

alla base, abbiamoinviato il telecomando

di separazione.Il giorno successivo

abbiamo potuto recuperarela navicella.

Recupero – 9/1/99

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Un visitatore solitario (13/1/99)

Che geometria ha il nostro universo ?Dipende da quanta massa-energia c’e’ !

Spazio Euclideo in 2-D

Spazio Euclideo in 3-D

Spazio curvo in 2-D(curvatura positiva)

Ω > 1 Ω < 1Ω = 1

Densita’Critica

Densita’piu’ alta

Densita’piu’ bassa

Spazio curvo in 3-D(curvatura positiva)

Spazio curvo in 3-D(curvatura negativa)

Spazio curvo in 2-D(curvatura negativa)

Universo con densita’ critica

Ω=1

Ω>1

Ω<1

Universo con densita’ alta

Universo con densita’ bassa

ct

ct

ct

1o

2o

0.5o

Ω>1 Ω=1 Ω<1

Le dimensioni delle strutturenella radiazione di fondo

2o 1o

0.5o

Universo ad alta densita’ Universo a densita’critica Universo a bassa densita’

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Di che dimensioni sono le strutture osservate ?• Esiste una procedura

matematica, chiamata spettro di potenza, che permette di rispondere alla domanda, calcolando qual’ e’ l’abbondanza delle macchie di diverse dimensioni.

• Questa puo’ essere confrontata con la teoria

• La maggior parte delle macchie hanno dimensioni intorno ad 1 grado, come previsto per una geometria Euclidea, o piatta, dell’Universo.

• quindi Ω=1 !

Quindi la densità totale di massa-energia nell’ universo è pari alla densità critica ρc=10-29 g/cm3.

• Da misure indipendenti (luminosità delle stelle e delle galassie, e nucelosintesi primordiale), sappiamo che la densità di materia ordinaria (barionica) presente nell’ universo è al più un 4% della densità critica.

• Da misure di curve di rotazione delle galassie, e dal movimento delle galassie negli ammassi, sappiamo che c’è della materia oscura, ma al piùin misura del 25% della densità critica.

• Manca un 70% di massa-energia.

Materia Normale

4%

Materia Oscura

22%

EnergiaOscura

74%

Radiazione < 0.3%

La “strana” composizione dell’ Universo: L’ apeiron è fatto così ?

10 milioni di anni luceT=300000 anni

Fluttuazioni di densita’illuminate dalla luce del fondo cosmico

Dimensioni subatomicheT=10-32s

Fluttuazioni quantistichedel brodo primordiale

Energie tipiche:1016 GeV

(100 milioni di miliardi di milardi di eV)

Transizione di fase

UNA FINESTRA SUI PRIMI ISTANTI E

SULLA FISICA DELLEALTISSIME ENERGIE

Chi crea le strutture ? Inflation ! WMAP (2002)

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

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WMAP in L2 : sun, earth, moon are allwell behind the solar shield.

WMAPHinshaw et al. 2006astro-ph/0603451

BOOMERanGMasi et al. 2005astro-ph/0507509

1oDetailed Views of the Recombination Epoch(z=1088, 13.7 Gyrs ago)

• Planck is a satellite launched in the lagrangian point L2 of the Earth-Sunsystem, 1.5Mkm away from the Earth, beyond the moon orbit.

• From this advantagelocation it will mapthe Universe withunprecedentedsensitivity and resolution in the range 20-800 GHz

B-Pol• Soyuz to L2

(sidelobes)• 70, 100, 140, 240,

340 GHz(separation of foregrounds)

• Total 2012 bolometers with1006 feedhorns(sensitivity, polarization purity)

• Internal polarizationmodulators(systematics)

• Fast sky scan(systematics)

OLIMPO(http://oberon.roma1.infn.it/olimpo)

An arcmin-resolutionsurvey of the sky

at mm and sub-mm wavelengths

Silvia Masi Dipartimento di Fisica La Sapienza, Roma

and

the OLIMPO team 7.5 ’

1E0657-56

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Abbiamo veramente osservato qualcosa di nuovo, oltre le stelle, oltre le galassie, fino al limite estremo misurabile

con la luce. Abbiamo nuove domande e tanto lavoro ancora da fare ….

• http://oberon.roma1.infn.it/boomerang

• Sulla Cosmologia, a livello introduttivo– Steven Weinberg: I primi tre minuti – Oscar Mondadori

• Su BOOMERanG, a livello introduttivo– P. de Bernardis, S. Masi “Un click sull’ Universo” Sapere,

Giugno 2000 , pag.44-57– P. de Bernardis, S. Masi “BOOMERanG e la nuova immagine

dell’ Universo” Sapere, Agosto 2001 , pag.78-82– P. de Bernardis, S. Masi “BOOMERanG e la nuova cosmologia”,

Analysis, 4/2003 – P. de Bernardis, “Il misterioso oceano dell’ Universo

Primordiale”, Darwin, Marzo/aprile 2006• Su Particelle Elementari e Cosmologia (interessantissimo ma

difficile)– B. Greene – L’ Universo Elegante – Einaudi

• Sui telescopi (interessantissimo e facile)– R. Panek - Vedere per credere – Tascabili Einaudi