1975: Il fondo cosmico è un corpo nero

La misura di Penzias e Wilson rappresentava un solo punto sulla curva di emissione di un corpo alla temperatura di circa 3K. Per confermare veramente la teoria del Big Bang caldo era necessario eseguire le misure a molte frequenze diverse e verificare che effettivamente la CMB  seguisse l'andamento teorico previsto.

La misura di Penzias e Wilson a 4080 MHz corrispondeva ad una lunghezza d'onda di 7,3 cm. Occorreva dunque spostarsi verso lunghezze d'onda inferiori : il massimo della curva di emissione era previsto a circa 2mm. Osservando l'andamento dell'assorbiomento della radiazione elettromagnetica da parte dell'atmosfera in funzione della lunghezza d'onda si nota che la misura effettuata da Penzias e Wilson si colloca proprio vicina alle lunghezze d'onda al di sotto delle quali l'assorbimento da parte dell'atmosfera comincia a diventar rilevante. Effettuare misure a lunghezze d'onda inferiori significava dunque lottare contro l'assorbomento della radiazione da parte dell'atmosfera.

Il gruppo di Princeton, guidato da Wilkinson, si impegnò moltissimo negli anni dal 1965 al 1970 misurando l'intensità della CMB a molte frequenze tra 9 e 90 Ghz ( lunghezze d'onda fino a 3,3 mm) ma stando sempre sotto al massimo d'intensità. Già le osservazioni a 90GHz avevano utilizzato radiometri estremamente avanzati , montati su un aereo ad altissima quota per ridurre lo spessore dell'atmosfera attraversato dalle microonde.

Per poter essere montati a bordo di aerei, gli strumenti di misura utilizzati dovevano ovviamente avere dimensioni assai più ridotte rispetto a quelle delle antenne utilizzate a terra. Lo sforzo scientifico di questi anni dunque, è stato sempre accompagnato da uno sviluppo tecnologico di punta.

Le misure in questa regione di frequenze soni poi continuate per tutti gli anni '70 e '80 grazie ad una collaborazione italo-americana la "White Mountain Collaboration" costituita dai gruppi di Berkeley ( Phil Lubin, George Smoot, Bruce Patrige), MIlano (Giorgio Sironi), Bologna (Reno Mandolesi) e Padova (Gigi Danese, Gianfranco De Zotti) con radiometri posti in alta montagna.

A frequenze ancora più alte occorreva cambiare tecnologia : i radioricevitori diventavano troppo rumorosi e l'atmosversa risultava molto emissiva e poco trasparente.

Il metodo più sensibile per rivelare onde elettromagnetiche millimetriche è farle assorbire da opportuni materiali: cedendo la loro energia le onde riscaldano l'assorbitore. Se si realizzano assorbotori a bassissima capacità termica e si misura la loro temperatura con sensibilissimi termometri a resistenza si può rivelare radiazione elettromagnetica anche di debole intensità: sono i BOLOMETRI. Non sono strumenti nuovi ma dall'epoca della loro invenzione ( 1978) la tecnologia bolometica è notevolmente migliorata.

I bolometri moderni vengono raffreddarti a temperature criogeniche, permettendo così di congelare il rumore dovuto all'agitazione termica. Negli anni '70 sia in America chein Francia si producono bolometri che utilizzando come sensori di temperatura cristalli semiconduttori opportunamente drogati che variano la loro resistenza di più del 1000% per ogni grado di variazione della temperatura. Con questi nuovi rivelatori iniziò l'astrofisica nel lontano infrarosso e nel millimetrico.

Francesco Melchiorri in Italia e Paul Richards in California realizzarono negli anni '70 - '80 una serie di esperimenti che utilizzavano bolometri per studiare l'emissione del Cmb a frequenze superiori a 100 GHz (Lunghezze d'onda inferiori a 3 mm). I primi risultati vennero ottenuti dal gruppo di Melchiorri (CNR Firenze) che utilizzò un sensore bolometrico montato su un telescopio in alta montagna, presso la stazione della Testa Grigia ( 3.600 mt) sulle Alpi vicino a Cervinia ( dove si studiavano anche i raggi cosmici): una notte molto fredda e secca del 1972in cui l'atmosfera al di sopra della montagna divenne estremamente trasparente, consentì a Melchiorri di dimostrare che l'emissione del fondo non continuava a saliread alte frequenze, confermando l'ipotesi del corpo nero.

Ma l'atmosfera terrestre non è molto trasparente alle microonde: le molecole di vapor d'acqua , ossigeno e ozono assorbono fortemente la radiazione a microonde che proviene dallo spazio. Per le frequenze d'interesse attorno al picco d'emissione occorre andare olter le quote d'aereo. Per elevarsi ad altissime quote esistono due modi: o appendere l'esperimento ad un grande pallone stratosferico oppure, i questi anni in cui è già cominciata la corsa allo spazio, portare lo strumento in orbita intorno alla terra.

Per motivi che vedremo nella prossima sezione negli anni '70 non era ancora disponibile la tecnologia per effettuare misurazioni nel sub millimetrico nello spazio. Invece con i palloni statosferici disponibili già negli anni '60 era possibile trasportare strumentazione pesante ( fino a 2 tonnellate) a 40 km di quota, dove la pressione atmosferica residua è 700 volte più bassa di quella a livello del mare.

Così Paul Richards a Berkeley, accoppia i suoi rivelatori bolometrici, che rafferdda a 0,3 K per congelarne il rumore, ad uno spettrometro e monta il tutto su un pallone stratosferico. Eliminando così quasi del tutto il disturbo dell'atmosfera può realizzare in un solo colpo la misura della radiazione cosmica di fondo a tutte le frequenze da 75 a 720 GHz. Dimostra così nel 1975 la forma di corpo nero dello spettro.

Fonte: Paolo D Bernardis "Osservare l'Universo".