Da Cobe a Planck

Per poter efettuare l'analisi armonica di un segnale occorre innanzitutto campionare il segnale con sufficiente accuratezza. Osserviamo il segnale riprodotto nell'immagine a fianco: se effettuassimo le misure ( punti rossi) come nelle due immagini a sinistra, i dati da noi raccolti non riprodurrebbero le corrette caratteristiche del segnale. Sarebbe dunque inutile farne poi l'analisi di Fourier.

Già la misura riportata in alto a destra riesce meglio a riprodurre sia l'ampiezza che la lunghezza d'onda ma i punti blu dell'immagine in basso a destra, pur essendo un numero finito, seguono in dettaglio le caratteristiche del segnale.

Esiste una precisa teoria matematica che fissa le modalità con cui condurre un campionamento discreto di un segnale ( ossia un numero finito di punti di misura) per riprodurlo in modo corretto.

Se si vuole approfondire le risorse in rete sono moltissime ma la maggior parte trattate a livello universitario. Un breve sintesi invece, sempre trovata in rete, è riportata  qui.

Ritornando alle caratteristiche della radiazione cosmica di fondo, dicevamo che la mappa prodotta da COBE aveva messo in evidenza che le anisotropie attese erano effettivamente presenti nella CBR ma la mappa di COBE aveva una risoluzione angolare di circa 7° e non era sufficientemente nitida per poter raccogliere in segnale in modo dettagliato: secondo i calcoli dei teorici occorreva raggiungere una risoluzione angolare di almeno 1°.

Si costruiscono allora veri e propri telescopi a microonde, di diametro molto maggiore di quello delle antenne di COBE-Dmr in modo da ottenere la risoluzione necessaria. Questa, espressa in radianti, è pari al rapporto tra la lunghezza d'onda di osservazione ed il diametro del telescopio. Lavorando a una lunghezza d'onda di 2 mm (dove c'è la massima emissione del CBR ) e volendo una risoluzione migliore di 1° , il diametro dell'apertura del telescopio che raccoglie la luce deve essere di circa un metro.

A partire dalla fine degli anni '80 diversi gruppi iniziarono a costruire telescopi di questo tipo utilizzando sia frequenze alte (millimetriche) con rivelatori bolometrici lavorando con palloni stratosferici, sia a frequenze più basse ( centimetriche) usando radiometri in alta montagna.

Le misure sono però di tipo statistico: si campionano poche direzioni del cielo ( meno di 100 ogni volo) senza la possibilità di realizzare una vera e propria mappa. Per realizzare una vera e propria mappa dell'universo primordiale serve più tempo di misura e un maggior numero di rivelatori che lavorino in parallelo. Un primo salto tecnologico si ebbe con la realizzazione di di due esperimenti complementari, che operarono con strategie diverse in modo da mitigare il rischio insito nell'uso delle nuove tecnologie: BOOMERanG e MAXIMA.

Per approfondire lo studio delle caratteristiche di Boomerang si può visitare il sito ufficiale dell'esperimento. Lo stesso può essere fatto per l'esperimento Maxima.

Boomerang pubblicò nell'aprile del 2000 per la prima volta l'immagine dettagliata delle fluttuazioni del fondo cosmico che fornì , come vedremo poi, informazioni importantissime. Le misure di Boomerang hanno però un limite: coprono solo il 2% del cielo.

Il 30 Giugno del 2001 la NASA lancia WMAP: è una versione molto migliorata di COBE. Usa la stessa strategia di radiometri differenziali, con l'aggiunta di due telescopi fuori asse, uno per ciascuna delle direzioni che vengono confrontate. Questi hanno un riflettore primario di 1,4m per 1,6m e portano la risoluzione angolare al di sotto di 1° per tutte e cinque le frequenza dei osservazione ( 22, 30, 40, 60, 90 GHz).

L'11 Febbraio 2003 vengono annunciati i risultati del primo anno di osservazioni. Le mappe a tutto cielo del CBR sono straordinarie e resteranno, con le loro versioni migliorate dopo 2 e dopo 5 anni di misure una pietra miliare nella storia della cosmologia.

Il sito ufficiale della NASA è ricco di informazioni, di bellissime immagini ed anche di animazioni che mostrano in modo efficace come dalla mappa del CBR si riesce a ricostruire come l'universo si è evoluto dall'epoca della ricombianazione in poi, come per esempio

Come approfondiremo nella sezione "Cosmologia di precisione"  i dati di WMAP permettono ora di stabilire con molta precisione le abbondanze delle diverse forme di massa-energie oggi: 4,6% di barioni, 23% di materia oscura, 72% di energia oscura e meno dell'1% di radiazione. Anche gli astrofisici più scettici si convincono che la descrizione di un universo fatto di poca materia barionica e molta materia ed energia oscura sia quella che davvero descrive meglio i dati sperimentali.

Ma gli astrofisici europei sono ancora più ambiziosi: vogliono uno strumento più innovativo e sensibile, che copra un intervallo di frequenze più ampio e con maggiore risoluzione angolare di WMAP: si chiama Planck. Per sviluppare Planck sono stati necessari quasi 20 anni di lavorodi un team di circa 400 scienziati, col supporto delle agenzie spaziali di diversi paesi (soprattutto CNES in Francia e ASI in Italia).

Il 14 maggio 2009 Planck viene lanciato dallo spazioporto di Korou tramite il vettore Ariane 5.

Il satellite ha a bordo un telescopio con due specchi ( primario e secondario) che raccolgono e focalizzano la radiazione a microonde nel piano focale dove sono ospitati due sofisticati strumenti: il Low Frequency Instrument (LFI) e l'High Frequency Instrument (HFI), progettati e realizzati da consorzi internazionali di istituti scientifici con il supporto dell'industria.

L'Italia è responsabile della realizzazione del Low Frequency Instrument, un insieme di 11 antenne a horn e 22 radiometri posizionati nel fuoco del telescopio del satellite Planck che opera nelle bande centrate alle frequenze di 30, 44 e 70 GHz. Lo strumento è composto da due parti, la prima raffreddata a -250 °C e la seconda alla temperatura prossima a quella ambiente.

l'Hfi invece è l'ggetto più freddo dello spazio: è raffreddato a 0.1K e mappa il cielo a sei bande di frequenza, da 100 a 857 Ghz ( da 3 mm a 350 microns) attraverso 54 rivelatori bolometrici

Il sistema di raffreddamento di Planck è il più complesso mai lanciato nell spazio. Partendo dal raffreddamento radiativo che porta a 50K tutto il telescopio riducendone l'emissione, si usa un combinazione di sistemi attivi che utilizzano idrogeno , He4 e He3 per portare le diverse parti dell'esperimento a temperature sempre più basse, fino ai rivelatori di Hfi che vengono portati a soli 0,1k sopra lo zero assoluto.

Le mappe realizzante da Planck hanno una risoluzione senza precedenti e consentono di esaminare nei minimi dettagli le caratteristiche della CBR. Grazie all'analisi delle misure raccolte da Planck gli scienziati riusciranno a mgliorare ancora di più la precisone dei più importanti parametri cosmologici che ci permettono di comprendere la struttura dell'Universo in cui siamo immersi.

Per Approfondire visita il  Sito ESA di Planck ricco anche di molte belle immagini ed interessanti animazioni.

Fonte principale: Paolo De Bernardis, "Osservare l'Universo", Il Mulino