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ⓘ Radiazione cosmica di fondo




Radiazione cosmica di fondo
                                     

ⓘ Radiazione cosmica di fondo

In cosmologia la radiazione cosmica di fondo, detta anche radiazione di fondo, abbreviata in CMBR, è la radiazione elettromagnetica che permea luniverso, considerata come prova del modello del Big Bang.

Nonostante lo spazio tra stelle e galassie appaia nero con un telescopio ottico tradizionale, tramite un radiotelescopio è possibile rilevare una debole radiazione isotropa che non è associata ad alcuna stella, galassia o altro corpo celeste e che ha intensità maggiore nella regione delle microonde dello spettro elettromagnetico.

La CMBR venne scoperta nel 1964 dagli astronomi statunitensi Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson al termine di uno studio avviato nel 1940, che li portò a conseguire il Premio Nobel per la fisica nel 1978.

                                     

1. Introduzione

La radiazione di fondo è definibile come la radiazione residua proveniente dalle fasi iniziali della nascita delluniverso in accordo con il modello del Big Bang, di cui è considerata una conferma chiave.

Nelle fasi iniziali della vita, prima della formazione di stelle e pianeti, luniverso aveva dimensioni molto più contenute di quelle attuali, era molto più caldo e permeato da una radiazione uniforme in stretta interazione con il plasma di idrogeno. Lelevata energia dei fotoni impediva agli elettroni di legarsi ai protoni, impedendo la formazione degli atomi. Con lespansione delluniverso, sia il plasma sia la radiazione iniziarono a raffreddarsi, fino a raggiungere una temperatura a cui la minor energia dei fotoni non era più in grado di impedire la formazione dei primi atomi stabili. Questi non poterono più assorbire la radiazione termica, cosicché luniverso, che fino a quel momento era stato una sorta di nebbia opaca, diventò trasparente alla radiazione. I fotoni che esistevano in quel momento iniziarono a propagarsi, divenendo meno energetici, dal momento che andavano a riempire un universo più grande.

Misure precise della radiazione cosmica di fondo sono fondamentali per la cosmologia, dal momento che qualsiasi modello proposto delluniverso deve essere in grado di spiegare questa radiazione. La CMB ha uno spettro termico di corpo nero a una temperatura di 2.725 K, quindi lo spettro presenta dei picchi nella zona delle microonde alla frequenza di 160.2 GHz, corrispondenti a una lunghezza donda di 1.9 millimetri. Lemissione è quasi, ma non del tutto, uniforme in tutte le direzioni, e mostra un andamento molto specifico corrispondente a quello che si otterrebbe da un gas molto caldo e quasi uniforme che si espandesse fino alle attuali dimensioni delluniverso. In particolare, la distribuzione spaziale dellenergia dello spettro cioè la differenza osservata in funzione della distanza delle regioni del cielo contiene piccole anisotropie, o irregolarità, che variano con la dimensione della regione in esame. Queste anisotropie sono state misurate in dettaglio, e corrispondono a quanto ci si aspetterebbe se piccole oscillazioni termiche, generate da fluttuazioni quantistiche della materia in uno spazio ristretto, si fossero espanse fino alla dimensione dello spazio attualmente osservabile. Questo è ancora un settore molto attivo di studio, con gli scienziati che cercano sia dati più accurati per esempio con la sonda Planck sia una migliore interpretazione delle condizioni iniziali di espansione.

Anche se molti processi differenti possono produrre la forma generale di uno spettro di corpo nero, nessun modello diverso dal Big Bang ha finora spiegato le fluttuazioni. Per questo la maggior parte dei cosmologi ritiene che il modello del Big Bang sia quello che dà la miglior interpretazione della radiazione di fondo.

                                     

2. Caratteristiche

La radiazione cosmica di fondo è isotropa fino a circa una parte su 100.000: infatti il valore quadratico medio delle variazioni è di solo 18 µK. Lo spettrofotometro FIRAS Far-Infrared Absolute Spectrophotometer montato sul COBE della NASA, ha accuratamente misurato il suo spettro. I membri del progetto FIRAS hanno confrontato la CMB con la radiazione di corpo nero del riferimento interno dello strumento, e hanno trovato che gli spettri corrispondono entro lerrore sperimentale. Hanno concluso che qualsiasi deviazione dalla forma del corpo nero che potrebbe ancora non essere stata individuata nello spettro della CMB nella gamma di lunghezze donda 0.5–5 mm, deve avere un valore quadratico medio ponderato al massimo di 50 parti per milione 0.005% rispetto al picco di luminosità della CMB. Questo ha reso lo spettro della CMB lo spettro di corpo nero misurato con più precisione in natura.

La radiazione cosmica di fondo è forse la previsione principale del modello del Big Bang. Inoltre, la cosmologia inflazionaria prevede che dopo circa 10 −37 secondi, luniverso appena nato abbia subito una crescita esponenziale che appianò quasi tutte le disomogeneità. A questo seguì la rottura spontanea di simmetria, un tipo di transizione di fase che ha fissato le interazioni fondamentali le particelle elementari nella loro forma attuale. Dopo 10 −6 secondi, luniverso primordiale era costituito da un plasma caldissimo di fotoni, elettroni, e barioni. I fotoni interagivano continuamente con il plasma attraverso lo scattering Thomson. Lespansione delluniverso, con il conseguente raffreddamento adiabatico, ha causato il raffreddamento del plasma fino a rendere possibile la combinazione degli elettroni con i protoni, per dare così luogo agli atomi di idrogeno. Questo evento di ricombinazione è avvenuto quando la temperatura era scesa a circa 3000 K, cioè quando letà delluniverso era di circa 379 000 anni. A questo punto, i fotoni hanno potuto allontanarsi dagli atomi ora elettricamente neutri e hanno iniziato a viaggiare liberamente nello spazio, con il conseguente disaccoppiamento tra la materia e la radiazione.

Da allora la temperatura di colore dei fotoni ha continuato a diminuire; attualmente ha raggiunto i 2.725 K, e continua a scendere mentre luniverso si espande. Secondo il modello del Big Bang, la radiazione che misuriamo oggi nel cielo proviene da una superficie sferica chiamata superficie di ultimo scattering. Questo rappresenta linsieme dei punti nello spazio in cui si ritiene sia avvenuto levento di disaccoppiamento, a meno di 400 000 anni dopo il Big Bang; i fotoni che ci hanno appena raggiunto provengono da questo remoto punto nel tempo. Letà stimata dellUniverso è di 13.75 miliardi di anni. Tuttavia, poiché lUniverso ha continuato ad espandersi da allora, la distanza comovente dalla Terra al bordo delluniverso osservabile è ora di almeno 46.5 miliardi anni luce.

La teoria del Big Bang suggerisce che la radiazione cosmica di fondo riempia tutto lo spazio osservabile, e che la maggior parte dellenergia di radiazione nelluniverso sia nella radiazione cosmica di fondo, che costituisce una frazione di circa 6 × 10 −5 della densità totale delluniverso.

Due dei più grandi successi della teoria del big bang sono la previsione del suo spettro quasi perfetto di corpo nero e la previsione dettagliata delle anisotropie della radiazione cosmica di fondo. La sonda WMAP ha misurato con precisione queste anisotropie su tutto il cielo fino a scale angolari di 0.2 gradi. Queste possono essere usate per stimare i parametri del modello Lambda-CDM standard del Big Bang. Alcune informazioni, come ad esempio la forma delluniverso, possono essere ottenute direttamente dalla radiazione cosmica di fondo, mentre altre, come la costante di Hubble, non sono collegate e devono essere dedotte da altre misurazioni. Il valore di questultima dà lo spostamento verso il rosso delle galassie da interpretare come la velocità di recessione in proporzione alla loro distanza.

                                     

3. Scoperta

La radiazione di fondo venne predetta nel 1948 da George Gamow, Ralph Alpher e Robert Herman.

Alpher e Herman sono stati in grado di stimare la temperatura della radiazione cosmica di fondo a 5 K, anche se due anni dopo la ricalcolano a 28 K. Anche se ci sono state diverse stime precedenti della temperatura dello spazio, queste soffrivano di due difetti. In primo luogo, erano misure della temperatura effettiva dello spazio e non lasciavano supporre che lo spazio sia stato riempito con uno spettro termico di Planck. Poi, dipendono dalla nostra posizione speciale ai margini della Via Lattea e non specificano che la radiazione è isotropa. Le stime produrrebbero previsioni molto diverse se la Terra si trovasse in un altro punto delluniverso.

I risultati del 1948 di Alpher e Herman vennero discussi fino al 1955, quando ognuno di loro lasciò il Laboratorio di Fisica Applicata della Johns Hopkins University. La maggioranza della comunità astronomica, tuttavia, non era ancora particolarmente interessata ai temi della cosmologia. La predizione di Alpher e Herman fu riscoperta da Yakov Zeldovich allinizio degli anni 1960, e indipendentemente predetta da Robert Dicke contemporaneamente. La prima pubblicazione della radiazione di fondo come un fenomeno rilevabile apparve in un breve elaborato degli astrofisici sovietici A. G. Doroshkevich e Igor Novikov, nella primavera del 1964. Nel 1964, David Todd Wilkinson e Peter Roll, colleghi di Robert Dicke allUniversità di Princeton, iniziarono la costruzione di un radiometro Dicke per misurare la radiazione cosmica di fondo. Nel 1965, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson ai Bell Laboratories nelle vicinanze di Holmdel Township, New Jersey, costruirono un radiometro Dicke che intendevano utilizzare per la radioastronomia e gli esperimenti di comunicazione via satellite. Tale strumento soffriva di un eccesso di temperatura dellantenna di 3.5 K che non riuscivano a spiegare. Dopo aver ricevuto una telefonata proveniente da Crawford Hill, Dicke disse una frase che divenne famosa: Boys, weve been scooped che in italiano suonerebbe più o meno come "Ragazzi, ci hanno rubato lo scoop!". Una riunione tra i gruppi di Princeton e Crawford Hill stabilì che la temperatura di disturbo dellantenna era effettivamente dovuta dalla radiazione cosmica di fondo. Penzias e Wilson ricevettero il Premio Nobel per la fisica nel 1978 per tale scoperta.

Linterpretazione della radiazione cosmica di fondo fu oggetto di controversia negli anni 1960 con alcuni sostenitori della teoria dello stato stazionario, i quali sostenevano che la radiazione di fondo è il risultato della luce stellare riflessa dalle galassie lontane. Utilizzando questo modello, e sulla base dello studio delle caratteristiche delle linee di assorbimento negli spettri delle stelle, lastronomo Andrew McKellar ha scritto nel 1941: "Si può calcolare che la temperatura rotazionale dello spazio interstellare è di 2 K". Secondo unaltra possibile interpretazione, utilizzando lequazione del trasporto radiativo in coordinate polari si può dimostrare che la radiazione cosmica di fondo non è di origine extragalattica ma è di origine locale. Tuttavia, durante gli anni 1970 venne stabilito che la radiazione cosmica di fondo è un residuo del Big Bang. Questo perché nuove misurazioni in una gamma di frequenze dello spettro hanno mostrato che era uno spettro di corpo nero termico, un risultato che il modello dello stato stazionario non riusciva a riprodurre.

Harrison, Peebles, Yu e Zeldovich si resero conto che luniverso primordiale avrebbe dovuto avere qualche disomogeneità a livello di 10 −4 o 10 −5. Rashid Sunyaev poi calcolò limpronta osservabile che tali disomogeneità avrebbero sulla radiazione cosmica di fondo. Limiti sempre più stretti sullanisotropia della radiazione cosmica di fondo sono stati stabiliti da esperimenti da terra, anche se lanisotropia è stata innanzitutto rilevata attraverso lanalisi dei dati del RELIKT-1, come è stato riportato nel gennaio del 1992. A causa del ritardo plurimensile nella pubblicazione formale da parte delle riviste specializzate, il premio Nobel per la fisica per il 2006 venne assegnato al team del COBE, che rilevò le anisotropie tramite un radiometro differenziale a microonde pochi mesi dopo.

Ispirato dai risultati di RELIKT-1 e COBE, nel decennio successivo una serie di esperimenti da terra e da pallone aerostatico misureranno la radiazione di fondo su scale angolari più piccole. Lobiettivo primario di questi esperimenti è stato quello di misurare lentità del primo picco acustico, dato che il COBE non aveva una risoluzione sufficiente per studiarlo a fondo. Questo picco corrisponde a variazioni di densità su grande scala nelluniverso primordiale, che vengono creati da instabilità gravitazionale, con conseguenti oscillazioni acustiche nel plasma. Il primo picco nellanisotropia è stata provvisoriamente individuata dal QMAP e il risultato è stato confermato dal BOOMERanG e dal MAXIMA. Queste misurazioni hanno dimostrato che la forma delluniverso è approssimativamente piatta, piuttosto che curva. Esse escludono le stringhe cosmiche come componente principale della formazione delle strutture cosmiche, e suggeriscono che linflazione cosmologica è la teoria giusta per spiegare la formazione delle strutture.

Il secondo picco è stato provvisoriamente rilevato da diversi esperimenti, prima di essere definitivamente rilevato dal WMAP, che ha anche rilevato il terzo picco. Al 2010, alcuni esperimenti per migliorare la misurazione della polarizzazione e la radiazione di fondo su piccole scale angolari sono ancora in corso. Questi includono DASI, WMAP, BOOMERanG, Planck Surveyor, Atacama Cosmology Telescope, South Pole Telescope e il telescopio QUIET.



                                     

4. Relazioni con il Big Bang

Le misurazioni della radiazione cosmica di fondo hanno fatto della teoria inflazionistica del Big Bang il modello standard delle origini delluniverso. Questa teoria prevede che le condizioni iniziali per luniverso siano di natura casuale vale a dire che non si è in grado di risalire agli istanti precedenti ad esse, e seguano una distribuzione di probabilità approssimativamente gaussiana, rappresentata graficamente, a sezioni trasversali, da curve a forma di campana.

Analizzando questa distribuzione a diverse frequenze, viene generata una densità spettrale, o spettro di potenza. Lo spettro di potenza di queste fluttuazioni è stato calcolato e concorda con le osservazioni, anche se alcuni parametri, come ad esempio lampiezza complessiva delle fluttuazioni, sono parametri più o meno liberi del modello dellinflazione cosmica. Pertanto, le componenti più significative delle disomogeneità nelluniverso devono essere di natura statistica. Questo porta a una varianza cosmica, in cui le incertezze nella varianza delle fluttuazioni osservate su grande scala nelluniverso sono difficili da comparare con precisione alla teoria. Il modello utilizza un campo gaussiano casuale con uno spettro di Harrison-Zeldovich, o a invarianza di scala, per rappresentare le disomogeneità primordiali.

                                     

4.1. Relazioni con il Big Bang Temperatura

La radiazione cosmica di fondo e lo spostamento verso il rosso cosmologico sono considerati le migliori prove disponibili per la teoria del Big Bang. La scoperta della CMB nella metà degli anni 1960 fece scemare linteresse verso soluzioni alternative come la teoria dello stato stazionario. La radiazione di fondo offre unistantanea delluniverso, quando, secondo la cosmologia standard, la temperatura era scesa abbastanza da permettere la formazione di atomi di idrogeno da parte di elettroni e protoni, rendendo così luniverso trasparente alle radiazioni. Quando questo avvenne, circa 380.000 anni dopo il Big Bang, la temperatura dellUniverso era di circa 3.000 K. Ciò corrisponde ad una energia di circa 0.25 eV, che è molto inferiore ai 13.6 eV, ovvero lenergia di ionizzazione dellidrogeno.

Dal momento del disaccoppiamento, la temperatura della radiazione di fondo è scesa di circa 1.100 volte a causa dellespansione delluniverso. Come conseguenza dellespansione, i fotoni della CMB si spostano verso il rosso, rendendo la temperatura della radiazione inversamente proporzionale ad un parametro chiamato fattore di scala delluniverso. Si può dimostrare che landamento della temperatura T r della CMB in funzione dello spostamento verso il rosso, z, è proporzionale alla temperatura della CMB attuale 2.728 K o 0.235 meV secondo la seguente relazione:

T r = 2.728 1 + z {\displaystyle {\mathit {T}}_{r}=2{,}7281+{\mathit {z}}}
                                     

4.2. Relazioni con il Big Bang Spettro di potenza

Lo strumento matematico che consente di studiare le anisotropie di temperatura è lo sviluppo in armoniche sferiche Y l m θ, ϕ {\displaystyle Y_{lm}\theta,\phi} delle variazioni di temperatura Δ T θ, ϕ {\displaystyle \Delta T\theta,\phi}:

Δ T θ, ϕ = ∑ l m a l m Y l m θ, ϕ l = 1 … + ∞ ; − l ≤ m ≤ l ; {\displaystyle \Delta T\theta,\phi=\sum _{lm}a_{lm}Y_{lm}\theta,\phi\qquad l=1\ldots +\infty ;\qquad -l\leq m\leq l;}

dove θ {\displaystyle \theta } e ϕ {\displaystyle \phi } sono le coordinate angolari, l = 180 ∘ / Δ θ {\displaystyle l=180^{\circ }/\Delta \theta } rappresenta lordine di multipolo e a l m {\displaystyle a_{lm}} rappresenta il momento di multipolo relativo ad un dato valore di l {\displaystyle l} e ad uno dei 2 l + 1 {\displaystyle 2l+1} valori di m {\displaystyle m}. Per questi coefficienti è prevista media nulla ⟨ a l m ⟩ = 0 {\displaystyle \langle a_{lm}\rangle =0} e varianza C l ≡ ⟨ | a l m | 2 ⟩ {\displaystyle C_{l}\equiv \langle |a_{lm}|^{2}\rangle } diversa da zero. Linsieme dei C l {\displaystyle C_{l}} forma lo spettro di potenza che mostra lintensità delle armoniche al variare dellordine di multipolo. Il fatto che i C l {\displaystyle C_{l}} non dipendano da m {\displaystyle m} implica lassenza di una direzione privilegiata.



                                     

5. Anisotropie della CMB

La radiazione cosmica di fondo presenta unalta isotropia, indice di una notevole omogeneità del plasma primordiale. Tale omogeneità però non avrebbe portato alla creazione di strutture come galassie e ammassi. La presenza di questi oggetti implica delle anisotropie del plasma.

La CMB presenta due tipologie di anisotropie, chiamate primarie e secondarie.

                                     

5.1. Anisotropie della CMB Anisotropie primarie

Lanisotropia della radiazione cosmica di fondo è divisa in due tipi: anisotropia primaria, derivante dagli effetti che si verificano sulla superficie di ultimo scattering e prima, e anisotropia secondaria, legata ad effetti quali le interazioni con il gas caldo o il potenziale gravitazionale, tra la superficie di ultimo scattering e losservatore. La struttura delle anisotropie è determinata principalmente da due effetti: oscillazioni acustiche e smorzamento della diffusione noto anche come smorzamento senza collisione. Le oscillazioni acustiche sorgono a causa della competizione tra fotoni e barioni nel plasma delluniverso primordiale. La pressione dei fotoni tende a cancellare le anisotropie, mentre lattrazione gravitazionale dei barioni, in movimento a velocità molto più basse della luce, li porta a collassare formando così densi aloni. Questi due effetti sono in competizione tra loro, creando le oscillazioni acustiche che danno al fondo a microonde la sua caratteristica struttura a picchi. I picchi corrispondono, grosso modo, alle risonanze alle quali i fotoni si dissociano quando un particolare modo di oscillazione è al suo picco di ampiezza.

I picchi contengono interessanti impronte fisiche. La scala angolare del primo picco determina la curvatura delluniverso ma non la sua topologia. Il picco successivo che è il rapporto tra i picchi pari e i picchi dispari determina la ridotta densità barionica. Il terzo picco può essere utilizzato per estrarre informazioni sulla densità di materia oscura.

Le posizioni dei picchi danno anche importanti informazioni sulla natura delle perturbazioni primordiali della densità. Ci sono due tipologie fondamentali di perturbazioni della densità, le adiabatiche e quelle a isocurvatura. Una generica perturbazione di densità è un misto di entrambe, le differenti teorie che pretendono di spiegare lo spettro della perturbazione primordiale della densità prevedono miscele differenti.

  • Perturbazioni adiabatiche della densità
la superdensità frazionale in ogni componente della materia barioni, fotoni. è la stessa. Ovvero, se cè l1% in più di energia nei barioni rispetto alla media in un dato posto, allora per una perturbazione di densità adiabatica pura cè anche l1% in più di energia nei fotoni, e l1% di energia in più nei neutrini, rispetto alla media. Linflazione cosmologica prevede che le perturbazioni primordiali siano adiabatiche.
  • Perturbazioni di isocurvatura nella densità
la somma delle superdensità frazionali è pari a zero. Ovvero, una perturbazione in cui in un certo punto vi è l1% in più di energia nei barioni rispetto alla media, l1% in più di energia in fotoni rispetto alla media, e il 2% di energia in meno nei neutrini rispetto alla media, sarebbe una perturbazione di isocurvatura pura. Le stringhe cosmiche dovrebbero produrre per lo più perturbazioni primordiali a isocurvatura.

Lo spettro della CMB è in grado di distinguerle, perché queste due diverse tipologie di perturbazioni danno luogo a differenti localizzazioni dei picchi. Le perturbazioni di isocurvatura della densità producono una serie di picchi la cui scala angolare il valore l dei picchi è allincirca in rapporti 1:3:5. mentre le perturbazioni adiabatiche producono picchi le cui localizzazioni sono in rapporti 1:2:3. Le osservazioni corrispondono a quanto ci si può attendere da perturbazioni di densità primordiale completamente adiabatiche, fornendo un supporto chiave per la teoria inflazionistica, ed escludendo molti modelli di contemplano la formazione di strutture, come ad esempio le stringhe cosmiche.

Lo smorzamento senza collisioni è causato da due effetti, che sorgono quando il trattamento del plasma primordiale come fluido comincia a non essere più valido:

  • La profondità finita della superficie di ultimo scattering, che fa sì che il cammino libero medio cresca rapidamente durante il disaccoppiamento, anche se qualche scattering Compton è ancora in corso.
  • Laumento del cammino libero medio dei fotoni mentre il plasma primordiale diventa sempre più rarefatto nelluniverso in espansione;

Questi effetti contribuiscono quasi equamente alla soppressione delle anisotropie su scale piccole, e danno origine alla caratteristica coda di smorzamento esponenziale visibile nelle anisotropie su scala angolare piccolissima. La profondità della superficie di ultimo scattering si riferisce al fatto che il disaccoppiamento dei fotoni e barioni non avviene istantaneamente, ma richiede invece una frazione apprezzabile di età dellUniverso fino a tale epoca. Un metodo per quantificare esattamente quanto lungo sia questo processo è la funzione di visibilità del fotone photon visibility function, PVF. Questa funzione è definita in modo che, denotando la PVF con Pt, la probabilità che un fotone della CMB abbia avuto lultimo scattering tra il tempo t e t + d t {\displaystyle t+dt}, sia data da P t d t {\displaystyle Ptdt}.

Il massimo della PVF il momento più probabile in cui è avvenuto lultimo scattering di un dato fotone della CMB è noto con una certa precisione. I risultati del primo anno di osservazioni del WMAP situano il momento in cui Pt è al massimo a 372 ± 14 ka. Questo è spesso considerato come il momento della nascita della radiazione di fondo. Tuttavia, per capire "quanto" tempo ci hanno messo fotoni e barioni a disaccoppiarsi, occorre avere anche una misura della larghezza della PVF. Il team del WMAP ritiene che la PVF sia maggiore della metà del suo valore massimo la "piena larghezza a metà altezza", o FWHM, in un intervallo di 115 ± 5 ka. In base a questa misura, il disaccoppiamento ha avuto luogo in circa 115 000 anni, e quando fu terminato, luniverso aveva circa 487 000 anni di età.

                                     

5.2. Anisotropie della CMB Anisotropie secondarie

Da quanto si può osservare la radiazione di fondo, a partire dal momento della sua formazione, è stata modificata da diversi processi fisici successivi, che sono indicati collettivamente con il nome di anisotropie successive o anisotropie secondarie.

Quando i fotoni della CMB sono stati liberi di viaggiare senza ostacoli, la materia ordinaria delluniverso consisteva per lo più di atomi di idrogeno e di elio neutri. Tuttavia, le osservazioni odierne delle galassie sembrano indicare che la maggior parte del volume dello spazio intergalattico è costituito da materiale ionizzato in quanto ci sono poche linee di assorbimento derivanti da atomi di idrogeno. Questo implica un periodo di reionizzazione durante il quale una parte del materiale delluniverso venne frammentata in ioni di idrogeno.

I fotoni della CMB dispersero le cariche libere, come gli elettroni non legati ad atomi. In un universo ionizzato, queste particelle cariche sono state liberate dagli atomi neutri dalle radiazioni ionizzanti come i raggi ultravioletti. Oggi queste cariche libere hanno una densità sufficientemente bassa nella maggior parte del volume dellUniverso, da non incidere apprezzabilmente sulla CMB. Tuttavia, se il mezzo interstellare è stato ionizzato in unera sufficientemente primordiale, quando luniverso era ancora molto più denso, ci sono due effetti principali sulla radiazione di fondo:

  • Le anisotropie su piccola scala vengono cancellate come quando guardando un oggetto attraverso la nebbia, i dettagli degli oggetti appaiono sfocati.
  • La fisica di come i fotoni vengono diffusi dagli elettroni liberi scattering Thomson induce unanisotropia di polarizzazione su grandi scale angolari. Questa polarizzazione su ampio angolo è correlata con la perturbazione della temperatura di ampio angolo.

Entrambi gli effetti sono stati osservati dal WMAP, fornendo la prova che luniverso è stato ionizzato molto presto, ad un redshift superiore a 17. La provenienza dettagliata di queste radiazioni ionizzanti è ancora oggetto di dibattito scientifico. Potrebbero includere luce stellare dalle primissime stelle di popolazione III, supernovae, quando queste stelle raggiunsero la fine della loro vita, o le radiazioni ionizzanti prodotte dai dischi di accrescimento di buchi neri massicci.

Il momento successivo allemissione della radiazione cosmica di fondo, e prima dellosservazione delle prime stelle, viene chiamato umoristicamente dagli astronomi era oscura dark age, ed è un periodo che è in fase di intenso studio da parte degli astronomi riga a 21 cm dellidrogeno neutro. Altri due effetti che si verificarono tra la reionizzazione le attuali osservazioni della radiazione cosmica di fondo, e che sembrano provocare anisotropie, includono leffetto Sunyaev-Zeldovich, dove una nube di elettroni ad alta energia diffonde la radiazione trasferendo parte della sua energia ai fotoni della CMB, e leffetto Sachs-Wolfe, che provoca ai fotoni della radiazione cosmica di fondo uno spostamento gravitazionale verso il rosso o verso il blu, a causa del cambiamento del campo gravitazionale.

                                     

5.3. Anisotropie della CMB Anisotropia di dipolo

Questa anisotropia non è di natura intrinseca ma è dovuta al moto del nostro sistema di riferimento il sistema solare rispetto al sistema di riferimento della radiazione di fondo che può essere considerato come un sistema in quiete.

Questa anisotropia è di ampiezza maggiore rispetto alle altre ed è ad una temperatura di 3.353±0.024 mK.

                                     

5.4. Anisotropie della CMB Polarizzazione

La radiazione cosmica di fondo è polarizzata a livello di qualche microkelvin. Esistono due tipi di polarizzazione, chiamati E-mode e B-mode. Questo unanalogia con lelettrostatica, in cui il campo elettrico campo E ha un rotore nullo, e il campo magnetico campo B ha una divergenza nulla. Gli E-mode sorgono naturalmente dallo scattering Thomson in un plasma eterogeneo. I B-mode, che non sono stati misurati e si pensa abbiano unampiezza massima di 0.1 µK, non sono prodotti solo dalla fisica del plasma. Si tratta di un segnale proveniente dallinflazione cosmica e sono determinati dalla densità delle onde gravitazionali primordiali. Il rilevamento del segnale B-mode sarà estremamente difficile, tanto più che il grado di contaminazione di primo piano è sconosciuto, e il segnale di lente gravitazionale debole mescola il segnale relativamente forte E-mode con il segnale B-mode.

Le anisotropie di quadrupolo hanno ordine di multipolo l = 2 {\displaystyle l=2} e hanno origini differenti a seconda del valore di m {\displaystyle m}:

  • Perturbazioni scalari m = 0 {\displaystyle m=0\ }: le fluttuazioni di densità di energia nel plasma causano un gradiente nella distribuzione della velocità.
  • Perturbazioni vettoriali m = ± 1 {\displaystyle m=\pm 1}: la vorticosità del plasma crea un differente tipo di quadrupolo dovuto allo spostamento Doppler con la velocità. Tale vorticosità sarebbe però stata smorzata durante linflazione e ci si aspetta sia trascurabile.
  • Perturbazioni tensoriali m = ± 2 {\displaystyle m=\pm 2}: le onde gravitazionali modificano lo spazio che contiene i fotoni nelle direzioni ortogonali attraversando il plasma. Inoltre modificano la lunghezza donda della radiazione creando anche anisotropie quadrupolari di temperatura.


                                     

6. Osservazioni della radiazione di fondo

Dopo la scoperta della radiazione di fondo, sono stati condotti centinaia di esperimenti per misurare e caratterizzare i segnali caratteristici della radiazione. Lesperimento più famoso è probabilmente il COBE della NASA, satellite che orbitò dal 1989 al 1996, il quale individuò e quantificò le anisotropie su larga scala al limite delle sue capacità di rilevazione. Ispirata dai risultati del COBE che mostravano una CMB estremamente isotropa e omogenea, nel corso di un decennio una serie di esperimenti a terra e su pallone ha permesso di quantificare le anisotropie con ulteriori misure su scala angolare più piccola. Lobiettivo primario di questi esperimenti era di misurare lentità angolare del primo picco acustico, per la quale il COBE non aveva una risoluzione sufficiente. Queste misurazioni sono state in grado di escludere le stringhe cosmiche come la teoria principale di formazione delle strutture cosmiche, e hanno suggerito che linflazione cosmica era la teoria giusta. Negli anni 1990, il primo picco è stato misurato con una sensibilità crescente e verso il 2000 lesperimento BOOMERanG ha rilevato che le fluttuazioni di potenza massima si verificano su scale di circa un grado. Insieme ad altri dati cosmologici, questi risultati implicano che la geometria delluniverso è piatta. Nei tre anni successivi un certo numero di interferometri terrestri, tra cui il telescopio VSA, il DASI e il CBI, hanno fornito misurazioni delle oscillazioni con una maggiore precisione. Il DASI ha effettuato la prima rilevazione della polarizzazione della CMB e il CBI ha fornito il primo spettro di polarizzazione E-mode con una prova convincente che è fuori fase rispetto allo spettro T-mode.

Nel giugno del 2001, la NASA ha lanciato una seconda missione spaziale per la CMB, la Wilkinson microwave anisotropy probe WMAP, per effettuare misurazioni molto più precise delle anisotropie su grande scala con una mappatura completa del cielo. I primi dati diffusi dalla missione nel 2003, erano misure dettagliate dello spettro di potenza su scale inferiori a un grado. I risultati sono sostanzialmente coerenti con quelli previsti dallinflazione cosmica e da altre diverse teorie, e sono disponibili in dettaglio nella banca dati della NASA per la radiazione cosmica di fondo CMB. Anche se il WMAP ha fornito misurazioni molto accurate della fluttuazione su grande scala angolare della CMB, non ha avuto una risoluzione angolare sufficiente per misurare le fluttuazioni su scala minore osservate da terra da altri esperimenti.

Una terza missione spaziale, il Planck Surveyor, è stato lanciato nel maggio del 2009. Planck si avvale sia di radiometri HEMT sia di bolometri, ed è in grado di misurare la CMB su scale più piccole del WMAP. A differenza delle due precedenti missioni spaziali, Planck è gestito dallESA, lAgenzia spaziale europea. I suoi rilevatori hanno effettuato un test di prova sul telescopio antartico Viper con lesperimento ACBAR, che ha prodotto le misurazioni più precise alle piccole scale angolari fino ad oggi, e sul telescopio Archeops, montato su un pallone. La missione si è conclusa nel 2013. Le immagini della radiazione cosmica di fondo prodotte dal satellite Planck sono in accordo con quelle ottenute dal satellite WMAP e confermano i dati precedenti, ma con una precisione maggiore 5 milioni di pixel di risoluzione contro i 3 milioni di WMAP.

Altri strumenti basati a terra, come il South Pole Telescope in Antartide, il telescopio Clover, lAtacama Cosmology Telescope e il telescopio QUIET in Cile dovrebbero fornire i dati non ottennibili da osservazioni satellitari, e forse anche la polarizzazione B-mode.

                                     

7. Riduzione e analisi dei dati

I dati grezzi provenienti dalle sonde spaziali come il WMAP contengono effetti di primo piano che oscurano completamente la struttura a scala fine della radiazione di fondo a microonde. La struttura fine è sovrapposta ai dati grezzi della CMB, ma è troppo piccola per essere rilevata alla scala dei dati grezzi. Il più importante degli effetti di primo piano è lanisotropia di dipolo causata dal moto del Sole rispetto alla CMB. Le anisotropie di dipolo e di altro tipo, causate dal moto annuale della Terra rispetto al Sole, insieme a numerose altre fonti di radiazioni a microonde provenienti dal piano galattico ed extragalattico, devono essere sottratte per rendere evidenti le variazioni molto piccole che caratterizzano la struttura a scala fine della CMB.

Lanalisi in dettaglio dei dati CMB per produrre mappe, uno spettro di potenza angolare e, infine, i parametri cosmologici è un problema computazionalmente difficile. Sebbene la computazione di uno spettro di potenza da una mappa è in linea di principio una semplice trasformata di Fourier, scomponendo la mappa del cielo in armoniche sferiche, in pratica però è difficile tener conto degli effetti del rumore e delle fonti di primo piano. In particolare, il primo piano è dominato da emissioni galattiche come le Bremsstrahlung, le radiazioni di sincrotrone, le polveri che emettono segnali nella banda delle microonde. In pratica, le radiazioni provenienti dalla nostra Galassia devono essere eliminate, dando luogo a una mappatura che non contempla più lintero cielo. Inoltre, sorgenti puntiformi come galassie e ammassi rappresentano altre fonti di primo piano che devono essere rimosse affinché non distorcano la struttura su scala piccola dello spettro di potenza della CMB.

Le restrizioni che gravano su molti parametri cosmologici possono essere ricavate dai loro effetti sullo spettro di potenza, ed i risultati sono spesso calcolati utilizzando le tecniche di campionamento Markov Chain Monte Carlo.

Sulla base di alcune anomalie osservate da Planck Surveyor, taluni hanno ipotizzato che la radiazione potesse essere un fenomeno più locale e quindi non un residuo del Big Bang; in passato era stato obiettato che la sua origine fosse nellestinzione interstellare con presenza di particelle di ferro sullo sfondo o una radiazione polarizzata di sincrotrone proveniente da radiogalassie e radiosorgenti lontane e annichilazioni materia-antimateria Cosmologia del plasma.

                                     

7.1. Riduzione e analisi dei dati Anisotropie di dipolo

Dai dati dalla radiazione di fondo si vede che il nostro gruppo locale di galassie lammasso galattico che include la Via Lattea, sembra muoversi a 627 ± 22 km/s rispetto al sistema di riferimento della CMB in direzione della longitudine galattica l = 276±3°, b = 30±3º. Questo movimento provoca unanisotropia dei dati in quanto la CMB appare leggermente più calda nella direzione del movimento che nella direzione opposta. Linterpretazione standard di queste variazioni di temperatura è un semplice spostamento verso il rosso e verso il blu dovuto al moto relativo rispetto alla CMB, ma modelli cosmologici alternativi sono in grado di spiegare alcune frazioni della distribuzione della temperatura di dipolo osservate nella CMB.

                                     

7.2. Riduzione e analisi dei dati Multipoli a basso valore di "l" ed altre anomalie

Con i dati sempre più precisi forniti dal WMAP, ci sono state una serie di segnalazioni secondo cui la CMB soffre di anomalie, come anisotropie su grandissima scala, allineamenti anomali, e distribuzioni non-gaussiane. La più duratura di queste è la polemica sui multipoli a bassi valori di l. Anche nella mappa del COBE si è osservato che il quadrupolo l = 2, armoniche sferiche ha unampiezza bassa rispetto alle previsioni del Big Bang. Alcuni osservatori hanno fatto notare che le anisotropie nei dati del WMAP non sembrano essere coerenti con il quadro del big bang. In particolare, il quadrupolo e loctupolo l = 3 sembrano avere un allineamento inspiegabile tra di loro e con il piano delleclittica, un allineamento a volte indicato come lasse del male. Alcuni gruppi hanno suggerito che questo potrebbe rappresentare lindicazione di una nuova fisica alle scale più grandi osservabili.

In ultima analisi, a causa degli effetto di primo piano e del problema della varianza cosmica, le modalità più grandi non saranno mai misurabili così precisamente come le modalità a piccola scala angolare. Le analisi sono state effettuate su due mappe dalle quali i primi piani sono stati rimossi nel miglior modo possibile: la mappa della "combinazione lineare interna" del WMAP e una mappa simile preparata da Max Tegmark e altri. Analisi successive hanno evidenziato che queste sono le modalità più sensibili alla contaminazione di primo piano delle radiazioni da sincrotrone, polveri, bremsstrahlung, e da incertezze sperimentali nel monopolo e nel dipolo. Unanalisi bayesiana dello spettro di potenza del WMAP dimostra che la previsione del quadrupolo del modello cosmologico Lambda-CDM è coerente con i dati al livello del 10% e che loctupolo osservato non è notevole. Conti più attenti sulla procedura utilizzata per rimuovere il primo piano dalla mappatura completa del cielo, riducono ulteriormente limportanza dellallineamento del 5% circa.