OSSERVARE L UNIVERSO. Paolo de Bernardis Dipartimento di Fisica Università di Roma La Sapienza. Casa dell Aviatore Roma 23/04/2015

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1 OSSERVARE L UNIVERSO Paolo de Bernardis Dipartimento di Fisica Università di Roma La Sapienza Casa dell Aviatore Roma 23/04/2015

2 Vi ricordate l eclissi del 20 marzo scorso? L eclissi di Sole avviene quando la Luna viene a trovarsi sulla linea di vista tra la l osservatore sulla Terra e il Sole

3 Vi ricordate l eclissi del 20 marzo scorso? L eclissi di Sole avviene quando la Luna viene a trovarsi sulla linea di vista tra l osservatore sulla Terra e il Sole Alle isole Svalbard l allineamento Osservatore sulla Terra Luna Sole è stato perfetto, quindi si è vista una eclissi totale.

4 A Roma l allineamento non era perfetto quindi si è vista una eclissi parziale. Comunque, in generale, il fenomeno ci conferma direttamente che: Tutto nell universo si muove L astronomia si basa sullo studio della luce che proviene da sorgenti lontane, che a volte nel suo viaggio può essere modificata, o addirittura bloccata, dalla materia interposta. Nel seguito vedremo che: I movimenti dei corpi celesti permettono di stabilire quanta materia (massa) è presente nell universo L interazione di questa materia con la luce nelle sue diverse forme (o l assenza di interazione) permette di studiarne la natura.

5 Altre eclissi Gli astronomi sfruttano spesso l allineamento tra due oggetti e l osservatore: il fenomeno fornisce sempre informazioni interessanti. Alcuni esempi: Scoperta di pianeti extrasolari Lenti gravitazionali Studio degli ammassi di galassie sullo sfondo del fondo cosmico di microonde

6 Flusso luminoso dalla stella - Scoperta di pianeti extrasolari: eclissi (molto!) parziale quando il pianeta transita tra noi e la sua stella, diminuendone leggermente il flusso luminoso. - Grazie anche a misure di questo tipo, oggi conosciamo più di 2000 pianeti che orbitano intorno a stelle diverse dal sole. stella terra pianeta sole pianeta Stella tempo

7 Si sono scoperti pianeti lavici come Corot 7b, Kepler 78b, 55 Cnc e, Kepler 10b. e pianeti con due soli come Kepler 16 b, Kepler 34 b,kepler 38 b, PH1 b un giorno si studierà come viene modificata la luce della stella passando attraverso l atmosfera del pianeta, riuscendo a capire così se ci sono gas legati alla presenza di vita

8 È una sfera di gas incandescente. Alla superficie la temperatura è di alcune migliaia si gradi. Al centro arriva a più di 10 milioni di gradi. Parentesi: cos è una stella E talmente elevata che possono avvenire reazioni di fusione nucleare, che convertono elementi leggeri (idrogeno) in elementi pesanti (elio), producendo energia. L energia esce dalla stella principalmente sotto forma di luce (fotoni) e neutrini. Dal flusso luminoso che riceviamo a terra, capiamo che l emissione di energia del sole (luminosità) è di 4x10 26 W (0.4 miliardi di miliardi di miliardi di W). Nel sole, la stella più vicina, ogni secondo vengono convertite in elio miliardi di tonnellate di Idrogeno. Dal fatto che la terra impiega un anno a orbitare intorno al sole, si ricava la massa del sole: 2x10 30 kg (2000 miliardi di miliardi di miliardi di kg). Il sole è una stella medio-piccola.

9 Stelle in Sagittario

10 Dalla quantità di luce che ci arriva, si può stimare che in una galassia tipica ci siano circa 100 miliardi di stelle

11 Contando le galassie si stima che nell universo osservabile ci siano circa 100 miliardi di galassie

12 Gli oggetti che si allineano possono essere molto più grandi, ad esempio galassie, agglomerati di centinaia di miliardi di stelle, con polveri, gas interstellare, e materia oscura (di cui parleremo tra poco), che riempiono l universo.

13 LRG 3-757

14 Esempio di allineamento praticamente esatto tra l osservatore (sulla Terra) una galassia rossa, intermedia, e una galassia blu, lontana. Anello di Einstein. LRG 3-757

15 Lente gravitazionale: deflessione della luce che proviene da una galassia lontana, a causa della massa di una galassia interposta, che «deforma lo spazio» circostante, attirando la luce che le passa accanto. L allineamento genera una stranissima eclissi (anello di Einstein) Galassia lontana Galassia intermedia (lente) terra

16 Galassia lontana Galassia intermedia (lente) terra

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18 Maggiore è la massa della galassia-lente, maggiore è la deflessione della luce. Quindi dal raggio dell anello si può stabilire la massa della galassia deflettente. E viene molto più alta di quella che si stima dalla luminosità delle stelle che la compongono: nella galassia deflettente ci deve essere della massa oscura, che non produce né assorbe luce. Galassia lontana Galassia intermedia (lente) terra

19 L ipotesi più accreditata oggi è che ciascuna galassia sia immersa in un alone di materia oscura, materia che ha massa ma non interagisce con la luce (non emette ne assorbe fotoni), e che la massa di materia oscura sia circa 10 volte di più di quella della materia normale.

20 La luce è formata da onde elettromagnetiche. Il colore della luce dipende dalla sua lunghezza d onda l Luce blu l Luce rossa l 0,0 0,8 1,6 2,4 3,2 4,0 distanza (milionesimi di metro) 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.

21 Intensità luminosa (W/m 2 /pm) spettro Spettrometro elementare Emissione termica (di corpo nero) È la sovrapposizione di componenti con tutte le lunghezze d onda, proviene da elettroni con distribuzione continua delle energie Lunghezza d onda (nm)

22 spettro del sole

23 Ovunque nell universo, un atomo di idrogeno emette esattamente le stesse lunghezze d onda. Elementi (atomi) diversi emettono ed assorbono luce di lunghezze d onda ben precise (righe), e caratteristiche dell elemento

24 l= nm

25 E Atomo di idrogeno: emissione di fotoni (quanti di luce) Einf=0 ev E4= ev E3= ev nm E2=-3.4 ev E h E i h E j E1=-13.6 ev l c

26 l= nm

27 E Atomo di idrogeno: emissione di fotoni (quanti di luce) Einf=0 ev E4= ev E3= ev nm E2=-3.4 ev E h E i h E j E1=-13.6 ev l c

28 Elementi (atomi) diversi emettono ed assorbono luce di lunghezze d onda ben precise (righe), e caratteristiche dell elemento Quindi possiamo studiare la composizione e la temperature degli astri analizzandone la luce. le lunghezze d onda delle righe ci dicono che atomi sono presenti, il colore predominante ci dice la temperatura. Possiamo studiare anche il movimento rispetto a noi, grazie all effetto Doppler.

29 Effetto Doppler Ambulanza ferma suono normale suono normale

30 Effetto Doppler Ambulanza in corsa suono grave (lunghezza d onda lunga) v suono acuto (lunghezza d onda breve)

31 Effetto Doppler Stesso effetto per tutti i fenomeni ondulatori: anche per la luce da sorgenti in movimento l" l v l redshift (lunghezza d onda lunga) blueshift (lunghezza d onda breve)

32 Effetto Doppler Stesso effetto per tutti i fenomeni ondulatori: anche per la luce da sorgenti in movimento l" v l l redshift (lunghezza d onda lunga) blueshift (lunghezza d onda breve) l l v c

33 M100

34 NGC3198

35 NGC3198

36 NGC3198

37 l l v c NGC3198

38 velocità (km/s) v c l l distanza dal centro (minuti d arco)

39 Newton : accelerazione forza Tutte le volte che una massa si muove in modo accelerato (non rettilineo e uniforme), stanno agendo una o più forze. Nel caso delle orbite circolari, ci deve essere una forza centrale che compensa esattamente la forza centrifuga

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41 v F v F c

42 Orbite dei pianeti intorno al sole : Forza gravitazionale v Velocità della terra : 30 km/s Distanza 1.5x10 11 m Massa del sole 2x10 30 kg F gr ma F v m r 2 v GMm 2 r GM r F c

43 Velocità di una stella periferica : km/s Distanza dal centro : m Quanta forza (massa) serve per mantenerla su questa orbita con questa velocità? GM v r La massa delle stelle non è sufficiente

44 L ipotesi più accreditata oggi è che ciascuna galassia sia immersa in un alone di materia oscura, materia che ha massa ma non interagisce con la luce (non emette ne assorbe fotoni)

45 Alle stesse conclusioni si arriva studiando i movimenti delle galassie negli ammassi di galassie Coma

46 A2218 La materia oscura negli ammassi di galassie è responsabile della deflessione della luce proveniente da sorgenti lontane che passa vicino all ammasso (uno degli effetti più peculiari previsti dalla relatività generale, ed utilizzato per la sua conferma fin dal 1919)

47 Il fatto che ci sia molta più massa di quella delle stelle negli ammassi di galassie è confermato anche dall emissione di raggi X negli ammassi. A causa della grande quantità di materia oscura, il gas dell ammasso cade verso le regioni centrali riscaldandosi moltissimo (fino a 10 milioni di gradi) ed emettendo grandi quantità di raggi X A1689

48 Materia Oscura E presente in grandi quantità nell universo se non ci fosse non si spiegherebbero molti fenomeni ormai ben misurati. Nell universo c è 5-10 volte di più massa in materia oscura che in materia normale. Non è mai stata misurata in laboratorio. Sappiamo però che esistono forme di materia che non interagiscono con la luce, ad es. i neutrini (che non vanno bene come materia oscura, troppo leggeri, troppo veloci) Misurarla in laboratorio è una sfida aperta per i fisici delle particelle elementari. Forse il prossimo risultato di LHC?

49 La materia oscura non è la componente più misteriosa dell universo.

50 Cosmologia La cosmologia è la scienza che studia l universo nel suo insieme: struttura, composizione, evoluzione. Come tutte le discipline scientifiche, la sua forza risiede nella confronto tra teorie e misure In particolare, le teorie cosmologiche si basano sulla relatività generale: il modello cosmologico del big-bang caldo ne rappresenta una delle conferme migliori; le misure si basano sull osservazione del passato, prossimo e remoto, dell universo.

51 c = x 10 8 m/s La velocità della luce è elevatissima (un miliardo di km all ora) ma non infinita La luce si propaga nello spazio vuoto per distanze enormi senza mai fermarsi

52 Terra 8 minuti luce 8 minuti fa Sole

53 Terra 2 milioni di anni luce 2 milioni di anni fa Galassia di Andromeda

54 QSO Terra 1000 milioni di anni luce 1000 milioni di anni fa

55 Galassie più lontane Terra milioni di anni luce milioni di anni fa

56 UDFy Hubble - NASA UDFy SINFONI-ESO z = 8.55 d = 13.1 Miliardi di anni luce

57 z = 10.3 d = 13.2 Miliardi di anni luce ( con confidenza dell 80%)

58 Distanze delle galassie La luce proveniente dalle galassie più lontane ha viaggiato per miliardi di anni prima di arrivare fino a noi. Stiamo osservando il passato remoto dell universo. Osservandole si scopre anche un altro fenomeno importante: il redshift.

59 Il redshift misurando spettri di galassie lontane, negli anni 20, Carl Wirtz ed Edwin Hubble scoprirono che più una galassia è distante, più la sua luce è spostata verso il colore rosso.

60 Redshift: spostamento percentuale della lunghezza d onda misurata rispetto a quella di laboratorio z loss l l lab lab

61 Redshift Redshift: spostamento percentuale della lunghezza d onda misurata rispetto a quella di laboratorio z loss l l lab lab L unica spiegazione di questo fenomeno è che l universo si stia espandendo. 0.1 Distanza (Mpc)

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63 Percorrendo distanze cosmologiche, la luce cambia colore La relatività generale di Einstein prevede che, in un universo in espansione, le lunghezze d onda l dei fotoni si allunghino esattamente quanto le altre lunghezze. Più distante è una galassia, più è lungo il cammino che la luce deve percorrere, più lungo è il tempo che impiega, maggiore è l espansione dell universo dal momento dell emissione a quello dalla ricezione, e più la lunghezza d onda viene allungata. t o t 1 t 2

64 Redshift Se vale la legge di Hubble, possiamo usare il redshift misurato per ciascuna galassia per determinarne la distanza. z loss l l lab lab Distanza (Mpc)

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67 Il fenomeno del redshift, misurato su milioni di galassie, dimostra l espansione dell universo. Studiando il dettaglio della dipendenza del redshift dalla distanza possiamo addirittura stabilire come l universo si è espanso nel passato. Per farlo, servono candele standard molto precise e visibili a grandi distanza. Si usano le Supernovae di tipo 1a.

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70 Le supernovae con grande redshift sembrano essere sistematicamente più deboli di quello che ci si aspetterebbe. Quella con redshift maggiore di tutte sembra invece rientrare nella norma. Una spiegazione possibile è che l espansione dell universo abbia iniziato qualche miliardo di anni fa ad accelerare. Ma questo dipende dalla presenza di una strana forma di massa energia, detta energia oscura. Della quale sappiamo molto poco. Se nell universo ci fossero solo materia e radiazione, l espansione sarebbe sempre decelerata.

71 Distanze cosmiche / distanze oggi a a 2 H 2 o a Ro 4 a Mo 3 (1 2 a o ) passato futuro 13.7 Gly Tempo passato dal big bang (miliardi di anni)

72 Possiamo osservare ancora più lontano, e quindi ancora più indietro nel tempo? Tanto indietro da osservare l origine, il big bang, se c è stato?

73 Idee, teorie, verifiche Teoria: un mezzo in espansione si raffredda. Quindi l universo primordiale era più denso e più caldo di quello attuale. (George Gamow, circa 1950). Previsioni: Più indietro nel tempo andiamo ad osservare, più caldo sarà l universo che osserviamo. Se guardiamo abbastanza lontano, e quindi abbastanza indietro nel tempo, vedremo una fase nella quale l universo era caldo quanto la superficie del sole. Come dal sole proviene radiazione di tipo termico (corpo nero) anche dall universo primordiale deve provenire lo stesso tipo di radiazione.

74 Idee, teorie, verifiche Siccome l universo si è espanso parecchio da allora, la radiazione di corpo nero prodotta nell universo primordiale avrà lunghezze d onda molto più lunghe di quella che proviene dal sole. Indicazioni per le misure: Per studiarla dobbiamo dotarci di telescopi per lunghezze d onda lunghe. Quanto? 1000 volte più lunghe della luce visibile. Microonde di alta frequenza. Telescopi per microonde. Costruendoli potremo ottenere una immagine dell universo primordiale, vedere come era fatto e capire qualcosa della sua origine.

75 Granulazione solare Gas incandescente sulla superficie del Sole (5500 K) Qui, ora 8 minuti luce Qui, ora Gas incandescente nell universo primordiale (l universo diventa trasparente a 3000 K) 13.7 miliardi di anni luce Mappa di BOOMERanG dell Universo Primordiale

76 La fotosfera Cosmica Terra 13.7 miliardi di anni luce 13.7 miliardi di anni fa

77 Arno Penzias e Robert Wilson (1965) Premio Nobel nel 1977

78 COBE (1992) L universo iniziale era caldo e denso. Spettro Termico. (da COBE-FIRAS ed altri esperimenti) ed isotropia (entro 30 ppm da COBE-DMR ed altri esperimenti) 0K 3K 5K John Mather e George Smoot (COBE, 1992) Premio Nobel nel 2006

79 John Mather e George Smoot Premio Nobel 2006

80 Just arrived in Terranova Bay (Antarctica, Nov. 1986)

81 Downloading the experiment (Antarctica, Dec. 1986)

82 The first CMB telescope in Antarctica (Nov. 1986) P. de Bernardis (left) G. Dall Oglio (right)

83 Transferring liquid Helium (Antarctica, Dec. 1986)

84 while outside the catabatic wind rules (Antarctica, Dec. 1986) Data analysis in the container (Antarctica, Dec. 1986)

85 Pamir (1990): site testing at the Shorbulak telescope (4500 m osl) Myself and Silvia Masi near the only suitable vehicle to reach the observatory

86 Trapani 1980

87 Trapani 1984

88 1988 Aire sur l Adour (France) 1992 Trapani Left to right: Silvia Masi, Antonella De Luca, Michele Epifani, Luca Amicone, Marco De Petris, Paolo de Bernardis, the 1.2m telescope

89 Arrivo al laboratorio (Nov. 1998) BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20

90 Lavoro di preparazione dello strumento (Nov BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20

91 Lavoro di preparazione dello strumento (Nov. 1998) BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20

92 Panorami (Nov. 1998) BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20

93 Misure di calibrazione dello strumento (Dic. 1998) BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20

94 BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20

95 BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20 Ghiaccio (Dic. 1998)

96 BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20 Trasferimento di Elio Liquido (Dic. 1998)

97 BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20 Test Ricezione dati (Dic. 1998) Preparazione paracadute (Dic. 1998)

98 BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20 Lancio navicella (29 Dic. 1998)

99 Lancio navicella (29 Dic. 1998) BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20

100 BOOMERanG : campagna di lancio a McMurdo (Antartide) /20 Lancio navicella (29 Dic. 1998)

101 Il lancio 29 dic. 98

102 Il lancio: 29/12/1998

103 Il lancio: 29/12/1998

104 Il lancio 29 dic. 98

105 Il viaggio fortunato della navicella: a 37 Km di quota, in balia delle correnti a getto, ha circumnavigato l Antartide per tornare, dopo 8000 km di viaggio, vicino alla base di lancio. L 8/1/1999, mentre sorvolava il pack vicino alla base, abbiamo inviato il telecomando di separazione. Il giorno successivo abbiamo potuto recuperare la navicella.

106 Recupero 9/1/99

107 Un visitatore solitario (13/1/99)

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109 Che geometria ha il nostro universo? Dipende da quanta massa-energia c e! Densita Critica Densita piu alta Densita piu bassa Spazio Euclideo in 2-D Spazio curvo in 2-D (curvatura positiva) Spazio curvo in 2-D (curvatura negativa) Spazio Euclideo in 3-D Spazio curvo in 3-D (curvatura positiva) Spazio curvo in 3-D (curvatura negativa) = 1 > 1 < 1

110 1 o Universo con densita critica ct =1 2 o Universo con densita alta ct >1 0.5 o Universo con densita bassa ct <1

111 WMAP in L 2

112 WMAP Hinshaw et al astro-ph/ Detailed Views of the Recombination Epoch (z=1088, 13.7 Gyrs ago) 1 o BOOMERanG Masi et al astro-ph/

113 <10-36 s 1 ms 3 min 0.4 My Universo Opaco 0.5 Gy Universo Trasparente 13.7Gy

115 Materia: in media 1 particella ogni 25 milioni di cm 3 Luce: in media 400 fotoni per ogni cm 3

116 fotone fotone

117 Particelle di materia fotoni fotoni Resterebbero solo fotoni! Particelle di antimateria

118 Particelle di materia fotoni fotoni Particelle di antimateria 1 Particella di materia Restano poca materia e tanti fotoni!

120 Nell universo primordiale la temperatura era altissima, tanto alta da permettere reazioni di fusione nucleare, che hanno formato nuclei leggeri a partire dalle particelle elementari presenti. Le abbondanze di elio e deuterio misurate oggi tornano solo se nell universo primordiale c era la quantità giusta di fotoni, che hanno un ruolo importante nel regolare le velocità di reazione. Il numero richiesto è proprio quello dei fotoni del fondo cosmico di microonde.

121 Radiazione < 0.3% Materia Normale 4% Materia Oscura 22% Energia Oscura 74% La strana composizione dell Universo

122 14 Maggio 2009

123 Telescopio fuori asse, diametro specchio principale 1.8 m

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128 2011 data release

129 6x10 6 pixels (5 ) Planck Legacy Maps 129

130 components separation T (,, b) a (,, b) C (, b) j Measured maps k k k = CMB,dust,synchrotron, j = 33, 44, , 143, 217, 353, 545, 857 GHz j k physical components

131 The CMB component

132 Polarizzazione della luce: direzione preferenziale di oscillazione del campo elettromagnetico La luce blu del cielo è polarizzata La usavano i Vichinghi per trovare la rotta nei lunghi crepuscoli solare, usando la pietra del sole, lo spato d Islanda La usano le api per orientarsi e ritrovare l alveare La usiamo noi con i filtri polarizzatore quando si vogliono far risaltare le nubi contro il cielo blu E polarizzata perché diffusa (deviata) dagli elettroni dell alta atmosfera

133 Per i fotoni che provengono dall universo primordiale avviene un fenomeno simile: sono anche essi deviati dagli elettroni, e se il mezzo è inomogeneo, nasce una debole polarizzazione. L inomogeneità può essere dovuta a fluttuazioni di densità, ma anche alle onde gravitazionali prodotte dall inflazione cosmica, se c è stata.

135 Fotoni CMB

136 Chi crea le strutture? Inflation! Dimensioni subatomiche T=10-32 s Fluttuazioni quantistiche del brodo primordiale Energie tipiche: GeV (100 milioni di miliardi di milardi di ev) UNA FINESTRA SUI PRIMI ISTANTI E SULLA FISICA DELLE ALTISSIME ENERGIE 10 milioni di anni luce T= anni Fluttuazioni di densita illuminate dalla luce del fondo cosmico

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139 1) L interazione tra fotoni CMB e onde gravitazionali generate durante l inflation ci permetterebbe di studiare le condizioni fisiche dell universo nei primi attimi. Osservabile attraverso misure di precisione dello stato di polarizzazione CMB

140 Polarizzazione della luce: direzione preferenziale di oscillazione del campo elettromagnetico La luce blu del cielo è polarizzata La usavano i Vichinghi per trovare la rotta nei lunghi crepuscoli solare, usando la pietra del sole, lo spato d Islanda La usano le api per orientarsi e ritrovare l alveare La usiamo noi con i filtri polarizzatore quando si vogliono far risaltare le nubi contro il cielo blu E polarizzata perché diffusa (deviata) dagli elettroni dell alta atmosfera

141 Per i fotoni che provengono dall universo primordiale avviene un fenomeno simile: sono anche essi deviati dagli elettroni, e se il mezzo è inomogeneo, nasce una debole polarizzazione. L inomogeneità può essere dovuta a fluttuazioni di densità, ma anche alle onde gravitazionali prodotte dall inflazione cosmica, se c è stata.

142 Large Number of Detectors for Sensitivity : TES bolometers with phased-array antennas (Caltech + JPL)

143 A medium-term observation program to study cosmic inflation and the inflaton BICEP2 results

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145 Winter flights recently demonstrated from Longyearbyen (78N)

146 Forse la polarizzazione del fondo cosmico a microonde ci svelerà cosa accadde nei primi attimi C è ancora moltissimo da fare per arrivarci.

147 Riassunto Nell universo c è 5-10 volte di più massa in materia oscura che in materia normale. L universo si espande Oggi l espansione sta accelerando a causa dell energia oscura (un nome che evoca la nostra ignoranza ) L universo primordiale era denso e caldissimo. Possiamo studiarlo grazie al fondo cosmico di microonde, che permette una visione diretta di come era il cosmo 13.7 miliardi di anni fa, solo anni dopo il big bang. Studiandone la polarizzazione, potremmo arrivare a studiare i primi attimi, dove sappiamo già che servirebbe una teoria che fondesse relatività generale e meccanica quantistica.