Corso di Radioastronomia 2

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1 Corso di Radioastronomia 2 Aniello (Daniele) Mennella Davide Maino Dipartimento di Fisica Quarta parte: emissioni di background

2 Parte 4 Lezione 2 La radiazione cosmica di fondo Parte 2

3 Le anisotropie della radiazione cosmica di fondo

4 Da dove nascono le fluttuazioni della CMB? Durante l espansione la distribuzione dell energia nell universo non è perfettamente omogenea. Le anisotropie a larga scala sono legate alle fluttuazioni quantistiche primordiali. Le anisotropie a piccola scala nascono dalle oscillazioni acustiche nel plasma prima del disaccoppiamento

5 Da dove nascono le fluttuazioni della CMB? Fluttuazioni quantistiche Durante l espansione la distribuzione dell energia nell universo non è perfettamente omogenea. Le anisotropie a larga scala sono legate alle fluttuazioni quantistiche primordiali. Le anisotropie a piccola scala nascono dalle oscillazioni acustiche nel plasma prima del disaccoppiamento

6 Da dove nascono le fluttuazioni della CMB? i n io z lla che i sc sti O cu a Durante l espansione la distribuzione dell energia nell universo non è perfettamente omogenea. Le anisotropie a larga scala sono legate alle fluttuazioni quantistiche primordiali. Le anisotropie a piccola scala nascono dalle oscillazioni acustiche nel plasma prima del disaccoppiamento

7 L orizzonte causale alla superficie di ultima diffusione L'estrema isotropia del fondo cosmico di microonde ci dice che l'universo primordiale deve essere stato in contatto causale su scale paragonabili a quelle dell'universo osservabile La distanza percorsa dalla luce nell universo in espansione dal Big Bang fino al disaccoppiamento, ovvero a t anni è: anni è: Le dimensioni dell universo osservabile sono: per cui l orizzonte causale sottende un angolo

8 Le anisotropie del fondo cosmico alle varie scale Le anisotropie presenti nella distribuzione della materia barionica alla superficie di ultima diffusione causano una corrispondente anisotropia nella distribuzione dell intensità del fondo cosmico Alle zone più dense sono associate le zone più fredde della radiazione in quanto i fotoni associati alle zone di sovradensità perdono energia per uscire dalle buche del potenziale gravitazionale La distribuzione dell intensità della CMB sulla sfera celeste può essere descritta mediante una decomposizione in armoniche sferiche, da cui possiamo ricavare lo spettro di potenza

9 Le anisotropie del fondo cosmico alle varie scale Lo spettro di potenza è una rappresentazione statistica delle anisotropie di temperatura nel cielo

10 Grandi scale angolari (> 1 ) scaledi>potenza 1 le anisotropie sono la Lo Su spettro è una rappresentazione statistica traccia di perturbazioni nel nel cielo delle anisotropie discalari temperatura potenziale gravitazionale prima dell'inflazione

11 Scale angolari medie (< 1, > 5 ) Le anisotropie su scale Lo spettro angolari fra 1 edi 5' potenza traccianoè una rappresentazione statistica delle di temperatura nel cielo le perturbazioni di anisotropie densità causate da oscillazioni acustiche nel plasma prima del disaccoppiamento

12 Piccole scale angolari (< 5 ) Lo spettro di potenza è una rappresentazione statistica delle anisotropie di temperatura nel cielo Al di sotto di 5' le anisotropie vengono diluite dalla diffusione dei fotoni durante il disaccoppiamento.

13 La polarizzazione della CMB

14 Anisotropie di quadrupolo e polarizzazione Un segnale polarizzato non nullo nella CMB può essere generato per scattering Thomson alla superficie di ultima diffusione in presenza di un anisotropia di quadrupolo Poiché è solo il quadrupolo che contribuisce alla polarizzazione, la conseguenza è che il segnale polarizzato ha un intensità dell ordine del 10% di quello in intensità totale La possibilità di osservare un segnale polarizzato è conseguenza della durata della fase di disaccoppiamento che deve essere della durata giusta. Se fosse troppo lunga avremmo una generazione di polarizzazione in tutte le direzioni che cancellerebbe statisticamente il segnale polarizzato. Se fosse troppo breve non ci sarebbe sufficiente tempo per la generazione di un segnale polarizzato significativo

15 Possibili sorgenti di anisotropie di quadrupolo Matematicamente un quadrupolo è definito dalle armoniche sferiche di Laplace Yl,m con l = 2 Abbiamo, pertanto, cinque possibili configurazioni: m = 0 (fluttuazioni di densità del plasma, scalari) m = ± 1 (presenza di vortici nel plasma, apparentemente non rilevanti nel plasma primordiale, tensoriali) m = ± 2 (fluttuazioni tensoriali dovute a onde gravitazionali primordiali)

16 Orientazione della polarizzazione per modi E e B

17 La separazione delle componenti di foreground

18 La rimozione delle componenti di foreground Per isolare il segnale della CMB dalle emissioni di foreground è necessario effettuare misure a più frequenze e successivamente applicare degli algoritmi cosiddetti di component separation (separazione delle componenti) Gli algoritmi di component separation si possono distinguere in algoritmi di tipo blind in cui non si fa alcuna assunzione sulle caratteristiche dei foreground (a parte che il loro spettro non deve essere di corpo nero) e algoritmi di tipo non blind in cui si utilizzano dei template o dei modelli parametrici Descriviamo uno degli approcci più semplici, di tipo blind, il cosiddetto metodo internal linear combination (ILC)

19 La rimozione delle componenti di foreground Per isolare il segnale della CMB dalle emissioni di foreground è necessario effettuare misure a più frequenze e successivamente applicare degli algoritmi cosiddetti di component separation (separazione delle componenti) Gli algoritmi di component separation si possono distinguere in algoritmi di tipo blind in cui non si fa alcuna assunzione sulle caratteristiche dei foreground (a parte che il loro spettro non deve essere di corpo nero) e algoritmi di tipo non blind in cui si utilizzano dei template o dei modelli parametrici Descriviamo uno degli approcci più semplici, di tipo blind, il cosiddetto metodo internal linear combination (ILC) Supponiamo di avere N componenti di foreground e un pari numero di canali di frequenza in cui si effettua la misura. Per ogni pixel, p, il segnale misurato alla frequenza ν sarà dato da: (1)

20 La rimozione delle componenti di foreground Per isolare il segnale della CMB dalle emissioni di foreground è necessario effettuare misure a più frequenze e successivamente applicare degli algoritmi cosiddetti di component separation (separazione delle componenti) Gli algoritmi di component separation si possono distinguere in algoritmi di tipo blind in cui non si fa alcuna assunzione sulle caratteristiche dei foreground (a parte che il loro spettro non deve essere di corpo nero) e algoritmi di tipo non blind in cui si utilizzano dei template o dei modelli parametrici Descriviamo uno degli approcci più semplici, di tipo blind, il cosiddetto metodo internal linear combination (ILC) Supponiamo di avere N componenti di foreground e un pari numero di canali di frequenza in cui si effettua la misura. Per ogni pixel, p, il segnale misurato alla frequenza ν sarà dato da: (1) componente di foreground i-esima alla frequenza νj

21 La rimozione delle componenti di foreground (2)

22 La rimozione delle componenti di foreground (3)

23 L anisotropia di dipolo

24 L anisotropia di dipolo L anisotropia più intensa che osserviamo nel cielo è la cosiddetta anisotropia di dipolo È un segnale dovuto all effetto del moto del nostro sistema di riferimento rispetto a quello del Fondo Cosmico Sviluppando al primo ordine in β=v/c otteniamo: the great cosine in the sky

25 Timeline dei pricipali esperimenti di CMB

26 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline 1964 Scoperta P&W

27 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline 1964 Scoperta P&W 1977 Prima rilevazione del dipolo

28 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline 1964 Scoperta P&W 1977 Prima rilevazione del dipolo 1989 Lancio di COBE

29 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline 1964 Scoperta P&W 1977 Prima rilevazione del dipolo 1989 Lancio di COBE 1992 La prima mappa della CMB

30 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline Misure da terra e da pallone

31 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline Misure da terra e da pallone 2001 Lancio di WMAP

32 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline Misure da terra e da pallone 2001 Lancio di WMAP 2002 prima rilevazione della polarizzazione della CMB

33 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline 2003 Prima release di WMAP

34 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline 2003 Prima release di WMAP 2009 Lancio di Planck

35 La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline 2003 Prima release di WMAP 2009 Lancio di Planck 2016 Seconda release di Planck

36 La missione spaziale COBEDMR (NASA)

37 The Cosmic Microwave Background Explorer - DMR Lo strumento COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) era una schiera di ricevitori Dicke-switched raffreddati passivamente a 90 K Comprendeva tre canali a 31.5, 53 e 90 GHz, per effettuare una separazione delle componenti base delle emissioni di sincrotrone e di free-free Non disponendo di un ottica interfacciata alle antenne la risoluzione angolare (circa 7 ) era limitata dall apertura delle antenne stesse Il rapporto segnale rumore era di circa 1

38 La misura del dipolo di COBE-DMR Direzione del moto rispetto al sistema di riferimento della CMB

39 La misura del dipolo di COBE-DMR L anisotropia di dipolo è oggi utilizzata come calibratore naturale per molti esperimenti di anisotropie della CMB (precisione < 0.1%) Direzione del moto rispetto al sistema di riferimento della CMB

40 Mappe a 53 GHz di COBE Anisotropia di dipolo: ΔT ~ ± 3.5 mk Fluttuazioni dalla Galassia, dalla CMB e del rumore strumentale: ΔT ~ ± 0.1 mk Fluttuazioni dalla CMB e del rumore strumentale: ΔT ~ ± 0.1 µk

41 Spettro di potenza dalla mappa di COBE La risoluzione angolare limitata dello strumento ha consentito di sondare solo le scale angolari molto grandi, dove troviamo l effetto delle fluttuazioni primordiali

42 Le misure da terra e da pallone fra il 1990 e il 2001

43 Gli esperimenti di CMB da COBE a WMAP

44 Gli esperimenti di CMB da COBE a WMAP

45 Gli esperimenti di CMB da COBE a WMAP Più di 20 esperimenti da terra e da pallone, dal 1990 al 2000 hanno misurato lo spettro di potenza della CMB consentendo di estendere il range di multipoli fino a circa l = 1000 Nel 2000 l esperimento antartico da pallone a lunga durata Boomerang riesce a misurare in modo preciso il primo picco dello spettro di potenza e determinare per la prima volta il parametro Ω0, da cui si ha l evidenza che l universo è molto prossimo ad avere geometria euclidea

46 La missione spaziale WMAP (NASA)

47 Il satellite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Il satellite WMAP è stata la seconda missione spaziale dedicata alla misura delle anisotropie di CMB Comprendeva cinque canali a 23, 33, 41, 61 e 94 GHz per effettuare una separazione delle emissioni di sincrotrone e di free-free I ricevitori erano basati su un design differenziale a pseudo-correlazione raffreddati passivamente a 90 K Mediante due piani focali e due telescopi a doppio riflettore back-to-back (apertura circa 1.3 m) lo strumento rilevava differenze fra la temperatura in due punti del cielo alla distanza di circa 120 Il satellite ha effettuato le sue osservazioni dal punto L2 ruotando su sé stesso alla velocità di circa 0.5 rpm

48 Il satellite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP è stato lanciato il 30 giugno 2001 e ha terminato le sue operazioni il 19 agosto 2010 Nel corso dei nove anni di operazioni ha effettuato 5 release di dati La sua strategia di scansione del cielo consentiva di effettuare due coperture complete del cielo ogni anno L ottica di 1.3 m e i ricevitori dotati di amplificatori a basso rumore raffreddati a 90 K hanno consentito di ottenere una risoluzione di 13 e una sensibilita circa 25 volte migliore di COBE (16 µk su pixel di 0.5 )

49 Il satellite WMAP

50 Il satellite WMAP

51 Il satellite WMAP

52 Lo schema dei ricevitori differenziali di WMAP

53 Le mappe finali di WMAP (9 anni di dati) L ultima release di dati di WMAP (2010) coincide (quasi) temporalmente con la prima release di dati di Planck Le mappe nei cinque canali di frequenza coprono, come intervallo spettrale, le emissioni di foreground a bassa frequenza (sincrotrone e free-free) e consentono una caratterizzazione di massima delle emissioni da polveri Il minimo di emissione di foreground in intensità totale è attorno a 70 GHz

54 Lo spettro delle emissioni di foreground (intensità) Lo spettro dei foreground è stato ottenuto considerando due maschere: una che copre il 15% del cielo e l altra il 25% del cielo, per eliminare le zone di maggior contaminazione da parte del segnale galattico

55 WMAP le mappe della componente polarizzata Stokes Q Stokes U

56 WMAP le mappe della componente polarizzata WMAP è stato il primo esperimento a effettuare una misura della polarizzazione della CMB su tutto il cielo I limiti dati dalla sensibilità e dai foreground polarizzati non hanno consentito di effettuare una misura precisa dello spettro dei modi E ma solo della correlazione fra modi E e intensità totale (vedere slide successive)

57 Lo spettro di potenza di WMAP (temperatura)

58 Lo spettro di potenza di WMAP (correlazione TE)

59 Parametri cosmologici (fit a sei parametri del modello LCDM)

60 Parametri cosmologici derivati

61 La missione spaziale Planck (ESA)

62 Il satellite Planck Missione spaziale ESA Lancio: 14 maggio 2009 (Kourou, Guyana Francese) Termine operazioni: 23 ottobre 2013 Osservazioni dal punto Lagrangiano L2

63 Le mappe di Planck (intensità totale)

64 La caratterizzazione dei foreground Lo spettro dei foreground è stato ottenuto considerando due maschere: una che copre il 7% del cielo e l altra il 19% del cielo, per eliminare le zone di maggior contaminazione da parte del segnale galattico

65 La caratterizzazione dei foreground

66 La caratterizzazione dei foreground

67 Planck le mappe della componente polarizzata

68 Planck le mappe della componente polarizzata

69 Planck le mappe della componente polarizzata

70 Planck: lo spettro di potenza (temperatura) Planck ha consentito di misurare lo spettro di potenza fino a multipoli l > 2500, dove si entra nel regime di Silk damping Lo spettro è consistente con un modello LCDM a sette parametri, evidenziato dalla curva rossa Il pannello inferiore riporta le discrepanze dal modello standard. Si notano delle anomalie a grandi scale (l ~ 20) che sono tuttora oggetto di studio

71 Planck: lo spettro di potenza (componente polarizzata) Planck ha effettuato una misura senza precedenti dello spettro di potenza delle anisotropie di polarizzazione e della correlazione con l intensità totale fino a multipoli dell ordine di 2000

72 I parametri cosmologici di best-fit I risultati dei due esperimenti mostrano un accordo reciproco notevole a parte per alcuni parametri, per i quali esistono delle tensioni ancora oggetto di studio Uno di questi parametri è lo spessore ottico al tempo della reionizzazione, τ, che è fortemente dipendente dalle misure di polarizzazione sulle grandi scale angolari Il parametro τ è importante nel contesto degli studi sulla formazione delle prime stelle, i cui meccanismi sono ancora poco noti. In generale τ è direttamente correlato con il valore di z a cui è avvenuta la reionizzazione

73 Lo spessore ottico alla reionizzazione La possibilità di misurare lo spessore ottico alla reionizzazione è una possibilità molto recente, strettamente collegata alla capacità di effettuare misure precise di anisotropia della polarizzazione della CMB Le prime misure risalgono al 2003 e da allora le stime hanno indicato valori sempre minori Il motivo di questo trend va ricercato nelle incertezze di natura sistematica delle misure di polarizzazione, che con il tempo sono andate riducendosi

74 I modi B e il rapporto tensore / scalare Nel marzo 2014 il team dell esperimento BICEP2 (esperimento situato in Antartide) ha annunciato la misura di modi B di polarizzazione compatibili con un valore di r ~ 0.12 Successivamente un analisi congiunta con i dati di Planck ha mostrato che i modi B erano causati principalmente da contaminazione di polvere interstellare Il limite l analisi ha consentito di stabilire un limite superiore a r di 0.75 Oggi la misura di modi B per un eventuale detection di r è uno dei temi di maggior sviluppo sperimentale

75 Le incertezze sistematiche delle misure di Planck (70 GHz) Spettro CMB ett p S ro re o rum Le misure di spettro in temperatura sono dominate dal segnale e iniziano a essere dominate dal rumore statistico solo per valori di ℓ > 1000 > 1000 Gli effetti sistematici danno un contributo trascurabile a tutti i valori di multipolo per cui la misura è significativa Effetti sistem.

76 Le incertezze sistematiche delle misure di Planck (70 GHz) ttro e Sp re o rum ett p S r MB C o Le misure di spettro in polarizzazione temperatura sono dominate dal rumore per quasi tutti i valori di ℓ > 1000 > 20. Questo non impedisce la ricostruzione dello spettro se il rumore è puramente statistico, in quanto è possibile stimarlo mediante simulazioni Monte Carlo e rimuoverlo Gli effetti sistematici danno un contributo trascurabile per valori di ℓ > 1000 compresi fra 20 e Effetti sistem. Nel range di ℓ > 1000 compreso fra 10 e 20 gli effetti sistematici sono allo stesso livello del segnale. Questo è proprio l intervallo più critico per la misura di τ

77 Le incertezze sistematiche delle misure di Planck (70 GHz) re o rum ttro e Sp Spettro CMB (r = 0.1) Effetti sistem. Nel caso di misure di modi B l importanza delle incertezze sistematiche è ancora maggiore La figura mostra gli spettri del rumore e degli effetti sistematici rispetto a un segnale di modi B simulato per un valore del rapporto tensore scalare r = 0.1 Oggi si sa che il limite superiore per r è significativamente inferiore a 0.1 per cui il controllo delle incertezze sistematiche nei futuri esperimenti di polarizzazione di CMB sarà di fondamentale importanza

78 Conclusioni Le anisotropie della radiazione cosmica di fondo sono uno strumento che negli ultimi trent anni ha consentito di effettuare misure cosmologiche con precisioni inferiori al percento Tre missioni spaziali hanno permesso di misurare le anisotropie in temperatura con precisione limitata ormai solo dalle incertezze ineliminabili di natura statistica e astrofisica Queste misure sono compatibili con il cosiddetto modello cosmologico standard che implica la dominanza di materia e energia oscura e di geometria euclidea dell universo al tempo attuale La prossima frontiera nel campo delle misure della CMB è costituita dalle misure di polarizzazione, sia per conoscere le fasi dell universo in cui si sono formate le prime stelle che per rivelare i cosiddetti modi B che sarebbero la traccia della presenza di onde gravitazionali nell universo primordiale.