Corso di Radioastronomia 2 - Aniello (Daniele) Mennella Davide Maino Dipartimento di Fisica - cosmo
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Corso di Radioastronomia 2
Aniello (Daniele) Mennella
Davide Maino
Dipartimento di Fisica
Quarta parte: emissioni di background
Parte 4 – Lezione 2
La radiazione cosmica di fondo
Parte 2
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Le anisotropie della radiazione
cosmica di fondo
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Da dove nascono le fluttuazioni della CMB? Durante l’espansione la distribuzione dell’energia nell’uni- verso non è perfettamente omogenea. Le anisotropie a larga scala sono legate alle flut- tuazioni quantistiche primordiali. Le anisotropie a piccola scala nascono dalle oscillazioni acustiche nel plasma prima del disaccoppiamento Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Da dove nascono le fluttuazioni della CMB? Fluttuazioni quantistiche Durante l’espansione la distribuzione dell’energia nell’uni- verso non è perfettamente omogenea. Le anisotropie a larga scala sono legate alle flut- tuazioni quantistiche primordiali. Le anisotropie a piccola scala nascono dalle oscillazioni acustiche nel plasma prima del disaccoppiamento Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Da dove nascono le fluttuazioni della CMB?
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Durante
l’espansione
la distribuzione
dell’energia nell’uni-
verso non è perfettamente
omogenea. Le anisotropie a
larga scala sono legate alle flut-
tuazioni quantistiche primordiali. Le
anisotropie a piccola scala nascono dalle
oscillazioni acustiche nel plasma prima del
disaccoppiamento
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
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 ∼ 380.000 anni è: 380.000 anni è:
● Le dimensioni dell’universo osservabile sono:
per cui l’orizzonte causale sottende un angolo
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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 Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Le anisotropie del fondo cosmico alle varie scale
Lo spettro di potenza è una rappresentazione statistica
delle anisotropie di temperatura nel cielo
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Grandi scale angolari (> 1°)
Lo Su scaledi>potenza
spettro 1° le anisotropie sono la
è una rappresentazione statistica
traccia di perturbazioni
delle anisotropie discalari nel nel cielo
temperatura
potenziale gravitazionale prima
dell'inflazione
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Scale angolari medie (< 1°, > 5’)
Le anisotropie su scale
Lo spettro
angolari fra 1° edi
5' potenza
traccianoè una rappresentazione statistica
delle
le perturbazioni di anisotropie
densità di temperatura nel cielo
causate da oscillazioni
acustiche nel plasma prima
del disaccoppiamento
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Piccole 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.
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La polarizzazione della CMB Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Possibili 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)
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Orientazione della polarizzazione per modi E e B Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
La separazione delle
componenti di foreground
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La 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) Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
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)
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La rimozione delle componenti di foreground
(2)
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La rimozione delle componenti di foreground
(3)
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018L’anisotropia di dipolo Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
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”
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Timeline dei pricipali esperimenti
di CMB
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
1964
Scoperta P&W
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
1964 1977
Scoperta P&W Prima rilevazione
del dipolo
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
1964 1977 1989
Scoperta P&W Prima rilevazione Lancio di COBE
del dipolo
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
1964 1977 1989 1992
Scoperta P&W Prima rilevazione Lancio di COBE La prima mappa
del dipolo della CMB
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
1992 - 2001
Misure da terra e da pallone
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
1992 - 2001 2001
Misure da terra e da pallone Lancio di
WMAP
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
1992 - 2001 2001 2002
Misure da terra e da pallone Lancio di prima
WMAP rilevazione della
polarizzazione
della CMB
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
2003
Prima release
di WMAP
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
2003 2009
Prima release Lancio di
di WMAP Planck
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura delle anisotropie di fondo cosmico: timeline
2003 2009 2016
Prima release Lancio di Seconda release
di WMAP Planck di Planck
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La missione spaziale COBE-
DMR (NASA)
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018The 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La misura del dipolo di COBE-DMR
Direzione del moto
rispetto al sistema di
riferimento della CMB
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Mappe 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Spettro 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Le misure da terra e da pallone
fra il 1990 e il 2001
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Gli esperimenti di CMB da COBE a WMAP Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Gli esperimenti di CMB da COBE a WMAP Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La missione spaziale WMAP
(NASA)
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Il 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Il 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°)
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Il satellite WMAP Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Il satellite WMAP Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Il satellite WMAP Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Lo schema dei ricevitori differenziali di WMAP Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Lo 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018WMAP – le mappe della componente polarizzata
Stokes Q Stokes U
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018WMAP – 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)
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Lo spettro di potenza di WMAP (temperatura) Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Lo spettro di potenza di WMAP (correlazione TE) Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Parametri cosmologici (fit a sei parametri del modello LCDM) Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Parametri cosmologici derivati Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
La missione spaziale Planck
(ESA)
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Il satellite Planck
Missione spaziale ESA
Lancio: 14 maggio 2009
(Kourou, Guyana Francese)
Termine operazioni: 23
ottobre 2013
Osservazioni dal punto
Lagrangiano L2
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Le mappe di Planck (intensità totale) Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018La caratterizzazione dei foreground Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
La caratterizzazione dei foreground Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Planck – le mappe della componente polarizzata Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Planck – le mappe della componente polarizzata Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
Planck – le mappe della componente polarizzata Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018
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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Planck: 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018I 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Lo 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018I 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Le incertezze sistematiche delle misure di Planck (70 GHz)
Le misure di spettro in temperatura sono
Spettro CMB dominate dal segnale e iniziano a essere
dominate dal rumore statistico solo per valori di
ore ℓ > 1000 > 1000
rum
ro Gli effetti sistematici danno un contributo
pett
S trascurabile a tutti i valori di multipolo per cui la
misura è significativa
Effetti sistem.
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Le incertezze sistematiche delle misure di Planck (70 GHz)
re Le misure di spettro in polarizzazione
o
rum temperatura sono dominate dal rumore per
ettro quasi tutti i valori di ℓ > 1000 > 20. Questo non
Sp CMB impedisce la ricostruzione dello spettro se il
r o
pett rumore è puramente statistico, in quanto è
S
possibile stimarlo mediante simulazioni Monte
Carlo e rimuoverlo
Gli effetti sistematici danno un contributo
trascurabile per valori di ℓ > 1000 compresi fra 20 e
1000.
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
Effetti sistem.
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Le incertezze sistematiche delle misure di Planck (70 GHz)
ore
rum
ettro Nel caso di misure di modi B l’importanza delle
Sp Spettro CMB
incertezze sistematiche è ancora maggiore
(r = 0.1)
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
Effetti sistem. 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
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Conclusioni
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.
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia II A.A. 2017-2018Puoi anche leggere
