Anisotropie di temperatura e polarizzazione, che rivelano informazioni sulle fluttuazioni di densità primordiali
Debole Radiazione dall'Universo Primordiale
Poco dopo il Big Bang, l'Universo era un plasma caldo e denso di protoni, elettroni e fotoni, in continua interazione. Con l'espansione e il raffreddamento dell'Universo, circa 380.000 anni dopo il Big Bang, si raggiunse un momento in cui protoni ed elettroni poterono combinarsi per formare idrogeno neutro – questo è la ricombinazione. Ciò ridusse drasticamente la probabilità di diffusione dei fotoni. Da allora questi fotoni iniziarono a propagarsi liberamente, formando la radiazione cosmica di fondo a microonde (CMB).
Penzias e Wilson l'hanno scoperta nel 1965 come una radiazione quasi uniforme di ~2,7 K, diventata una delle conferme più solide del modello del Big Bang. Col tempo, strumenti sempre più sensibili hanno rivelato piccolissime anisotropie (variazioni di temperatura dell'ordine di una parte su 105), così come schemi di polarizzazione. Queste sottigliezze segnano le impronte delle fluttuazioni di densità dell'Universo primordiale – i semi da cui in seguito sono nate galassie e ammassi. Pertanto, la struttura dettagliata della CMB contiene informazioni inestimabili sulla geometria cosmica, la materia oscura, l'energia oscura e la fisica del plasma primordiale.
2. Formazione del SAP: Ricombinazione e Disaccoppiamento
2.1 Fluido di Fotoni e Barioni
Fino a circa 380 mila anni dopo il Big Bang (redshift z ≈ 1100) la materia esisteva principalmente sotto forma di plasma di elettroni liberi, protoni, nuclei di elio e fotoni. I fotoni interagivano fortemente con gli elettroni (scattering Thomson). Questo accoppiamento fluido fotone-barione ha fatto sì che la pressione del fotone contrastasse parzialmente la compressione gravitazionale, generando onde acustiche (oscillazioni acustiche barioniche).
2.2 Ricombinazione e Ultimo Scattering
Quando la temperatura scese a circa 3000 K, gli elettroni cominciarono a combinarsi con i protoni formando l'idrogeno neutro – un processo chiamato ricombinazione. I fotoni allora si disperdevano molto meno frequentemente, "si disaccoppiarono" dalla materia e poterono propagarsi liberamente. Questo momento è definito superficie dell'ultimo scattering (LSS). I fotoni emessi allora sono ora rilevati come SAP, ma dopo circa 13,8 miliardi di anni di espansione cosmica la loro frequenza è stata spostata nel range delle microonde.
2.3 Spettro del Corpo Nero
Il spettro quasi ideale del corpo nero del SAP (misurato con precisione da COBE/FIRAS negli anni '90), con temperatura T ≈ 2,7255 ± 0,0006 K, è un indicatore importante dell'origine del Big Bang. Le deviazioni molto piccole dalla curva di Planck pura indicano che l'Universo primordiale era termicamente molto equilibrato e che dopo la separazione non ci furono significative "iniezioni" di energia.
3. Anisotropie di Temperatura: Mappa delle Fluttuazioni Primarie
3.1 Da COBE a WMAP e Planck: Risoluzione in Crescita
- COBE (1989–1993) ha scoperto anisotropie a livello ΔT/T ∼ 10-5, confermando le irregolarità di temperatura.
- WMAP (2001–2009) ha affinato le misure fino a una risoluzione di ~13 minuti d'arco e ha rivelato la struttura dei picchi acustici nello spettro angolare di potenza.
- Planck (2009–2013) ha raggiunto una risoluzione ancora migliore (~5 minuti d'arco) e osservazioni in più canali di frequenza, garantendo una qualità senza precedenti. Ha misurato le anisotropie del SAP fino a multipoli elevati (ℓ > 2000) e ha vincolato con grande precisione i parametri cosmologici.
3.2 Spettro Angolare di Potenza e Picchi Acustici
Spettro angolare di potenza, Cℓ, indica la varianza delle anisotropie in funzione del multipolo ℓ. ℓ è correlato alla scala angolare θ ∼ 180° / ℓ. I picchi acustici appaiono a causa delle oscillazioni acustiche nel fluido fotone-barione menzionate in precedenza:
- Primo picco (ℓ ≈ 220): Associato al modo acustico fondamentale. La sua scala angolare indica la geometria (curvatura) dell'Universo. Il picco a ℓ ≈ 220 indica fortemente una piattezza vicina (Ωtot ≈ 1).
- Altri picchi: Informazioni sulla quantità di barioni (aumenta i picchi dispari), sulla densità della materia oscura (influenza le fasi delle oscillazioni) e sulla velocità di espansione.
I dati Planck, coprendo diversi picchi fino a ℓ ∼ 2500, sono diventati lo “standard d'oro” per la determinazione dei parametri cosmici con precisione percentuale.
3.3 Spettro Quasi Invariante di Scala e Indice Spettrale
L'inflazione predice uno spettro di potenza delle fluttuazioni primordiali quasi invariante di scala, descritto tipicamente dall'indice spettrale scalare ns. Le osservazioni indicano ns ≈ 0,965, leggermente inferiore a 1, coerente con lo scenario inflazionario a slow-roll. Ciò supporta con sicurezza l'origine inflazionaria di queste perturbazioni di densità.
4. Polarizzazione: Modi E, Modi B e Reionizzazione
4.1 Diffusione Thomson e Polarizzazione Lineare
Quando i fotoni si diffondono sugli elettroni (specialmente vicino alla ricombinazione), qualsiasi asimmetria quadrupolare del campo di radiazione in quel punto di diffusione genera una polarizzazione lineare. Questa polarizzazione si scompone in modi E (a gradiente) e modi B (a vortice). I modi E derivano principalmente da perturbazioni scalari (di densità), mentre i modi B possono essere generati dal lensing gravitazionale dei modi E o da modi tensore primari (onde gravitazionali) prodotti durante l'inflazione.
4.2 Misure della Polarizzazione dei Modi E
WMAP ha per primo rilevato chiaramente la polarizzazione dei modi E, e Planck ha migliorato queste misure, permettendo una migliore stima della profondità ottica della reionizzazione (τ) e precisando quando le prime stelle e galassie hanno reionizzato l'Universo. I modi E sono anche correlati alle anisotropie di temperatura, consentendo una determinazione più precisa dei parametri e riducendo le incertezze sulla densità della materia e sulla geometria cosmica.
4.3 Speranze di Rilevare i Modi B
Modi B, generati dal lensing, sono già stati rilevati (a scale angolari più piccole), in accordo con le previsioni teoriche su come la struttura su larga scala distorca i modi E. Nel frattempo, i modi B primari (dalle onde gravitazionali primordiali) su larga scala non sono ancora emersi. Numerosi esperimenti (BICEP2, Keck Array, SPT, POLARBEAR) hanno posto limiti superiori su r (rapporto tensore-scalare). Se mai fossero rilevati modi B primari di entità significativa, ciò costituirebbe una prova solida delle onde gravitazionali inflazionarie (e della fisica a livello GUT). Le ricerche continuano con strumenti futuri (LiteBIRD, CMB-S4).
5. Parametri Cosmologici dal CMB
5.1 Modello ΛCDM
Il modello ΛCDM a sei parametri minimo è solitamente applicato ai dati CMB:
- Densità barionica fisica: Ωb h²
- Densità fisica della materia oscura fredda: Ωc h²
- Dimensione angolare dell'orizzonte acustico al momento della ricombinazione: θ* ≈ 100
- Profondità ottica della reionizzazione: τ
- Ampiezza delle perturbazioni scalari: As
- Indice spettrale scalare: ns
Secondo i dati Planck, Ωb h² ≈ 0,0224, Ωc h² ≈ 0,120, ns ≈ 0,965, As ≈ 2,1 × 10-9. Complessivamente i dati CMB indicano con forza una geometria piatta (Ωtot=1±0,001) e uno spettro di potenza quasi invariante di scala, coerente con la teoria dell'inflazione.
5.2 Ulteriori Vincoli
- Massa dei neutrini: Dal lensing CMB si riesce a limitare un po' la somma totale delle masse dei neutrini (limite attuale ~0,12–0,2 eV).
- Numero efficace di specie di neutrini (Neff): sensibile alla quantità di radiazione. Il valore osservato Neff ≈ 3,0–3,3.
- Energia oscura: Nell'epoca ad alto redshift (precoce) il CMB riflette principalmente la dominanza di materia e radiazione, quindi i limiti diretti sull'energia oscura richiedono la combinazione con dati BAO, supernovae o lensing.
6. Soluzioni ai Problemi dell'Orizzonte e della Piattezza
6.1 Problema dell'Orizzonte
Senza l'inflazione precoce, regioni distanti del CMB (~180° di distanza) non avrebbero potuto comunicare causalmente, ma hanno temperature quasi identiche (differiscono di 1 su 100000). L'omogeneità del CMB rivela il problema dell'orizzonte. Durante l'inflazione, una rapida espansione esponenziale lo risolve, aumentando significativamente la regione inizialmente in contatto causale e estendendola oltre l'orizzonte attuale.
6.2 Problema della Piattezza
Le osservazioni del CMB indicano che la geometria dell'Universo è molto vicina alla piattezza (Ωtot ≈ 1). Nel Big Bang non inflazionario standard, anche piccole deviazioni da Ω=1 si amplificherebbero nel tempo – l'Universo diventerebbe dominato dalla curvatura o collasserebbe. L'inflazione, espandendo lo spazio (es. 60 e-fold), effettivamente “appiattisce” la curvatura, spingendo Ω→1. Il primo picco acustico a ℓ ≈ 220 conferma perfettamente questo scenario quasi piatto.
7. Tensioni Attuali e Questioni Aperte
7.1 Costante di Hubble
Sebbene il modello ΛCDM basato sul CMB dia H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc, le misurazioni locali delle “scale di distanza” mostrano valori più alti (~73–75). Questa “tensione di Hubble” potrebbe indicare errori sistematici non rilevati o nuova fisica oltre il ΛCDM standard (es. energia oscura precoce, particelle relativistiche aggiuntive). Al momento non esiste una soluzione condivisa, quindi il dibattito continua.
7.2 Anomalie su Larghe Scale
Alcune anomalie nelle mappe CMB su larga scala, come la “macchia fredda” (cold spot), il basso quadrupolo o una piccola disposizione dipolare, potrebbero essere deviazioni statistiche casuali o indizi di topologie cosmiche sottili e nuova fisica. I dati di Planck non mostrano prove chiare di grandi anomalie, ma quest'area è ancora in fase di studio.
7.3 B-mode Mancanti dall'Inflazione
In assenza di una rilevazione su larga scala dei B-mode, disponiamo solo di limiti superiori alle ampiezze delle onde gravitazionali inflazionarie, che limitano la scala energetica dell'inflazione. Se la traccia dei B-mode non sarà rilevata ben al di sotto degli attuali limiti, alcuni modelli di inflazione su larga scala diventeranno poco probabili, forse indicando una fisica dell'inflazione a energia più bassa o alternativa.
8. Progetti Futuri del CMB
8.1 Esperimenti Terrestri: CMB-S4, Simons Observatory
CMB-S4 – indica la generazione di esperimenti terrestri (prevista per il terzo-quarto decennio di questo secolo), il cui obiettivo è rilevare con certezza o limitare rigorosamente i B-mode primari. Simons Observatory (in Cile) misurerà la temperatura e la polarizzazione a diverse frequenze, permettendo di separare con precisione i disturbi del primo piano.
8.2 Progetti Satellitari: LiteBIRD
LiteBIRD (JAXA giapponese) – missione spaziale proposta per misurazioni di polarizzazione su larga scala, capace di determinare (o limitare) il rapporto tensore-scalar r fino a ~10-3. Se riuscisse, mostrerebbe onde gravitazionali inflazionarie o imporrebbe forti vincoli ai modelli di inflazione che prevedono valori maggiori di r.
8.3 Interazione con Altri Metodi di Misura
L'analisi combinata di lensing CMB, distribuzione delle masse delle galassie, BAO, supernovae e dati a 21 cm permetterà di stimare con maggiore precisione la storia dell'espansione cosmica, le masse dei neutrini, verificare le leggi della gravità e forse scoprire nuovi fenomeni. Questa sinergia garantisce che il CMB rimanga un dataset fondamentale, ma non l'unico, per rispondere alle domande essenziali sulla struttura e l'evoluzione dell'Universo.
9. Conclusione
La radiazione cosmica di fondo a microonde è una delle più straordinarie “fossili” dell'Universo primordiale. Le sue anisotropie di temperatura, dell'ordine di alcune decine di µK, conservano le impronte delle fluttuazioni di densità primordiali – che in seguito sono cresciute fino a formare galassie e ammassi. Nel frattempo, i dati sulla polarizzazione mostrano con maggiore precisione le caratteristiche della reionizzazione, i picchi acustici e aprono la possibilità di osservare le onde gravitazionali primordiali dall'inflazione.
Da COBE, WMAP fino alle osservazioni Planck la nostra risoluzione e sensibilità sono cresciute notevolmente, culminando in un modello ΛCDM raffinato con precisione. Tuttavia permangono incertezze – per esempio la tensione di Hubble o i modi B inflazionari finora non rilevati – che indicano che potrebbero celarsi risposte più profonde o nuova fisica. Esperimenti futuri e le più recenti combinazioni di dati con survey di strutture su larga scala promettono nuove scoperte – forse confermando il mosaico dettagliato dell'inflazione o rivelando svolte inaspettate. Attraverso la struttura dettagliata del CMB osserviamo i primissimi momenti dell'evoluzione cosmica – dalle fluttuazioni quantistiche alle energie di Planck fino alle maestose galassie e reti di ammassi osservate dopo miliardi di anni.
Letteratura e Letture Supplementari
- Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “Una misurazione della temperatura eccessiva dell'antenna a 4080 Mc/s.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421.
- Smoot, G. F., et al. (1992). “Struttura nelle mappe del primo anno del radiometro differenziale a microonde COBE.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5.
- Bennett, C. L., et al. (2013). “Nove anni di osservazioni Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): mappe finali e risultati.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20.
- Planck Collaboration (2018). “Risultati Planck 2018. VI. Parametri cosmologici.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Kamionkowski, M., & Kovetz, E. D. (2016). “La ricerca dei modi B dalle onde gravitazionali inflazionarie.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 54, 227–269.