Un viaggio nel tempo di 13 miliardi di anni seduti sul divano – Ovvero la storia di un magico sterco di uccelli – terza parte

Nel 2006, il Premio Nobel per la fisica venne assegnato contemporaneamente a J. Mather e G. Smoot. Con la stessa contemporaneità a bordo di COBE mentre FIRAS (secondo articolo) misurava lo spettro di corpo nero del CMB (primo articolo), DMR (Differential Microwave Radiometer) misurava le anisotropie del fondo cosmico (link all’articolo sull’inflazione). George Smoot  fu appunto il Principal Investigator di DMR.

Mentre FIRAS ci ha mostrato che la radiazione di fondo del Big Bang segue sostanzialmente lo spettro di corpo nero, è stato dimostrato che l’isotropia di questo segnale, cioè il fatto che puntando un’antenna in una qualsiasi direzione del cielo registriamo ogni volta lo stesso segnale dal CMB, viene rotta quando si considerano variazioni per 1 parte su 100.000.

La mappa celeste del CMB (cioè una mappa che rappresenta quanto segnale si osserva in ogni direzione) sarebbe dunque praticamente omogenea fino a considerare piccolissime variazioni, appunto di 1 parte su 100.000. La figura 1 mostra come sarebbe questa mappa (cioè una foto della superficie di ultimo scattering del cosmo) senza le sue piccolissime fluttuazioni.

La superficie di ultimo scattering si presenta omogenea e isotropa fino ad un livello di 1 parte su 105 [per gentile concessione dell’autore]

Il primo strumento a misurare queste variazioni è stato appunto DMR.

Lo strumento in sé si presenta come meno complesso e rivoluzionario dello spettrometro di COBE, essendo la riproposizione aggiornata alla tecnologia anni ‘80 dell’idea originale di R. Dicke di ricevitore differenziale (anni 40-50), ma presenta lo stesso dei concetti che meritano di essere spiegati.

La principale causa del successo di DMR è infatti quella di essere costituito da una serie (6) di ricevitori differenziali, che in qualche modo analogamente al caso di FIRAS, hanno il pregio di trasformare una misura assoluta in una relativa.

Di primo acchito, per misurare una differenza di segnale proveniente da due zone del cielo differenti, verrebbe da pensare di misurare il livello di segnale da ognuna (misura assoluta) e, in un secondo momento, di calcolarne la differenza.

Schema a blocchi di DMR [credits LAMBDA]
Robert Dicke [credits National Academic Press]

Con un ricevitore differenziale, questa operazione viene invece eseguita a monte della rilevazione del segnale, misurando direttamente la sola differenza di segnale fra due zone di cielo senza misurare la singola componente originata da ogni direzione (misura relativa).

Nello specifico, DMR è costituito da ricevitori che osservano il cielo con una coppia di antenne identiche che puntano due direzioni separate di 60° fra loro. Un dispositivo di commutatore (switch), permette di commutare a una frequenza nota il segnale proveniente da una o dall’altra. La demodulazione del segnale, dopo una sua amplificazione, realizza una misura proporzionale alla differenza di segnale in ingresso alle 2 antenne. Il segnale in ingresso alle antenne infatti, viene “disturbato” dalla commutazione fra i due rami (modulazione) ed occorre rimuovere (“demodulazione”) questo “disturbo” per mezzo di un opportuno componente prima di rivelarlo.  

Foto del front-end (antenne e commutatore) del radiometro di DMR operante a 31 GHz

Il prezzo da pagare per questo accorgimento è un fattore 2 sulla sensibilità dello strumento, dato che statisticamente il sensore vedrà la radiazione da una singola antenna per metà del tempo rispetto al caso di un ricevitore assoluto che abbia segnale da una sola antenna. In cambio però, tutto quello che a livello strumentale (errore sistematico) può inficiare la misura nel tragitto del segnale (che è un campo elettrico) dal commutatore al detector, è in comune e quindi,  essendo il segnale in uscita una differenza, si elide intrinsecamente.

Dovendo misurare differenze molto piccole, di 1 parte su 100.000 di 3K (cioè 30𝜇K) che sono al limite della sensibilità offerta dalla tecnologia, si tratta di un fattore cruciale per la buona riuscita dell’esperimento. Per raggiungere la sensibilità richiesta, lo strumento ha misurato ciclicamente le stesse porzioni di cielo per 6 volte l’anno per 4 anni consecutivi. 

Un parallelo che può far comprendere meglio questo concetto, è il tempo di scatto di una macchina fotografica. Per aumentare la luce che investe il sensore, è necessario tenere l’otturatore aperto per più tempo. In questo modo, ad esempio, è possibile eseguire scatti in notturna. Nel caso di DMR, la radiazione che doveva misurare era (o meglio è ancora) così debole da richiedere di tenere il suo otturatore aperto per 2 anni.

La Figura numero 4, qui sotto, mostra la mappa derivata dalle osservazioni di DMR. Si tratta di una mappa del CMB a una risoluzione angolare di 7° (cioè dettagli aventi dimensione angolare inferiore a 7° non vengono risolti). I colori rappresentano una scala di temperature (potenza) del segnale, con le zone blu più fredde e le zone più calde in viola.

La massima differenza di temperatura sulla mappa è dell’ordine di 0.1 mK.

Mappa delle anisotropie del CMB, come misurata da da DMR dopo 2 anni

Resta ancora da chiarire perché tutti questi sforzi per misurare questi miserrimi peti cosmici vecchi di 13 miliardi di anni. La teoria afferma che queste fluttuazioni devono essere presenti perché sarebbero i semi delle grandi strutture che oggigiorno osserviamo nell’universo a noi prossimo (ammassi di galassie). Se DMR per primo e nessun altro strumento in seguito non avessero misurato queste fluttuazioni, non avremmo nessuna spiegazione per la formazione di queste strutture che oggi osserviamo nel nostro universo prossimo, e dovremmo mettere pesantemente mano alla teoria cosmologica del Big Bang.

Parafrasando Howard Stark, quando incitava il figlio Tony dicendogli “un giorno la tecnologia ti permetterà tutto questo”, DMR è figlio di una geniale idea anni ‘50 che però non ha potuto essere tecnologicamente matura per oltre 30 anni, quando ha fornito, dopo FIRAS, una seconda inequivocabile conferma delle teoria cosmologica del Big Bang. 

Sebastiano Spinelli

Bibliografia:

  • Martin Harwitt,  Astrophysical Concepts, Springer 2006;
  • Bruce Partridge, 3K – The cosmic microwave background radiation, Cambridge University Press 1995;
  • Legacy Archive for Microwave Background Data Analysis (LAMBDA, https://lambda.gsfc.nasa.gov/);
  • Wikipedia,pagina sulla radiazione cosmica di fondo  

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