Imaging the Embryonic Universe – Roma, 23.11.2006 Forum (inglese)

Italia - USA

Paolo de Bernardis e Andrew Lange

Premio Balzan 2006 per l'astronomia e l'astrofisica osservative

Per i loro contributi alla cosmologia, specialmente con l’esperimento BOOMERanG su pallone stratosferico antartico.

Negli ultimi 15 anni abbiamo avuto la fortuna di lavorare insieme, e con un notevole gruppo di studenti, postdottorandi, colleghi e mentori, al tentativo di rispondere ad alcuni dei quesiti più antichi dell’umanità. Come è iniziato l’Universo? Di che cosa è fatto? Qual è il suo destino ultimo? Si è trattato di un’avventura esaltante, sia a livello intellettuale che, e non raramente, fisico ed emozionale. La nostra storia ha tre inizi e, per il momento, non ancora una fine.

            Primo Inizio: il Big Bang

            L’Universo ebbe inizio 14 miliardi di anni fa con una violenta esplosione che i cosmologi chiamano, ironicamente, il “big bang”. Tre pilastri di prove supportano questo punto di vista: la continua espansione dell’Universo; la relativa abbondanza di elementi leggeri, sintetizzati dalla fusione nucleare durante i primissimi minuti; e, ancor più drammaticamente e direttamente, il bagliore residuo dalla palla di fuoco primordiale, visibile oggi come flusso di radiazioni a microonde quasi perfettamente uniforme, che riempie interamente lo spazio. E’ a questa radiazione di fondo a microonde (Cosmic Microwave Background, o CMB) che abbiamo dedicato la nostra carriera di studiosi, ed essa ha svolto un ruolo fondamentale nelle scoperte cosmologiche dell’ultima decade.

            Il parallelo più prossimo, tra il resoconto biblico e la nostra comprensione scientifica moderna, è la frase: “e luce fu”. Alle temperature estremamente elevate del big bang, materia e antimateria si produssero spontaneamente in grande abbondanza. Mentre l’Universo si espandeva, tuttavia, si raffreddava rapidamente. Nel giro di alcuni secondi, materia e antimateria si annientarono per produrre fotoni a raggi gamma. Un minuto dopo il big bang, virtualmente tutta l’energia dell’Universo era sotto forma di questa luce intensa. L’unica materia che restava era un piccolo residuo – circa un nucleone per ogni miliardo di fotoni – prodotto da un’asimmetria altrettanto minuscola nella produzione iniziale di materia rispetto all’antimateria. Questo rapporto rimane invariato ancora oggi. Il piccolo residuo di materia è ciò di cui siamo fatti noi e le stelle. Per ogni nucleone presente oggi nell’Universo, ci sono circa un miliardo di fotoni CMB che fluttuano nello spazio. Sorprendentemente, anche se questi fotoni hanno progressivamente perso energia, con l’espansione dell’Universo, la loro densità energetica è molto superiore alla densità energetica di tutta l’altra luce, emessa dalle stelle dell’Universo. Sono vecchi e freddi (attualmente 2.7 Kelvin), ma vincono ancora per mera quantità.

            Per i primi 380.000 anni dopo il big bang è cambiato poco, oltre alla continua espansione e al raffreddamento. L’Universo, durante questa fase embrionale, è semplice: un plasma opaco e quasi perfettamente omogeneo di materia leggera e ionizzata. Le dinamiche possono essere calcolate facilmente. Le regioni in contatto causale, o “all’interno dell’orizzonte causale”, con una densità di materia leggermente più elevata iniziano a collassare a livello gravitazionale, ma “rimbalzano” a causa della pressione dei fotoni che sono trascinati con la materia ionizzata. Nessuna struttura può crescere finché la materia rimane ionizzata. Onde acustiche di fluttuazioni di densità corrono così attraverso l’Universo, creando una serie armonica di scale spaziali caratteristiche, correlate alla dimensione dell’orizzonte causale, che evolve in funzione del tempo.

            Dopo 380.000 anni il plasma si raffredda a ~ 3000 K, generando un drastico cambiamento. L’energia dei fotoni è ora abbastanza debole affinché i nucleoni e gli elettroni si possano combinare per formare gli atomi. La nebbia si dirada. Ciò che era plasma opaco diventa idrogeno ed elio perfettamente trasparenti, con un ammontare di tracce di altri elementi leggeri formatisi nei primi minuti. Con una buona approssimazione, i fotoni smettono di interagire con la materia. Vagando liberamente nello spazio e seguendo la geodesia che, come ci ha insegnato Einstein, definisce la curvatura dell’Universo, continuano a perdere energia in proporzione all’espansione dell’Universo, fino a che – circa 14 miliardi di anni più tardi – una piccola frazione di essi viene catturata dai nostri telescopi.

            Se guardiamo verso il cielo con un microscopio a microonde debitamente progettato, abbiamo la possibilità di vedere un’immagine dell’Universo allo stato embrionale. Il termine “embrionale” è appropriato da vari punti di vista. Prima di tutto, se poniamo un’analogia tra l’età dell’Universo e l’età di un uomo adulto, e poi immaginiamo l’Universo a 380.000 anni, ciò equivale a paragonarlo un essere umano poco dopo il concepimento. Come succede per l’embrione umano, in questa fase le immagini dell’Universo che otterremo non assomiglieranno per niente alla forma adulta; i primi atomi si sono appena formati e ci sono solo delle piccolissime tracce di fluttuazioni di densità che successivamente cresceranno per diventare sciami, galassie, stelle e pianeti. Quindi, proprio come il biologo oggi riesce a decodificare il DNA di una cellula embrionale, e a capire che cosa diventerà col tempo, allo stesso modo il cosmologo può studiare le informazioni contenute nel sostrato CMB e, comparandole con la forma “adulta” dell’Universo che vediamo oggi, può comprendere la geometria dell’Universo, il suo contenuto e le leggi che governano la sua crescita da embrione ad adulto.

            Secondo Inizio: Scoperta e Caratterizzazione del CMB

            Il CMB non è poco percettibile – su lunghezze d’onda di diversi millimetri copre addirittura l’emissione della nostra galassia. Eppure è rimasto inosservato dai radio-astronomi per molti anni, proprio perché è così uniforme. Solo nel 1963 Arno Penzias e Robert Wilson, nel bel mezzo di un’attenta e accurata calibrazione di un’antenna di comunicazione dei Bell Laboratories, scoprirono che tutto il cielo ardeva di microonde con una luminosità che corrispondeva a una temperatura di circa 3 K. Questa scoperta, grazie alla quale Penzias e Wilson ricevettero nel 1978 il Premio Nobel per la fisica, ha elevato immediatamente il paradigma del big bang da uno dei tanti al nuovo modello standard cosmologico. Esso ha inoltre stimolato gli sforzi sperimentali in tutto il mondo per dare una forma a questo relitto appena ritrovato del big bang.

            Per i primi 29 anni, questi sforzi furono fonte sia di frustrazione che di meraviglia. Le prime proiezioni dell’ampiezza delle differenze di temperatura osservabili da una parte del cielo all’altra risultarono errate quando i fisici mapparono il cielo con strumenti sempre più sofisticati e posero limiti sempre più precisi a ogni deviazione dall’uniformità perfetta. Nel 1990, malgrado dozzine di esperimenti che utilizzavano una varietà di ricevitori altamente specializzati e all’avanguardia, dispiegati sulle vette delle montagne, portati in aria su telescopi montati su palloni aerostatici e collocati persino al Polo Sud, non c’era ancora nessuna prova della struttura, su nessuna scala angolare.

            L’estrema uniformità del CMB poneva un problema fondamentale. Nel paradigma originale del big bang non c’era nessun modo di spiegare perché la temperatura dovesse essere perfettamente uniforme. Le regioni separate da più di una manciata di gradi non sarebbero mai state in contatto causale l’una con l’altra, e quindi non avrebbero avuto modo di equilibrarsi sulla stessa temperatura. Nel 1980, motivato da questo e da altri problemi, Alan Guth propose una nuova e sorprendente revisione del big bang, chiamata “inflazione”. In poche parole, Guth argomentò che l’intero Universo osservabile ebbe origine da un volume più piccolo del nucleo di un atomo. Prima dell’inflazione, le dimensioni minuscole permisero all’Universo di equilibrarsi rapidamente alla stessa temperatura. Poi, attraverso alcune combinazioni fisiche ad energia molto alta, l’Universo “si gonfiò”, espandendosi in maniera esplosiva a una velocità superiore a quella della luce, e passò da una dimensione atomica a una macroscopica. Questo processo ebbe luogo in una minima frazione di secondo e poi si esaurì, permettendo all’Universo di continuare a espandersi e raffreddarsi a un tasso molto più modesto.

            Benché si trattasse solo di un’idea, per quanto brillante, essa spiegava chiaramente l’isotropia del CMB e risolveva altri problemi del big bang convenzionale. Con importanti contributi di Slava Mukhanov, Andrei Linde, Paul Steinhardt e molti altri, l’“inflazione” divenne il paradigma cosmologico standard, anche se si basava su processi fisici straordinari e poco compresi, che hanno luogo con energie ben oltre quelle reali provate nei laboratori terrestri. Diventò quindi urgente trovare un modo per testare il paradigma dell’inflazione. Il CMB avrebbe successivamente fornito questo test.

            La nostra comprensione del CMB compì un notevole passo avanti nei primi anni ‘90 con i primi risultati del Cosmic Background Explorer (COBE) della NASA. COBE portava due esperimenti sulla radiazione di fondo. Un team guidato da John Mather utilizzò un nuovissimo spettrometro per cercare deviazioni dallo spettro perfetto del “corpo nero”, che il CMB avrebbe avuto se, in effetti, fosse rimasto incontaminato da interazioni con la materia nel corso del suo lungo viaggio. George Smoot guidò un team che utilizzava i radiometri a microonde per cercare ogni piccola traccia di struttura spaziale nel CMB su una scala angolare da 7 a 90 gradi. Entrambi i risultati furono spettacolari. Il team di Mather dimostrò nel 1990 che lo spettro era esattamente lo stesso del corpo nero delineato per primo da Planck circa un secolo fa, con una precisione mai vista prima di allora. Nel 1992, il team di Smooth annunciò le prime tracce di struttura, al livello di ~ 10 parti per milione e con una distribuzione angolare consistente con le aspettative della teoria dell’inflazione. Era nata una nuova fase della ricerca sul CMB. Per questi risultati, Mather e Smooth sono stati insigniti nel 2006 del Premio Nobel per la fisica, proprio un mese fa.

            L’impatto dei risultati del COBE fu enorme. Sebbene alcuni gruppi di scienziati in tutto il mondo, compreso ognuno di noi, avesse capito l’enorme potenziale del CMB da un po’ di tempo e stesse già facendo progressi nello sviluppo della strumentazione, i risultati del COBE convinsero una frazione maggiore della comunità di fisici che queste misurazioni erano sia importanti che meritevoli di investimenti. I fondi per i nuovi esperimenti arrivarono più facilmente e gli esperimenti attrassero i migliori studenti.

            I teorici elaborarono previsioni dettagliate furono fatte sulla natura delle anisotropie che sarebbero state poi rivelate da esperimenti con una maggiore risoluzione angolare rispetto al COBE. Un’analisi intuitiva e i progressi della velocità dei computer si combinarono per permettere di fare delle simulazioni dettagliate su come la forma dettagliata delle fluttuazioni di temperatura dipendeva dalla geometria, dal contenuto e dalle dinamiche dell’Universo. Fu sviluppata una metodologia che permise di determinare i parametri cosmologici basilari dallo “spettro di forza” delle fluttuazioni delle temperature – l’ampiezza delle fluttuazioni della temperatura come funzione della scala angolare.

            Come risultato di questi progressi, fu ben chiaro che il CMB avrebbe fornito un test efficace del paradigma dell’inflazione. L’inflazione prevedeva (i) che le fluttuazioni iniziali della densità avessero ampiezze uguali su tutta la scala di lunghezza, (ii) che le fluttuazioni fossero adiabatiche e (iii) che la geometria dell’universo fosse esattamente piatta. Ognuno di questi punti si manifestò come una caratteristica specifica all’interno dello spettro delle fluttuazioni delle temperature. I risultati del COBE erano coerenti con il punto (i) ma non lo provavano in maniera inconfutabile, e non provavano i punti (ii) e (iii). Per inserire l’inflazione nei test bisognava risolvere le caratteristiche della scala angolare delle fluttuazioni che, se l’inflazione era corretta, sarebbero state di circa un grado.

            Terzo inizio: Mentori e la Nascita di BOOMERanG

            Anche prima dei risultati del COBE, era chiaro che avremmo avuto bisogno di nuove tecnologie, se volevamo rappresentare la struttura del CMB con ad alta fedeltà. I risultati del COBE ne fornirono un’ulteriore riprova: ci vollero anni di integrazione in orbita per trovare deboli tracce di una struttura che rimaneva indefinita e scarsamente distinguibile dal rumore.

            Durante gli anni ‘80, i gruppi guidati da Paul Richards a Berkeley e Francesco Melchiorri in Italia iniziarono ad applicare una nuova tecnica alle misurazioni anisotropiche. A differenza degli amplificatori di microonde utilizzati tradizionalmente dai radio-astronomi e utilizzati dal COBE, essi utilizzarono un approccio – la rilevazione bolometrica diretta – che a prima vista sembrava rudimentale. “Bolometro” è un termine generale applicato a ogni metodo di rilevazione che misura l’aumento di temperatura quando l’energia che deve essere rilevata viene assorbita. Applicato alle misurazioni del CMB, una superficie progettata per assorbire microonde viene messa nel piano focale del telescopio e connessa a un termometro molto sensibile.

            Se il bolometro viene raffreddato a temperature ben al di sotto della temperatura del CMB – di solito qualche decimo di grado sopra zero – lo strumento può essere reso talmente sensibile da diventare un rilevatore ideale, limitato solo dalle fluttuazioni statistiche intrinseche al segnale in entrata. Il problema è che il bolometro è un rilevatore indiscriminato di ogni cosa. I primi tentativi per utilizzare questi strumenti erano spesso frustranti in quanto le risposte erano dei segnali spuri. Il bolometro prometteva molto, ma aveva bisogno di essere domato per rivelarsi utile.

            Nel 1980, Lange stava completando la sua prima tesi a Princeton con David Wilkinson, uno dei grandi pionieri della ricerca sul CMB. Wilkinson vide subito l’impatto potenziale che i bolometri avrebbero potuto avere sul campo. Su suo consiglio, Lange andò a Berkeley per lavorare con Paul Richards che si era dedicato a lungo alla tecnologia bolometrica in molti campi della fisica, e più recentemente alle misurazioni dello spettro del CMB con i suoi studenti John Mather e David Woody. Lavorando prima nel laboratorio di Richards e poi nel proprio, una volta entrato alla facoltà di Berkeley nel 1987, Lange iniziò a lavorare all’adattamento dei rilevatori bolometrici alle osservazioni del CMB. Nel corso di un decennio, oltre a migliorare la sensibilità intrinseca dei rilevatori al punto che diventarono virtualmente dei rilevatori ideali, lui e i suoi studenti svilupparono alcune tecniche per eliminare il rumore a bassa frequenza, per ridurre la sensibilità delle interferenze spurie microfoniche ed elettromagnetiche, per ridurre la risposta ai raggi cosmici e per accoppiare in modo ottimale il bolometro all’ottica dei telescopi, nonché tecniche criogeniche per raffreddare più comodamente i rilevatori a temperature sub-Kelvin. Queste innovazioni trovarono applicazione in una vasta gamma di esperimenti sul CMB, il più famoso dei quali è MAX, un telescopio portato da un pallone aerostatico che si rivolgeva alla scale angolari di 1 grado, dove si pensava che il segnale da rilevare sarebbe stato più ampio. Il telescopio MAX, una collaborazione tra i gruppi guidati da Lange e Richards a Berkeley e Phil Lubin a Santa Barbara, fu lanciato sul deserto degli Stati Uniti 5 volte tra il 1989 e il 1994 e trovò ripetutamente prove per le fluttuazioni di temperatura sulla scala di 1 grado sulla quale era stato sintonizzato. [Meinhol et al. 1993, Gundersen et al. 1993, Devlin et al. 1994, Clapp et al. 1994, Tanaka et al. 1996].

            Nel 1981, de Bernardis stava lavorando alla sua tesi di laurea nel gruppo di Francesco Melchiorri, un altro pioniere della ricerca sul CMB. Melchiorri utilizzò dei palloni aerostatici stratosferici per realizzare gli esperimenti bolometrici sull’anisotropia del CMB e per misurare l’anisotropia del CMB a larga scala e a scala intermedia. Facendo fronte alla sfida di misurare le fluttuazioni del rumore fotonico nel CMB, de Bernardis fu introdotto all’utilizzo dei bolometri criogenici e delle tecniche sperimentali ad essi correlate. Ottenne una posto come ricercatore all’Università La Sapienza nel 1984 e iniziò a sviluppare un telescopio reale multibanda per evincere dati ad alta risoluzione sul CMB. Comparò le differenti tecniche di misurazione con gli strumenti utilizzati in Antartide [Dall’Oglio e de Bernardis, 1988] e sui carichi dei palloni aerostatici. Infine, organizzò una collaborazione di marca italiana con il gruppo criogenico di Franco Scaramuzzi a Frascati e il gruppo con i sistemi di controllo dell’assetto di Andrea Boscaleri a Firenze. Con il gruppo de La Sapienza, responsabile di telescopi, rilevatori, elettronica, calibrazione e analisi dei dati, costruì un telescopio di 1,2 m installato su un pallone aerostatico, ARGO, che fu lanciato per la prima volta nel 1988 [de Bernardis et al. 1990]. ARGO rilevò l’anisotropia sui gradi di scala del CMB nel suo lancio del 1993 [de Bernardis et al. 1994] e stabilì limiti importanti a livello della contaminazione galattica nelle misurazioni del CMB a onde mm [Masi et al. 1996].

            La Nascita di BOOMERanG

            Nel 1991, Richards passò parte del suo anno sabbatico nel laboratorio di Melchiorri a Roma. La NASA aveva recentemente dimostrato la capacità di mantenere in volo il carico installato su un pallone aerostatico per oltre 10 giorni lanciandolo dal confine dell’Antartico nel picco dell’estate australe, quando i venti ad alta quota trasportano il carico attorno al Polo Sud a una latitudine più o meno costante. Melchiorri comunicò a Richards che in Italia un esperimento di tale genere sarebbe potuto essere finanziato dall’Agenzia Italiana per l’Antartico e suggerì che i due gruppi – entrambi con una lunga esperienza di esperimenti bolometrici tramite palloni aerostatici – collaborassero allo sviluppo di un telescopio da lanciare sull’Antartico.

            Sebbene le attrattive di un volo sull’Antartico fossero ovvie – tempi di volo misurati in settimane piuttosto che ore – le sfide erano scoraggianti, anche se paragonate con un normalissimo volo di pallone aerostatico. Il carico avrebbe dovuto viaggiare per migliaia di miglia dal luogo di lancio e avrebbe quindi avuto bisogno di funzionare in completa autonomia. Il telescopio doveva puntare in maniera affidabile alle regioni target in ogni momento per evitare surriscaldamenti catastrofici degli strumenti ottici se esposti al sole sempre presente. Tutti i dati dovevano essere immagazzinati a bordo e recuperati fisicamente alla fine del volo. I sistemi computerizzati dovevano amministrare in modo affidabile per settimane l’elevato flusso di raggi cosmici sul Polo Nord. Il sistema criogenico doveva essere abbastanza largo da mantenere freddi i rilevatori per settimane e, allo stesso tempo, abbastanza leggero da poter essere trasportato dal pallone aerostatico.

            Lange e de Bernardis si incontrarono nel 1992 e progettarono un sistema adatto alle sfide poste da quell’ambiente ma che era altamente fuori dal comune per quanto riguarda un aspetto specifico. Affidandosi ai passi avanti nella stabilità dei rilevatori che Lange aveva fatto a Berkeley, il nuovo esperimento poteva fare a meno della modulazione rapida in cielo che era stata un principio di progettazione basilare in tutti gli esperimenti passati sul CMB. Ogni rilevatore avrebbe, invece, osservato il cielo mentre l’intero telescopio scansiva lentamente la regione target. Questa strategia riduceva i costi, la massa e la complessità dell’esperimento in modo considerevole e si rivelò efficacissima.

            BOOMERanG prende forma

            All’inizio non fu facile ottenere i fondi per BOOMERanG. La saggezza convenzionale diceva che un approccio a scansione lenta non avrebbe funzionato e la competizione per i voli antartici era dura. Eppure, lavorando con un piccolo gruppo di studenti, Lange e de Bernardis iniziarono a sviluppare le tecnologie di base necessarie. I rilevatori e le apparecchiature elettroniche ad essi associate erano sviluppate negli Stati Uniti, mentre i sistemi criogenici, ottici e di controllo dell’assetto in Italia. Le altre componenti ottiche arrivavano dal laboratorio di Peter Ade nel Regno Unito, un esperto mondiale nella progettazione e fabbricazione dei filtri a onde mm. Poco dopo, lo sviluppo ebbe inizio; Lange si trasferì al Caltech e iniziò a sviluppare i rilevatori a JPL con il suo ex studente Jamie Bock. Qui le cose iniziarono a evolversi rapidamente, grazie al supporto di Charles Elachi, che allora era a capo della sezione di astrofisica e ora è il direttore del laboratorio, e all’accesso alle infrastrutture di prim’ordine del laboratorio di microstrumentazioni JPL.

            Poiché le sovvenzioni vennero assicurate, con il passare del tempo, dall’Agenzia Spaziale Italiana (ASI), dal programma italiano per l’Antartico (PNRA), dalla NASA e dallo U.S. National Science Foundation’s Office of Polar Programs, il team crebbe e il carico iniziò a prendere forma. Dopo un’integrazione finale al Caltech, il telescopio da 1000 Kg su spedito in Texas per un breve volo test nell’estate del 1997.

            I dettagli della campagna del 1997 trasmettono gran parte dell’eccitazione e dei rischi del pallone aerostatico. Dopo diverse settimane di integrazione nel clima torrido e umido del Texas, il primo tentativo di volo fallì a causa di un pallone difettoso che fece atterrare il telescopio in un lago ad alcune miglia dal luogo del lancio. Dopo essersi inzuppato per bene, BOOMERanG fu ripescato e riparato velocemente. In un tentativo di quasi disperato di rimeterlo in volo mentre resistevano i venti favorevoli, i computer di bordo furono disassemblati chip a chip, ripuliti da fango e alghe e riassemblati. Miracolosamente, un computer funzionò abbastanza bene durante il volo successivo per permettere al carico di funzionare, anche se per 30 terrificanti minuti durante l’ascesa smise di funzionare, per poi tornare in vita solo quando il team stava per abbandonare la speranza.

            Tracce di Planarità 

            Circa un anno dopo il volo test in nord America, e mentre i dati del primo volo test venivano ancora analizzati, il carico venne equipaggiato con un nuovo piano focale e spedito nell’Antartico. Fu lanciato il 28 dicembre 1998 e atterrò dopo 11 giorni in un punto distante 80 km, dopo aver circumnavigato il Polo Sud per 8000 km. La missione fu quasi perfetta e le immagini del velivolo galattico furono proiettate in diverse conferenze, mentre il carico era ancora in volo. Cosmologi di tutto il mondo osservarono il progresso del pallone aerostatico durante il suo viaggio attorno al Polo.

            Il volume di dati raccolti era senza precedenti: sebbene solo il 4% del cielo fosse stato mappato, la risoluzione angolare era maggiore di 30 volte rispetto a quella del COBE, realizzando così una mappa con pixel di almeno 100 volte superiori. Nuove tecniche di analisi erano necessarie per creare una mappa ottimale dai 10 giorni di dati raccolti e per delineare in modo appropriato lo spettro energetico. 

            La storia non sarebbe completa, a questo punto, se non menzionassimo anche la concorrenza spietata tra i gruppi che lavoravano con lo stesso scopo di produrre immagini del CMB, utilizzando svariate tecniche. La geometria dell’Universo, che secondo l’inflazione era completamente piatta, poteva essere misurata risolvendo il diametro angolare caratteristico della struttura del CMB che COBE aveva rilevato. Il diametro angolare apparente era una funzione della dimensione fisica delle strutture quando i fotoni si disaccoppiavano dalla materia e la geometria dello spazio che interveniva magnificava o demagnificava queste strutture a seconda che lo spazio avesse una curvatura positiva o negativa. Se l’inflazione fosse corretta e la geometria fosse piatta, il diametro angolare sarebbe stato approssimativamente di 1 grado. Una serie di gruppi di ricercatori stavano gareggiando per essere i primi a risolvere la questione e, quindi, sia a dare una risposta al dibattito che durava da decenni sulla geometria dell’Universo, che a verificare l’inflazione.

            Mentre i risultati dei voli test e del volo sull’Antartico di BOOMERanG venivano ancora analizzati, un gruppo guidato da Lyman Page a Princeton e Mark Devlin alla University of Pennsylvania stava analizzando i dati che aveva raccolto durante varie stagioni, utilizzando ricevitori radio convenzionali sulle alture del Cerro Toco (5200 m) nelle Ande cilene.  L’esperimento del “TOCO” era il culmine di anni di lavoro con sistemi simili utilizzati a Saskatoon, e su piattaforme trasportate da palloni aerostatici. Nel giugno del 1999, la collaborazione TOCO pubblicò dei dati che mostravano un aumento nella potenza man mano che ci si avvicinava a una scala angolare di 1 grado e una diminuzione nel caso di scale angolari più piccole. Le prime tracce di planarità erano state viste.

            Cinque mesi più tardi, nel novembre 1999, il team del BOOMERanG pubblicò i risultati evinti dal volo test di 2 anni prima [Mauskopf et al. 2000]. Sebbene questo volo avesse solo lo scopo di testare una nuova tecnica, la potenza del metodo fu tale che le poche ore di dati ottenuti nel volo test produssero un risultato significativo, paragonabile al risultato del TOCO.  In un articolo di un membro del gruppo [A. Melchiorri et al. 2000] il team pubblicò la prima dichiarazione esplicita di un misurazione della geometria dell’Universo, anche se con una precisione ancora modesta  (~ 25%). 

            Le prime immagini ad alta risoluzione del CMB

            I primi risultati del volo sull’Antartico furono pubblicati poco dopo, nell’aprile del 2000 [de Bernardis et al. 2000]. Mentre tutte le precedenti rilevazioni, compresi i risultati del TOCO e del BOOMERanG del nord America, erano solo di ordine statistico, il volo antartico del BOOMERanG produsse, per la prima volta, immagini con un alto rapporto segnale/rumore che mostravano la firma inconfondibile della struttura interna del CMB, con una scala angolare caratteristica di 1 grado, proprio come previsto dall’inflazione. L’analisi dettagliata dei dati della prima edizione era limitata a una piccola frazione di tutto l’insieme dei dati. Anche così, lo spettro della potenza angolare delle fluttuazioni confermava non solo la geometria piatta prevista dall’inflazione, ma anche la natura adiabatica delle fluttuazioni, (attraverso la larghezza del primo picco nello spettro), e l’invarianza della scala delle fluttuazioni iniziali (attraverso l’inclinazione dello spettro generale) [Lange et al. 2001]. I dati si adattavano perfettamente all’inflazione da ogni punto di vista.

            Dopo alcune settimane dalla pubblicazione dei dati di BOOMERanG, il suo esperimento gemello, MAXIMA – un successore dell’esperimento di MAX progettato a Berkeley, confermò e ampliò i risultati di BOOMERanG su una scala angolare addirittura più piccola [Hanany et al. 2000, Balbi et al. 2000].  MAXIMA, utilizzando dei rilevatori del gruppo di Lange e con un sistema di controllo dell’assetto proveniente dall’Italia, aveva utilizzato un pallone aerostatico convenzionale che volò sul deserto degli Stati Uniti per mappare ~ 1 % del cielo durante una singola notte.  L’accordo tra i due esperimenti, che osservavano diverse parti del cielo, era convincente.  Un dibattito durato decenni aveva finalmente una risposta decisiva: la geometria dell’Universo era piatta. L’inflazione aveva passato il suo primo test.

            C’era ancora molto da imparare.  Nell’aprile del 2001, la prima analisi di tutti i dati raccolti durante il volo sull’Antartico rivelarono i tratti armonici nello spettro della potenza angolare che era stato previsto da lungo tempo. [Netterfield et al. 2002, de Bernardis et al. 2002]. Una volta determinate con maggiore esattezza un numero più alto di caratteristiche dello spettro energetico era possibile determinare con precisione sempre più parametri cosmologici.  La densità del bario, che in precedenza veniva stimata comparando le abbondanze misurate degli elementi leggeri con la teoria della nucleosintesi del big bang, veniva ora misurata in questo modo completamente ortogonale che era in accordo assoluto e che poneva termine alla speculazione secondo la quale una quantità nettamente maggiore di materia barionica poteva essere collegata alle ceneri scure di una generazione primitiva di stelle. Ma questo voleva dire che la gran parte della materia nell’Universo era di qualche forma esotica mai rilevata prima di allora. 

            Presi insieme ai dati sulla distribuzione delle galassia su larga scala nell’Universo di oggi, le immagini di BOOMERanG dell’Universo embrionico hanno rivelato la ricetta di base dell’Universo. Le immagini hanno fornito una prova schiacciante e indipendente secondo la quale la maggior parte della materia nell’universo era “scura” – di una forma esotica mai osservata in laboratorio e che non interagisce per niente a livello elettromagnetico – e, fatto ancora più strano, che la maggior parte della densità energetica dell’Universo era sotto forma di “energia scura”, una misteriosa pressione che sta causando l’accelerazione dell’espansione dell’Universo. Sebbene ci fossero già delle prove per ognuno di questi strani ingredienti (più notoriamente le velocità di rotazione delle galassie per materia scura e l’apparente luminosità di supernove distanti per energia scura), nessuna misurazione aveva mai rivelato l’intera ricetta.

            Catturando le prime immagini ad alta risoluzione di oggetti distanti che non saremo mai in grado di vedere, i risultati di BOOMERanG hanno quindi risolto un quesito cosmologico durato per decenni. Gli astronomi che studiano l’abbondanza relativa di elementi leggeri nell’Universo hanno concluso già tempo addietro che la materia normale non poteva essere più del 10% della densità necessaria a formare la geometria piatta. Gli astronomi che studiano le traiettorie orbitali della materia luminosa hanno concluso che c’era almeno il 25% di questa densità critica. I teorici hanno discusso comunque sul fatto che la densità di ogni cosa deve essere esattamente la densità critica. Alla fine, tutte e tre erano corrette. L’Universo è formato da ~ 5% di materia ordinaria, 25% di materia scura e 70% di energia scura. 

            Simultaneamente con i risultati di BOOMERanG dell’aprile del 2001, furono pubblicati anche i primi risultati del Degree Angular Scale Interferometer (DASI). Anche questi mostravano delle prove di picchi multipli nello spettro dell’energia e contenevano i parametri cosmologici di base con una precisione paragonabile a quella di BOOMERanG. L’accordo tra i due esperimenti era sorprendente. Gli spettri energetici delle fluttuazioni di temperatura registrati in diverse aree del cielo, con frequenze diverse (30 e 150 GHz) e utilizzando tecniche completamente diverse erano completamente in accordo gli uni con gli altri.

            Questi risultati dovevano essere confermati svariate volte in rapida successione da altri esperimenti fantastici che avevano richiesto diversi anni per essere progettati e realizzati:  nel 2002, nuovi risultati furono pubblicati da un’analisi ancora più sofisticata di BOOMERanG [Ruhl et al. 2003], nonché quelli dell’esperimento realizzato a bordo del pallone aerostatico ARCHEOPS [Benoit et al. 2003], il Cosmic Background Interferometer (CBI) in Cile, il Very Small Array (VSA) a Tenerife, e l’esperimento ACBAR al Polo Sud.  Tutti erano in perfetto accordo e tutti supportavano l’immagine di fondo: un Universo Inflazionistico dominato da un mix di ~ 70% di energia scura, 25% di materia scura e 5% di materia ordinaria. All’inizio del 2003, la Wilkinson Microwave Anistropy Probe (WMAP) della NASA rese noti i risultati del suo primo anno di sondaggi compiuti su tutto il cielo, il che aumentò considerevolmente la precisione dello spettro energetico delle scale angolari maggiori. I risultati del WMAP serrarono ancora di più i limiti dei vari parametri ma senza modifiche significative nell’immagine generale.   

            Il futuro

            Resta ancora molto da fare. Tutte le misurazioni dei modelli appena percettibili ma intricati che sono impressi nella distribuzione della temperatura del CMB sono coerenti a ciò che, per certi aspetti, è un modello molto semplice. Ma questo modello semplice contiene 3 elementi sui quali dobbiamo rimanere scettici: in ordine crescente su quanto dovremmo rimanere scettici abbiamo Materia Scura, Inflazione e Energia Scura. Sebbene ci siano prove circostanziali convincenti per ognuna di esse, nessuna è ben capita. E’ possibile che una o più di essere si rivelino essere nella stessa categoria dell’“etere” che Michelson e Morley iniziarono a studiare un secolo fa; qualcosa che svanisce alla luce di una nuova comprensione teorica. Il bisogno di queste strane idee è un indizio che forse stiamo per imparare qualcosa di nuovo e importante. Per compiere dei progressi, abbiamo bisogno di verificare ogni idea in maniera più approfondita.

            Planck

            Il prossimo grande passo nelle osservazioni delle fluttuazioni della temperatura nel CMB è Planck, un telescopio orbitale del CMB previsto per il lancio nel 2008 a un’orbita di 1,5 milioni di km dalla Terra. Planck è stato progettato dalla European Space Agency con i contributi di diverse tecnologie chiave dagli Stati Uniti. Planck sarà, nel vero senso della parola, il culmine degli esperimenti realizzati tramite un pallone aerostatico di BOOMERanG, ARCHEOPS e MAXIMA a cui abbiamo partecipato tutti insieme. Ognuno di questi esperimenti ha fornito una dimostrazione essenziale di una o più tecnologie e metodologie che saranno utilizzate su Planck. Planck osserverà tutto il cielo con una combinazione mai vista prima d’ora di risoluzione angolare, sensibilità e copertura delle frequenze che produrrà la miglior mappa dell’anisotropia delle temperature mai fatta.

            Aumentando la precisione con la quale possiamo misurare la maggior parte dei parametri cosmologici, Planck eseguirà test sull’Inflazione fino al livello successivo. Modelli dettagliati dell’inflazione prevedono un tenue scostamento dall’invarianza della scala che Planck è ben in grado di misurare. Ci sono delle tracce allettanti di tale scostamento dalla scala dell’invarianza negli attuali dati di CMB [MacTavish et al. 2006].  Planck fornirà un miglioramento dell’ordine di dieci volte nella precisione con cui possiamo vedere questo effetto e, così facendo, inizieremo a differenziare ogni modello di inflazione dall’altro.

            Due nuove direzioni della ricerca del CMB promettono di rivelare molto sull’Inflazione e sull’Energia Scura:  osservazioni sulla polarizzazione del CMB e osservazioni delle seconde anisotropie della temperatura ci hanno introdotti a scale arciminute di processi astrofisici nella storia più recente dell’Universo.  Sebbene Planck fornirà importanti dati su ognuno di essi, i nuovi esperimenti realizzati a terra e a bordo di palloni aerostatici, che stanno per essere portati a termine, forniranno importanti complementi alla capacità di Planck.

            Polarizzazione

            Mentre le caratteristiche di base delle anisotropie primarie della temperatura sono ora ben conosciute, un’altra proprietà della radiazione – la sua polarizzazione – è appena all’inizio del processo investigativo. Come la luce del sole che viene riflessa dalla superficie di un lago, il CMB è polarizzato in una maniera molto specifica dal processo fisico che ebbe luogo sulla superficie dell’ultima diffusione. Questa polarizzazione fornisce un’ulteriore proprietà che può essere utilizzata per delineare con maggiore precisione i parametri cosmologici di base che sono già stati verificati con l’anisotropia della temperatura. Ancora più eccitanti sono le speciali simmetrie (“zero curl”) della polarizzazione che ci permettono di utilizzarle come strumento che prova la fisica dettagliata dell’inflazione.

            Lo sfruttamento della polarizzazione del CMB sarà sicuramente una sfida.  I segnali di interesse sono inferiori dalle 10 alle 1000 volte rispetto alle anisotropie della temperatura che sono state studiate per oltre 40 anni prima di arrivare a una risposta definitiva. Spronata comunque dall’enorme impatto delle misurazioni della temperatura, la comunità scientifica sta facendo rapidi progressi per sviluppare nuove tecnologie che permetteranno di misurare questi segnali estremamente deboli. Già 4 esperimenti hanno rilevato la polarizzazione. DASI e CBI richiedevano solo delle modifiche minori per rilevare la polarizzazione e furono i primi a farlo (nel 2002 e 2003). 

            BOOMERanG richiedeva un nuovo tipo di rilevatore:  un bolometro sensibile alla polarizzazione delle onde mm.  Il primo rilevatore di questo tipo fu inventato al Caltech da William Jones e Lange nel 2000 [Jones et al. 2006], e 8 furono lanciati con BOOMERanG nel 2003. Sebbene il secondo volo fu caratterizzato da un pallone aerostatico difettoso che causò la lenta discesa del carico da 38 km a 20 km nel corso di 10 giorni, i dati furono comunque raccolti e una rilevazione della polarizzazione della sensibilità paragonabile a DASI e CBI fu pubblicata nel luglio del 2005 [Masi et al. 2006, Jones et al. 2006, Montroy et al. 2006, Piacentini et al. 2006].  WMAP seguì con la rilevazione di una scala angolare più ampia all’inizio del 2006.

            Mentre le misurazioni della polarizzazione avevano già iniziato a ottenere informazioni cosmologiche [cfr. MacTavish et al., 2006], l’applicazione più interessante della polarimetria di CMB era di provare direttamente la fisica ancora sconosciuta dell’Inflazione. L’Inflazione ha luogo ben oltre il velo del plasma opaco che limita per sempre ai nostri occhi la visione dell’Universo primigenio a un’età di 380.000 anni. Per verificarlo, abbiamo bisogno di utilizzare qualcosa di diverso dalle radiazioni elettromagnetiche. Il miglior candidato è la radiazione gravitazionale. Le enormi accelerazione che hanno luogo durante l’Inflazione producono inevitabilmente una radiazione gravitazionale intensa alla quale l’Universo è trasparente. Sebbene questa radiazione sia stata tesa a lunghezze d’onda che vanno ben oltre quelle che possono essere misurate dai rilevatori terrestri di onde gravitazionali, gli avanzamenti teorici recenti dimostrano che essa lascerà una firma nella polarizzazione del CMB che l’ha resa rilevabile.  Detto più semplicemente, la radiazione gravitazionale prodotta durante l’inflazione cambierà la simmetria della polarizzazione in una maniera unica. L’ampiezza della firma sarà misurata direttamente dalla scala di energia alla quale l’inflazione ha avuto luogo, rivelando la fisica responsabile della nascita del nostro Universo.

            Dobbiamo percorrere ancora un certo tragitto prima di essere in grado di compiere tutto questo. Infatti, l’aumento della sensibilità richiesta è esattamente quello che separava COBE e BOOMERanG.  Durante gli anni ‘90 eravamo in grado di ottenerlo costruendo rilevatori più sensibili. Questo non è più possibile, poiché i rilevatori sono già ideali. Per compiere ulteriori progressi ora abbiamo bisogno di costruire sistemi più grandi con migliaia, piuttosto che con una manciata di rilevatori. Un sistema di rilevatori di questo tipo è ora allo studio al Caltech e JPL [Kuo et al. 2006] sarà utilizzato al Polo Sud [Yoon et al. 2006] e su palloni aerostatici da alta quota prima della fine del decennio. Speriamo vivamente di utilizzare metà della quota di ricerca dei fondi Balzan per supportare i giovani scienziati in questa ricerca.

            Anisotropia Secondaria

            L’Universo visibile è strutturato secondo una “rete cosmica” di galassie, organizzato in sciami e supersciami e separato da gigantesche regioni “vuote” di densità più bassa. Come si è formata questa struttura dal plasma primordiale così omogeneo osservato con il CMB? Le osservazioni angolari ad alta risoluzione del Cosmic Microwave Background hanno provato questo processo. Per questi  studi, il CMB ha fornito una luce di fondo omogenea, interagendo con la struttura cosmica in diversi modi. Queste interazioni vengono chiamate anisotropie secondarie.

            La più larga anisotropia secondaria è la diffusione inversa Compton tra i fotoni del CMB e gli elettroni liberi nel gas bollente intergalattico degli sciami della galassia. Infatti, gli sciami si illuminano ai raggi X a causa delle emissioni di questo gas, che rappresenta un’importante frazione della massa dello sciame. C’è una bassa probabilità (circa 1%) che un fotone del CMB che attraversa lo sciame interagisca con un elettrone energetico. L’elettrone passerà al fotone una piccola parte della sua energia: il fotone in uscita avrà una frequenza più alta (circa 1%). Questo processo rimuove i fotoni dal lato a bassa frequenza dello spettro del CMB e aggiunge fotoni al lato ad alta frequenza. Il risultato sulla rete di questo processo è una distorsione molto caratteristica dello spettro del CMB nella direzione degli sciami delle galassie, conosciuta come l’effetto Sunyaev-Zeldovich. Essendo un effetto della diffusione, la sua ampiezza (nell’ordine di 10-4 – 10-5 della luminosità del CMB) non dipende dalla distanza dello sciame. Così, in linea di principio, è possibile rilevare sciami di galassie estremamente distanti mappando la struttura a larga scala dell’universo e comprendendo quando gli sciami si sono formati e quanto erano abbondanti nel passato. Questo, a sua volta, è legato al tasso di espansione dell’Universo e alla presenza dell’Energia Scura. Inoltre, combinando le osservazioni SZ con le osservazioni della luminosità a raggi X, è possibile stimare la dimensione lineare degli sciami, costruendo così un nuovo tipo di diagramma di Hubble per misurare il tasso di espansione dell’Universo (la costante di Hubble).

            L’effetto Sunyaev-Zeldovich è stato osservato in diversi sciami, utilizzando i telescopi radio, come una riduzione della luminosità del CMB alle basse frequenze. A causa dell’effetto dell’emissione atmosferica, l’osservazione dell’aumento della luminosità nel CMB alle alte frequenze è molto più difficile ed è stata fatta solo per pochi sciami.

            Per una rilevazione sicura dell’effetto e per una separazione netta dai primi piani in competizione, l’esperimento dovrebbe rilevare simultaneamente sia la diminuzione che l’aumento della luminosità del CMB. Il gruppo di Roma ha costruito un grande telescopio portato da un pallone aerostatico dedicato a questa osservazione [Masi et al. 2005]. La strumentazione di OLIMPO è in grado di mappare, con una risoluzione arciminuta, appezzamenti selezionati del cielo a lunghezze d’onda di 2 mm (effetto  SZ negativo), 1.4 mm (effetto nullo), 0.9 mm e 0.5 mm (effetto SZ positivo). L’esperimento apporterà profonde integrazioni nelle direzioni di decine di sciami in un unico e lungo volo su di un pallone aerostatico. OLIMPO realizzerà anche un sondaggio alla cieca di una regione vuota del cielo. Questo ci permetterà di ricercare sciami distanti, non rilevabili con i raggi X. Inoltre, ogni altra fonte di anisotropia che dipende dalla frequenza, come la diffusione risonante dei fotoni del CMB contro gli elementi pesanti nelle strutture cosmiche, produrrà segnali interessanti nelle mappe di OLIMPO. Lo strumento è quasi completo e il suo primo volo è previsto per il 2008. Speriamo vivamente di utilizzare metà della quota di ricerca dei fondi Balzan per supportare i giovani scienziati in questa ricerca.

            Conclusioni

            Le immagini ad alta risoluzione del CMB che furono catturate per la prima volta con BOOMERanG, e ora anche molti altri esperimenti, hanno rivoluzionato la cosmologia. La geometria dell’Universo è stata misurata ed è approssimativamente piatta. Lo spettro angolare delle fluttuazioni di temperatura ci porta a credere che l’Universo osservabile è stato sottoposto a un’“inflazione” superluminale dalle dimensioni sub-atomiche a quelle macroscopiche, e che la materia ordinaria costituisce solo una piccola frazione della densità totale dell’energia della massa  dell’Universo. Tante nuove domande sono state poste, almeno quante hanno ricevuto una risposta. Qual è la natura della materia scura e dell’energia scura che dominano l’Universo?  Quale fisica ha guidato l’inflazione? Come si è sviluppata la struttura cosmica dall’universo primitivo e destrutturato? Nuove tecnologie ci permetteranno presto di utilizzare il CMB in molti modi per affrontare queste domande – la storia non è ancora finita.

            Riconoscimenti

            BOOMERanG, MAXIMA e ARCHEOPS hanno impegnato dozzine di scienziati e ingegneri estremamente dotati  che hanno condiviso il credito del loro successo. Siamo estremamente grati di aver avuto la possibilità di lavorare con questi team eccezionali.  Il lavoro che abbiamo descritto sarebbe stato impossibile senza il generoso supporto di molte agenzie governative. Il supporto più cospicuo negli Stati Uniti è venuto dalla NASA, dalla Columbia Scientific Balloon Facility, dal Jet Propulsion Laboratory, dal NSF Office of Polar Programs e dalla NERSC. In Italia, il supporto più cospicuo è venuto da PNRA (Programma Nazionale di Ricerche in Antartide), ASI (Agenzia Spaziale Italiana) e dall’Università di Roma La Sapienza.

Riferimenti bibliografici

P. Meinhold et al., “Measurements of the Anisotropy of the Cosmic Background Radiation at 0.5o Scale Near the Star Mu Pegasi”, The Astrophysical Journal, 409, L1, (1993).

J. Gundersen et al., “A Degree Scale Anisotropy Measurement of the Cosmic Microwave Background Near Gamma Ursa Minoris”, The Astrophysical Journal 413, L1, (1993).

M. Devlin et al., “Preliminary Results from the Third Flight of the Millimeter Anisotropy Experiment (MAX)”, Proceedings of the National Academy of Sciences, 90, 4774 (1993).

A. Clapp et al. “Measurements of Anistropy in the Cosmic Microwave Background Radiation at Degree Angular Scales Near the Stars Sigma Hercules and Iota Draconis”, The Astrophysical Journal, 433, L57 (1994).

 S. Tanaka et al. “Measurements of Anisotropy in the Cosmic Microwave Background Radiation at 0.5° Scales near the Stars HR5127 and Phi Herculis”, The Astrophysical Journal, 468, L81 (1996).

G. Dall’ Oglio, P. de Bernardis “Observations of Cosmic Background Radiation Anisotropy from Antarctica” The Astrophysical Journal, 331, 547, (1988).

P. de Bernardis, et al.,  “A short wavelength measurement of the Cosmic Background Radiation Anisotropy” The Astrophysical Journal Letters,  360, L31, (1990)

P. de Bernardis, et al. “Degree-scale observations of cosmic microwave background anisotropies” The Astrophysical Journal, 422, L33, (1994).

S. Masi, et al. “Foreground removal and CMB fluctuations in a multiband anisotropy experiment (ARGO 1993)”, The Astrophysical Journal, 463, L47, (1996).

P. D. Mauskopf, et al. “Measurement of a Peak in the Cosmic Microwave Background Power Spectrum from the North American test flight of BOOMERANG” The Astrophysical Journal, 536, L59 (2000).

A. Melchiorri, et al. “A measurement of Omega from the North American test flight of BOOMERANG” The Astrophysical Journal, 536, L63 (2000).

P. de Bernardis, et al. “A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation”, Nature, 404, 955 (2000).

A. E. Lange, et al. “First Estimations of Cosmological Parameters From BOOMERANG”,  Phys.Rev. D 63, 042001 (2001). 

S. Hanany, et al. “MAXIMA-1: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy on angular scales of 10 arcminutes to 5 degrees”, The Astrophysical Journal, 545, L5, (2000).

A. Balbi, et al., ”Constraints on Cosmological Parameters from MAXIMA-1” The Astrophysical Journal, 545, L1, (2000).

C.B. Netterfield, et al., “A measurement by BOOMERANG of multiple peaks in the angular power spectrum of the cosmic microwave background”, The Astrophysical Journal, 571, 604, (2002)

P. de Bernardis, et al., “Multiple Peaks in the Angular Power Spectrum of the Cosmic Microwave Background:  Significance and Consequences for Cosmology” The Astrophysical Journal, 564, 559, (2002).

J.E. Ruhl, et al., “Improved Measurement of the Angular Power Spectrum of Temperature Anisotropy in the CMB from Two New Analyses of  BOOMERanG Observations”, The Astrophysical Journal, 599, 786 (2003).

Benoit A., et al.,  “The Cosmic Microwave Anisotropy Power Spectrum measured by Archeops”, Astronomy and Astrophysics, 399, L19, (2003).

S. Masi et al. “Instrument, Method, Brightness and Polarization Maps from the 2003 flight of BOOMERanG” , Astronomy and Astrophysics,  458 , 687-716, (2006)

W. Jones et al., “A Measurement of the Angular Power Spectrum of the CMB Temperature Anisotropy from the 2003 Flight of Boomerang” The Astrophysical Journal, 647, 823, (2006).

C. MacTavish et al., “Cosmological Parameters from the 2003 flight of BOOMERANG” The Astrophysical Journal, 647, 799, (2006).

F. Piacentini et al., “A Measurement of the Polarization-temperature Angular Cross Power Spectrum of the Cosmic Microwave Background from the 2003 flight of BOOMERANG” The Astrophysical Journal, 647, 833, (2006).

T.Montroy et al., A Measurement of the CMB <EE> Spectrum from the 2003 Flight of BOOMERANG, The Astrophysical Journal, 647, 813, (2006).

W. Jones et al., “Instrumental and Analytic Methods for Bolometric Polarimetry”, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0606606

C.L. Kuo et al. “Antenna-Coupled TES Bolometers for CMB Polarimetry”, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0606366

K.W. Yoon et al., “The Robinson Gravitational Wave Background Telescope (BICEP): a bolometric large angular scale CMB polarimeter”, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0606278

S. Masi et al., “A balloon-borne survey of the mm/sub-mm sky: OLIMPO”, Proc. Of the 17th ESA Symposium on European Rocket and Balloon Programmes, ESA-SP 590, 581-586, (2005).

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