Astrofisica delle microonde: decifrare i segreti dell'universo primordiale

Lo studio dell’universo attraverso le microonde rappresenta un capitolo fondamentale dell’astrofisica moderna, strettamente legato alla comprensione delle origini del cosmo. Tuttavia, spesso si confonde questo ambito con la radioastronomia, poiché entrambe le discipline utilizzano lunghezze d’onda relativamente ampie dello spettro elettromagnetico.

La radioastronomia si occupa di studiare le onde radio, con lunghezze comprese tra circa 1 millimetro e 10 chilometri, corrispondenti a frequenze da 300 GHz a 3 KHz. L’astronomia delle microonde, invece, si focalizza su una porzione più ristretta dello spettro, con lunghezze d’onda tra 1 millimetro e 1 metro corrispondenti a frequenze da 300 GHz a 300 MHz.

I campi di studio, quindi, si incontrano nell'intervallo tra 1 millimetro e un metro, ma differiscono per gli obiettivi scientifici. La radioastronomia indaga fenomeni cosmici come pulsar, quasar e nubi di idrogeno interstellare, mentre l’astronomia delle microonde si dedica a svelare il passato remoto dell’universo, con il fondo cosmico a microonde (Cosmic Microwave Background, o CMB) come protagonista assoluto.

Questa distinzione non deve tuttavia far dimenticare che i confini tra radioastronomia e astronomia delle microonde sono sfumati. Entrambe le discipline condividono strumenti e tecniche, ma si differenziano per le domande scientifiche che pongono. La radioastronomia indaga l’universo a bassa frequenza in tutte le sue manifestazioni attuali, mentre l’astronomia delle microonde si spinge indietro nel tempo, cercando di svelare i primi istanti dell’universo e la sua evoluzione su larga scala.

La struttura della Radiazione Cosmica di Fondo. Crediti ESA-Planck

Attraverso l’osservazione delle microonde, gli scienziati sono riusciti a ottenere una delle immagini più preziose del cosmo: una mappa dettagliata delle anisotropie del CMB, che fornisce indizi fondamentali sulla distribuzione iniziale della materia, sull’espansione dell’universo e sulla natura dell’energia oscura. Lo studio delle microonde, dunque, non solo ci connette al nostro passato cosmico, ma ci guida nella comprensione del destino ultimo del cosmo.

Come già detto, le microonde occupano una porzione dello spettro elettromagnetico situata tra le onde radio e l’infrarosso, caratterizzata da lunghezze d’onda comprese tra 1 millimetro e 1 metro, equivalenti a frequenze tra 300 GHz e 300 MHz.

Questa gamma di onde si distingue per la capacità di attraversare polveri e gas interstellari che ostacolano altre forme di radiazione, rendendole uno strumento chiave per lo studio di regioni cosmiche altrimenti inaccessibili. A livello fisico, le microonde si propagano attraverso il vuoto cosmico senza essere significativamente attenuate. Ciò le rende ideali per indagini a lunga distanza, come i segnali che rappresentano i fossili dell'universo lontanissimo e quindi primordiale.

Tra i campi di applicazione, infatti, si trovano: 

Il fondo cosmico a microonde (CMB) - La scoperta del CMB negli anni ’60 ha rappresentato una rivoluzione in cosmologia. Questa radiazione, rilasciata circa 380.000 anni dopo il Big Bang, è una sorta di “eco” fossile dell’universo primordiale. Studiando le anisotropie — variazioni minime nella temperatura del CMB — gli scienziati hanno potuto determinare parametri fondamentali del cosmo, come l’età, la composizione e la struttura a larga scala.

Struttura su larga scala dell’universo - Le microonde permettono di mappare la distribuzione della materia e dell’energia oscura nell’universo. Attraverso tecniche come l’effetto Sunyaev-Zel’dovich, che misura la distorsione del CMB causata da ammassi di galassie, gli astronomi possono studiare le proprietà della materia barionica e dell’energia oscura.

Polarizzazione del CMB - Oltre alla temperatura, la polarizzazione delle microonde fornisce informazioni cruciali sull’inflazione cosmica e sulle onde gravitazionali primordiali. Questa tecnica potrebbe svelare indizi sulle condizioni dell’universo nei primi istanti successivi al Big Bang.

Osservazione delle galassie e dei processi astrofisici - Le microonde sono usate per studiare le proprietà delle galassie, come la formazione stellare e le interazioni tra gas caldo e freddo. Inoltre, permettono di analizzare il mezzo intergalattico e la distribuzione di materia oscura.

Non mancheremo di approfondire ciascuno di questi campi di applicazione. 

L’astronomia a microonde nasce come estensione naturale della radioastronomia, ma assume un’identità propria con la scoperta del fondo cosmico a microonde (CMB - Cosmic Microwave Background). Questa disciplina ha quindi le sue radici nella metà del XX secolo e si sviluppa rapidamente grazie a figure pionieristiche e progressi tecnologici.

L'inizio, quindi, è legato agli stessi fatti che hanno dato il "la" allo studio dell'universo a onde radio e quindi al lavoro di Karl Jansky (1905 - 1950), fisico e ingegnere statunitense e considerato il padre della radioastronomia. Sebbene il suo lavoro negli anni ’30 fosse incentrato sulle onde radio, la sua scoperta della radiazione emessa dal centro della Via Lattea gettò le basi per lo studio delle frequenze limitrofe, incluse le microonde. Per maggiori dettagli si può fare riferimento a quanto già detto nella sezione relativa alle onde radio. 

Il punto di svolta è generalmente legato al nome di Robert H. Dicke (1916- 1997), un astrofisico statunitense che intuì la presenza di una radiazione residua del Big Bang. Robert H. Dicke, durante gli anni Quaranta del secolo scorso, sviluppò idee e concetti che avrebbero influenzato significativamente il campo della cosmologia. Ad esempio, lavorò principalmente sulla teoria delle radiazioni elettromagnetiche e su strumenti di misura, sviluppando concetti fondamentali come il ricevitore Dicke, un dispositivo per migliorare la sensibilità nella rilevazione delle onde elettromagnetiche.

La sua intuizione riguardo all'esistenza di una radiazione residua del Big Bang trova sbocco nell'articolo del luglio 1965 intitolato: "Cosmic Black-Body Radiation", pubblicato su The Astrophysical Journal. Questo lavoro, scritto insieme a P.J.E. Peebles, P.G. Roll e D.T. Wilkinson, elaborava la previsione teorica dell'esistenza del CMB.

Cosmic Black Body Radiation: la prima pagina del paper, Astrophysical Journal, vol. 142, 1965 (Linda Hall Library)

Il lavoro rappresenta una delle opere fondamentali in grado di precedere la conferma sperimentale: si ipotizza l'esistenza di una radiazione residua del Big Bang con spettro di corpo nero, una radiazione in grado di riempire uniformemente l'universo e rappresentante il raffreddamento del plasma caldo e denso che costituiva l'universo primordiale dopo il disaccoppiamento della materia dalla radiazione (circa 380 mila anni dopo il Big Bang).

La visione del fondo cosmico come inevitabile fossile termico del Big Bang non era comunque una novità dal momento che era già presente in dottrina e precisamente in un lavoro del 1948 a firma di George Gamow, Ralph Alpher e Robert Herman, in quello che rappresentava l'evoluzione del famoso paper della nascita della Teoria del Big Bang.

Il lavoro di Alpher, Gamow e Herman viene pubblicato invece nel 1948 con il titolo "Temperature in the Universe" su Physical Review (vol. 74, n.12, pp 1737-1742): il suo merito fu quello di espandere l'"αβγ paper" affrontando per la prima volta l'esistenza di una radiazione residua nell'universo, che sarebbe rimasta come fossile della fase primordiale ad alta temperatura e densità.  Nel lavoro veniva indicata una temperatura residua pari a circa 5 K nel presente universo, osservabile nelle microonde. Al momento della pubblicazione non vi fu una cassa di risonanza adeguata alla portata della previsione anche se in seguito il lavoro si rivelò una pietra miliare nella cosmologia teorica. 

Il lavoro di Dicke e Peebles del 1965 è, quindi, successivo alla prima pionieristica predizione di Alpher, Gamow e Herman. 

La cronologia cessa di essere puramente teorica sempre nel 1965: mentre "Cosmic Black-Body Radiation" fissava i paletti e gli strumenti per la scoperta della radiazione fossile nello spettro delle microonde, Arno Penzias (1933 - ) e Robert Wilson (1936 - ) la scoprirono e la misurarono, sempre nel 1965. I due tecnici della Bell Labs utilizzarono una antenna per microonde sviluppata per comunicazioni satellitari e inizialmente non si resero conto della valenza effettiva della scoperta, attribuendo il segnale captato a un rumore interno all'antenna stessa. Solitamente si fanno passare questi due tecnici per incompetenti fortunati non degni del Premio Nobel per la Fisica che poi effettivamente vinsero nel 1978, ma in realtà dopo aver scartato ogni sorgente di rumore furono loro, evidentemente informati e aggiornati, a comprendere con cosa si stessero misurando. Il loro lavoro viene pubblicato nel 1965 con il titolo "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s."

Arno Penzias e Robert Wilson davanti al rilevatore utilizzato per la scoperta della CMB

Gli anni Sessanta hanno quindi avviato ufficialmente, e in modo clamoroso, l'osservazione dell'universo a microonde, fornendo una delle prove più schiaccianti a favore del Modello Cosmologico Standard, creando quindi il legame a oggi indissolubile tra microonde e universo primordiale. 

I decenni successivi hanno visto programmi osservativi e missioni spaziali miranti all'ottenimento delle migliori misurazioni possibili di questa radiazione di fondo, dal momento che caratterizzarla al meglio vuol dire osservare con la maggior precisione possibile la distribuzione delle prime masse apparse nell'universo. 

Gli anni Settanta e Ottanta, quindi, hanno mirato direttamente alla creazione di una mappa della Radiazione Cosmica di Fondo. I primi strumenti sono stati elaborati da Paul Richards (1934 - ) mentre i modelli cosmologici furono migliorati e perfezionati ancora da James Peebles, coautore del primo articolo del 1965.

La vera svolta ci fu negli anni Novanta con lo sviluppo e la messa in opera del satellite COBE (Cosmic Background Explorer), lanciato dalla NASA nel 1989. La missione, guidata da John Mather (1946 - ) e George Smoot (1945 - 2023) fornì la prima mappa dettagliata della Cosmic Background Radiation, confermandone l'isotropia a grande scala e rilevandone, per la prima volta, le lievissime anisotropie, differenze minime di temperatura nei valori misurati in tutto il cielo. Proprio questa rilevazione, associata alla distribuzione dei primi aggregati di materia nell'universo, valse a Mather e Smoot il Premio Nobel per la Fisica nel 2006. 

La mappa della radiazione a microonde ottenuta da COBE. Crediti COBE/NASA

La precisione è poi andata aumentando dagli anni duemila: il 2001 vede il lancio del satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), in grado di migliorare sostanzialmente la precisione delle misurazioni ottenute in precedenza da COBE fornendo al tempo stesso dati essenziali su età, composizione e geometria dell'universo. Il 2009 vede invece il lancio della missione Plack dell'Agenzia Spaziale Europea, a oggi considerata lo stato dell'arte della misurazione della CMB. 

Le differenti risoluzioni ottenute da COBE, WMAP e Planck sono evidenziate dall'immagine che segue (crediti NASA)

Incremento di risoluzione nella Cosmic Microwave Background ottenuta da COBE, WMAP e Planck. Crediti NASA

L’astronomia a microonde richiede strumenti sofisticati, in grado di captare segnali debolissimi provenienti spesso dall’universo più distante nello spazio e nel tempo. Per catturare queste informazioni, gli astronomi utilizzano un'ampia gamma di telescopi terrestri e spaziali, dotati di tecnologie avanzate.

Telescopi terrestri

Nonostante l’atmosfera terrestre ostacoli in parte le microonde, soprattutto per la presenza di vapore acqueo, alcune aree del pianeta offrono condizioni ideali per le osservazioni, come i deserti aridi e le regioni polari. 

Innanzitutto, molti radiotelescopi progettati per osservare un'ampia gamma di frequenze radio sono in grado di effettuare osservazioni anche nella banda delle microonde. Questo perché le microonde si trovano a cavallo tra le onde radio e l'infrarosso nello spettro elettromagnetico. Esempi ne sono il Very Large Array (VLA) nel New Mexico, l'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) in Cile, il Sardinia Radio Telescope (SRT) in Italia e l'Effelsberg 100-m Radio Telescope in Germania, già visti nella trattazione delle onde radio.

Altri telescopi terrestri sono invece specificamente progettati per studiare la Radiazione Cosmica di Fondo e l'effetto Sunyaev-Zel'dovich. Tra questi troviamo:

Arcminute Microkelvin Imager (AMI)

L'Arcminute Microkelvin Imager (AMI) è situato presso il Mullard Radio Astronomy Observatory, vicino a Cambridge, nel Regno Unito. Il suo obiettivo principale è lo studio delle anisotropie del fondo cosmico a microonde e dell'effetto Sunyaev-Zel’dovich. Si compone di due array di antenne principali chiamate Small Array (AMI-SA) e Large Array (AMI-LA): la prima si compone di dieci antenne da 3.7 metri ciascuna, ideale per osservazioni su scala angolare più ampia e dedicata alle anisotropie del CMB; la seconda si compone di 8 antenne da 12.8 metri ciascuna ed è adatta a risoluzioni migliori, consentendo lo studio di sorgenti puntiformi e delle anisotropie minori. Gli array lavorano insieme per mantenere equilibrio tra sensibilità e risoluzione spaziale. 

AMI opera tra 12 e 18 GHz, adattandosi a segnali molto deboli, e utilizza la tecnica interferometrica per la combinazione dei segnali ottenuti dalle diverse antenne, potendo contare sulla potenza di calcolo dell'università di Cambridge. 

La storia di AMI è fatta di scoperte di nuovi ammassi galattici tramite effetto Sunyaev-Zel’dovich e di mappature dettagliate di regioni di cielo con conseguente contributo alla definizione di cataloghi di sorgenti radio e microonde. Sebbene risenta degli effetti atmosferici, AMI è ancora oggi, e sarà in futuro, un punto di riferimento per esperimenti complementari a telescopi spaziali.

Atacama Cosmology Telescope (ACT)

E' stato un telescopio millimetrico situato nel deserto di Atacama, nel nord del Cile, progettato per studiare la radiazione cosmica di fondo a microonde (CMB). Posizionato a un'altitudine di 5.190 metri sul livello del mare, sull'altopiano di Chajnantor, ACT è stato uno dei telescopi terrestri più alti al mondo, approfittando delle condizioni atmosferiche secche e rarefatte per ottenere misurazioni precise. Aveva un diametro di sei metri e utilizzava una fotocamera bolometrica a bolometri millimetrici (MBAC) per rilevare le anisotropie di temperatura e polarizzazione della CMB. Ha anche svolto un ruolo cruciale nella rilevazione di ammassi di galassie attraverso l'effetto Sunyaev-Zel'dovich termico. Questa capacità ha permesso di identificare e studiare ammassi di galassie lontani, offrendo approfondimenti sulla formazione e sull'evoluzione delle strutture cosmiche.

Il progetto ACT è stato supportato dalla National Science Foundation degli Stati Uniti e gestito da una collaborazione internazionale che includeva istituzioni come l'Università di Princeton, l'Università della Pennsylvania, la NASA/GSFC, l'Università di Oxford e molte altre.

Nel corso della sua operatività, ACT ha subito due importanti aggiornamenti: ACTPol (2013–2016) e Advanced ACT (2017–2022). Questi miglioramenti hanno potenziato la sensibilità e la risoluzione del telescopio, consentendo osservazioni più dettagliate e precise.

Le osservazioni sono terminate nel 2022, e la maggior parte dei dati raccolti è stata resa pubblica attraverso l'archivio dati NASA LAMBDA.

Le sue misurazioni hanno fornito informazioni fondamentali sulla composizione e sull'evoluzione dell'universo, contribuendo a confermare il modello cosmologico standard Lambda-CDM.

South Pole Telescope (SPT)

Il South Pole Telescope (SPT) è un radiotelescopio di 10 metri di diametro situato presso la base Amundsen-Scott al Polo Sud, in Antartide, una posizione che offre condizioni eccezionali per le osservazioni astronomiche nelle microonde e nelle onde millimetriche, grazie a un'atmosfera molto secca, stabile e rarefatta, dovuta all'alta quota (circa 2.800 metri sul livello del mare) e alle temperature molto basse che abbattono il contributo negativo del vapore acqueo. Inoltre, la lunga notte polare durante l'inverno antartico permette osservazioni continue per mesi.

Il telescopio è stato inaugurato nel 2007 ed è specializzato nell'osservazione di frequenze comprese tra 70 e 300 GHz, che corrispondono alle microonde e alle onde millimetriche. È dotato di ricevitori estremamente sensibili, in grado di rilevare le debolissime anisotropie della CMB, dell'ordine dei microkelvin (milionesimi di grado sopra lo zero assoluto). Uno degli obiettivi principali dell'SPT è lo studio dell'effetto Sunyaev-Zel'dovich, il che ha consentito di individuare e studiare gli ammassi di galassie, fornendo informazioni sulla loro massa, temperatura e distribuzione nell'universo. 

Nel corso degli anni, l'SPT è stato aggiornato con nuove strumentazioni, come la camera SPT-3G, che ha aumentato significativamente la sua sensibilità e la sua capacità di mappare il cielo. Grazie a queste migliorie, l'SPT ha contribuito a importanti scoperte, tra cui la mappatura di migliaia di ammassi di galassie, la misurazione delle fluttuazioni della CMB con una precisione senza precedenti e la fornitura di nuove informazioni sulla massa dei neutrini.

SPT partecipa anche al progetto Event Horizon Telescope (EHT, già visto nella banda radio) contribuendo alle osservazioni simultanee in diverse località del mondo, migliorando la risoluzione e la sensibilità delle immagini ottenute dall'EHT.

QUIET (Q/U Imaging Experiment) - BICEP (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization)

QUIET è stato un esperimento portato avanti tra il 2008 e il 2010 allo scopo di misurare la polarizzazione della Radiazione Cosmica di Fondo, con un focus particolare sulla ricerca dei modi-B, una firma della polarizzazione che potrebbe fornire prove dirette dell'inflazione cosmica. L'esperimento si è svolto nel deserto di Atacama in Cile, presso il Chajnantor Observatory.

QUIET si è distinto per l'utilizzo di MMIC (Monolithic Microwave Integrated Circuits), ovvero circuiti integrati monolitici a microonde, in grado di misurare simultaneamente i parametri di Stokes Q e U (da cui il nome), che descrivono la polarizzazione lineare della radiazione. L'esperimento si è articolato in due fasi, con osservazioni condotte tra il 2008 e il 2010 a due diverse frequenze:

• Fase 1 (40 GHz): da ottobre 2008 a giugno 2009, utilizzava un array di 19 rivelatori, di cui 17 configurati come polarimetri e 2 per misurazioni differenziali di temperatura. 
• Fase 2 (90 GHz): da agosto 2009 a dicembre 2010, impiegava un array più grande, con 90 rivelatori, di cui 84 polarimetri e 6 per misurazioni differenziali di temperatura.

Sebbene QUIET non abbia rilevato direttamente i modi-B primordiali (quelli generati dall'inflazione), ha comunque fornito importanti risultati in tema di mappatura della polarizzazione, limiti sui modi-B e controllo degli errori sistematici. I risultati ottenuti hanno contribuito alla nostra comprensione dell'universo primordiale e hanno aperto la strada a esperimenti successivi, come BICEP2, Keck Array e POLARBEAR, che hanno continuato la ricerca dei modi-B con maggiore sensibilità.

Il progetto QUIET. Crediti Harvard CfA

Anche i progetti BICEP sono quindi legati alle osservazioni a microonde. BICEP (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization) è una serie di esperimenti scientifici progettati per studiare la polarizzazione della CMB, in particolare cercando di rilevare le "onde gravitazionali primordiali", le fluttuazioni generate da eventi cosmologici estremamente energetici nei primi istanti dell'universo. Questo tipo di polarizzazione, nota come "polarizzazione B-mode", è una firma indiretta delle onde gravitazionali che avrebbero potuto essere prodotte durante l'inflazione cosmica, un periodo di espansione estremamente rapida e violenta dell'universo nei primi frazioni di secondo dopo il Big Bang.

BICEP 1 è stato operativo dal 2006 al 2008 mentre BICEP 2 ha preso il via nel 2010. Entrambi sono stati montati sul Polo Sud, in un luogo ideale per le osservazioni a microonde grazie all'assenza di interferenze atmosferiche, permettendo una qualità di osservazione elevata. Questi telescopi sono stati focalizzati sul rilevamento delle componenti di polarizzazione della CMB a lunghezze d'onda millimetriche, con un particolare interesse sulle piccole fluttuazioni e sulle possibili tracce di onde gravitazionali. BICEP 2 ha avuto un ruolo importante nel cercare di confermare o smentire la presenza delle onde gravitazionali primordiali, anche se la sua scoperta più nota, nel 2014, si è rivelata essere soggetta a revisioni e dibattiti scientifici, principalmente a causa di un'interpretazione errata della contaminazione dovuta alla polvere galattica.

Il telescopio del progetto BICEP. Crediti BICEP2

Telescopi spaziali

Per eliminare anche le più piccole interferenze atmosferiche vengono utilizzati telescopi spaziali, in grado di recuperare segnali con maggiore sensibilità e precisione

COBE (Cosmic Background Explorer)

COBE è stato un satellite della NASA lanciato il 18 novembre 1989 con lo scopo principale di studiare la radiazione cosmica di fondo. Il satellite era equipaggiato con tre strumenti principali:

• FIRAS (Far-InfraRed Absolute Spectrophotometer), uno spettrofotometro con lo scopo di misurare lo spettro della CMB con alta precisione. I risultati di FIRAS hanno confermato che lo spettro della CMB corrisponde quasi perfettamente a quello di un corpo nero, una forte evidenza a supporto della teoria del Big Bang; 
• DMR (Differential Microwave Radiometer, un radiometro differenziale progettato per mappare le anisotropie nella CMB;
• DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment), un esperimento con l'obiettivo di misurare la radiazione infrarossa diffusa proveniente da sorgenti cosmiche, come le galassie. Apparentemente estranee alla misurazione a microonde, in realtà anche queste misurazioni erano importanti per sottrarre il contributo di queste sorgenti alle osservazioni della CMB, permettendo una sua analisi più accurata.

COBE orbitava attorno alla Terra a un'altitudine di circa 900 km, in un'orbita eliosincrona che gli permetteva di mantenere un orientamento costante rispetto al Sole. Questa orbita, combinata con la schermatura del satellite, minimizzava le interferenze dovute alla radiazione terrestre e solare, cruciali per misurazioni così delicate.

I risultati di COBE hanno consentito di conferma della teoria del Big Bang, rilevare le anisotropie della CMB e assegnare il Premio Nobel per la Fisica nel 2006 a John C. Mather e George F. Smoot, i responsabili scientifici dei due strumenti principali, FIRAS e DMR rispettivamente.

WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

WMAP è stato un satellite della NASA lanciato il 30 giugno 2001 con l'obiettivo di mappare con precisione le anisotropie della radiazione cosmica di fondo. Raccoglie l'eredità di COBE, con una sensibilità e una risoluzione notevolmente migliorate. Il nome del satellite è un omaggio al cosmologo David Todd Wilkinson, un pioniere nello studio della CMB e membro del team scientifico di WMAP. WMAP è stato posizionato in un'orbita attorno al secondo punto di Lagrange Sole-Terra (L2), un punto di equilibrio gravitazionale a circa 1,5 milioni di chilometri dalla Terra in direzione opposta al Sole. Questa posizione offre un ambiente stabile e minimizza le interferenze dovute alla Terra, alla Luna e al Sole, consentendo osservazioni più precise della CMB. Per la strumentazione, WMAP era dotato di radiometri differenziali, strumenti progettati per misurare le differenze di temperatura tra diverse regioni del cielo. Questi radiometri operavano in cinque bande di frequenza, comprese tra 23 e 94 GHz (microonde), permettendo di distinguere il segnale della CMB da altre emissioni, come quelle della nostra galassia.

I risultati di WMAP hanno avuto un impatto significativo sulla cosmologia per quanto riguarda la determinazione precisa dell'età dell'universo, misurata in circa 13,77 miliardi di anni con un'incertezza di poche decine di milioni di anni, la misurazione della composizione dell'universo, indicando un 4,6% di materia barionica, un 24% di materia oscura e un 71,4% di energia oscura, la conferma del modello standard e la specificazione di vincoli sull'inflazione cosmica.

WMAP ha operato per nove anni, ben oltre la sua durata prevista di due anni. La missione è stata ufficialmente conclusa nel 2010.

Planck Satellite

Planck ha rappresentato la terza missione di media grandezza (M3) del programma scientifico Horizon 2000 dell'Agenzia Spaziale Europea (ESA). Lanciato il 14 maggio 2009 insieme al telescopio spaziale Herschel, Planck aveva l'obiettivo di mappare con una precisione senza precedenti la radiazione cosmica di fondo. Come WMAP è stato posizionato in un'orbita attorno al secondo punto di Lagrange Sole-Terra (L2), a circa 1,5 milioni di chilometri dalla Terra.

Planck rappresentava un notevole avanzamento rispetto alle missioni precedenti, COBE e WMAP, in termini di sensibilità, risoluzione angolare e copertura di frequenza. Era dotato di due strumenti principali quali LFI (Low Frequency Instrument), composto da 22 radiometri operanti tra 30 e 70 GHz, e HFI (High Frequency Instrument), 52 bolometri operanti tra 100 e 857 GHz. I dati di Planck hanno avuto un impatto profondo sulla cosmologia, confermando e perfezionando il modello standard della cosmologia, ponendo nuovi vincoli al modello inflattivo e studiando le strutture cosmiche come galassie e ammassi di galassie. 

La missione di Planck si è conclusa ufficialmente nel 2013, ma l'analisi dei dati continua a fornire nuove informazioni ancora oggi.

Le tecnologie

Abbiamo parlato di bolometri, MMIC, radiometri. Diamo una occhiata veloce alle tecnologie che possono trovarsi alla base dei telescopi per le microonde. Queste tecnologie possono differenziarsi per la ricezione oppure per l'analisi del segnale. 

Antenne

Le antenne paraboliche sono le antenne più comuni nei radiotelescopi, comprese quelli che operano nelle microonde. La loro forma parabolica concentra le onde elettromagnetiche in un punto focale dove è posizionato il ricevitore. La dimensione dell'antenna è direttamente proporzionale alla sua capacità di raccogliere segnale e alla sua risoluzione angolare. Gli array di antenne (interferometri) utilizzano più antenne di dimensioni minori ma collegate tra di loro, come visto parlando di onde radio.

Ricevitori

Tra i ricevitori si distingue tra: 

• Radiometri: misurano la potenza della radiazione elettromagnetica in una determinata banda di frequenza. Nei radiotelescopi a microonde, i radiometri sono progettati per essere estremamente sensibili, in grado di rilevare variazioni di temperatura minime.
• Bolometri: sensori che misurano la radiazione termica. Assorbono la radiazione incidente e misurano l'aumento di temperatura che ne consegue. Sono particolarmente adatti per le frequenze millimetriche e submillimetriche, che si sovrappongono alla regione delle microonde.
• MMIC (Monolithic Microwave Integrated Circuits): circuiti integrati monolitici a microonde. Permettono la miniaturizzazione dei ricevitori e la produzione di array di rivelatori molto sensibili. 
• Amplificatori a basso rumore (LNA): componenti elettronici che amplificano il segnale ricevuto dall'antenna, minimizzando l'aggiunta di rumore anche tramite utilizzo di materiali superconduttori ad alta temperatura.

Sistemi di raffreddamento

Le osservazioni a microonde richiedono spesso il raffreddamento dei ricevitori a temperature criogeniche al fine di ridurre il rumore termico generato dai componenti elettronici. Questo fattore aumenta la sensibilità degli strumenti. Vengono utilizzati diversi sistemi di raffreddamento, come criorefrigeratori a elio o sistemi di raffreddamento ad adsorbimento.

Elaborazione del segnale

L'elaborazione può avvenire negli interferometri, tramite correlatori che combinano i segnali provenienti dalle diverse antenne al fine di creare una immagine unica, oppure negli spettrografi, analizzando lo spettro della radiazione ottenendo informazioni sulla composizione chimica degli oggetti e la misurazione dello spostamento Doppler. 

Polarimetri

Si tratta di strumenti, specifici per lo studio del CMB, in grado di misurare la polarizzazione contenente informazioni sull'inflazione cosmica e sulla distribuzione di materia nell'universo.

Le microonde offrono agli astronomi una finestra unica sull'universo, aprendo un vasto campo di indagine che spazia dallo studio dell'universo primordiale alla formazione stellare, passando per l'analisi di molecole complesse nello spazio. Di seguito sono riportati i temi principali, per gli approfondimenti dei quali si rimanda ad articoli dedicati.

Cosmic Microwave Background

Uno degli ambiti più importanti dell'astronomia a microonde è - come detto più volte - lo studio della radiazione cosmica di fondo.

Lo caratterizzazione del CMB e in particolare lo studio di queste anisotropie è fondamentale per comprendere l'evoluzione dell'universo e la sua osservazione fornisce informazioni cruciali sull'universo primordiale, la sua composizione, la sua età e la sua evoluzione.

Attraverso gli strumenti elencati finora si misura l'intensità della radiazione a diverse frequenze. Le osservazioni vengono poi elaborate per creare mappe del cielo che mostrano le variazioni di temperatura della CMB. Un aspetto cruciale è la rimozione delle emissioni di fondo, come quelle della nostra galassia (emissione di sincrotrone, emissione di polvere) e di altre sorgenti cosmiche, per isolare il segnale della CMB. Le piccole variazioni di densità in questo plasma hanno lasciato un'impronta nella CMB sotto forma di variazioni di temperatura. Queste fluttuazioni di densità, grazie alla forza di gravità, hanno poi dato origine alle strutture cosmiche che osserviamo oggi: galassie, ammassi di galassie e superammassi. Le regioni più dense del plasma primordiale hanno attratto più materia, diventando sempre più dense e formando le "sementi" delle future strutture cosmiche.

Lo studio delle anisotropie della CMB, quindi, ci fornisce informazioni dirette sulle condizioni dell'universo primordiale e sui processi che hanno portato alla formazione delle strutture che vediamo oggi. La dimensione angolare delle anisotropie ci dice anche la geometria dell'universo, ovvero se è piatto, sferico o iperbolico. Le osservazioni di WMAP e Planck hanno mostrato che l'universo è sostanzialmente piatto. 

Dal CMB è possibile risalire anche all'età dell'universo, analizzando lo spettro di potenza delle anisotropie. Questo spettro mostra la distribuzione delle fluttuazioni di temperatura a diverse scale angolari. La posizione del picco principale dello spettro di potenza è legata alla geometria dell'universo e alla sua età. 

Inoltre, l'analisi delle anisotropie della CMB permette di determinare altri importanti parametri cosmologici, come la costante di Hubble (che descrive il tasso di espansione dell'universo), la densità di materia oscura e la densità di energia oscura.

Polarizzazione del CMB

La polarizzazione della CMB è uno degli strumenti più potenti per indagare l'universo primordiale. La rilevazione dei modi-B primordiali rappresenterebbe una conferma diretta dell'inflazione e aprirebbe una nuova era nella cosmologia. Tuttavia, questa impresa richiede il superamento di sfide significative, tra cui la mitigazione della contaminazione da polvere galattica e del lensing gravitazionale. 

Andiamo per gradi.

La polarizzazione della CMB si genera principalmente a causa della diffusione Thomson: quando la radiazione interagisce con gli elettroni liberi in modo non isotropo, si crea una leggera polarizzazione nella luce diffusa. In parole più semplici, se la radiazione arriva verso un elettrone da direzioni diverse con intensità diverse (quindi in modo non uniforme, o non isotropo), l'elettrone diffonde la luce in modo che una parte di essa diventi polarizzata. Con un esempio: immagina un elettrone come una piccola sfera che riceve luce da tutte le direzioni. Se la luce arriva con uguale intensità da tutte le direzioni, l'elettrone diffonde la luce in modo uniforme, e non si crea polarizzazione ma se la luce è più intensa in alcune direzioni rispetto ad altre (ad esempio, più forte da sopra e più debole da un lato), la luce diffusa risulterà polarizzata, perché la direzione della luce riflette questa asimmetria.

Questo fenomeno si verifica durante l'epoca in cui l'universo diventa trasparente, circa 380.000 anni dopo il Big Bang, e lascia una firma nel segnale della CMB che possiamo osservare oggi.

Questa polarizzazione può essere descritta in termini di modi-E e modi-B, basandosi sulla simmetria dei pattern prodotti:

• Modi-E: Sono pattern di polarizzazione con simmetria radiale o circolare, simili a linee di forza di un campo elettrostatico. Questi modi sono prodotti principalmente dalle perturbazioni scalari, come le variazioni di densità nel plasma primordiale.
• Modi-B: Sono pattern di polarizzazione a vortice, privi di simmetria radiale o circolare. A differenza dei modi-E, i modi-B sono associati a perturbazioni tensoriali, come le onde gravitazionali primordiali.

Uno degli obiettivi principali della cosmologia moderna è rilevare i modi-B primordiali, che rappresentano una firma unica delle onde gravitazionali generate durante l'“inflazione cosmica” – un'epoca di espansione accelerata che si pensa abbia avuto luogo subito dopo il Big Bang. Le onde gravitazionali primordiali deformano lo spazio-tempo e inducono vortici nel campo di polarizzazione della CMB, generando modi-B. La rilevazione di questi modi potrebbe fornire informazioni dirette sull'energia dell'inflazione e sui meccanismi fisici che l'hanno guidata. La potenza angolare dei modi-B è prevista essere estremamente bassa, rendendo la loro rilevazione una sfida sia tecnologica che scientifica. Le problematiche maggiori risiedono nella contaminazione della polvere galattica e nei Modi-B secondari (ad esempio generati dal lensing gravitazionale del CMB che converte i modi-E in modi-B). Le difficoltà richiederebbero osservazioni multi-frequenza per separare la radiazione cosmica dalla polarizzazione della polvere, algoritmi di sottrazione del lensing gravitazionale e rilevatori avanzati.

Studio delle molecole

Le microonde sono fondamentali per osservare oggetti freddi e polverosi che emettono principalmente in questa banda dello spettro, quali nubi molecolari, regioni dense di gas e polvere dove nascono le stelle. Le molecole presenti nello spazio ruotano e vibrano, e questi moti quantizzati corrispondono a transizioni energetiche che avvengono tipicamente nella regione delle microonde dello spettro elettromagnetico. Quando una molecola subisce una transizione rotazionale o vibrazionale, assorbe o emette radiazione a una frequenza specifica, creando una sorta di "impronta digitale" spettrale. Il lavoro svolto sulla radiazione catturata dai radiotelescopi consiste nell'analizzare lo spettro delle microonde ricevute. Questo spettro mostra l'intensità della radiazione a diverse frequenze. La presenza di picchi di emissione o assorbimento a frequenze specifiche indica la presenza di determinate molecole. La frequenza precisa di questi picchi permette di identificare la molecola, mentre l'intensità del segnale è correlata alla sua abbondanza.

Un aspetto importante è che le frequenze delle transizioni molecolari possono essere influenzate da fattori ambientali, come la temperatura, la densità e i campi magnetici. Analizzando attentamente lo spettro, è possibile ricavare informazioni sulle condizioni fisiche delle regioni in cui si trovano le molecole. Ad esempio, lo spostamento Doppler delle righe spettrali permette di misurare la velocità delle nubi molecolari.

Le osservazioni a microonde hanno permesso di scoprire una grande varietà di molecole nello spazio, tra cui molecole semplici come l'acqua (H₂O), il monossido di carbonio (CO), l'ammoniaca (NH₃) e molecole organiche complesse, precursori delle molecole biologiche. Queste scoperte sono fondamentali per comprendere i processi di formazione stellare e planetaria, nonché l'origine della vita nell'universo.

Studio delle galassie

Le microonde sono anche utilizzate per studiare le galassie, sia vicine che lontane. Le emissioni di polvere e gas nelle galassie possono essere rilevate nelle microonde, permettendo di studiare la loro struttura, la loro evoluzione e la loro interazione con l'ambiente circostante. In particolare, lo studio delle emissioni di gas nelle galassie lontane permette di studiare l'evoluzione delle galassie nel tempo cosmico.

Studiare l'evoluzione delle galassie attraverso le microonde può sembrare a prima vista controintuitivo, dato che le stelle emettono principalmente luce visibile e ultravioletta. Tuttavia, le microonde offrono una prospettiva complementare e fondamentale per comprendere la storia e l'evoluzione delle galassie, collegando l'universo primordiale alle strutture che osserviamo oggi così come abbiamo visto parlando di CMB.

Le variazioni di densità osservate nelle mappe del CMB sono state amplificate dalla gravità nel corso del tempo. Le regioni più dense hanno attratto più materia, diventando sempre più massicce e dando origine ai primi ammassi di materia oscura, che a loro volta hanno attratto gas e dato il via alla formazione delle prime galassie.

Le prime galassie si formano in un'epoca in cui l'universo era molto più giovane e denso. Queste galassie primordiali sono spesso avvolte da grandi quantità di polvere, che assorbe la luce visibile e ultravioletta emessa dalle stelle. Tuttavia, la radiazione infrarossa e le microonde possono penetrare la polvere, permettendoci di osservare direttamente queste galassie in formazione. Le osservazioni a microonde rivelano la presenza di gas e polvere nelle prime galassie, fornendo informazioni sulla loro composizione, la loro massa e il loro tasso di formazione stellare.

Le galassie, poi, non sono entità statiche, ma evolvono nel tempo attraverso processi di fusione, interazione con altre galassie e formazione stellare. Le osservazioni a microonde possono tracciare l'evoluzione delle galassie nel tempo cosmico, studiando le emissioni di gas e polvere a diverse epoche. Ad esempio, lo studio delle emissioni di monossido di carbonio (CO) nelle galassie lontane permette di misurare la quantità di gas molecolare disponibile per la formazione stellare, fornendo informazioni sul tasso di formazione stellare nelle diverse fasi dell'evoluzione galattica.

Proprio la polvere interstellare, composta da piccoli grani di materiale solido, gioca un ruolo cruciale nell'evoluzione delle galassie: assorbe la luce ultravioletta emessa dalle stelle e la riemette a lunghezze d'onda maggiori, principalmente nell'infrarosso e nelle microonde. Le osservazioni a microonde permettono di studiare la distribuzione, la temperatura e la composizione della polvere nelle galassie, fornendo informazioni sui processi di formazione stellare, l'arricchimento chimico del mezzo interstellare e l'interazione tra le stelle e il mezzo interstellare.

Un altro importante collegamento tra le microonde e lo studio delle galassie è l'effetto Sunyaev-Zel'dovich (SZ). Questo effetto si verifica quando i fotoni della CMB interagiscono con gli elettroni caldi presenti negli ammassi di galassie. L'interazione provoca una piccola variazione nella temperatura della CMB nella direzione dell'ammasso. L'effetto SZ può essere utilizzato per individuare e studiare gli ammassi di galassie, fornendo informazioni sulla loro massa, la loro temperatura e la loro distribuzione nell'universo. Gli ammassi di galassie sono le strutture più grandi dell'universo e il loro studio è fondamentale per comprendere la formazione e l'evoluzione delle strutture cosmiche su larga scala. Un vantaggio essenziale sta nel fatto che l’effetto SZ non si attenua con la distanza cosmologica, rendendolo un prezioso strumento per rilevare ammassi lontani. In più, le osservazioni SZ permettono di stimare la distribuzione della materia nei grandi ammassi.

Studio dei buchi neri

Un altro campo di applicazione delle microonde in astronomia è lo studio dei buchi neri. La radiazione emessa dal gas che orbita attorno a un buco nero, prima di essere inghiottito, può essere osservata nelle microonde, fornendo informazioni sulla massa, la rotazione e l'ambiente circostante del buco nero. Il progetto Event Horizon Telescope (EHT), che ha ottenuto la prima immagine di un buco nero, utilizza osservazioni nelle onde millimetriche, una regione dello spettro che si sovrappone alle microonde.

I buchi neri di per sé non emettono direttamente radiazione a microonde (a parte l'ipotetica radiazione di Hawking, che è estremamente debole e non ancora osservata direttamente). L'informazione che ricaviamo dalle microonde riguardo ai buchi neri è quindi di tipo indiretto, ma estremamente prezioso. I buchi neri, soprattutto quelli supermassicci al centro delle galassie, sono spesso circondati da dischi di accrescimento di gas e polvere. Questo materiale, mentre spiraleggia verso il buco nero, si riscalda a temperature elevatissime, emettendo radiazione in diverse bande dello spettro elettromagnetico, incluse le microonde. L'analisi di questa radiazione a microonde permette di studiare fattori come la temperatura e densità del gas nel disco di accrescimento, derivando questi dati dall'intensità dello spettro delle emissioni che rappresentano le condizioni fisiche del gas, i campi magnetici intorno al buco nero,  contando sul fatto che le emissioni di sincrotrone sono molto intense nelle microonde e consentono di mappare le strutture magnetiche, nonché la dinamica del gas, analizzando lo spostamento Doppler delle righe spettrali per misurare la velocità del gas in rotazione al fine di ottenere informazioni su massa e rotazione.

Oggetto di studio sono anche i getti di materia (jet) emessi da molti buchi neri supermassicci e consistenti in flussi di particelle cariche a velocità relativistiche. Questi getti emettono radiazione ad ampio spettro, con una componente significativa nelle microonde e il loro studio consente di mappare la strutture e le direzioni dei getti e i meccanismi di accelerazione delle particelle.

Studio di fenomeni transitori

Infine, le microonde sono utilizzate anche per studiare fenomeni transitori, come le esplosioni di supernovae e i lampi gamma. Queste esplosioni cosmiche emettono radiazioni in diverse bande dello spettro elettromagnetico, comprese le microonde, e il loro studio in questa banda può fornire informazioni importanti sui meccanismi che le generano.

I cataloghi delle osservazioni a microonde rappresentano una risorsa fondamentale per gli astronomi, offrendo un archivio di dati relativi a sorgenti celesti rilevate nell’intervallo di frequenze tipico delle microonde. Questi cataloghi contengono informazioni dettagliate su sorgenti puntiformi, strutture estese come galassie, e fenomeni cosmologici come il Fondo Cosmico a Microonde (CMB). A parte il fondo cosmico, i cataloghi risentono molto della sovrapposizione tra onde radio e microonde, il che significa che non si trovano cataloghi specificatamente a microonde e crearne una lista esaustiva sarebbe un'impresa troppo complessa, data la vastità di dati raccolti e la continua pubblicazione di nuovi cataloghi e aggiornamenti (data releases). 

E' possibile fornire una classificazione che tenga conto della tipologia di fenomeno osservato e, all'interno delle singole voci, degli strumenti utilizzati per le osservazioni, dai quali dipendono le frequenze prese di mira.

Cataloghi relativi alla Radiazione Cosmica di Fondo

Per lo studio della radiazione cosmica di fondo e delle sue anisotropie, i cataloghi sono rappresentati dalle mappe ottenute nel tempo dai vari telescopi spaziali come COBE, WMAP e Planck, le cui rappresentazioni grafiche abbiamo già riportato in questa pagina. I dati di COBE sono disponibili presso il NASA's Legacy Archive for Microwave Background Data Analysis (LAMBDA), così come quelli del satellite WMAP. Per Planck, invece, i dati sono rintracciabili preso il Planck Legacy Archive e includono sorgenti puntiformi, ammassi di galassie e mappe di polarizzazione. 

Cataloghi di sorgenti a microonde e radiosorgenti

Questa area è quella che risente maggiormente della sovrapposizione tra onde radio e microonde e così è possibile richiamare gli stessi cataloghi visti nella banda radio, come i Catalogs from the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) relativi a galassie lontane, nubi molecolari e dischi protoplanetari, il NVSS (NRAO VLA Sky Survey), contenente milioni di radiosorgenti osservate alla frequenza di 1.4 GHz ma spesso utilizzato come riferimento anche per studi a microonde e il FIRST (Faint Images of the Radio Sky at Twenty-cm), simile a NVSS ma con una risoluzione angolare maggiore.

Qualche parola in più può essere spesa per il catalogo GB6, un importante catalogo di radiosorgenti che deriva dalle stesse osservazioni del precedente catalogo 87GB (87 è l'anno di pubblicazione e non la frequenza), ma con significativi miglioramenti. Il catalogo GB6, formalmente chiamato "The Green Bank 6 cm Radio Source Catalog", è il risultato di un'analisi più approfondita e accurata delle osservazioni condotte con il telescopio di Green Bank a 4.85 GHz (circa 6 cm di lunghezza d'onda) tra il 1986 e il 1987. L'obiettivo principale di queste osservazioni era mappare una porzione significativa del cielo settentrionale alla ricerca di sorgenti radio discrete. Il catalogo 87GB, pur essendo stato un importante passo avanti all'epoca, presentava alcune limitazioni: innanzitutto, le mappe da cui era stato derivato avevano una sensibilità e una precisione posizionale limitate a causa del rumore presente nei dati e del metodo di elaborazione utilizzato, il che portava a incertezze maggiori nella posizione delle sorgenti e nella misura della loro intensità (flusso). Per superare queste limitazioni, i dati originali delle osservazioni di Green Bank sono stati riprocessati utilizzando tecniche più avanzate. In particolare, sono stati combinati i dati di due epoche osservative (novembre 1986 e ottobre 1987), il che ha permesso di ridurre significativamente il rumore e di migliorare la precisione posizionale di un fattore circa 2. Questo ha portato alla creazione di mappe più accurate del cielo a 6 cm e, di conseguenza, a un catalogo di sorgenti più completo e preciso: il GB6. Rispetto a GB87, quindi, GB6 presenta 75.162 dorgenti contro 54.579, una maggiore precisione posizionale, informazioni sul flusso più accurate.

Cataloghi di ammassi di galassie tramite l'effetto Sunyaev-Zel'dovich (SZ)

Anche qui, i cataloghi utilizzati sono quelli di Planck, ACT e SPT.

Lo studio delle microonde continua a rappresentare un campo cruciale per la cosmologia moderna, con un futuro basato su nuovi strumenti e avanzamenti tecnologici. I progetti di prossima generazione mirano a svelare i misteri dell'universo primordiale e a rispondere a domande fondamentali su inflazione, materia oscura ed energia oscura.

La prossima generazione di osservatori promette miglioramenti significativi nella sensibilità e nella risoluzione delle osservazioni. Tra i progetti più ambiziosi figura CMB-S4 (Cosmic Microwave Background Stage 4), un progetto che coinvolge una rete di telescopi terrestri avanzati progettati per studiare con estrema precisione le anisotropie e la polarizzazione del Fondo Cosmico a Microonde (CMB), al fine principale di rilevare segnali estremamente deboli delle modalità B nella polarizzazione del CMB, legati all’inflazione cosmica, e migliorare la stima di parametri cosmologici chiave. Il progresso atteso si concretizza in un ordine di grandezza superiore nella precisione rispetto a strumenti precedenti come Planck.

Un altro progetto in fase di sviluppo è LiteBIRD (Lite Satellite for the Study of B-mode Polarization), un satellite giapponese, progettato per il lancio nei prossimi anni e dedicato alla polarizzazione del CMB, in particolare sui segnali B-mode. Opererà nello spazio per evitare l’interferenza atmosferica e offrirà una copertura completa del cielo, aiutando a testare modelli di inflazione cosmica e a rilevare onde gravitazionali primordiali. 

Nonostante i progressi, lo studio delle microonde affronta diverse sfide che richiedono innovazioni tecnologiche e metodologiche al fine di migliorare gli impatti negativi rappresentati dal rumore strumentale e dall'interferenza atmosferica, con conseguente miglioramento della possibilità di estrarre segnali deboli: gli strumenti moderni devono minimizzare il rumore interno e l’interferenza da fonti terrestri e cosmiche tramite sistemi di raffreddamento avanzati e rilevatori ultrasensibili, mentre sarà sempre più necessario ricorrere a osservatori in luoghi remoti, come i deserti cileni o l’Antartide, o utilizzare satelliti, come LiteBIRD.  Algoritmi avanzati e tecniche di analisi multi-frequenza sono fondamentali per migliorare la qualità dei dati consentendo di estrarre segnali sempre più deboli e ricchi di informazioni finora inaccessibili.

A beneficiare di tutto questo saranno le ricerche finalizzate allo studio dell'inflazione cosmica, centrate sulle modalità B della polarizzazione del CMB, della materia e dell'energia oscura