Ritorno al passato: la radiazione cosmica di fondo

di Luciana Ziino, Fondazione GAL Hassin 

Nel 1963 due giovani fisici americani stavano lavorando alla calibrazione di una gigantesca antenna radio, appartenente ai laboratori della Bell in New Jersey. Il loro obiettivo era quello di eliminare tutte le sorgenti di rumore, perché l’antenna era destinata a captare i segnali del satellite ECHO I, il primo satellite artificiale per telecomunicazioni (lanciato in orbita dalla NASA nel 1960). Nonostante avessero raffreddato il ricevitore con elio liquido, fino a raggiungere una temperatura bassissima, pari a 4 K (ovvero -269 °C), c’era sempre un debole segnale che non scompariva mai, né di giorno né di notte, e che sembrava provenire da qualsiasi direzione nel cielo. Arno Penzias e Robert Wilson – così si chiamavano i due giovani scienziati – cercarono in tutti i modi di eliminare il rumore di fondo, sforzandosi di trovarne la causa. Pensarono ai motivi più disparati in grado di provocare questo segnale anomalo, mettendo in ballo pure dei piccioni che si erano annidati nell’antenna. Ma una volta rimossi gli escrementi dei volatili, o il “materiale dielettrico bianco”, come disse elegantemente Penzias, il problema continuava a sussistere.

L’antenna con cui Penzias e Wilson scoprirono nel 1964 la radiazione cosmica di fondo. Crediti: NASA

Passarono mesi senza che i due fisici potessero trovare una soluzione, finché avvenne un incontro decisivo, quello con Bernard Burke. Burke era un radioastronomo, che lavorava al Massachusetts Institute of Technology; egli era venuto a conoscenza dello strano segnale scoperto da Penzias e Wilson, e al tempo stesso sapeva che alla Princeton University c’erano dei fisici interessati a trovare sperimentalmente una radiazione di fondo che avrebbe costituito un’ulteriore prova del Big Bang. Burke, insomma, ricompose il puzzle, mettendo in contatto i giovani ricercatori dei Bell Labs con i fisici di Princeton. A quel punto, Penzias e Wilson si resero conto di aver fatto una scoperta sensazionale, grazie alla fortuna sicuramente, ma anche grazie allo loro caparbietà e precisione che li avevano condotti a non trascurare, come invece avevano fatto altri in passato, un rumore così anomalo. Si dice che Robert Dicke, il fisico a capo del gruppo di Princeton, avrebbe detto ai suoi colleghi: “Ragazzi, ci hanno bruciato!”. Non sappiamo se questo è vero, sappiamo però che nel 1978 Penzias e Wilson, ormai diventati famosi, ricevettero il premio Nobel per la fisica. Avevano fornito la prova sperimentale dell’esistenza del Fondo Cosmico a Microonde, una radiazione fossile dell’Universo che era stata già teorizzata negli anni ’40 da George Gamow e che validava ulteriormente la teoria del Big Bang. Come spesso accade, una scoperta veramente epocale era avvenuta quasi casualmente.

Per capire l’origine della radiazione cosmica di fondo (in inglese Cosmic Microwave Background o CMB) e comprendere come questa scoperta sia legata al Big Bang, dobbiamo andare indietro di miliardi e miliardi di anni, fino ad arrivare al momento in cui, secondo le teorie attuali, una immane esplosione diede origine all’Universo.
L’Universo primordiale era costituito da un agglomerato di materia densissimo e caldissimo. Non c’erano ancora gli atomi e le molecole, non c’erano nemmeno i nuclei, ma c’erano soltanto particelle elementari come i quark e gli elettroni. E poi c’erano i fotoni, che, immersi in questa materia così densa e in agitazione, collidevano continuamente con le particelle, senza potersi propagare liberamente. Si dice che l’Universo era opaco alla radiazione. Questo ‘impasto’ di particelle e fotoni si andò via via espandendo e l’espansione ne comportò un progressivo raffreddamento.

Le prime fasi di vita dell’Universo videro, nel giro di tempi brevissimi, cambiamenti molto significativi. Circa 10-6 secondi dopo il Big Bang, i quark e i gluoni riuscirono a coagularsi formando particelle come protoni e neutroni. A qualche minuto dall’istante iniziale, protoni e neutroni si combinarono, dando luogo ai primi nuclei atomici, di deuterio e di elio, in un processo chiamato nucleosintesi primordiale. Dopo circa 379 mila anni, quando la temperatura era scesa a 3000 Kelvin, l’attrazione elettrica tra elettroni e nuclei riuscì a prevalere sull’agitazione termica, consentendo ai nuclei di catturare gli elettroni che fino a quel momento si erano mossi liberamente. Si formarono gli atomi; in un gas composto essenzialmente da atomi neutri, l’interazione tra fotoni e materia divenne scarsa e fu allora che le due componenti si disaccoppiarono: l’Universo divenne trasparente alla radiazione!

 

Il diagramma rappresenta l’evoluzione dell’Universo dal Big Bang fino ad oggi. A 379mila anni dal Big Bang è avvenuta la ricombinazione tra nuclei ed elettroni, l’Universo è diventato trasparente ed è stata emessa la radiazione cosmica di fondo. Dopo una fase chiamata età oscura, nella quale gli atomi neutri di idrogeno assorbivano la luce, le prime stelle che nel frattempo si erano formate ionizzarono con la loro radiazione la materia. Ebbe inizio la fase di reionizzazione, al termine della quale il gas interstellare e intergalattico era completamente ionizzato. La rappresentazione non è in scala. Crediti: NAOJ

Da quel momento la radiazione ha continuato a riempire l’Universo e, mentre quest’ultimo si espandeva, la sua lunghezza d’onda è progressivamente aumentata: si dice che la radiazione ha subito un redshift, cioè uno spostamento verso frequenze più basse. Il redshift di cui parliamo è di natura cosmologica, cioè è una conseguenza dell’espansione dell’Universo, la quale dilata la lunghezza d’onda della luce insieme con lo spazio che la luce attraversa. È per questo motivo che la radiazione cosmica di fondo la osserviamo nelle microonde, nonostante sia stata emessa con una frequenza molto più elevata.

Guardare la CMB significa andare a vedere l’Universo nelle sue fasi iniziali: è come una macchina del tempo, che ci permette di riavvolgere il nastro fino a poche centinaia di migliaia di anni dall’inizio. Andare ancora più indietro non è possibile, perché non possiamo ricevere nessun fotone da un periodo antecedente all’evento del disaccoppiamento tra luce e materia.

Misurare la radiazione cosmica di fondo
Come detto in precedenza, la radiazione di fondo cade nell’intervallo delle microonde. Ma il vapore acqueo presente nell’atmosfera terrestre assorbe proprio buona parte di esse. La lunghezza d’onda alla quale Penzias e Wilson scoprirono la CMB (circa 7 centimetri) corrisponde alla coda del suo spettro. Negli anni ’70 e ’80 sono state compiute delle osservazioni della radiazione di fondo con palloni areostatici posti ad alta quota nelle regioni polari, dove l’umidità dell’atmosfera è ridotta a causa delle basse temperature. Ma soltanto con le osservazioni dallo spazio è stato possibile misurare l’intero spettro della CMB.

 

Spettro della CMB. La curva spessa indica la predizione teorica, per uno spettro di corpo nero. I dati di FIRAS (uno degli strumenti di COBE) coincidono così perfettamente che la curva sperimentale è indistinguibile da quella teorica, mentre le barre d’errore sono più piccole dello spessore della curva. Crediti: lambda.gsfc.nasa.gov

La prima missione dedicata a questo scopo è stata COBE (Cosmic Background Explorer), progettata dalla NASA e iniziata nel 1989. Il satellite misurò lo spettro della radiazione di fondo cosmico, che risultò quasi identico a quello di un corpo nero con una temperatura di 2,725 K, che corrisponde a un picco alla lunghezza d’onda di 1,9 mm. Dunque, l’Universo primordiale, in cui come in un flipper i fotoni urtavano continuamente contro le particelle, costituisce il sistema in natura che più si avvicina al caso ideale di un corpo nero. E questo fu il primo e importantissimo risultato.
Ma grazie alle misure di COBE, fu osservato anche che questa radiazione non era perfettamente isotropa. Infatti, guardando in direzioni diverse del cielo, la sua temperatura cambiava, sia pure di pochissimo. Queste piccolissime deviazioni rispetto al valore medio T, chiamate anisotropie della radiazione di fondo, furono misurate in tutte le regioni della sfera celeste, realizzando la prima mappatura della CMB. Si ottenne un valore medio delle fluttuazioni di temperatura ∆T⁄T pari a 10-5 .

Come sempre avviene nella scienza, questo risultato fu il frutto di una complessa analisi dei dati. La distribuzione delle fluttuazioni presentava una anomala divisione a metà: da un lato lo spettro della CMB era leggermente spostato verso lunghezze d’onda più grandi e quindi temperature minori, dall’altro si misurava uno spostamento verso lunghezze d’onda più piccole e quindi temperature più alte. Questa divisione così netta non apparteneva intrinsecamente alla radiazione di fondo, ma era piuttosto una conseguenza del movimento del sistema di riferimento del satellite rispetto al sistema di riferimento della CMB. Si trattava, insomma, di un effetto Doppler legato all’insieme di tutti i moti che interessavano COBE (da quello attorno alla Terra fino al moto del Gruppo Locale, di cui fa parte la nostra galassia, verso l’ammasso dell’Idra). Una volta eliminato questo effetto (chiamato distorsione di dipolo) era necessario anche sottrarre l’emissione di microonde del piano galattico. Ed ecco che si arrivò alla prima mappa della CMB, con le piccolissime deviazioni dalla temperatura media di cui abbiamo parlato prima.

 

Mappe delle fluttuazioni nella temperatura della CMB ottenute dalla missione COBE: prima della sottrazione della distorsione di dipolo (in alto), dopo aver sottratto la distorsione di dipolo (al centro) e dopo aver sottratto ulteriormente l’emissione del piano galattico (in basso). Crediti: lambda.gsfc.nasa.gov.

La misurazione dello spettro della radiazione di fondo e la scoperta delle sue anisotropie, valsero il Nobel a George Smoot e John Mather nel 2006.

Negli anni successivi, i risultati ottenuti da COBE sono stati migliorati grazie a nuovi satelliti dotati di strumenti sempre più sensibili e in grado di produrre una mappa della CMB con una risoluzione spaziale sempre più grande. Nel 2001 è stata la volta di WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) e poi nel 2009 è stato lanciato Planck che ha misurato le anisotropie di temperatura del fondo cosmico con una accuratezza senza precedenti.

L’origine delle anisotropie della radiazione cosmica di fondo

Ma perché è così importante studiare le anisotropie della radiazione di fondo? Perché la CMB è come un’istantanea che fotografa l’Universo in un momento ben preciso, quello in cui divenne trasparente alla radiazione. Prima del disaccoppiamento, nonostante il gas fosse uniforme su larga scala, erano presenti delle zone leggermente più dense rispetto alla media e delle zone leggermente meno dense. È chiaro che un generico elemento di gas veniva attratto maggiormente dalla fluttuazione di densità positiva (in cui cioè la densità era superiore alla media), e finiva coll’aggregarsi ad essa, con un effetto a catena per cui l’aumento di massa determinava l’attrazione di altra materia, e così via. Queste disomogeneità erano il seme dal quale sarebbero nate tutte le strutture che conosciamo nell’Universo attuale, come le galassie.

Ma cosa c’entrano le fluttuazioni di densità con le anisotropie della CMB? Ebbene, sappiamo dalla relatività generale che la frequenza della radiazione elettromagnetica che viene emessa all’interno di un campo gravitazionale subisce un redshift (cioè uno spostamento verso valori più bassi) se l’osservatore è in un punto a gravità meno intensa; al contrario, la radiazione subisce un blueshift (cioè uno spostamento a frequenza più alte), se l’osservatore si trova in un punto dove la gravità è più intensa.

 

Una sorgente emette radiazione elettromagnetica a una certa frequenza; per effetto del redshift gravitazionale, colui che riceverà il segnale, osserverà una frequenza più bassa. Crediti: eniscuola.net

Per visualizzare meglio il concetto, potremmo riferirci al potenziale gravitazionale: se un fotone deve uscire da una buca di potenziale, deve spendere energia e quindi la sua frequenza diminuisce; se un fotone si trova a scendere lungo una cresta di potenziale, acquista energia, andando incontro a un aumento della sua frequenza. Abbiamo detto che l’Universo primordiale presentava delle fluttuazioni di densità: è implicito che, dal punto di vista gravitazionale, tali fluttuazioni determinavano zone a potenziale più alto e zone a potenziale più basso. Dunque, al momento del disaccoppiamento, i fotoni che si trovavano in una buca di potenziale, persero energia (redshift gravitazionale), mentre i fotoni che si trovavano in una cresta, acquistarono energia (blueshift gravitazionale). Questo effetto, chiamato Sachs-Wolfe, è all’origine delle anisotropie della CMB su scala più grande.

Tuttavia, il quadro non è così semplice: ci sono stati molti altri meccanismi che hanno dato origine alle anisotropie. Non solo nel momento dell’emissione della radiazione cosmica di fondo (in questo caso si parla di anisotropie primarie), ma anche successivamente (anisotropie secondarie).

Uno dei più significativi meccanismi secondari è legato all’attraversamento da parte della CMB di una buca di potenziale, creata ad esempio da un ammasso di galassie. Se l’ammasso è stabile, l’effetto dell’attraversamento sulla radiazione è nullo: i fotoni acquistano energia entrando nella buca e perdono la stessa quantità di energia uscendo dalla buca. Ma se la buca di potenziale varia nel tempo, diventando più o meno profonda (per esempio perché l’ammasso cambia di dimensione), il bilancio tra entrata e uscita non sarà più nullo e si verificherà un redshift o un blueshift gravitazionale.

Un altro meccanismo che si sovrappone ai precedenti negli effetti sull’anisotropia della radiazione di fondo è l’interazione tra fotoni e materia durante l’attraversamento di porzioni dell’Universo ionizzate. Sebbene nel momento della ricombinazione il gas che costituiva l’Universo fosse diventato neutro, centinaia di milioni di anni dopo iniziò un processo che prende il nome di reionizzazione: l’energia emessa dalle prime stelle che nel frattempo si erano formate cominciò a ionizzare l’idrogeno interstellare e intergalattico che da gas neutro si trasformò in plasma. È chiaro che la materia ionizzata ha interagito con la CMB, producendo ulteriori effetti ancora oggi visibili sulla sua mappatura.

Dunque, le anisotropie della radiazione cosmica di fondo sono come delle impronte digitali che ci permettono di studiare la storia dell’Universo.

 

L’immagine mostra la mappa delle anisotropie della radiazione cosmica di fondo a microonde (CMB) osservate dalla missione Planck dell’Esa. La CMB rappresenta il più antico segnale elettromagnetico che possiamo captare nel nostro universo, prodotto quando l’Universo stesso aveva appena 380mila anni. Questa immagine è stata realizzata con i dati della Planck Legacy release, ovvero quelli finali della missione, pubblicati a luglio del 2018. Crediti: Esa/Planck Collaboration

L’analisi della CMB è importantissima perché fornisce dei vincoli ai parametri cosmologici (come la costante di Hubble e la curvatura dell’Universo) e permette di verificare la validità dei vari modelli di Universo. Secondo il modello cosmologico attuale ci troveremmo in un Universo composto da radiazione, materia ordinaria (5%), materia oscura (27%) ed energia oscura (68%). La presenza della materia oscura, che interagisce con la materia barionica solo tramite la gravità, sarebbe stata all’origine della formazione delle strutture cosmiche di larga scala. Sebbene i suoi effetti siano osservabili, la materia oscura non è stata mai rivelata. Ancora più misteriosa la natura dell’energia oscura, introdotta per spiegare l’attuale accelerazione nell’espansione dell’Universo, ma di cui non sappiamo praticamente nulla.

L’enigma della costante di Hubble
Un rebus che rimane tuttora irrisolto è quello del valore della costante di Hubble. Attualmente esistono due metodi per misurarla. Uno fa affidamento alla determinazione delle distanze che, una volta nota la velocità di recessione dell’oggetto in esame, permette di risalire al valore della costante. È il metodo tradizionalmente usato dagli astronomi a partire dalla scoperta della legge di Hubble-Lemaître e si tratta di una tecnica possibile solo per l’Universo relativamente locale.

L’altro modo per misurare la costante di Hubble si avvale invece dello studio del fondo cosmico a microonde, che, come detto in precedenza, permette di misurare i parametri cosmologici, studiando quale modello di Universo si adatta meglio ai dati.

Ebbene, il risultato più recente ottenuto dal telescopio spaziale Hubble, misurando la distanza di alcune variabili Cefeidi (primo metodo) è che la costante varrebbe 73,5 km/s/Mpc. Invece, in base ai dati forniti dalla missione Planck (secondo metodo) il valore sarebbe di 67,4 km/s/Mpc. Anche tenendo conto dei rispettivi margini di errore, i due valori non sono compatibili. È vero che le due tecniche sono radicalmente diverse – una si basa sull’Universo locale e già maturo, l’altra si affida all’Universo distante e ancora in fasce – ma la costante di Hubble è una sola e i due risultati devono in qualche maniera essere conciliati.

Dunque, la strada della conoscenza è ancora molto lunga; il punto di arrivo è lontanissimo e non possiamo certo accontentarci di rimanere a metà strada.

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Informazioni su Sabrina Masiero

Direttore Responsabile della Didattica e Divulgazione presso la Fondazione GAL Hassin-Centro Internazionale delle Scienze Astronomiche, Isnello, (Palermo) e associata INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo. Ho lavorato presso INAF-Osservatorio Astronomico di Padova e la Fundaciòn Galileo Galilei, FGG-Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Isole Canarie nell'ambito dei pianeti extrasolari.

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