Astrofisica, Cosmologia, e Nuove...

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Astrofisica, Cosmologia, e Nuove Tecnologie

Paolo de BernardisDipartimento di Fisica, Universita’ La Sapienza

I mercoledi’ dell’ Astronomia - 15/03/2006Abstract

Da sempre gli astrofisici ed i cosmologi utilizzano e contribuiscono alle più sofisticate tecnologie disponibili (siano esse ottiche, elettroniche,

criogeniche, o statistiche) per l'estrazione di debolissimi segnali di origine cosmica. In questo seminario si descrivono alcuni casi rilevanti in ambito

cosmologico, mostrando come l'espansione del nostro orizzonte conoscitivo è strettamente legata allo sviluppo di nuove tecnologie, introducendo poi alcune innovative linee di ricerca basate sullo sviluppo di nuovi rivelatori

e nuovi siti per lo svolgimento delle osservazioni.

I primi telescopi

E’ con un telescopio diquesto tipo che Galileo osservò il cielo scoprendole fasi di Venere, i satellitidi Giove e l’anello diSaturno.

Astronomia nel visibile• Aumentando il diametro del collettore di flusso

(specchio o lente principale del telescopio) si ottengono due risultati:– Si aumenta la quantita’ di luce raccolta (le stelle illuminano

tutta la terra, ma noi raccogliamo solo una frazione minuscola dell’ energia !) Quindi possiamo osservare sorgenti intrinsecamente piu’ deboli, o piu’ lontane (e quindi piu’ indietro nel tempo)

– Si aumenta la risoluzione angolare. Quindi possiamo identificare sorgenti intrinsecamente piu’ piccole, o piu’lontane

• Questo spiega l’ impegno secolare speso per la realizzazione di telescopi sempre piu’ grandi e precisi.

Il telescopio rifrattore di Yerkes (1 m)

Il rifrattore più grande del mondo è quello di Yerkes, il cui obiettivo ha un diametro di 1m e il cui tubo è lungo 19 metri.

Osservatorio di Yerkes (USA)

I telescopi riflettori

Monte Palomar (California)

Il telescopio di Monte Palomar ha un diametro di 5 metri ed è stato il piùgrande telescopio a specchi dal 1948 sino al 1993 (a parte un telescopio russo di 6m, di qualità inferiore).

The William Herschel Telescope (WHT) at La Palma

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The William Herschel Telescope (WHT) at La Palma Il William Herschel Telescope (4 m)

La Palma (Isole Canarie)

Il Telescopio W.M.Keck (2x10 m)Il più grande telescopio attualmente disponibile

Mauna Kea (Isole Hawaii)

Il Telescopio W.M.Keck (schema)

Il Telescopio W.M.Keck alle Hawaii

Poiché è difficile costruire uno specchio da 10 metri con un unico blocco di vetro, si è realizzato uno specchio a SEGMENTI esagonali di 1 metro di lato, accostati uno accanto all’altro.

Il Large Binocular Telescope (2x8.4 m)

Monte Graham (Arizona)

Un telescopio di 11.2m di diametro equivalente realizzato in collaborazione tra

USA (50%)

Italia (25%)

Germania (25%)

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Specchio primario da 8.2m, struttura in honeycomb, spessore della lastra 28 mm.L’ area dei due specchi e’quella di uno specchio singolo da 11m

Specchio secondario da 0.9m, adattivo(672 attuatorine modificano la forma per ottenere immagini al limite di diffrazione)

LBT

Specchio terziario inseribile per combinare i fasci dei due telescopi, ottenendo cosi’immagini con la stessa risoluzione di un telescopio da circa 20m

LBT in costruzione all’Ansaldo a Milano

Prima luce (ottobre 2005): NGC891

Immagini ottiche sempre più nitide

I telescopi del futuro: OWL (100 m) I telescopi del futuro: OWL (100 m)

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• Il diametro del telescopio non e’ l’ unica limitazione alla risoluzione (nitidezza) delle immagini.

• L’ atmosfera terrestre e’ perturbata da disomogeneita’ di temperatura e densita’variabili nel tempo (turbolenza)

• Due soluzioni:– Portare il telescopio al di sopra dell’ atmosfera

(telescopi spaziali)– Compensare la perturbazione del fronte d’ onda

inserendone una uguale e contraria (ottica attiva e adattiva)

Telescopi ottici nello spazio:

HUBBLE SPACE TELESCOPE (2.4 m)

HST: le immagini Il prossimo telescopio spaziale: JWST

Ottica Adattiva: il principio base L’ottica attiva: il principio base

Specchi sottili che si deformano.

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L’ottica attiva

Il retro della cella del telescopio NTT con ilsistema di ottica attiva.

L’ottica attiva è un sistema per controllarela forma dello specchioprimario e quindi la qualità dell’immagine.

L’ottica attiva

Gli attuatori elettromeccanici

Ottica Adattiva: i risultati

I primi risultati al TNG

L’Ottica Adattiva è una tecnica che permette di correggere in tempo reale glieffetti di degradazione dell’immagine causati dalla turbolenza dell’atmosferaterrestre, producendo immagini nitide quali quelle che potrebbero essereottenute da un telescopio di pari diametro posto nello spazio.

Il Very Large Telescope (4x8 m) in Cile

Cerro Paranal (Cile) col VLT completato

Quattro telescopi da 8 metri capaci di osservare lo stesso punto del cielo sono equivalenti ad un unico telescopio di 16 metri.

Interferometria nell’ottico• In parallelo ai telescopi sono stati sviluppati :

– rivelatori sempre piu’ grandi e sensibili (camere CCD)

– Sistemi di acquisizione e di memorizzazione dei dati

– Software ed algoritmi di elaborazione delle immagini

– Spettrometri sempre piu’ efficienti (spettrometri a fibre ottiche)

• Tutti questi ingredienti hanno permesso di passare ad uno studio molto quantitativo delle immagini astronomiche.

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CFHT12K: a 12Kx8K CCD camera at CFHTPrincipio di Funzionamento di una CCD (spiegazione elementare)

Cristallo di silicio (schematizzato su un piano per facilita’ di visualizzazione)

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

e-

L’ energia necessaria a staccare un elettrone dagli atomi tra cui e’ condiviso e’ 1.16 eV

Atomo di Si

CFHT12K: a 12Kx8K CCD camera at CFHT

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

e-

L’ arrivo di un fotone di energia superiore a 1.16 eV (λ<1.06 μm) puo’staccare un elettrone, formando una coppia elettrone-lacuna.

γ

Ciascun fotone di energia sufficiente ha una buona probabilita’ di liberare un elettrone (elettroni fotoprodotti)

CFHT12K: a 12Kx8K CCD camera at CFHT

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

e-

Gli elettroni sono praticamente liberi di muoversi nel cristallo. Se si applica un campo elettrico, si possono spostare tutti gli elettroni fotoprodotti verso il bordo del cristallo, vicino all’ elettrodo positivo, immagazzinandoli fino alla fine dell’ esposizione.

Elettrodo positivo (metallo)

Strato isolante (ossido di Si)

E

E

Elettrodo negativo (metallo)

CFHT12K: a 12Kx8K CCD camera at CFHTNelle CCD la struttura elementare (pixel) formata da elettrodo, isolante, silicio e’replicata in una matrice bidimensionale che puo’ contenere milioni di pixel.Alla fine dell’ esposizione, sotto l’ elettrodo + di ciascun pixel si e’ accumulato un numero di elettroni proporzionale al numero di fotoni arrivati.Ci sono piu’ elettrodi per pixel. Spostando il potenziale positivo da un elettrodo al successivo si riesce a far migrare il pacchetto di elettroni fino alla fine della fila di pixel.



7



Qui il pacchetto viene trasferito sulle armature di un condensatore, dove forma una differenza di potenziale che viene misurata e acquisita.

In questa maniera si leggono sequenzialmente i pacchetti di carica di tutti i pixel della CCD.

Per evitare che agli elettroni fotoprodotti si sommino quelli prodotti per agitazione termica, si deve raffreddare il sensore a temperature criogeniche (77K).

Pixel NPixel N-1 ΔV=Q/CA

Il refrigeratore a pulse-tube di Mega-Cam

(80 K)

• Large-format CCDs Immagini di oggetti celesti ottenute col VLT

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Un ammasso di galassie con archi gravitazionali• Ma i risultati cosmologici piu’ importanti

non arrivano dai telescopi piu’ grandi.

• Arrivano dall’ uso di telescopi medio-grandi, accoppiati a spettrometri, capaci di misurare il redshift delle galassie, e quindi stabilirne la distanza.

• Esiste infatti una correlazione stretta tra lo spostamento verso il rosso delle righe spettrali e la distanza delle sorgenti cosmiche (legge di Hubble)

• Uno spettrometro e’ uno strumento che permette di analizzare la luce, separando le diverse lunghezze d’ onda che la costituiscono.

• Nel caso del prisma si utilizza la dipendenza dell’ indice di rifrazione del vetro dalla lunghezza d’ onda.

• Nel caso del reticolo si divide il fronte in un grande numero di parti uguali che si fanno interferire. Si realizza interferenza costruttiva in una sola direzione che dipende dalla lunghezza d’ onda.

• In ogni caso la direzione in cui la luce esce dallo spettrometro dipende dalla sua lunghezza d’ onda.

• Sul rivelatore si registrera’ in diverse posizioni l’ intensita’ luminosa di ciascuna delle componenti a diversa lunghezza d’ onda.

spettrometro

Lente

CCD

λ

• Spettrometro con reticolo ad echelle

Corpo Nero

Nubedi gas

Prisma

Prisma

Prisma

Spettro continuo

Spettro di emissione di righe

Spettro di assorbimentodi righe

• Le spettroscopia e’ un mezzo potentissimo di indagine fisica e astronomica. Con essa si possono studiare le condizioni fisiche, la composizione chimica della sorgente, lo stato di moto della sorgente.

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• bbbbbbbbbbbbbbbbbbbbbbbbb

Spettri di deboli galassie ottenuti con VIMOS at VLT

Lunghezza d’ onda λ (nm)

Ca II H I

Mg I Na I

laboratorio

Galassia vicina

Galassia lontana

Galassia molto lontana

Δλ/λ

D (Mpc)

Spos

tam

ento

ver

so il

ross

o

Distanza

SN1a Riess et al. 2000

00 100 200 300 400

0.1

0.2

0.3

Legge di HubbleLo spostamento verso il rosso delle righe spettrali delle galassie lontane e’indipendente dalla direzione e proporzionale alla distanza

1 Mpc = 3.086x1022 m

Il redshift:z=Δλ/λ

• La relativita’ generale di Einstein ci spiega che in un universo in espansione le lunghezze d’onda λ dei fotoni si allungano esattamente quanto le altre lunghezze. L’allungamento in % viene detto redshift.

• E’ l’ espansione dello spazio che allunga anche le lunghezze d’ onda: luce che viene emessa blu, con l’ espansione diventa rossa e poi infrarossa. Piu’ e’ lungo il cammino e piu’ la lunghezza d’ onda viene allungata.

• Per questo si vedono sorgenti lontanissime che hanno redshift maggiore di 1. Se fosse un effetto Doppler come pensava Hubble, queste si muoverebbero a velocita’maggiore di quella della luce. In termini general relativistici vuol solo dire che l’universo si e’ allargato di piu’ di 2 voltedal momento dell’ emissione a quello della ricezione.

to

t1

t2

Doppler: Δλ/λ = v/cEinstein: Δλ/λ=ΔL/L

Struttura a grande scala• Qual’e’ la distribuzione a grande scala dei mattoni costitutivi dell’

universo, cioe’ delle Galassie ?• Per la cosmologia e’ importante conoscerla, perche’ dipende dal

meccanismo di formazione ed aggregazione delle strutture, ed, inultima analisi, dal contenuto dell’ universo e dalle interazioni fondamentali presenti.

• Questo studio ci permette di stabilire criticamente la validita’ del Principio Cosmologico: “L’ universo a grandi scale e’ omogeneo ed isotropo”. Quanto grandi ? Quanto e’ vero ?

• E ci permette di confrontare le deviazioni dall’ omogeneita’ con le diverse teorie che descrivono l’ aggregazione della materia.

• La distribuzione misurata non e’ casuale.• Questo e’ gia’ evidente in immagini a largo campo nelle quali si

rimuovono le stelle e si lasciano solo le galassie.• Ma queste sono immagini bidimensionali, in cui manca la terza

dimensione, la profondita’. Tutte le galassie sono proiettate sulla sfera celeste.

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Maddox et al. 1990APM survey (10% del cielo)Posizioni angolari di 2x106 galassie(proiettate sulla “sfera celeste”)

Il Telescopio Anglo-Australiano (4 m)

Uno spettrometro a fibre ottiche automatizzato

2dF multi-object facility at AAT

Distribuzione delle Galassie:• da cosi’ (2D)

• a cosi’ (3D)

δ

α

z

Colles et al. 20012dF surveyPosizioni e redshift di 2x105 galassie(copre 2 gradi quadrati di cielo)

Viaggio nell’ Universo

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• Sloan Digital SkySurvey

• Telescopio dedicato e spettrometro a fibre ottiche.

• Piu’ di 1 milione di galassie !

• I risultati di SDSS e 2dF sono dati fondamentali su cui testare il modello cosmologico.

• Normalmente si descrivono le proprieta’statistiche della distribuzione delle galassie attraverso il suo spettro di potenza.

• Il modello “standard” Λ−CDM e’ in buon accordo con questi dati (e con gli altri dati di spettro di potenza http://www.sdss.org/news/releases/20031028.powerspectrum.html

• Se vogliamo osservare l’ universo ancora piu’ lontano (e quindi necessariamente ancora piu’ giovane) abbiamo bisogno di altri strumenti ed altre tecnologie.

Osservare ancora

piu’ lontano

Indietro nel tempo:

Evoluzione IR, μw :fotoni poco energetici

Rivelatori, criogenia

Spazio

Grandiredshift

Cosmologia dei fondi di radiazione

• Lunghezze d’ onda maggiori di 1 micron non possono essere rivelati da fotoconduttori intrinseci al Silicio.

• Si usano fotoconduttori estrinseci (Silicio drogato).

• Ad es, drogando con fosforo, si inseriscono atomi con un elettrone “in piu’ ” che resta legato solo debolmente.

• Bastano fotoni meno energetici per staccarlo.

Si Si

Si Si

Si Si

P Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

Si Si

e-

P

e-

12

• Si realizzano cosi’ rivelatori fotoconduttivi sensibili a tutto l’infrarosso, fino a circa 220 μm di lunghezza d’ onda.

• Per questi cristalli non e’ disponibile la tecnologia sviluppata per il Si (circuiti integrati) e quindi non esistono grandi mosaici.

• A 10 micron di lunghezza d’ onda esistono mosaici di qualche migliaio di pixel (sviluppati per uso militare, perche’ sensibili ai fotoni dell’ IR termico).

• A lunghezze d’ onda maggiori sono disponibili “singoli pixel”

• A causa della bassa energia di legame, il disturbo dovuto all’agitazione termica e’molto importante.

• Questi rivelatori vanno raffreddati a temperature ancora piu’ basse (elio liquido, 4K). Il loro utilizzo e’ molto complesso.

• Inoltre l’ atmosfera terrestre e’ opaca a queste lunghezze d’onda. Si deve andare nello spazio!

• Per questo motivo l’astronomia IR e’quella meno sviluppata.

• Il satellite Spitzerdella NASA

• (2003)

Far Infrared

PRO

GR

ESSO

• Osservando nell’ IR si scopre che non ci sono galassie a redshift maggiore di 10.

• Inoltre le galassie piu’ lontane (e quindi osservate com’erano nel passato) sono molto piu’ piccole ed irregolari di quelle di oggi

• Stiamo probabilmente osservando l’ epoca della formazione delle galassie nell’universo.

• Se l’ universo era piu’ denso nel passato, doveva anche essere piu’ caldo ! (espansione adiabatica)

• Andando abbastanza indietro nel tempo si deve arrivare ad una temperatura dell’ universo di alcune migliaia di gradi (piu’n o meno come la superficie del sole).

• Prima di allora l’ universo doveva essere un mezzo ionizzato (e quindi opaco).

• Guardare ancora piu’ indietro nel tempo e’ impossibile con la luce. C’e’ una fotosfera cosmica che ci impedisce la visione dell’ universo ancora piu’ primordiale.

• Ma ci permette di osservare l’ universo quando era circa 1000 volte piu’ caldo, un miliardo di volte piu’ denso, e 50000 volte piu’ giovane di oggi.

• La luce proveniente da quell’ epoca subisce uno spostamento verso il rosso di una fattore circa 1000. Da luce visibile, diventa un debole fondo di microonde, detto RADIAZIONE COSMICA DI FONDO.

• La luce di 1 micron diventa luce di 1000 micron. E’ molto difficile misurarla !

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CMB0.0003

• A lunghezze d’ onda piu’ lunghe di 220 μm l’ energia dei fotoni e’ talmente bassa che non esistono materiali adatti alla fotoconduzione.

• Si deve usare l’ effetto integrato di molti fotoni, che comunque lasciano la loro energia sul reticolo cristallino, registrando il conseguente aumento di temperatura.

• Si usano cioe’ rivelatori termici: i bolometri.

Cryogenic Bolometers• For FIR & mm-waves spectroscopy we need very wide band

detectors. Bolometers provide the optimal choice: they are senitivefrom mm-waves to the visible range.

filter(frequencyselective)

FeedHorn(angle selective)

IntegratingcavityRadiation

Absorber (ΔT)

Thermometer(Ge thermistor (ΔR)at low T, or TES)

IncomingPhotons (ΔB)

• Fundamental noise sources are Johnson noise in the thermistor(<ΔV2> = 4kTRΔf), temperature fluctuations in the thermistor((<ΔW2> = 4kGT2Δf), background radiation noise (Tbkg

5) needto reduce the temperature of the detector and the radiativebackground.

Load resistor

ΔV

• In steady conditions the temperature rise of the sensor isdue to the background radiativepower absorbed Q and to the electrical bias power P:

• The effect of the background power is thus equivalent to an increase of the reference temperature:

Cryogenic Bolometers

PQTTG +=− )( 0

GQTT

TTGGQTTGP

+=

−=⎥⎦⎤

⎢⎣⎡ +−=

00

00

'

)'()(

T0’

Q(pW)0.27K

0.28K

0.26K0 1 2

• In presence of an additional signalΔQ ejωt (from the sky)

• There is a tradeoff between high sensitivity and fast response. The heat capacity C should beminimized to optimize both.

• Using a current biased thermistor toreadout the temperature change:


QTGdt

TdC eff Δ=Δ+Δ

GC

GdQdT

eff

=

+=

τ

ωτ 2211

221/

/)()(

ωταα

αα

+===ℜ

==⇒=

effGTRi

dQdT

TRi

dQdV

TRdTiidRdVdT

TdRTR

T

Small sensorat low

temperature

Responsivity

• A large α isimportant forhigh responsivity.

• Gethermistors:

221/

)()(

ωτα

α

+=ℜ

=

effGTRi

dTTdR

TRT

110 −−≈ KTα


14

• Johnson noise in the thermistor

• Temperature noise

• Photon noise

• Total NEP (fundamental):


kTRdf

Vd J 42

=Δ

( )22

22

24

fCGGkT

dfWd

eff

effT

π+=

Δ

( )( ) dxeex

hcTk

dfWd

x

xBGPh

∫ −

+−=

Δ2

4

32

552

114 εε

dfWd

dfWd

dfVd

NEP PhTJ222

22 1 Δ

+Δ

+Δ

ℜ=

Again, needof low

temperatureand low

background

Q

1900 1920 1940 1960 1980 2000 2020 2040 2060

102

107

1012

1017

Langley's bolometerGolay Cell

Golay Cell

Boyle and Rodgers bolometer

F.J.Low's cryogenic bolometer

Composite bolometer

Composite bolometer at 0.3K

Spider web bolometer at 0.3KSpider web bolometer at 0.1K

1year

1day

1 hour

1 second

Development of thermal detectors for far IR and mm-waves

time

requ

ired

to m

ake

a m

easu

rem

ent (

seco

nds)

year

Photon noise limit for the CMB

Spider-Web Bolometers

Absorber

Thermistor

Built by JPL Signal wire

2 mm

•The absorber is micromachined as a web of metallized Si3N4 wires, 2 μm thick, with 0.1 mm pitch.

•This is a good absorber formm-wave photons and features a very low cross section for cosmic rays. Also, the heat capacity isreduced by a large factorwith respect to the solidabsorber.

•NEP ~ 2 10-17 W/Hz0.5 isachieved @0.3K

•150μKCMB in 1 s

•Mauskopf et al. Appl.Opt. 36, 765-771, (1997) Crill et al., 2003 – BOOMERanG 1998 bolometers, 300 mK

8 minuti luceQui, ora

Gas incandescente sulla superficie del Sole (5500 K)

8 minuti luce

14 miliardi di anni luce

Qui, ora

Qui, ora

Gas incandescente sulla superficie del Sole (5500 K)

Gas incandescente nell’universo primordiale (quando l’ universo diventa trasparente, T=3000 K)

15

htt p

: // o

b ero

n .ro

ma 1

.infn

.it /

boom

era n

g

Sun Shield

Ground Shield

Solar Array

Cryostat and

detectors

Primary Mirror

(1.3m)

Differential GPS Array

Star Camera

the BOOMERanG ballon-borne telescope

Sensitive at 90, 150, 240, 410 GHz

• The instrument is flownabove the Earthatmosphere, at an altitudeof 37 km, by means of a stratospheric balloon.

• Long duration flights (LDB, 1-3 weeks) are performadby NASA-NSBF over Antarctica

• BOOMERanG has been flownLDB two times:

• From Dec.28, 1998 toJan.8, 1999, for CMB anisotropy measurements

• In 2003, from Jan.6 toJan.20, for CMB polarizationmeasurements (B2K).THIS TALK

• The image of the sky isobtained by slowlyscanning the full payloadin azimuth (+30o) at constant elevation

3 4 5 6

-55

-50

-45

-40

-35

crosslink in BOOMERanG LDB scans (1 scan/hour sho

elev. = 45o

0-11h

12-23h

decl

inat

ion

(deg

rees

)

Right Ascension (hours)

• The scan center constantly tracks the azimuth of the lowestforeground region

• Every day we obtain a fully crosslinked map.

• This is the key for anaccurate map of the sky

BOOMERanG• 1998:

BOOMERanG mapped the temperature fluctuations of the CMB at sub-horizonscales (<1O).

• The signalwas wellabove the noise:

2 indep. det.at 150 GHz

• 1998: BOOMERanG mapped the temperature fluctuations of the CMB at sub-horizonscales (<1O).

• The signalwas wellabove the noise:

BOOMERanG

2 indep. det.at 150 GHz

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1 dps map + 2 dps map

• Data taken at two different scan speeds, fromlocations 5000 km apart, are consistent.

1 dps map - 2 dps map

• Data taken at two different scan speeds, fromlocations 5000 km apart, are consistent.

• The rms signalhas the CMB derivative spectrum and does not fit anyspectrum of foregroundemission.

• ForegroundContaminationis less than 1% of the CMB PS at 145 GHz.

Cosmology Results from B98• Multifrequency maps of 3% of the sky, with 10’ FWHM

resolution de Bernardis et al. Nature, 404, 955-959, 2000• Power spectra (l=50-1000) Netterfield et al. Ap.J. 571, 604-

614 (2002), Ruhl et al., Ap.J., 599, 786-805, (2003)• Three peaks detected at l=210,540,845

de Bernardis et al. Ap.J. 564, 559-566, (2002)

• Cosmological parameters: Lange et al. Phys.Rev. 63, 042001 (2001), Netterfield et al., Ruhl et al.

– Ω=1.03+0.04 (nearly flat)

– ns =1.02+0.07 (nearly scale invariant)

– Ωbh2 = 0.023+0.003 (consistent with BBN)

• Gaussianity (Minkowski functionals, Bispectrum, Trispectrum..) Polenta et al. Ap.J.L., 572, L27-L30, (2002), De Troia et al. MNRAS 343, 284-292 (2003)

• Dust contamination < 1% of CMB PS @150GHzMasi et al. Ap.J., 553, L93-L96, (2001)

Estimated Instrument Performance Goals1.5 m (proj. aperture) aplanatic; shared focal plane; system emissivity 1%Telescope

Viewing direction offset 85o from spin axis; Field of View 8o Instrument LFI HFI Center Freq. (GHz) 30 44 70 100 143 217 353 545 857 Detector Technology HEMT LNA arrays Bolometer arrays Detector Temperature ~20 K 0.1 K Cooling Requirements H2 sorption cooler H2 sorption + 4 K J-T stage + Dilution cooler Number of Unpol. Detectors

0 0 0 0 4 4 4 4 4

Number of Linearly Polarised Detectors

4 6 12 8 8 8 8 0 0

Angular Resolution (FWHM, arcmin)

33 24 14 9.5 7.1 5 5 5 5

Bandwidth (GHz) 6 8.8 14 33 47 72 116 180 283 Average ΔT/TI

* per pixel#

2.0 2.7 4.7 2.5 2.2 4.8 14.7 147 6700

Average ΔT/TU,Q* per

pixel# 2.8 3.9 6.7 4.0 4.2 9.8 29.8

* Sensitivity (1σ) to intensity (Stokes I) fluctuations observed on the sky, in thermodynamic temperature (x10-6) units, relative to the average temperature of the CMB (2.73 K), achievable after two sky surveys (14 months). # A pixel is a square whose side is the FWHM extent of the beam. * Sensitivity (1σ) to polarised intensity (Stokes U and Q) fluctuations observed on the sky, in thermodynamic temperature (x10-6) units, relative to the average temperature of the CMB (2.73 K), achievable after two sky surveys (14 months).

Table last updated Feb. 2004

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B-modes, as will be observed by Planck

Technologies forlarge, sensitive arrays of

microwave detectors• Current bolometer technology requires to mount each

sensor by hand: the Ge thermistor has to be glued tothe radiation absorber (the spiderweb) by hand.

• The process yeld is low and it is impossible to makelarge arrays.

• We need a process using only photolitography and micromachining to produce the full detector, allowingautomatic mass production.

• A large α isimportant forhigh responsivity.

• Ge thermistors:• Superconducting

transition edgethermistors:


221

)()(

1

ωτα

α

+=ℜ

=

effGRidT

TdRTR

110 −−≈ KTα

11000 −≈ KTα

S.F. Lee et al. Appl.Opt. 37 3391 (1998)

18

Such a high value for α(which is >0 for TES) induces a large change in the bias power whenradiation hits the detector (electrothermal feedback)

This results in a largereduction of the time constant and in stabilization of the responsivity.

Kinetic Inductance Detectors(KIDs) for microwaves

• A KID is a strip of superconductor.• The incident radiation with

creates quasiparticles by breaking Cooper pairs. • The increased number of quasiparticles changes the

surface inductance of the superconductor because block the Cooper pairs from occupying some of the electron states (exclusion principle).

• This modifies the effective pairs energy and reduces the density of pairs.

• The change of L is sensed by making the strip part of a microwave resonant circuit, and sensing the change in the phase of a microwave signal transmitted through the resonator.

Δ> 2νh Superconducting gap energy

ckT5.32 ≈Δ

pane

lsfr

omM

azin

2004

data fromDay et al. 2003

120 mK

260 mK

T << TcDensity of states forquasiparticles

Δ=

νηhNqp

sss LjRZ ω+=

↑↑⇒ ssqp LRN ,

Advantages: 1) easy mux• A KID has high transmission at f away from resonance.

This fact can naturally be used for multiplexing manydetectors, tuned at different resonance f, all loading the same transmission line.

• Usingexcitation in the GHz range:

• high qualitywirelesscomponents are available

• thousands of detectors can bemultiplexed, with a single coax and a single HEMT

More Advantages:• A KID is simple to fabricate (no junctions, nor complex

processes) in e.g. Aluminum (Tc=1K, Top=0.1K), sapphire, silicon: all rugged materials suitable for space environment.

• At Top<<Tc the sensitivity scales as exp(-Δ/kTop)• There is flexibility in the selection of

– Microwave circuit layout (striplines, microstrip lines, coplanar waveguides etc.)

– Superconducting material selection: Aluminum, Tantalum, Niobium, Titanium, Zirconium

– Substrates selection (Ge, Si, Sapphire etc.)

19

Day et al., 2003, Nature, 425 , 817

PI: Silvia Masi (Dipartimento di Fisica, La

Sapienza, Roma) +

IFAC-CNR, INGV,

Univ. of Cardiff, CEA Saclay,

CRTBT Grenoble, Univ. of San Diego

OLIMPO(http://oberon.roma1.infn.it/olimpo)

An arcmin-resolutionsurvey of the sky

at mm and sub-mm wavelengths

OLIMPO• Is the combination of

– A large (2.6m diameter) mm/sub-mm telescopewith scanning capabilities

– A multifrequency array of bolometers– A precision attitude control system– A long duration balloon flight

• The results will be high resolution (arcmin) sensitive maps of the mm/sub-mm sky, with optimal frequency coverage (150, 220, 340, 540 GHz) for SZ detection, Determination of Cluster parameters and control of foreground/background contamination.

30’

CMB anisotropy SZ clusters Galaxies

mm-wave sky vs OLIMPO arrays

150 GHz 220 GHz 340 GHz 540 GHz

20

The uniqueness of OLIMPO

• OLIMPO measures in 4 frequency bandssimultaneously. Thesebands optimallysample the spectrumof the SZ effect.

• This allows us to cleanthe signal from anydust and CMB contamination, and even to estimate Te bymeans of the relativistic corrections.

0 200 400 600 800-4.0x10-4

-2.0x10-4

0.0

2.0x10-4

4.0x10-4

6.0x10-4

600410240150

7keV 10keV 15keV 20keV

ΔI (m

Jy/s

r)

ν (GHz)

Clusters and Λ

• Since Y depends on n (and not on n2), clusters can be seen with SZ effect at distances larger than with X-ray surveys.

• There is the potential to discover new clusters and to map the evolution of clustersof galaxies in the Universe.

• This is related to Λ.

Simulations show that the background from unresolved SZ clusters is verysensitive to Λ (see e.g. Da Silva et al. astro-ph/0011187)

Λ=0. 7 Λ=0.0

Ho=(60+4)km/s/Mpc

SZ and X brightness measurements can be combined to measure DA. (Cavaliere 1978). Doing this for a sample of clusterswith known z, it is possible to derive Ho (see e.g. Reese et al. Astro-ph/0205350)

Deep surveys of SZ clusters can giveindependentestimates of Λ andΩΜ through the measurement of SZ clusters counts.

See e.g. Carlstromet al. Astro-ph/0103480

• Planck will or will not detect Inflationary B-Modes (depending on amplitude, foregrounds, systematics… and if they are reallythere).

• In a diffraction limited 150 GHz survey, CMB BLIP gives 1 μK in 1 min of integration. But we need to observe 105 pixels !

• We need to increase the mapping speed using more detectorsthan in the Planck focal plane.

A post-Planck mission

1 10 100 1000 100000.01

0.1

1

10

150 GHz,10% BW, λ2

150 GHz, 10% BW, 1 cm2sr

30 GHz, 10% BW, λ2

erro

r per

pix

el (μ

K)

integration time (s)

CMB BLIP

• At variance with interferometers, Bolometer technology is easily scalable, and the throughput can be larger than λ2.

• Focal planes hosting thousands of bolometers are being developed already.

Sensitivity

21

Currently taking data from South Pole (Antarctica)

QUaD is a bolometer-basedpolarimeter optimized for CMB polarization measurements The heart of QUaD is a focal planewith 31 corrugated feed horns, each feeding a polarization-sensitive bolometer (PSB) pair(JPL). Linear Polarization ismodulated by a HWP.

• > 1000 TES bolometers for the South Pole Telescope devoted to SZ (Adrian Lee, Berkeley)

Large Bolometer Arrays

• > 1000 TES bolometers for SPIDER a proposed spinning polarimeter on a LDB (Andrew Lange, Caltech) devoted to large scale CMB polarization

Large Bolometer Arrays Large Bolometer Arrays

30’

150 GHz 220 GHz 340 GHz 540 GHz

• >400 TES bolometers for the OLIMPO balloon telescope devoted to SZ and CMB anisotropy (Silvia Masi, Roma)

• >1000 TES bolometers for the EBEX CMB polarization balloon telescope (Shaul Hanany, Minneapolis)

Large Bolometer Arrays

Planck

Bolom.Array

From theEBEXproposal

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There is still a lot to do in CMB science,And we need advanced technologies to improve

Astrofisica, Cosmologia, e Nuove...

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