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Che cos’è Planck …… e a che cosa serve

P. de BernardisDipartimento di Fisica

Università di Roma La Sapienza

14/05/2009Launch day

Planck• Planck è un telescopio per microonde,

lanciato nello spazio profondo per eseguire dettagliatissime misure della radiazione cosmica di fondo.

• Permette quindi di studiare l’ universo primordiale, con precisione e accuratezza mai viste prima.

• Questa missione spaziale è intitolata al fisico tedesco Max Planck (1858-1947, Nobel per la fisica nel 1918) che per primo, ipotizzando l’ esistenza di quanti di luce, èriuscito a descrivere correttamente la radiazione prodotta da materia in equilibrio termico.

• La radiazione prodotta dall’ universo primordiale è proprio di questo tipo (radiazione di corpo nero).

1950 Predizioni teoriche da parte di George Gamow:L’ universo primordiale era estremamente caldo e denso (hot big bang)I e da esso deve provenire radiazione elettromagnetica di corpo nero

1965 Scoperta del fondo cosmico a microonde (premio Nobel a Penzias e Wilson nel 1978)

Anni 70 - 80 Misure da terra e da pallone, conferma della natura Planckiana (Melchiorri, Richards)

1992 Misure ultra accurate del fondo cosmico a microonde da parte di COBE-FIRAS della NASA (premio Nobel a Mather nel 2006)

Immagini dell’ Universo Primordiale• La luce trasporta l’ immagine della

sorgente che l’ ha emessa: la radiazione cosmica di fondo ci dà quindi l’ opportunitàdi vedere il passato remoto dell’ universo.

• Se nell’ universo primordiale c’erano delle strutture, nella loro direzione si dovrebbero vedere delle variazioni della brillanza (temperatura) della radiazione cosmica di fondo.

Immagine della granulazione solare: 8 minuti fa, sul sole

La mappa di BOOMERanG dell’ universo primordiale: 14 miliardi di anni fa, una remota zona di universo

8 minuti luce

14 miliardi di anni luce

Qui, ora

Qui, ora

Gas incandescente sulla superficie del sole (fotosfera, 5500 K)

Gas incandescente nell’ universo primordiale (3000 K)


Evoluzione di una zona dell’ Universo e della sua immagine

t = 0 anni dal Big Bang

La nostra posizionenell’ universo

Big Bang

La regione X


t = 1000 anni dal Big BangL’ Universo e’ un plasma caldissimo. La luce non si propaga


t = 200000 anni dal Big BangL’ Universo e’ un plasma caldissimo in lento raffreddamento.

Aumentando moltissimo il contrasto si vedono piccole fluttuazioni di temperatura e densita’


t = 250000 anni dal Big BangL’ Universo si raffredda lentamente. La luce non si propaga

Le bolle di densita’ non possono crescere, la luce intensissima lo impedisce

A


t = 300000 anni dal Big BangRicombinazione. L’ universo diventa neutro

La luce ora puo’ propagarsi in linea retta; Le perturbazioni di densita’ possono cominciare a crescere.

C

B


t = 1 milione di anni dal Big BangL’ Universo e’ neutro. La luce ora si propaga in linea retta

Una immagine della regione X e’ partita verso di noi

B

A

C


t = 1 miliardo di anni dal Big BangSi formano le strutture sotto l’ azione della gravita’:

ammassi di galassie dalle zone piu’ calde e sovradensevuoti cosmici dalle zone piu’ fredde e sottodense

B

A

C


t = 2 miliardi di anni dal Big BangSi sono formate le strutture,

L’ immagine della regione X nel suo stato primordialecontinua a viaggiare verso di noi.

B

A

C


t = 5 miliardi di anni dal Big Bang

B

A

C

Nelle galassie nascono e bruciano le diverse popolazioni stellari, L’ immagine della regione X nel suo stato primordiale

continua a viaggiare verso di noi.



B

A

C

Nelle galassie nascono e bruciano le diverse popolazioni stellari, L’ immagine della regione X nel suo stato primordiale




B

A

C

Si forma la Terra. L’ immagine della regione X nel suo stato primordiale



t = 14 miliardi di anni dal Big BangOggi. L’ immagine primordiale della regione X e’ arrivata fino a noi, visibile come anisotropia del fondo cosmico a microonde. Come possiamo vedere nei fossili l’ immagine di specie primitive, possiamo vedere nel fondo a microonde l’immagine delle protostrutture che si evolveranno in galassie

A

C

B

C

AB

Le misure di anisotropia• Fin dagli anni 70 fu chiaro che l’

immagine della radiazione cosmica di fondo era estremamente poco contrastata.

• La radiazione di fondo e’ con ottima approssimazione isotropa.

• Le anisotropie (variazioni di temperatura da una zona all’ altra del cielo) sono inferiori a 100 parti per milione (300 milionesmi di grado o 300 μK) a qualunque scala angolare inferiore a 90 gradi.

• Le misure sono estremamente difficili, a causa dell’ emissione (10 K) e delle fluttuazioni di emissione (10 mK) dell’atmosfera terrestre, molto maggiori del segnale da misurare.

• Le misure vanno fatte in alta montagna, o in Antartide, o da palloni stratosferici o da satelliti in orbita.

BOOMERan

G(1

998,

2003

)

WMAP

(200

3)

WMAPHinshaw et al. 2006astro-ph/0603451

BOOMERanGMasi et al. 2005astro-ph/0507509

1oDetailed Views of the Recombination Epoch(z=1088, 13.7 Gyrs ago)

Measuring the CMB from the US Amundsen-Scott South Pole Station.

BICEP(CMB polarization imager)

South Pole Telescope(SZ measurements)

SPT

BICEP

Successi ed enigmi• Queste misure hanno confermato il modello del

Big Bang Caldo con grande affidabilità.

• Queste (ed altre misure di osservabili cosmologiche) sono consistenti con un modello semplice, che contiene pochi parametri.

• Ma alcuni parametri e processi fisici compresi nel modello non sono mai stati osservati/misurati in laboratorio.

• Quindi si devono fare misure ancora più precise.• Ecco perché serve Planck.

• Studiando l’ immagine della superficie del sole, si studiano le onde di pressione e densitàche si propagano al suo interno, e quindi si capisce come è fatta la struttura interna del sole.

• Lo studio dell’ immagine del fondo cosmico a microonde permette di fare la stessa cosa: studiare l’ interno della palla di fuoco primordiale, cioè l’evoluzione dell’ universo nei primi 380000 anni dopo il Big Bang.

Cosmological ParametersCompare with same weak prior on 0.5<h<0.9

WMAP(100% of the sky, <1% gain

calibration, <1% beam, multipole coverage 2-700)

Bennett et al. 2003

• Ω =1.02+0.02• ns = 0.99+0.04 *• Ωbh2 =0.022+0.001• Ωmh2 =0.14+0.02• T = 13.7+0.2 Gyr• τrec= 0.166+0.076

BOOMERanG(4% of the sky, 10% gain

calibration, 10% beam, multipole coverage 50-1000)

Ruhl et al. astro-ph/0212229

• Ω = 1.03+0.05• ns = 1.02+0.07• Ωbh2 =0.023+0.003• Ωmh2 =0.14+0.04 • T=14.5+1.5 Gyr• τrec= ?

Materia Normale

4%

Materia Oscura

22%

Energia oscura

74%

Radiazione < 0.3%

Inflaz

ione

Cosmica

Il Paradosso degli Orizzonti Cosmici• La radiazione di fondo proviene da un’ epoca in cui l’ universo

aveva un’ età di 380000 anni. Solo regioni dell’ Universo piùvicine tra loro di 380000 anni-luce hanno avuto la possibilità (il tempo) di interagire.

• Ma nelle mappe del fondo cosmico, regioni separate anche molti gradi hanno una brillanza quasi uguale, entro 1 parte su 10000. Come è possibile, se non hanno potuto interagire in tutta la storia precedente dell’ universo, dal Big Bang alla ricombinazione ? (“Paradosso degli Orizzonti”)

T1

T2

1°

1°

3800

00 ly

3800

00 ly

14 000 000 000 ly

10°

• Questa lunghezza, vista da una distanza di 13.8 miliardi di anniluce, sottende un angolo di un grado.

Paradosso della Piattezza• Se i fotoni si sono propagati lungo linee rette dalla

ricombinazione fino a noi, allora l’ universo ha una geometria euclidea.

• Ma secondo le equazioni di Einstein, questa geometria si verifica solo se la densità totale di massa-energia dell’ universo ha un valore molto preciso: la densità critica (10-29 g/cm3).

• Quindi abbiamo pesato l’ universo !• Ma quello della densità critica è uno spartiacque

tra evoluzioni dell’ universo estremamente diverse !

• Chi ha regolato così precisamente la densità ?• Paradosso della piattezza.

a(t)

t

Densità critica, 1 ns dopo il Big Bang

Miliardi di anni

Dis

tanz

e co

smic

he

Espansione critica: un equilibrio delicatissimo tra dissolvimento e collasso

Altri paradossi … e una soluzione• Perché non ci sono monopoli magnetici ?• Perché le piccole fluttuazioni di temperatura del

fondo cosmico, oltre ad essere piccole, sono Gaussiane e Invarianti di scala ?

• Chi ha generato le prime strutture cosmiche ?

• C’ è una ipotesi affascinante che spiegherebbe questi paradossi e risponderebbe a queste domande.

• E’ affascinante perché collega il cosmo con il microcosmo…

• E’ l’ ipotesi dell’ Inflazione Cosmica

10 milioni di anni lucet=380000 anni

Fluttuazioni di densita’illuminate dalla luce del fondo cosmico

Dimensioni subatomichet=10-32s

Fluttuazioni quantistichedel campo di energia

primordiale

Energie tipiche:1016 GeV

(100 milioni di miliardi di milardi di eV)

Inflazione Cosmica

UNA FINESTRA SUI PRIMI ISTANTI E

SULLA FISICA DELLEALTISSIME ENERGIE

Chi crea le strutture ? Inflation !

The Breakthrough of Planck: spectral coverage, angular resolution, noise

HFILFI

And best foreground-removalever !

Planck-HerschelLaunchMay 14, 200915:12 CEST

Ecliptic plane1 o/day

Boresight(85o from spin axis)

Field of viewrotates at 1 rpm

E

M

L2

Observing strategyThe payload will work from L2, toavoid the emission of the Earth, of the Moon, of the Sun

Telescopio fuori asse, diametro specchio principale 1.8 m

Finalmente ...

…. Flight Ready

• Tutto questo è iniziato nel 1992 …• Ed è il risultato di una grande collaborazione

internazionale.

• L’ Italia ha un ruolo chiave in questa missione (e in Herschel), grazie all’impegno di una comunità CMB italiana molto attiva, e al supporto dell’ Agenzia Spaziale Italiana

• Elisabetta Tommasi (ASI) ci parlerà di questo.

14/05/2009

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