Il satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe - in Italiano sonda per l'anisotropia delle microonde) è stato lanciato il 30 giugno 2001. Nel gennaio 2003, il gruppo di scienziati responsabile dell'esperimento ha reso noti i risultati del primo anno di osservazioni, cui è seguito un secondo comunicato nel marzo 2006 (WMAP3) ed infine una terza serie di pubblicazioni nel marzo 2008 (WMAP5), relative a cinque anni di presa dati. È a quest'ultima che la domanda si riferisce.

Ho dato solo una scorsa veloce agli articoli scientifici di WMAP5, ma mi sento di affermare che i nuovi dati non hanno cambiato in maniera significativa quanto già si sapeva. I nuovi risultati hanno permesso prevalentemente di raffinare ed aumentare la precisione della misura di parametri già noti, senza di fatto modificare significativamente i valori conosciuti in precedenza, e senza proporre stravolgimenti nel "paradigma" correntemente accettato.

Questo non deve sembrare cosa da poco. La fisica è una scienza quantitativa, e la determinazione accurata dei parametri è una componente fondamentale del progresso scientifico. Per dimostrare la precisione raggiunta, la figura sotto mostra un grafico con una serie di dati sperimentali ricavati da WMAP5 (i punti neri con le barre verticali, che indicano l'errore) confrontati con la previsione teorica (linea rossa continua) e la sua incertezza (area grigia). Al di là del significato specifico del grafico, si vede come il modello ed i dati si accordano in maniera molto buona tra loro. Già la prima pubblicazione dei risultati di WMAP, nel 2001, aveva mostrato come l'analisi del fondo a microonde è molto efficace per studiare le proprietà dell'Universo su grande scala. In un certo senso, WMAP ha dimostrato in pieno la possibilità di fare cosmologia di precisione: mentre fino a pochi anni fa i parametri cosmologici (come la densità di materia e l'età dell'Universo) erano conosciuti solo come ordine di grandezza, oggi la precisione raggiunta è spesso al di sotto del 10% ed a volte sfiora l'1%. Con questo, non vorrei dare l'impressione che tutto sia dato per conosciuto e scontato: naturalmente la ricerca continua, e nuovi test sempre più precisi vengono continuamente effettuati - usando approcci il più possibile diversificati - per verificare e confermare il modello ritenuto valido. Ciononostante, grazie a WMAP e ad altre osservazioni astronomiche, esiste perlomeno un modello quantitativo credibile in grado di spiegare bene la maggior parte delle osservazioni disponibili.

Dopo questa ampia premessa, vorrei provare a rispondere più concretamente alla domanda posta: cosa hanno imparato gli astronomi dalle osservazioni di WMAP5? Si tratta in effetti di una lunga lista, e ciascun argomento meriterebbe una trattazione a sé. Quella che segue è dunque solo una veloce carrellata.

• Come già detto, i parametri cosmologici fondamentali (la densità totale di energia, la densità della materia oscura, la costante di Hubble...) sono stati misurati con miglior precisione. Per esempio, la famosa costante di Hubble viene stimata pari a 71.9±2.7 km s^-1 Mpc^-1 (basandosi sui soli dati WMAP). Combinando i risultati WMAP con altre osservazioni astronomiche questo valore può essere ulteriormente raffinato a 70.1±1.3 km s^-1 Mpc^-1. La corrispondente età dell'Universo è 13.7 miliardi di anni. Una lista completa di tutti i parametri cosmologici è disponibile a questo link.
• L'aumento della precisione con cui sono misurati i parametri non ha minato il buon accordo tra i dati ed il modello utilizzato. In conseguenza di ciò, alcuni modelli teorici alternativi che prevedono deviazioni dalle predizioni del "modello standard" risultano ora meno favoriti. Ovviamente, la selva delle possibilità rimane sempre molto popolata!
• Viene confermata con buona significatività la presenza di un fondo cosmico di neutrini che permea l'Universo (residuo delle fasi iniziali ad alta temperatura dell'Universo). Questi neutrini sono purtroppo troppo difficili da individuare direttamente con gli esperimenti attualmente concepibili, ma la lora impronta sulla radiazione cosmica di fondo (lasciata miliardi di anni fa) è rimasta indelebile.
• Tra le proprietà più interessanti dell'Universo, è stata ora vincolata in modo più accurato la cosiddetta epoca della reionizzazione. Subito dopo il Big Bang, l'Universo si è raffreddato ed i nuclei atomici (prevalentemente idrogeno) si sono ricombinati con i rispettivi elettroni, formando atomi neutri. L'Universo era pertanto permeato da idrogeno atomico, che risulta opaco alla radiazione visibile. In seguito alla formazione delle prime stelle e galassie, questo idrogeno è stato re-ionizzato (separato in elettroni e nuclei) dai fotoni prodotti da esse. L'epoca cui è avvenuta questa transizione è detta epoca della reionizzazione, e secondo i risultati di WMAP (combinati con altre osservazioni) è avvenuta circa 430 milioni di anni dopo il Big Bang (il corrispondente redshift è 10.8±1.4, ben più di quello degli oggetti più lontani finora osservati).
• Oltre alle osservazioni di interesse cosmologico, WMAP è anche in grado di studiare singole sorgenti astronomiche di microonde, tipicamente stelle, galassie, e nuclei galattici attivi. Da una parte queste sorgenti costituiscono una difficoltà per lo studio della radiazione cosmica (la "inquinano"), dall'altra il loro studio è interessante di per sé per comprenderne il funzionamento e l'evoluzione. Il lungo periodo di osservazione, esteso lungo 5 anni, ha permesso, in particolare, di studiare la loro variabilità nel tempo.

Referenze e link.

Pagina web di WMAP: http://map.gsfc.nasa.gov/.
Sito della NASA con il riassunto dei risultati di WMAP5 (in inglese): http://www.nasa.gov/topics/universe/features/wmap_five.html.
Raccolta degli articoli scientifici di WMAP5 (molto tecnici, in inglese): http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/map_bibliography.cfm.
Il grafico riportato sopra è tratto dal seguente articolo: G. Hinshaw et al. 2008, in pubblicazione presso The Astrophysical Journal, Supplement Series (arXiv:0803.0732).

Appendice.

Per completezza, cerco di spiegare brevemente cosa rappresenta il grafico mostrato come esempio. Tecnicamente, si chiama spettro di potenza delle fluttuazioni della radiazione cosmica: non c'è che dire, nome abbastanza spaventevole! In sostanza, la radiazione di fondo (in sigla: CMB) non è perfettamente uniforme su tutto il cielo. In alcune regioni è più intensa (o, equivalentemente, più calda), in altre è più debole (più fredda). L'intensità di queste fluttuazioni varia a seconda della scala angolare considerata; in pratica, la CMB risulta diversamente disomogenea a seconda della dimensione della regione del cielo che si considera. Per fare un esempio, si può considerare una scacchiera. Il colore (bianco o nero) rimane costante all'interno delle singole caselle (che sono dunque omogenee), ma non è uniforme se si considera l'intera scacchiera. In questo caso, la dimensione tipica delle disomogeneità è proprio la dimensione della casella, e questa è l'unica scala caratteristica delle disomogeneità. Per l'Universo la situazione è più complessa, ci sono molte scale caratteristiche, e per questo il grafico dello spettro di potenza presenta diversi picchi. Ciascun picco dello spettro di potenza rappresenta una scala (angolare) cui l'Universo è particolarmente disomogeneo. Il grafico mostra che le fluttuazioni più pronunciate hanno dimensione di circa 1 grado. Teoricamente, la posizione dei picchi dipende dai parametri cosmologici, ed è per questo che tramite lo spettro di potenza si possono determinare questi parametri.