COSmic Monopole Observer

L’esistenza dei segnali di distorsione spettrale (SD) è garantita, ma sono molto deboli rispetto al rumore del rilevatore, all'emissione strumentale, all'emissione atmosferica e alle sue fluttuazioni, ai foreground galattici, al CMB stesso. La misura finale dovrà sicuramente essere effettuata dallo spazio. COSMO è un esperimento pionieristico, basato a terra e successivamente su pallone stratosferico, che non mira alle distorsioni più piccole, ma cerca di sfruttare al meglio opportunità esistenti (operazione da Dome-C o da pallone stratosferico), relativamente economiche rispetto ad una missione spaziale, per qualificare il metodo in vista di una grande missione futura. 

COSMO utilizza uno spettrometro criogenico a trasformata di Fourier, di tipo Martin-Pupplett, come quello utilizzato in FIRAS e selezionato per PIXIE. Lo strumento ha due porte di ingresso ed è intrinsecamente differenziale, misurando lo spettro della differenza di luminosità alle due porte di ingresso. Normalmente una porta osserva il cielo, mentre l'altra osserva un corpo nero di riferimento interno criogenico. Pertanto, lo strumento misura la differenza di luminosità tra la radiazione proveniente dal cielo e quella proveniente dal corpo nero di riferimento. A fini di calibrazione, quando necessario, un secondo corpo nero, con una temperatura diversa da quella interna, sostituisce il cielo sulla porta dedicata.

Per le osservazioni da terra, il nemico è l'emissione dell'atmosfera terrestre, che, anche nei migliori siti sulla Terra, sovrasta le distorsioni del CMB di un ampio fattore. COSMO verrà inizialmente operato dalla stazione Concordia, a Dome-C (Antartide), il miglior sito sulla Terra per queste misure, grazie all'atmosfera molto stabile, fredda e secca durante l'inverno. Nonostante ciò, è necessario un metodo per separare l'emissione dell'atmosfera dall'emissione isotropa del cielo. COSMO sfrutta la rapida risposta dei rivelatori a induttanza cinetica per eseguire scansioni rapide del cielo a diverse elevazioni durante la scansione dell'interferogramma spettrale (vedi figure 2 e 3). Ciò consente una separazione in tempo reale del contributo atmosferico (variabile con l'elevazione) dal monopolo del cielo (costante con l'elevazione).

La simulazione di una procedura di best fit, assumendo una legge di cosecante per l’emissione atmosferica, produce la seguente stima della componente monopolo (figura 4): le barre di errore si riferiscono a 1 anno di misure con lo strumento COSMO, assumendo un rumore atmosferico correlato e un NEP di circa 10^-16 W/sqrt(Hz) per ciascuno dei 18 rivelatori del mosaico di piano focale. La distorsione y (assunta pari a 1,8x10^-6) viene rilevata con alta significatività (mentre FIRAS a suo tempo produsse un limite superiore circa 5 volte superiore a questo valore). 

Dimostrare questo livello di sensibilità, avendo rimosso gli effetti sistematici presenti, qualificherà lo strumento per un uso su pallone stratosferico, dove la sensibilità potrà migliorare di un ulteriore fattore da 3 e 10, e poi su satellite per una misura finale, possibilmente nell’ambito del programma Voyage 2050 di ESA.

Realizzazione di uno spettrometro assoluto per la banda 100-300 GHz, operante da Dome-C nell’ inverno antartico, in grado di separare l’emissione atmosferica residua dal monopolo del fondo cosmico di microonde, in modo da evidenziare distorsioni spettrali CMB a livello di 1 parte per milione. 

Il progetto PNRA è stato completato nel novembre 2022, mentre il PRIN dovrà completarsi nel Novembre 2023. Al momento è in corso l’integrazione dei sottosistemi, che descriviamo di seguito. 

• Shelter : COSMO opererà presso la stazione Concordia, sull' alto plateau Antartico, durante l'inverno antartico. Abbiamo progettato uno specifico shelter per ospitare l'esperimento, con una sezione termicamente isolata che protegge l'elettronica sensibile dalle temperature estremamente basse, e una sezione con un tetto apribile in remoto per accogliere il ricevitore. Lo shelter  è montato su una palafitta per far fronte alla drifting snow, come di consueto per questo tipo di attrezzatura sull'altopiano antartico. Abbiamo contattato l'azienda in Nuova Zelanda che ha fornito altri shelter per il PNRA. Attualmente stanno ultimando una stima ufficiale dei costi e dei tempi di consegna per noi.
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• Sistema criogenico: Lo spettrometro assoluto di COSMO opera a temperature criogeniche. A causa delle dimensioni del sistema ottico e del riferimento criogenico, è richiesto un grande volume freddo. Il criostato (figura 5) che abbiamo progettato utilizza due refrigeratori a tubo pulsato modello SRP-082B2S-F70H della SHI, che sono già stati acquistati, consegnati e testati in laboratorio con un criostato di prova. Il criostato COSMO, finanziato dal PNRA e poi gestito da INFN, è stato realizzato da un consorzio di aziende nazionali. La fabbricazione è stata ritardata notevolmente a causa di una combinazione di lockdown dovuto al COVID-19 e al fallimento dell'appaltatore principale. Questa difficile situazione è stata gestita dall'INFN per ridurre al minimo l'impatto sul progetto, e il completamento del sistema, eseguito dai partner dell'appaltatore principale, è ora programmato per la fine di quest'anno. Il refrigeratore sub-K è fornito da Chase Cryogenics. In figura 5 si mostra il criostato principale di COSMO. 
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• Sky Scanner: La scansione del cielo è ottenuta grazie a uno specchio piatto e rotante a forma di cuneo, utilizzato per indirizzare il fascio del telescopio lungo una circonferenza di 20° di diametro in cielo. L’elevazione del centro della circonferenza può essere variata inclinando l’intero ricevitore (vedi figura 2). La scansione deve essere molto veloce (anche mille giri al minuto) per misurare l'emissione atmosferica e sottrarla in tempo reale, in modo da rimuovere efficientemente anche il rumore 1/f derivante dalle sue fluttuazioni. Per lo specchio è stato ottimizzato un design leggero, interamente in alluminio 6061, al fine di minimizzare l'inerzia mantenendo la rigidezza. È stata effettuata una attenta analisi dei momenti di inerzia fuori asse e della loro minimizzazione, consentendoci di procurare un motore e un set di cuscinetti adatti. È stato prodotto un set completo di disegni tecnici per l’officina e la lavorazione è quasi completata.
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• Sistema Ottico: Uno dei problemi più pericolosi in questo tipo di misure è la reiezione  della radiazione proveniente dal suolo (ground spillover). È stato progettato un forebaffle specifico come prima difesa contro il ground spillover. Questo forebaffle si muove insieme al ricevitore e sarà integrato da schermi fissi molto più ampi a livello del suolo. La superficie interna sarà completamente rivestita con assorbitore eccosorb. Lo schermo è stato modellato in modo tale che lo spillover dalla sua superficie interna non sia modulato dalla rotazione dello specchio a cuneo. Riscaldatori e sensori di temperatura permetteranno di testare il contributo di spillover al segnale misurato mediante misure di calibrazione specifiche. Il forebaffle è stato dimensionato per far fronte a un cuneo fino a 10° di raggio, ed è sovradimensionato per ridurre al minimo lo spillover.

Il sistema ottico è composto da un telescopio rifrattore, uno spettrometro differenziale a trasformata di Fourier e due array di rivelatori a induttanza cinetica. Tutti gli elementi ottici sono mantenuti a una temperatura di 2,7 K per mitigare gli effetti sistematici dovuti alla luce diffusa nella misurazione dello spettro della CMB. L'apertura di ingresso ha un diametro di circa 25 cm, producendo un fascio limitato dalla diffrazione, alla lunghezza d'onda più lunga (2,4 mm), di 0,7° FWHM. Il sistema ottico è stato ottimizzato per produrre un fascio quasi parallelo nelle due linee di ritardo dello spettrometro, in modo che la scansione dell'interferogramma non introduca effetti sistematici. La massima differenza di cammino ottico introdotta dal movimento dello specchio del tetto mobile è di +/- 1 cm, corrispondente a una risoluzione spettrale grossolana, di 15 GHz. I componenti del FTS e il corpo nero di riferimento sono tutti montati nella sezione fredda del criostato e mantenuti a una temperatura vicina a 2,7 K. 

• Specchio Mobile: Il FTS (figura 6) è un Martin Puplett (MPI), che ha due linee di ritardo terminate con specchi a tetto. L'interferogramma viene ottenuto modificando la lunghezza relativa delle linee di ritardo. Questo viene ottenuto con il movimento lineare di uno dei due specchi a tetto. Poiché questo opera a temperatura criogenica, dobbiamo minimizzare l'attrito prodotto dal movimento. Abbiamo progettato un criomeccanismo basato su lame flessibili in acciaio armonico, che operano in regime elastico. L'attuatore è una bobina in movimento nel campo magnetico radiale di un forte magnete permanente (modello 30-1471 NCC14-78-830-1SM prodotto da H2W Technologies inc.). La posizione è rilevata da un LVDT, modello Schaevitz 1000HR-006, e da un interferometro ottico ausiliario (Attocube IDSG sensor IDS3010/SMF 1010623) che permette di misurare spostamenti ben inferiori al micron, eliminando il bias dovuto a position sampling jitter.
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• Corpo nero di riferimento: Il corpo nero di riferimento è un elemento fondamentale dello strumento. La sua precisione si riflette direttamente sulla precisione della misura. Per questo motivo, la sua emissività deve essere molto vicina a 1 (entro 100 ppb). Sono state condotte ampie simulazioni per valutare l'impatto dell'emissività del calibratore sulla misura della distorsione target della CMB. Sulla base dei risultati delle simulazioni, è stata definita una procedura per la costruzione del copro nero di riferimento criogenico, e sono stati fabbricati gli stampi per la costruzione di un modello in scala. Questo ci permetterà di validare il processo costruttivo e anche di verificare le prestazioni del sistema prima di procedere con la costosa fabbricazione del corpo nero di riferimento finale.
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• Mosaici di antenne: La radiazione viene accoppiata ai rivelatori tramite due mosaici di nove antenne a tromba a parete liscia che operano rispettivamente nell'intervallo di frequenza 120-180 GHz e 210-300 GHz. Le antenne sono multimodali per fornire una maggiore efficienza e un livello di segnale-rumore più elevato rispetto a un tradizionale ricevitore monomodale, aumentando così la sensibilità strumentale senza estendere il piano focale. La soluzione ottimizzata per antenne soddisfa i seguenti requisiti:
  • 9 pixel per antenna.
  • Funzionamento nella banda a bassa frequenza da 120 a 180 GHz.
  • Funzionamento nella banda ad alta frequenza da 210 a 300 GHz.
  • Apertura di ingresso massima di 24 mm e inter-asse minimo tra i pixel di 26 mm.
  • f/# di illuminazione: f/5.
  • Accoppiamento al wafer tramite un waveguide circolare di diametro 4,5 mm (bassa frequenza) o 4 mm (alta frequenza) e un flare di uscita
  • Lunghezza totale dell'assieme antenna + waveguide + flare: < 200 mm.

Il mosaico a bassa frequenza (figura 7) è composto da coni di Winston, mentre il mosaico ad alta frequenza ospita antenne a profilo lineare. Il design dell'antenna è un compromesso tra il requisito multimodale sul waveguide dell'antenna, il vincolo meccanico sull'apertura dell'antenna e l'ottimizzazione della direttività dell'antenna all'interno della finestra di apertura del criostato di COSMO. Le antenne vengono ottenute sovrapponendo lastre metalliche tramite spine di allineamento, e stringendole con viti. Il mosaico a bassa frequenza è composta da sette lastre antenna e una piastra inferiore con waveguide circolari, mentre il mosaico ad alta frequenza è realizzato come un unico pezzo con una piastra inferiore separata di waveguide circolari. I mosaici sono realizzati tramite fresatura CNC da Pasquali SRL a Milano. Sono realizzati in ergal (Al7075) e saranno fissati con viti in ergal per conformarsi al resto del piano focale e evitare contrazioni termiche differenziali durante il raffreddamento criogenico dell'esperimento. La produzione delle antenne è completa e un'ispezione metrologica per verificare eventuali deviazioni dal profilo nominale è in corso. 

• Rivelatori: Il design dei rivelatori a induttanza cinetica (KIDs) si basa sul know-how sviluppato con successo con i KIDs utilizzati per il payload OLIMPO (Masi et al. JCAP 07 (2019) 003. e-Print: 1902.08993). Abbiamo effettuato ampie simulazioni ottiche ed elettriche specifiche per le condizioni di fondo radiativo previste a Dome-C. Abbiamo ipotizzato antenne multimodali con waveguide circolari che separano l'ingresso dal dispositivo di adattamento dell'impedenza di uscita. Il diametro della waveguide è di 4,5 mm per la banda da 120 a 180 GHz e di 4 mm per la banda da 210 a 300 GHz. Questo consente la propagazione di 10 a 19 modi e 23 a 42 modi rispettivamente per la banda da 120 a 180 GHz e per la banda da 210 a 300 GHz. Le simulazioni multimodali sono complesse e l'ampio utilizzo delle proprietà di simmetria ha contribuito a ridurre il tempo di calcolo. Gli assorbitori sono di tipo Hilbert, come in OLIMPO. I parametri ottimizzati attraverso le simulazioni sono tSi (spessore del wafer di silicio), d (distanza tra il flare e l'assorbitore), h (lunghezza caratteristica del percorso dell'assorbitore di tipo Hilbert), hord (ordine della curva di Hilbert). I risultati sono espressi in termini di assorbimento, perdite nello spazio libero (FS) e perdite nel silicio (Si). Per ogni modo con indice azimutale diverso da zero, i risultati sono ottenuti facendo la media dei risultati delle corrispondenti "modalità HFSS" delle due simulazioni, imponendo una simmetria perfetta E o H sulla superficie di taglio. I risultati "totali" sono ottenuti facendo la media su tutti i modi propagati. La distanza del backshort che massimizza l'efficienza di accoppiamento è di 150 μm per l'assorbitore da 120-180 GHz e di 85 μm (o 260 μm nel caso di ¾ lambda) per l'assorbitore da 210-300 GHz. E’ stato possibile ottenere un'efficienza ragionevole su tutta la banda, con una corretta selezione dello spessore del wafer. I primi wafer di prototipo sono stati progettati e sono in fase di produzione e test. Per l'array KID sensibile nell'intervallo da 210 a 300 GHz, si sta sviluppando un protocollo di fabbricazione speciale al fine di ridurre lo spessore del wafer al valore desiderato di 85 μm solo nei 9 siti dei pixel, mantenendo il resto del wafer al suo spessore originale di 260 μm. Questo permetterà di massimizzare la sensibilità di accoppiamento del rilevatore con un wafer resistente ai cicli di raffreddamento e alle vibrazioni durante il funzionamento.
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• Elettronica di lettura: Gli array di KIDs vengono letti applicando un insieme di frequenze sintonizzate sulle risonanze dei diversi pixel e leggendo il parametro S21 per ciascun pixel. È stato progettato un sistema elettronico basato su FPGA seguendo l'eredità delle attività di OLIMPO e ASI-premiale. L'elettronica di lettura genera un insieme di toni corrispondenti alle risonanze dei KIDs di ciascun rilevatore per monitorarne lo stato superconduttivo. La combinazione di toni viene inviata ai rilevatori e acquisita e analizzata mediante un trasceiver che rileva la variazione di ampiezza e fase dei toni. Il sistema si basa su un'architettura commerciale (PXI) composta da moduli di National Instrument: sono stati scelti due FPGA (Xilinx Virtex-5 NI7966R) su bus PXI Express dotati di 512 MB di DRAM per operare due trasceiver (NI5791). L'architettura Virtex5 è stata selezionata perché è la più potente della famiglia ed è disponibile come componente rad-hard, una specifica non necessaria per l'Antartide, ma considerata strategica in prospettiva di un volo in pallone stratosferico. I transceiver sono moduli di espansione direttamente collegati a quelli FPGA. Sono sintonizzabili fino a 4,4 GHz e sono dotati di mixer IQ in modo da poter generare e acquisire sia l'ampiezza che la fase. Il sistema completo (FPGA e transceiver) è duplicato per coprire una banda più ampia rispetto a quella di un singolo transceiver, come richiesto da questo esperimento. Le due code vengono combinate tramite uno splitter di potenza Wilkinsons utilizzato come combiner. La somma dei due segnali passa attraverso un attenuatore (PXI-5695), ancora ospitato nel bus PXI, per ridurre la potenza al fine di evitare la transizione delle KIDs dovuta a una potenza eccessiva e quindi entra nel criostato tramite un singolo cavo. Il segnale che emerge dal criostato viene diviso da un altro splitter Wilkinsons identico e alimentato ai due ingressi dei trasceiver per essere demodulato e acquisito. La box PXI ospita anche un'alimentazione per polarizzare l'HEMT all'interno del criostato utilizzato per amplificare il segnale proveniente dai due array di KIDs.

Mosaici di rivelatori KIDs multimodo per lunghezze d'onda millimetriche 

Feedhorns multimodo per mosaici di rivelatori KIDs

Elettronica criogenica per lettura per rivelatori KIDs

Elettronica a temperatura ambiente di lettura per rivelatori KIDs

Sistema di acquisizione dati per rivelatori KIDs e informazioni accessorie (temperature, puntamento, tempo)

Spettrometro FTS differenziale criogenico

Corpo nero di riferimento criogenico

Sistema criogenico dry adatto a ospitare rivelatori, FTS, corpo nero

Shelter adatto all'operazione della strumentazione durante l'inverno antartico

Spettri di emissione atmosferica e del fondo cosmico di microonde nell'intervallo 100-300 GHz con risoluzione di 15 GHz