Resultados Planck 2015: (I) Resumen general

Dibujo20150207 planck 2015 cmb

Ya se han publicado los nuevos resultados del telescopio espacial Planck de la ESA. Veinte artículos numerados del I al XXVIII; faltan ocho que aparecerán de aquí a junio. Los resultados de Planck son espectaculares. Confirman el modelo cosmológico de consenso con una precisión sin precedentes. Puedes disfrutar de todos los artículos científicos en Planck 2015 Results.

En mi modesta opinión los nuevos resultados son “sobrados” (ricos y abundantes de bienes, pero además atrevidos, audaces y un poco licenciosos). He leído casi todos los artículos y hay demasiadas cosas que me gustaría contar. Por ello dedicaré varias entradas a este tema. No quiero resultar cansino, intercalaré otras. Hoy me centraré en el resumen general, un artículo aún incompleto (“this paper is not complete at this time”), Planck Collaboration, “Planck 2015 results. I. Overview of products and scientific results,” arXiv:1502.01582 [astro-ph.CO].

Dibujo20150207 brightness temperature rms as a function of frecuency - planck esa

El telescopio Planck (Planck satellite) fue lanzado el 14 de mayo de 2009 y ha observado el fondo cósmico de microondas de forma continua desde el 12 de agosto de 2009 hasta el 23 de octubre de 2013. En 2013 se publicaron los resultados de temperatura (anistropías térmicas) tras 15,5 meses y ahora en 2015 se publican todos los resultados (48 meses), incluidos los de polarización. Un conjunto de 74 detectores a 9 frecuencias que es sensible en la banda entre 25 y 1000 GHz (espectro de microondas y submilimétrico). Los tres detectores de baja frecuencia (LFI) observan en sendas bandas centradas en 30, 44 y 70 GHz. Los seis detectores de alta frecuencia (HFI) observan en sendas bandas centradas en 100, 143, 217, 353, 545 y 857 GHz. Planck logra observar el cielo completo dos veces cada año con una sensibilidad, resolución angular y cobertura en frecuencia nunca antes alcanzada.

Dibujo20150207 brightness polarization rms as a function of frecuency - planck esa

Siete de los nueve detectores (conjuntos de bolómetros) de Planck son sensibles a la polarización (no lo son los HFI a 545 y 857 GHz). El fondo cósmico de microondas (CMB) presenta polarización lineal, descrita por los parámetros de Stokes Q y U. En febrero de 2015 se han publicado cuatro mapas de polarización del CMB a las frecuencias 30, 44, 70 y 353 GHz. Los tres mapas que faltan, a 100, 143 y 217 GHz, donde se “ocultan” los modos B, se publicarán en el futuro (antes del verano de 2015). Aún así, en muchos resultados publicados ahora se han usado datos extraídos de estos mapas.

Dibujo20150207 cross-scan pointing effect - observed planet position offsets - planck esa

Hay grandes diferencias en el procesado de los datos entre los resultados publicados en 2013 y ahora en 2015. Yo destacaría las siguientes. Se ha corregido el efecto de los términos no lineales en los conversores analógico-digitales (ADC), cuyo efecto en las pruebas en tierra era despreciable, pero que ahora sabemos que en vuelo han de ser tenidos en cuenta. Se han medido las propiedades detalladas de los detectores usando los planetas del sistema solar (Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Para los instrumentos LFI han sido claves los siete tránsitos de Júpiter y para los HFI los tránsitos de Júpiter y Saturno.

Lo más espectacular es que ya se conoce la razón de la discrepancia sistemática en la amplitud de los picos acústicos entre WAMP y Planck. En los resultados Planck 2013 se corrigió el movimiento del Sol respecto al CMB usando el “dipolo solar” determinado por WMAP5 (el mismo que se usó con WMAP7 y WMAP9). Los nuevos resultados de Planck 2015 usan un “dipolo orbital” calculado usando la órbita de Planck alrededor del baricentro del sistema solar. El movimiento de Planck se conoce con una precisión de una parte en un millón y al calcular el “dipolo orbital” se ha observado una discrepancia del 0,28% respecto al “dipolo solar”. Puede parecer una diferencia muy pequeña, pero es suficiente para resolver la discrepancia entre WMAP9 y Planck. Ahora todo concuerda como debe concordar. Las dudas que algunos teníamos quedan resueltas de la mejor manera posible, ni WMAP9 era el culpable, ni Planck tampoco. El culpable era el procesado de los datos.

Hay una cosa que me ha gustado mucho de los resultados Planck 2015. Como en 2013 se han calculado cuatro mapas de todo con cuatro técnicas de análisis diferentes: SMICA, Commander, NILC y SEVEM (el artículo “Planck 2015 results. IX” que los compara aún no se ha publicado). En los resultados de 2013 se eligió SMICA como mapa oficial, aunque no quedó claro la razón de esta elección (en mi opinión). Casi todo se calculaba con SMICA, sin usar los otros tres. En mi opinión, quizás criticable, se despreciaba el trabajo de los demás. En los nuevos resultados de Planck 2015 se usan los cuatro mapas, en función de cuál parece el más adecuado en cada momento, sin preferir ninguno por razones ad hoc. De hecho, hay figuras calculadas usando dos mapas, en cierta región se usa un mapa y en otra región se usa otro mapa. No pasa nada. Aclarando estos detalles en el pie de la figura es suficiente. En mi opinión esto es un paso de gigante dentro de la colaboración Planck. Si no puedes justificar con argumentos científicos cuál de tus hijos es el más guapo, descríbelos a todos como el más guapo, sin discriminación. Todos son tus hijos y todos lo merecen.

Dibujo20150206 planck 2015 temperature power spectrum - planck esa

El ejemplo más claro es el espectro TT, la figura más famosa. El espectro de potencia multipolar de las anisotropías en temperatura del fondo cósmico de microondas incluye una línea discontinua en el multipolo 30. La razón es que para los multipolos entre el 30 y el 2500 se ha usado el mapa SMICA. Sin embargo, para los multipolos bajos entre el 2 y el 29 se ha usado el mapa Commander. El análisis de inferencia fiducial indica que tiene mayor verosimilitud. Por tanto, si comparas estos multipolos bajos entre 2013 y 2015 encontrarás diferencias notables que no son debidas a los datos como tales, sino al cambio de mapa. Una comparación fiable entre los multipolos bajos entre 2013 y 2015 requiere usar en el primer caso el espectro TT de Commander. Algo que no deben olvidar quienes quieran buscar nueva física que explique la anomalía asociada a los multipolos 21 y 22, más allá de lo esperado por la varianza cósmica. Esta anomalía aún no tiene explicación y no se sabe si su origen es sistemático, puramente estadístico o representan algún tipo de física más allá del modelo cosmológico. Seguramente serán necesarios telescopios de microondas específicos que estudien estos multipolos bajos para aclarar su origen.

Dibujo20150207 planck peak positions and amplitudes - planck esa

Se observan ocho picos acústicos en el espectro TT. La predicción teórica (curva roja) prácticamente no ha cambiado (porque no han cambiado los parámetros cosmológicos) pero ahora los datos (puntos en azul) se ajustan mucho mejor al modelo teórico. Para verlo con más claridad lo mejor es superponer ambos espectros (2013 y 2015) y alternar las imágenes de forma sucesiva; de esa forma se ve bien el cambio en los datos alrededor del primer pico acústico. Los interesados pueden verlo en el minuto 36:30 del vídeo de la charla de Douglas Scott, “New Results from the Planck Satellite,” Perimeter Institute, 29 Jan 2015. Lo más destacable es que por encima del multipolo 30, hasta el 2500, el ajuste es realmente espectacular. El modelo cosmológico de consenso recibe un enorme empuje gracias a Planck 2015.

Dibujo20150206 Frequency-averaged TE and EE spectra - planck esa

Los mapas de polarización se resumen en los espectros de potencia para los modos E, tanto sus correlaciones con la temperatura, espectro TE, como su autocorrelación, espectro EE. Todavía no se han publicado los espectros de modos B (TB, EB y, el más interesante, BB), que aparecerán en los próximos meses. Los espectros TE y EE son más ruidosos que el espectro TT. Los modos E se obtienen a partir de los mapas de los parámetros de Stokes Q y U de los instrumentos HFI a 100, 143 y 217 GHz. Se ha eliminado la contribución del polvo galáctico estimada a partir del mapa HFI a 353 GHz. Como la contribución del polvo aumenta con la frecuencia se han usado máscaras que retienen el 70%, 50% y 41% para los mapas HFI a 100, 143 y 217 GHz, resp.

Los espectros TE y EE se basan en la correlación entre parejas de mapas. Se han usado los mapas de mayor verosimilitud, en concreto, para el espectro TE los mapas a dos frecuencias 100×143 y 100×217 (se han descartado los mapas 100×100 y 143×217) y para el espectro EE los mapas 100×100, 100×217 y 143×217 (se ha descartado el 100×143). La combinación de estos mapas ha buscado maximizar la relación señal-ruido. Aunque los resultados son espectaculares, los residuos son mayores de lo esperado. Se cree que debe haber errores sistemáticos en los instrumentos que no se han tenido en cuenta; en futuros análisis se espera poder reducir estos errores. Esto nos recuerda que el análisis de la polarización del CMB es mucho más difícil que el análisis de la intensidad.

Dibujo20150208 planck peak positions for TE and EE power spectra - planck esa

Los espectros TE y EE muestran once picos acústicos (seis y cinco, resp.); con los ocho del espectro TT en total son 19 picos los observados por Planck. Por supuesto, gracias a la calidad alcanzada en los multipolos entre 30 y 2000, se puede usar la polarización para estimar los parámetros cosmológicos del modelo estándar (recuerda que con el espectro TT se alcanza el multipolo 2500). Los nuevos artículos de Planck 2015 presentan diversas estimaciones de los parámetros cosmológicos, como TT, TE, EE, TT+TE, TT+EE, TE+EE y TT+TE+EE. Como la precisión del espectro TT es mucho mayor, la diferencia entre usar TT y usar TT+TE+EE es muy pequeña.

Dibujo20150208 LCDM cosmology parameters computed by planck cmb - planck esa

Los resultados de Planck 2015 están en perfecto acuerdo con las predicciones del modelo cosmológico ΛCDM. Esta tabla muestra la estimación de sus seis parámetros, así como otros nueve parámetros derivados. Comparando con los resultados de Planck 2013, lo más reseñable es que el índice espectral escalar (ns) ha subido 0,7 σ, la densidad de bariones (Ωbh²) ha subido 0,6 σ, y la constante de Hubble (H0) ha bajado 0,5 σ. Por supuesto, el mayor cambio (una bajada de 1 σ) ha sido en la profundidad óptica de reionización (τ). Los resultados Planck 2013 usaron la polarización de WMAP para estimar el parámetro τ. Ahora Planck 2015 calcula dicho parámetro gracias a los datos de polarización Planck LFI. No es fácil estimar bien este parámetro porque depende de los multipolos bajos y Planck 2015 ha usado con preferencia el mapa LFI a 70 GHz. El resultado τ ≈ 0,07 es significativamente diferente del valor τ ≈ 0,09 que usó en Planck 2013. Ya he comentado en este blog las implicaciones de este resultado sobre la formación de las primeras estrellas.

Dibujo20150206 planck 2013 vs planck 2015 - difference - planck esa

Esta tabla del artículo Planck Collaboration, “Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters,” arXiv:1502.01589 [astro-ph.CO], muestra la diferencia entre los parámetros cosmológicos estimados con Planck 2013 (datos a 15,5 meses) y con Planck 2015 (datos a 29 meses); nota que estos datos difieren de los presentados más arriba para Planck TT+lowP+lensing. En los resultados de Planck 2013 se usaba un valor de τ ≈ 0,09 (Planck+WP, calculado con los datos de polarización de WMAP) y ahora se obtiene un valor τ ≈ 0,08 un poco más pequeño. La diferencia más grande se observa en As exp(−2τ), que crece de de 1,84 a 1,88 debido a la recalibración de los datos HFI (necesaria para eliminar la diferencia entre Planck y WMAP, que era de un 2,6 % y ha sido corregida a sólo un 0,3%). Por forturna se compensan el decrecimiento en τ con el incremento en As exp(−2τ). Gracias a ello el efecto de estos cambios en los demás parámetros cosmológicos es poco apreciable.

Confieso que yo pensaba que el nuevo valor de τ tendría un efecto mucho mayor; me alegra haber estado equivocado. La tercera columna de la tabla muestra el número de sigmas de diferencia entre los nuevos valores cosmológicos del modelo ΛCDM y los publicados en 2013. Todos los parámetros (salvo los dos ya indicados) diferen en menos de 0,7 σ (y en cuatro parámetros en menos de 0,1 σ). El acuerdo es realmente sorprendente, teniendo en cuenta el gran número de cambios introducidos en los análisis para controlar con sumo cuidado todos los errores sistemáticos. Quien no sea consciente de lo complicado que son este tipo de análisis no entenderá mi sorpresa. Aún teniendo en cuenta que estos resultados de 2015 no son los que pasarán a la posteridad (el llamado legado de Planck), todo apunta a que coincidirán con ellos.

Dibujo20150206 cosmological parameters - tt - te - ee - combined - planck esa

Por supuesto, los espectros TE y EE también pueden usarse para estimar los parámetros cosmológicos, e incluso combinarse con los espectros TT (aunque las mejoras que se obtienen se marginales, inferiores a 0,2 σ). La diferencia entre los parámetros calculados con el espectro TT y TE es menor de 0,5 σ, luego en la práctica se pueden usar de forma indistinta. Entre los parámetros calculados con TT y EE hay una diferencia menor de 1 σ, ya que los espectros EE son más ruidosos; la diferencia entre TE y EE también es menor de 1 σ. Aún así, poder estimar los parámetros cosmológicos usando los mapas de polarización (modos E) con una diferencia de sólo una sigma es realmente increíble. Toda una señal de la gran calidad de los análisis realizados por los miembros de la Colaboración Planck. El análisis de la polarización es muchísimo más difícil que el análisis de la intensidad de la señal.

Dibujo20150206 Omega-b Omega-c cosmological parameters - tt - te - ee - combined - planck esa org

Para que se vea más clara la diferencia entre el análisis de parámetros cosmológicos usando los espectros EE, TE, TT y EE+TE+TT, muestro en esta figura la comparación a pares entre tres parámetros cosmológicos. Los óvalos más pequeños en azul corresponden al valor combinado. Como se ve perfectamente todos se ajustan muy bien salvo los óvalos verdes obtenidos con el espectro EE. Hay que destacar que en estos análisis se usan los datos de polarización para los multipolos mayores de 30.

Dibujo20150206 tau - z reionization - estimation polarization low multipoles - planck esa

El parámetro cosmológico más difícil de estimar a partir de la polarización del CMB es la profundidad óptica de reionización τ. Este parámetro determina la fecha del nacimiento de las primeras estrellas. Se pensaba que la reionización ocurrió para un desplazamiento al rojo de z ≈ 6, aunque los estudios de la distribución de las galaxias más antiguas apuntaban a un valor en el rango 6 < z < 8. Sin embargo, el análisis de la polarización del CMB obtenido por WMAP9 apuntaba a un valor de τ = 0,089 ± 0,014, que corresponde a z = 10,6 ± 1,1. Demasiado alto a todas luces. Determinar τ requiere estimar la polarización para multipolos bajos (menores de 20) y para ellos la relación señal-ruido es muy mala. Los resultados de Planck 2013 permitían estimar un valor τ = 0,075 ± 0,013, casi 1 σ menor que el de WMAP9, pero aún demasiado grande.

Los resultados de Planck 2015 se basan en el mapa de polarización LFI a 70 GHz, limpiando la señal de primer plano con el mapa LFI a 30 GHz para estimar la radiación sincrotrón y el mapa HFI a 353 GHz para la contribución del polvo galáctico. La limpieza permite aprovechar el 46% del cielo. El resultado que se obtiene para los multipolos bajos calculado a todas las frecuencias (LFI+HFI) es de τ = 0,078 ± 0,019, sin embargo, si sólo se usan las frecuencias bajas (HFI) se obtiene τ = 0,067 ± 0,022. La relación señal-ruido para los multipolos bajos calculados con los mapas HFI es mucho peor que con los LFI.

Dibujo20150208 synchrotron radiation and magnetic fields - 30 GHz - planck esa

Para acabar, dos figuras y un comentario final. Esta primera figura muestra los campos magnéticos y la intensidad de la emisión polarizada de la radiación sincrotrón medida con LFI a 30 GHz (mapa Commander). Un resultado importante para entender la dinámica de nuestra galaxia y los famosos radio loops.

Dibujo20150208 galactic dust and magnetic fields - 30 GHz - planck esa

Esta segunda figura muestra los campos magnéticos y la intensidad de la emisión polarizada del polvo galáctico medida con HFI a 353 GHz (mapa Commander). Las dos figuras que he seleccionado son importantes para la observación de los modos B en la polarización del CMB. Corresponden a las fuentes principales de primer plano que hay que eliminar para determinar estos. La gran calidad del resultado obtenido nos hace tener esperanzas. Sabemos que es muy, pero muy difícil determinar los modos B. Pero no debemos perder la esperanza.

El objetivo principal de la misión Planck es estudiar la posible existencia de nueva física más allá del modelo cosmológico de consenso (“Our primary goal is to report whether the Planck data support any evidence for new physics”). Sin embargo, varios parámetros cosmológicos no están definidos de forma unívoca a partir de los datos del fondo cósmico de microondas, con lo que se requiere el uso de datos astrofísicos (como BAO). Caso de que se descubriera nueva física, si depende de los datos astrofísicos, el estudio de posibles sistemáticos en dichos datos está más allá de los objetivos de los resultados de Planck 2015 (“This type of assessment is beyond the scope of this paper, but sets a course for future research”). Hay algunas anomalías, pero ninguna es significativa (multipolos bajos, etc.).

La conclusión más importante a recordar es que los datos de Planck 2015 apoyan fuertemente al modelo ΛCDM. No hay ningún indicio que apoye la necesidad de extender y/o cambiar este modelo. Me he dejadao muchas cosas en el tintero. En las próximas entradas discutiré otros asuntos de interés.


5 Comentarios

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SantiagoSantiago

Hola a todos, soy nuevo aquí, aunque de formación humanista (signifique eso lo que signifique… soy licenciado en Psicología), soy muy aficionado a la física, y disfruto y aprendo leyendo este blog. Sin embargo, hay algo que me llama poderosamente la atención, y son las faltas de ortografía (la última que recuerdo: “deborar” -por “devorar”, claro- y era de alguien que parecía que sabía de lo que escribía, por tanto físico, presumo)… ¿No os parece que debería cuidarse el lenguaje, la forma, aunque el contenido sea impecable?
De nuevo, un saludo.
Santiago

jorgejorge

El post es sobre los resultados más precisos jamás obtenidos sobre el modelo estándar de la cosmología.. ¿y tu comentario es sobre una falta de ortografía que ni siquiera existe en él?. Si te refieres a la ortografía de los comentarios, es un sinsentido observarlas ya que acá existe la libertad de que cualquier persona con cualquier nivel de ignorancia haga comentarios, y no tienen relación alguna con la calidad del contenido del post. Vuelve a leer el post, te aseguro que hay bastante más de qué hablar que una letra mal puesta.

oscaroscar

Santiago, ahora desde el punto de vista psicologico, es de preocuparse el haber puesto tanta atencion sobre esa palabra en particular. Hablalo con tu control, Ja,Ja,Ja.
Disculpa falta de tildes, escribo desde tablet.

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