La primera luz de BICEP3

Dibujo20150615 first light - bicep3 - first six hours - bicep

El telescopio BICEP3 fue instalado en el Polo Sur entre diciembre de 2014 y enero de 2015. Esta figura muestra su primera luz (las primeras 6 horas de toma de datos, aún sin filtrar ni procesar) y la compara con el resultado de WMAP tras 9 años. Los resultados son espectaculares. BICEP3 está tomando datos a 95 GHz, mientras sigue tomando datos Keck (que equivale a cinco BICEP2).

BICEP3 es un telescopio más grande que BICEP2/Keck, con una mayor apertura (68 cm por 26 cm), con más luminosidad (óptica f/1.6 en lugar de f/2.4), con el doble de resolución angular (0,35 deg por 0,7 deg) y casi con nueve veces más bolómetros (2560 en lugar de 288).

El primer año de toma de datos promete ser espectacular, pero tendremos que esperar a la primavera/verano de 2016 para disfrutar de los resultados. Más información en Zeeshan Ahmed, “Updates from the BICEP/Keck Array Collaboration,” String Pheno 2015, IFT UAM-CSIC, Madrid, 08 Jun 8 2015 [slides PDF]. También recomiendo S. Galli (On behalf of the Planck collaboration), “Planck results 2015,” Pheno 2015, Pittsburgh, 04 May 2015 [slides PDF].

Dibujo20150615 bicep1 - bicep2 - keck array - bicep3 - bicep

Te recuerdo que los BICEP son telescopios de microondas sensibles a la polarización (polarímetros) para la búsqueda de modos B primordiales (originados en la inflación cósmica) en el fondo cósmico de microondas. BICEP1 tomó datos entre 2006 y 2008 a dos frecuencias (95 GHz y 150 GHz). El famoso BICEP2 tomó datos entre 2010 y 2012 a una sola frecuencia (150 GHz), observando modos B cuyo origen parece ser la emisión polarizada del polvo galáctico. Keck Array está formado por cinco telescopios tipo BICEP2 y tomó datos entre 2011 y 2013 a una sola frecuencia (5 × 150 GHz). Pero la gran polémica generada por BICEP2 obligó a usar otra frecuencia y en 2014 operó con 2 × 95 GHz y 3 × 150 GHz, y en 2015 está operando a 2 × 95 GHz, 2 × 220 GHz y 1 × 150 GHz (optimizados para 150 GHz, sus bolómetros tienen peor sensibilidad a 95 GHz y 220 GHz).

Dibujo20150615 bkp k95 k220 b3 - expected result - bicep

BICEP3 acaba de empezar la toma de datos a 95 GHz y sus resultados deberán ser combinados con los BICEP2, Keck y Planck. Esta figura compara la sensibilidad esperada para los resultados que se publicarán en 2016. A la izquierda se compara un año (2013) de BICEP2+Keck a 150 GHz y el polvo observado por Planck a 217 GHz y 353 GHz. A la derecha se compara un año (2015) para BICEP3 (B3), combinado con Keck a 95 GHz (K95) y a 220 GHz (K95) y con los datos de 2013 usados en la figura de la izquierda.

Dibujo20150615 bkp vs bkp bicep3 - expected result - bicep

Recuerda que el valor de r es el porcentaje (100 r %) de energía del campo inflacionario consumida en la producción de ondas gravitacionales (siendo el resto 100 (1–r) % consumido en la producción de radiación y materia). Para un valor de r=0,05, los resultados de la figura de la derecha muestran que los resultados del primer año de BICEP3 permitirán determinar que dicho valor es diferente de cero al 95% CL (dos sigmas). Para un valor de r=0,00 (muy pequeño comparado con 0,01), sólo se obtendrá un límite superior, r < 0,041 al 95% CL. Serán necesarios más años de toma de datos para reducir este límite.

Por cierto, el límite superior actual es r < 0,08 combinando Planck TT+lowP+BKP, es decir, BICEP2/Keck y Planck 2015.

Dibujo20150615 planck bicep2 - dust estimation - expected result - bicep

Por supuesto, las figuras anteriores se basan en una estimación razonable del ruido (contribución del polvo galáctico) en la señal observada por BICEP3 según los resultados de Planck. Gracias a los datos de Keck (2×95+150+2×220) se debería estimar bastante bien la contribución del polvo en la ventana de datos de BICEP3. Todos deseamos que los datos publicados por BICEP3 en 2016 empiecen a clarificar la cuestión de los modos B primordiales, pero no debemos hacernos demasiadas esperanzas. Su observación a cinco sigmas puede tardar algunos años. Y siempre y cuando estén alcance de estos telescopios (porque si r < 0,01 puede costar lustros o incluso décadas, ya que se requiere su observación gracias a telescopios espaciales que aún están en fase de diseño).

Dibujo20150615 planck bicep2 - dust cleaned spectra - result 2015 - bicep

Por cierto, los datos de Planck 2015 sobre modos B (mapas de polarización a 100 GHz, 143 GHz y 217 GHz) se deberían publicar a finales de junio (promesa en su web). Os mantendré informados cuando se publiquen, pero no debo ofrecer falsas esperanzas. La gran cantidad de polvo que emite en microondas en la ventana de BICEP2 y en otras regiones de altas latitudes galácticas pone muy serias trabas para que se puedan observar los modos B gracias a Planck 2015. Crucemos los dedos.

PS (17 Jun 2015): Un lector llamado Francisco pregunta: “¿Con Bicep3 no alcanza para lograr los 5 sigmas? ¿No se planea algún Planck 2?” Obviamente, la respuesta es que sí, hay muchos proyectos de telescopios espaciales para la polarización del fondo cósmico de microondas que pretenden observar los modos B cosmológicos.

Dibujo20150210 Delabrouille COrEplus Minneapolis

La observación de los modos B primordiales en la polarización del fondo cósmico de microondas es muy difícil. Una futura misión espacial podría ser la solución. Una misión como COrE+ podría determinar r ≈ 0,003 a 5σ (lo que permitiría verificar el modelo inflacionario de Starobinsky). CorE+ tendrá entre 2000 y 6000 detectores que podrían alcanzar entre 1,5 y 2,5 μK arcmin con una resolución angular entre 4′ y 6′. Más información en Jacque Delabrouille, “The COrE+ mission,” PDF slides (2015).

Por supuesto, la misión CorE+ ha sido propuesta a la ESA, en el call M4 (450 M€ de la ESA y un coste total entre 550 M€ y 700 M€), pero aún no sabemos si superará la fase de preselección. En su caso, los detalles de la misión se perfilarán entre 2015 y 2018. Si vuelve a ser seleccionada se lanzaría en 2025. Si r > 0,01, para entonces ya lo sabremos. Pero en caso contrario, seguiremos como hasta ahora.

Hay otras misiones en diferentes fases de planificación y desarrollo. Pero no hay ninguna aún en firme. Quizás el descubrimiento de los modos será noticia alrededor de 2030.

4 Comentarios

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FranciscoFrancisco

Excelente nota, lo mismo el pdf citado. Con Bicep3 no alcanzapasta lograr los 5 sigmas? No se planea hacer entonces algún Planck2? El proyecto del telescopio en globo Spider no aportaría lo suficiente para distinguir el trasfondo de polvo galáctico (Spider es como un super Keck, con 6 en vez de 5 telescopios, con 30cm en vez de 26cm de apertura y a menor temperatura, que promete 7 veces más cantidad de datos en HFI que Planck) http://spider.princeton.edu/ y https://spiderontheice.wordpress.com/

Juan TorresJuan Torres

¿Algunos modelos inflacionarios son más fáciles de testear?

¿Los modelos de la inflación caótica y la inflación eterna están dentro de los de fácil verificación?

Francisco R. Villatoro

Juan, obviamente, si un modelo predice que cierto parámetro es más grande entonces es más de refutar/confirmar, pues la búsqueda del valor observacional de dicho parámetro empezará por valores grandes. Hoy sabemos que r 0,2 está descartado, y los que predicen r > 0,1 son poco plausibles. Pero Juan, recuerda que todo modelo es ajustable y muchos modelos se pueden ajustar (los ajustes finos no gustan, pero no se pueden descartar).

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