Nuevos datos sobre modos B de BICEP2+Keck

Dibujo20151030 EE BB auto- and cross-spectra between 95 and 150 GHz using all BICEP2 Keck data 2014 season

Se acaba de publicar uno de los resultados más esperados en este blog en 2015. El análisis de los modos B obtenido combinando BICEP2 (150 GHz) y el Keck Array (5 × BICEP2, 3 × 150 GHz + 2 × 95 GHz). El resultado BK14 es r < 0,09 al 95% CL y combinado con Planck es r < 0,07 al 95% CL. No parece un gran avance, pero nos recuerda que descontar la señal de la emisión del polvo galáctico va a ser mucho más difícil de lo esperado.

Te recuerdo que el Keck Array (equivale a 5 BICEP2) tomó datos en 2013 y 2014 a una sola frecuencia (150 GHz), la misma que BICEP2. Se decidió tomar datos a otra frecuencia, 95 GHz, para estudiar la posibilidad de estimar la contribución del polvo galáctico que emite microondas polarizadas que se asemejan a modos B. Una buena estimación hubiera permitido descontar su contribución y desvelar los modos B. No ha sido posible.

El artículo es Keck Array and BICEP2 Collaborations, “BICEP2 / Keck Array VI: Improved Constraints On Cosmology and Foregrounds When Adding 95 GHz Data From Keck Array,” arXiv:1510.09217 [astro-ph.CO], 30 Oct 2015. Me he enterado gracias a Luboš Motl, “LHC: challenging 2015 run is ending,” The Reference Frame, 31 Oct 2015.

Recomiendo leer “El artículo BICEP2/Keck/Planck sobre los modos B primordiales,” LCMF, 02 Feb 2015; “Anticipo del resultado BICEP2/Keck/Planck,” LCMF, 30 Ene 2015; “BICEP2 y los nuevos resultados sobre el polvo galáctico del telescopio Planck,” LMCF, 22 Sep 2014, y muchos más.

Dibujo20151030 BB auto- and cross-spectra between 95 and 150 GHz using all BICEP2 Keck data 2014 season

Los aficionados a los modos B reconocerán la figura que abre esta entrada. Se presentan los espectros multipolares de auto-correlación y correlación cruzada entre los modos E (parte izquierda) y entre los modos B (parte derecha). Para ello se comparan las posiciones angulares en dos mapas (un mapa consigo mismo en la auto-correlación y dos mapas a frecuencias diferentes en la correlación cruzada) y luego se estima la contribución de cada multipolo (modo acústico en la señal); más información en cualquier tutorial como ” Cosmic Microwave Background Anisotropy” (PDF gratis).

En la figura se comparan los mapas BK14 obtenidos durante 2014 a 95 GHz y a 150 GHz, tanto para modos E (mapa EE) como para modos B (mapa BB). Para los modos E el resultado se ajusta de forma excelente con las predicciones teóricas (para el modelo ΛCDM con los parámetros de Planck que se muestra en línea continua).

Para los modos B se observa un claro exceso respecto al modelo ΛCDM en la señal en el mapa BK14150×BK14150 (puntos verdes) y algo menos claro en el mapa BK1495×BK14150 (puntos verde claro), pero no se observa en el mapa BK1495×BK1495 (puntos rojos). Las líneas de colores a trazos representan el modelo ΛCDM+polvo según BKP (BICEP2+Keck+Planck con datos de 2012 y 2013). Como se ve a simple vista la hipótesis de que el polvo sea responsable de la señal sigue tan firme como a principios de 2015.

Dibujo20151030 Selected BB cross-spectra between the BK14 maps at 95and 150 GHz

Esta figura muestra algunos espectros de correlación cruzada entre BK14 a 95 y 150 GHz con los mapas de Planck (P) y WMAP (W) a varias frecuencias. El exceso observado no es resultado de la emisión sincrotrón (que domina para frecuencias bajas, inferiores a 100 GHz) ya que no se observa una buena correlación en las figuras W23×BK1495 y W23×BK14150 y además se muestra una anti-correlación en la figura P30×BK14150; este resultado ya era conocido del artículo BKP. Los mapas W33×BK1495 y W33×BK14150 apoyan claramente la hipótesis nula (es decir, que la radiación sincrotrón no contribuye al exceso observado).

El posible origen del exceso en el polvo galáctico (que domina para frecuencias altas, por encima de 200 GHz) se observa en la figura BK14150×P353 y algo menos en la figura BK14150×P217. Por tanto, todo apunta a que gran parte del exceso (eso nos gustaría a algunos físicos que aún tenemos esperanza) o incluso todo el exceso (lo peor que nos podría pasar) es debido al polvo galáctico. Una pena.

Dibujo20151030 Likelihood results on r from bk14 and spectral decomposition bb data into sync dust cmb

La figura de la derecha muestra una descomposición de la señal de modos B observada en contribución primordial (CMB sin modos B inflacionarios), emisión polarizada del polvo galáctico (Dust) y radiación sincrotrón (Sync). Todo apunta a que toda la señal es polvo. Aún así, se ha realizado un ajuste (figura de la izquierda) del valor del coeficiente r (cociente entre los modos tensoriales y los modos escalares producidos durante la inflación cósmica). El valor estándar en cosmología r0.05 obtenido por BICEP2+Keck pasa de ser menor de 0,12 al 95% CL en BK (2012+2013) a ser menor de 0,09 al 95% CL en BK14. Un pequeño cambio. Combinando con Planck se reduce a 0,07 al 95% CL (como he indicado en el primer párrafo).

Dibujo20151030 Constraints in the r vs ns plane when using Planck bk14 data

Acabo con la figura que supongo que todo el mundo espera ver. Por cierto, nótese que se presenta a r0.002 en función de ns. En resumen, el nuevo artículo no nos aporta mucha información nueva. Los modos B son más difíciles de observar de lo esperado y todo apunta a que BICEP3 será incapaz de diferenciar entre modos B primordiales y modos B espurios debidos al polvo galáctico. Repito por última vez, una pena.


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