El artículo BICEP2/Keck/Planck sobre los modos B primordiales

Dibujo201500201 bicep2 window - planck 353 ghz map - esa

La buena estadística nunca miente. Un buen análisis estadístico oficioso y no riguroso conduce a resultados similares a un análisis oficial y riguroso. El esperado artículo BICEP2/Keck/Planck no aporta nada nuevo. El análisis BK+P nos da r = 0,048 ± 0,035, es decir, r < 0,12 al 95% C.L., pero no permite asegurar que r>0. Nos encontramos en la misma situación que antes del verano de 2014. La señal de BICEP podría ser debida al polvo galáctico en su totalidad o en gran parte, pero en este último caso Planck no nos permite saber cuánto.

Los resultados del análisis conjunto de los datos de BICEP2 (150 GHz), Keck (150 GHz) y Planck (30–353 GHz) en la ventana de BICEP no dan para más. La sensibilidad de BICEP2/Keck es de 57 nK a 150 GHz, mientras que la de Planck es de 1200 nK a 143 GHz. La correlación BK150×P143 es muy pobre y no muestra ningún exceso. Se observan excesos en las correlaciones BK150×P353 y BK150×P217, pero son pequeños y podrían ser debidos a una fluctuación en la contribución del polvo. Para BK150×P30, BK150×P44, BK150×P70 y BK150×P100 las variaciones parecen ser debidas a ruido. Poco más nos ofrece el nuevo artículo cuyos datos han sido analizados en función de un modelo de la contribución del polvo galáctico basado en 400 trozos de cielo de 10 grados de radio a latitudes galácticas intermedias en el mapa de Planck para 353 GHz.

El artículo (que aparecerá mañana en arXiv) es BICEP2/Keck and Planck Collaborations, “A Joint Analysis of BICEP2/Keck Array and Planck Data,” BKP paper, 30 Jan 2015 [PDF]. El artículo ha sido aceptado en Physical Review Letters tras una revisión por pares de urgencia; arXiv:1502.00612 [astro-ph.CO].

Dibujo201500201 bicep2 window - planck 353 ghz - T channel - bicep filtering for both

Como la resolución de BICEP2/Keck es mejor que la de Planck se han procesado y filtrado los datos de Planck usando los mismos algoritmos de BICEP. La correlación entre ambas señales es bastante clara, incluso a simple vista. Sugiero al lector que compare las señales de Planck T filtered (arriba, derecha) y BICEP2 T signal (abajo, izquierda). Se ve perfectamente la buena correlación entre ambas señales.

Dibujo201500201 cross-correlation tt - te - bicep2-keck 150 - planck 353

La correlación a vista de buen cubero queda confirmada por estas figuras que comparan los modos T y E entre BICEP2/Keck a 150 GHz y Planck a 353 GHz. Esta correlación no tiene interés cosmológico, pero confirma la calidad del análisis realizado. Lo más llamativo es la figura de abajo, derecha. La correlación cruzada entre los modos E de Planck (P353E) y los T de BICEP2/Keck (BKT) tiene una banda de error unas 25 veces mayor que la de los modos E de BICEP2/Keck (BKE) y los T de Planck (P353T); esta diferencia es la esperada por la gran diferencia de resolución entre BICEP2/Keck y Planck en la ventana de BICEP.

Dibujo201500201 cross-correlation ee - bb - bicep2-keck 150 - planck 353

La correlación cruzada para los modos E de BICEP2/Keck (arriba, izquierda) ha mejorado (valores K×K) respecto a la publicada en marzo de 2014 (B×B). La correlación con los datos de Planck para los modos E (arriba, derecha) muestra un exceso que es debido a la contribución del polvo (recuerda que la señal observada por P353 es debida en su totalidad al polvo). Para los modos B (abajo, izquierda), la señal de Keck (K×K) presenta un exceso un poco más pequeño que el de marzo pasado (B×B); aún así es claramente visible. Al restar la señal debida al polvo (abajo, derecha) se observa un pequeño exceso en los modos B, pero gran parte de la señal es debida al polvo. El exceso podría indicar un valor r>0, pero no se puede descartar que corresponda a una fluctuación estadística en la contribución del polvo; hay que recordar que el modelo del polvo que se usa es un promedio y que se esperan fluctuaciones estadísticas en regiones del tamaño de la ventana de BICEP.

Dibujo201500201 bb BK150xP30-P100 - planck - bicep2

La correlación cruzada entre los modos E (izquierda) y B (derecha) entre BICEP2/Keck (150 GHz) y la señal de Planck a 30 GHz (BK150×P30), 44 GHz (BK150×P44), 70 GHz (BK150×P70) y 100 GHz (BK150×P100) no muestra ningún exceso significativo. Las fluctuaciones que se observan tienen toda la pinta de ser debidas al ruido (estadístico en los análisis). No hay correlación con el exceso en modos B observado por BICEP2 en marzo de 2014.

Dibujo201500201 bb BK150xBK150 BK150xP143 - planck - bicep2

Yo tenía ganas de ver la correlación cruzada para modos B entre BICEP2/Keck (150 GHz) y Planck a 143 GHz (figura BK150×P143 arriba, derecha). Por desgracia no se observa ningún exceso. Por tanto, toda la señal de marzo de 2014 podría ser debida al polvo. Sin embargo, la banda de error es grande (basta compararla con la figura BK150×BK150 abajo, derecha). Con tanto ruido no se pueden extraer conclusiones definitivas y serán necesarios futuros estudios. El análisis de los datos de Keck 2014 (2 detectores a 95 GHz y 3 detectores a 150 GHz), que se publicarán antes del verano de 2015, darán información mucho más relevante a este respecto que el nuevo artículo BICEP2/Keck/Planck (que sólo considera los datos de Keck en 2012 y 2013 con 5 detectores a 150 GHz).

Dibujo201500201 bb BK150xP353 BK150xP217 - planck - bicep2

El exceso que apunta a una posible señal cosmológica en los modos B observados por BICEP2, la correlación cruzada BK150×P353, casi no se observa en la correlación BK150×P217. Como ya se ha dicho hasta la saciedad, todo el exceso observado podría ser debido al polvo. Pero hay que recordar que todavía ignoramos mucho sobre la emisión del polvo en la ventana de BICEP. Hay que observar esta ventana a dos frecuencias. Los datos de Keck 2014 y los que obtendrá BICEP3 serán necesarios para dilucidar esta cuestión fuera de toda duda.

Dibujo201500201 likelihood lensed LCDM r dust for BB and dust amplitude - planck - bicep2

Supongo que si has leído hasta aquí estarás interesado en un resumen de las implicaciones cosmológicas del artículo BICEP2/Keck/Planck. Esta figura (izquierda) muestra el valor de r (cociente entre fluctuaciones tensoriales y escalares durante la inflación cósmica) estimado por BK+P. El pico alrededor de 0,05 es debido al exceso observado en la correlación BK con P353 y P217. No se puede interpretar como una señal a favor de r>0 porque la contribución de polvo en la ventana de BICEP2 (cuya amplitud se muestra en la figura de la derecha) puede estar bastante mal estimada (Ad = 3,3 ± 0,9). Además, no se muestra en estas figuras, pero también hay incertidumbre en la ley de potencias usada para estimar el polvo a 150 GHz a partir del polvo a 353 GHz (βd = 1,59 ± 0,33). Todo ello indica que el polvo podría explicar todo el exceso de modos B observado en la señal de BICEP2/Keck. Pero no se puede descartar que haya cierto porcentaje del exceso que no sea debido al polvo (aunque insuficiente para proclamar un descubrimiento de los modos B de origen cosmológico).

Dibujo201500201 Ad vs r for lensed LCDM r dust for BB and dust amplitude - planck - bicep2

Esta figura muestra los diagramas de contorno para la relación entre la amplitud del polvo (en el multipolo l=80 en el mapa 353 GHz) y el parámetro r. Los contornos BK+P (negro), B+P (azul) y K+P (rojo) muestran una gran incertidumbre en ambos parámetros. Extraer conclusiones definitivas a partir de estos resultados es adelantar acontecimientos. El nuevo artículo BICEP2/Keck/Planck es interesante pero para nada concluyente.

Dibujo201500201 bb spectrum bicep2 keck maps before and after dust subtraction from planck 353 - bicep2

Esta es la figura más importante del artículo que resume todos los resultados presentados. La curva roja es la contribución esperada debido al polvo galáctico. Los puntos negros son los resultados observados por BK para los modos B en la polarización del fondo cósmico de microondas a 150 GHz en la ventana de BICEP. Los puntos azules corresponde al análisis combinado BK+P incluyendo un factor de corrección ajustado de forma estadística (α=0,04). El resultado final es que toda la señal BK+P podría ser debida al polvo. Por supuesto, el ajuste de α asume un modelo teórico del polvo que podría no ser adecuado para la ventana de BICEP. Pero lo que queda claro es que todo el exceso en modos B observado por BICEP2/Keck se puede interpretar como debido al polvo galáctico en la ventana de observación. Que así se confirme de forma definitiva requiere futuros estudios específicos.

Dibujo20150202 Expectation values - uncertainties l 80 - BB bandpower in the BICEP2 Keck field

Me gustaría acabar con esta figura que muestra la sensibilidad de Planck en la ventana de BICEP (curva roja, con cada punto relativo a una frecuencia diferente entre 30 GHz y 353 GHz) y la sensibilidad de BK×P (curva azul con puntos estimados vía la correlación BK+P). En gris aparece la contribución del polvo y en relleno azul la de la radiación de sincrotrón. No tienen sensibilidad suficiente para observar una señal de modos B con r=0,05, incluso si no existieran ni el polvo ni la radiación sincrotrón. El asterisco indica el error de BICEP2/Keck a una única frecuencia. Por supuesto, como existe el polvo y su contribución es grande, la señal puede quedar oculta bajo el polvo. Sin lugar a dudas necesitamos un segundo asterisco, un punto a 100 GHz. Los datos de Keck obtenidos en 2014 serán importantes, pero también sufrirán una importante contribución de ruido (polvo y radiación sincrotrón).

La observación de los modos B cosmológicos requiere de instrumentos de observación más allá de BICEP2/Keck/Planck. Además, requiere de mejores modelos de la contribución del polvo, es decir, observaciones a varias frecuencias. Los próximos años serán apasionantes, pues ya hay instrumentos así tomando datos y otros empezarán a tomarlos pronto. Sin lugar a dudas, si existen los modos B debidos a las ondas gravitacionales primordiales amplificadas por la inflación cósmica acabarán siendo observados. Sin lugar a dudas. La aventura de la ciencia es una de las más apasionantes.

5 comentarios

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Hybris Hybris

Perdona un [OT] bastante total (si lo crees conveniente puedes eliminar este mensaje), ¿qué nivel de receptividad tiene la rainbow gravity en estos momentos? Ya no es difícil encontrar bastante literatura accesible sobre el tema (aparte las comunicaciones académicas), lo que sí está más complicado es encontrar sobre esto,
http://journals.aps.org/prd/abstract...D.84.084010
que se supone es un marco mayor para ideas similares.

Lo digo porque esta noticia ha eclipsado otra sobre la apariencia de un AN bajo la teoría de la gravedad arco iris, donde concluyen que el horizonte de sucesos depende obviamente de la energía del observador y no tiene sentido localizarlo a nivel macroscópico (si entendí bien, supongo que no, es que no tiene sentido en absoluto hablar de horizonte de sucesos). La pregunta es, claro, si esto podría ser observado YA en los candidatos que tenemos.

Francisco R. Villatoro Francisco R. Villatoro

Hybris, que yo sepa, sólo los amigos/seguidores de Smolin (la mayoría que han pasado algún tiempo en el Perimeter Institute y se han impregnado de su sabiduría). La DSR (“deformed special relativity” o “doubly special relativity”), la “rainbow metric” de Magueijo y la poética “gravity’s rainbow” de Magueijo y Smolin tienen muy pocos seguidores. La idea de que hay una escala de longitud mínima es atractiva para algunos físicos, pero la forma de introducirla con calzador de Magueijo y Smolin no es elegante. Por supuesto, viola la invarianza Lorentz, hace que la velocidad de los fotones dependa de la energía, impide la existencia de los agujeros negros, del big bang y de muchas otras cosas.

¿Ya se pueden observar sus efectos? Como muchas teorías similares, con un ajuste fino de sus parámetros escapa de la refutación mediante los experimentos. Pero se suelen ajustar sus parámetros para que estén cerca del borde de escapatoria y parezca una teoría falsable. Por ello sus defensores siempre buscan que un nuevo experimento les de la razón. Por ahora siguen esperando.

A nivel divulgativo, en inglés, recomiendo leer a Bee (practicante de DSR que colaboró con Smolin en el PI), “The Minimal Length Scale,” Backreaction 10 May 2006; “Deformed Special Relativity,” Backreaction 09 Dec 2006; “The Box-Problem in Deformed Special Relativity,” Backreaction 04 Mar 2010; “An update on the status of DSR,” Backreaction 10 Aug 2010; en cuanto a la verificación experimental, te recomiendo “New constraints on energy-dependent speed of light from gamma ray bursts,” Backreaction 12 Oct 2011. ¡Disfruta!

No me gusta como cuenta las cosas Lubos Motl, pero te recomiendo leer “Lorentz violation and deformed special relativity,” The Reference Frame 09 Dec 2006; “Sabine Hossenfelder vs variable speed of light,” The Reference Frame 03 Apr 2010.

Otros lectores de este blog te dirán todo lo contrario, pues sé que son defensores de estas ideas. Si alguno se atreve que te conteste.

Saludos
Francis

Hybris Hybris

Bueno, gracias por las lecturas recomendadas, yo me enteré de la cosa aquí:

http://phys.org/news/2015-01-black-h...theory.html

Para ser honestos, la idea de que por debajo de unas escalas espacio o tiempo no tienen sentido más que interesante o atractiva, desde una perspectiva de la mecánica cuántica parecen de cajón. Pero bueno, tantas cosas nos parecen de cajón. El tema es que aunque entiendo lo que dicen, no soy capaz de vislumbrar las consecuencias “prácticas” (observacionales), pero no creo que esto sea un tema de ajustes finos o demás trapalladas. Si un AN permite que salga la información a chorros por debajo de una escala de Planck (y más cosas), pienso que su apariencia física debe distanciarse bastante de la imagen actual. En realidad, si entiendo bien el artículo, no están tanto cuestionando el concepto casi clásico de AN cuanto intentando resolver la paradoja de la información. Pero bueno, es que la reseña no dice nada.

Con otras palabras, suponiendo que esto fuese válido, no acierto a ver la diferencia con respecto al escenario estándar.

Fer Fer

Buenos días,
Había otros experimentos en marcha en estas cuestiones, como QUIJOTE…tenía idea (quizás equivocada) de que en 2017 tendrían ya resultados, o terminaban de tomar datos…? Sabéis en que estado están, o cuando podemos esperar sus resultados?
Muchas gracias por vuestra labor divulgadora
Fer

Francisco R. Villatoro Francisco R. Villatoro

Fer, me parece entender que preguntas dos cosas: (1) ¿cuándo se descubrirán los modos B? y (2) ¿por qué los resultados que se están publicando no aparecen en los medios? Al ritmo actual, los modos B no se observarán hasta 2025, como pronto. Por otro lado, todos los experimentos/observatorios están publicando resultados, pero por su carácter técnico no tienen interés para los medios y el público general.

Por ejemplo, QUIJOTE (Q-U-I JOint TEnerife) está formado por dos telescopios. El primer telescopio QT1 alberga el instrumento MFI, que toma datos desde noviembre de 2012 en bandas centradas en 11, 13, 17 y 19 GHz. El segundo telescopio QT2 alberga el instrumento TGI, que toma datos desde mayo de 2016 con 31 polarímetros a 30 GHz; también albergará el futuro instrumento FGI, con 31 polarímetros a 40 GHz, que todavía está en construcción.

QUIJOTE ha publicado los resultados de sus observaciones con el instrumento MFI, QUIJOTE Scientific Results. I y Results II; una charla reciente de QUIJOTE. Se trata de resultados de carácter técnico y por ello han recibido poco eco mediático. Se espera que publique sus resultados del primer año de TGI en el año 2018 y tras el segundo año antes de 2020. ¿Obtendrá algo que merezca ser noticia mediática sobre modos B? Nadie lo espera (pues su sensibilidad ronda r=0,10). A partir de 2020 se publicarán los resultados de FGI que deberían alcanzar r=0,05 antes de 2025. Hoy en día pocos expertos auguran modos B con r > 0,01.

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