Nuevo límite de exclusión de BICEP2/Keck para las ondas gravitacionales primordiales (r < 0.062 al 95% CL)

La prueba definitiva de la inflación cósmica es la observación de los modos B en la polarización del fondo cósmico de microondas (CMB). A día de hoy resulta imposible debido al velo (foreground) que los cubre. Se publica el último resultado de BICEP2/Keck con datos hasta 2015 (BK15) que alcanza r < 0.072 al 95% CL y combinado con Planck (BKP15) r < 0.062 al 95% CL. Para ello se han combinado datos BK15 equivalentes a 17 años de observación a 150 GHz, a 4 años a 95 GHz y a 2 años en 220 GHz, así como los datos de WMAP9 y Planck18 entre 23 GHz y 353 GHz. Soy pesimista, lo sé, pero todo apunta a que habrá que esperar a telescopios espaciales específicos para lograr observar los modos B cosmológicos.

Te recuerdo que Keck está formado por cinco instrumentos tipo BICEP2. Entre 2010 y 2013, BICEP2 y Keck tomaron datos a 150 GHz durante el equivalente a 13 años. En 2014 y 2015 dos instrumentos de Keck tomaron datos a 95 GHz, y durante 2015 uno de los Keck tomó datos a 220 GHz. Los resultados BK15 que se publican ahora se han analizado usando un modelo teórico del CMB con velo de ocho parámetros (ΛCDM+r+polvo+sincrotrón+ruido). Todos los modos B observados resultan ser resultado del efecto de lente gravitacional sobre los modos E y de la emisión polarizada del polvo polvo galáctico. Este velo impide desvelar la polarización del CMB donde se ocultan los modos B de origen cosmológico. Eso sí, el nuevo resultado excluye los modelos del campo inflatón con un potencial convexo, incluso en el límite lineal V(ϕ)=ϕ. Algo es algo.

El artículo es Keck Array, BICEP2 Collaborations, “BICEP2 / Keck Array x: Constraints on Primordial Gravitational Waves using Planck, WMAP, and New BICEP2/Keck Observations through the 2015 Season,” arXiv:1810.05216 [astro-ph.CO]. Recomiendo también la charla de Clem Pryke (BICEP/Keck Collaboration), “Searching for Primordial Gravitational Waves with the BICEP/Keck Telescopes,” CMB foregrounds for B-mode studies, IAC, Tenerife (15 Oct 2018) [PDF slides]; así como otras charlas de la misma conferencia (scientific programme with slides). Por cierto, los últimos datos del telescopio espacial Planck sobre el velo se publicaron en Planck Collaboration, “Planck 2018 results. XI. Polarized dust foregrounds,” arXiv:1801.04945 [astro-ph.GA].

[PS 24 Oct 2018] Sobre la nueva generación de telescopios espaciales (LiteBIRD, CORE, PIXIE, PICO) para la observación de los modos B (que alcanzarán la cota r = 0.005) recomiendo el breve artículo de M. Remazeilles, “Component separation for future CMB B-mode satellites,” Moriond 2018 Conference Proceedings, arXiv:1806.01026 [astro-ph.CO]. Por ejemplo, se espera que LiteBIRD explore las frecuencias entre 40–400 GHz (15 canales a 40.0, 50.0, 60.0, 68.4, 78.0, 88.5, 100.0, 118.9, 140.0, 166.0, 195.0, 234.9, 280.0, 337.4, y 402.1) con una sensibilidad en polarización (en algunos canales) de solo 5.1 µK · arcmin (más información en Raúl Fernández-Cobos, “Forecasts with LiteBIRD and a low-frequency,” CMB foregrounds for B-mode studies, 18 Oct 2018 [PDF slides], y Masashi Hazumi, “LiteBIRD,” CMB FBMS, 16 Oct 2018 [PDF slides]). O, por ejemplo, COrE que explorará las frecuencias 60–600 GHz (19 canales a 60, 70, 80, 90, 100, 115, 130, 145, 160, 175, 195, 220, 255, 295, 340, 390, 450, 520 y 600) con una sensibilidad en polarización (en algunos canales) de solo 1.7 µK · arcmin (más información en Mathieu Remazeilles, “B-mode component separation: lessons from COrE,” CMB foregrounds for B-mode studies, 18 Oct 2018 [PDF slides] y Jacques Delabrouille, “The Cosmic Origins Explorer and the CMB-Bharat proposal,” CMB FBMS, 16 Oct 2018 [PDF slides]).

Por cierto, también recomiendo la historia contada en Bruce Partridge, “A Brief History of Foregrounds: From Pigeon Poop to the Dust that Ate the Nobel Prize,” CMB foregrounds for B-mode studies, 17 Oct 2018 [PDF slides]. [/PS]

La correlación de las observaciones de BK15 con W23 (WMAP) y P353 (Planck) muestra que, en su ventana de observación, a baja frecuencia domina la radiación sincrotrón de origen galáctico y alta frecuencia domina la emisión polarizada del polvo galáctico. Por tanto, resulta imposible desvelar los modos B usando dicha ventana. La única posibilidad es obtener un modelo preciso de la distribución de la emisión del polvo que permita descontar su efecto. Pero dicho modelo requiere observaciones de alta precisión en una región más grande del cielo. Por tanto, hay pocas esperanzas de que BICEP3 (que toma datos desde 2016 con 2560 detectores a 95 GHz), e incluso el futuro BICEP Array (que se instalará en 2020) logren observar los modos B cosmológicos, ni siquiera con el apoyo de QUIJOTE y otros instrumentos similares. Habrá que esperar al megaproyecto CMB-S4 cuyos resultados llegarán a partir de 2025. Por supuesto, la esperanza es lo último que se pierde; la poderosa imaginación de los jóvenes físicos que estudian estos datos podría encontrar una alternativa que ahora mismo no somos capaces de concebir. Como siempre, espero estar equivocado en mis augurios negativos.

1 comentario

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Javier Javier

Hola Francis,

Hay un valor de r a partir del cual los modelos mas simples propuestos originalmente por gente como Linde y Guth empezarían a considerarse inviables?

Un saludo

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