Planck 2018 (VII): Sobre las anomalías en la polarización del fondo cósmico de microondas

Por Francisco R. Villatoro, el 21 junio, 2019. Categoría(s): Ciencia • Física • Noticias • Physics • Science ✎ 5

En julio de 2018 se publicó “El legado de Planck”, LCMF, 01 dic 2018; faltaban los artículos 5, 7 y 9 de los 12 esperados en el PR3 (Planck Release 3, o Planck 2018). Aún falta el 5, pero el 9 se publicó en mayo y el 7 se ha publicado en junio. Esta último estudia en polarización las anomalías en el fondo cósmico de microondas ya observadas en intensidad. La polarización no refuerza estas anomalías, pero tampoco las refuta. Así que no aporta información relevante sobre la gran cuestión, si su origen es nueva física o, como opinan la mayoría de los cosmólogos, una simple fluctuación estadística en los datos. También hay que destacar que tampoco se observan anomalías no gaussianas en polarización, como ya ocurría en intensidad. El joven modelo ΛCDM sigue tan robusto como siempre.

El nuevo artículo es Planck Collaboration, “Planck 2018 results. VII. Isotropy and Statistics of the CMB,” arXiv:1906.02552 [astro-ph.CO] (06 Jun 2019), que complementa al artículo sobre no gaussianidad en intensidad, “Planck 2018 results. IX. Constraints on primordial non-Gaussianity,” arXiv:1905.05697 [astro-ph.CO]. Sobre la formación del CMB recomiendo leer, por sus buenas ilustraciones, a Wayne Hu (Univ. Chicago), “Introduction to CMB” [web].

Para los despistados, les recuerdo que el telescopio espacial Planck de la ESA mide la radiación del fondo cósmico de microondas (CMB) usando instrumentos llamados bolómetros. Hay dos grupos, tres de baja frecuencia (LFI a 30, 44 y 70 GHz) y seis de alta frecuencia (HFI a 100, 143, 217, 353, 545 y 857 GHz). Todos miden intensidad y polarización, salvo los dos de mayor frecuencia (545 y 857 GHz) que solo miden intensidad; aunque la sensibilidad en polarización es entre 1.4 y 2.0 veces menor que en intensidad. Los datos de Planck se han analizado por cuatro métodos (Commander, NILC, SVEM y SMICA), luego hay cuatro copias de cada mapa para la intensidad y la polarización; eso sí, la amplitud de la polarización es una diez veces menor que la amplitud en intensidad.

La intensidad y la polarización de la luz se mide con los parámetros de Stokes, llamados I, Q, U y V. El origen del CMB es la dispersión de Thomson de fotones por electrones del plasma primordial; a diferencia de la dispersión de Compton, la de Thomson solo polariza linealmente la luz, luego V = 0. Así los datos de Planck ofrecen tres mapas del CMB (I, Q y U). Como los parámetros de Stokes Q y U no son invariantes ante rotaciones, se suele usar el teorema de Helmholtz para descomponer el vector 2D de componentes Q y U en dos componentes llamadas modos E y B, siendo el modo E un campo gradiente o de rotacional nulo, y el modo B un campo rotacional o de divergencia nula.

La gran ventaja de la descomposición en modos E y B de la polarización es que la dispersión de Thomson solo produce polarización E; la razón es que su origen son las variaciones en la temperatura (y densidad) de los electrones, que es un campo escalar, luego solo su gradiente puede contribuir a la polarización. Por ello, la polarización B tiene un origen gravitacional, el efecto de las perturbaciones tensoriales cuyo rotacional contribuye a la polarización; por cierto, las perturbaciones vectoriales no contribuyen en la dispersión de los fotones porque son partículas vectoriales. Así, la observación de los modos B nos ofrece información sobre el efecto de la gravitación de los supercúmulos galácticos en la línea de visión sobre los modos E (estos modos B asociados a los modos E se han observado, pero son poco relevantes a nivel cosmológico, salvo para obtener un mapa de la distribución de materia a escala cósmica).

Los modos B interesantes son los que no están asociados a los modos E. Estos modos B cosmológicos nos ofrecen información sobre el efecto de las perturbaciones gravitacionales primordiales originadas en la inflación cósmica en las anisotropías de temperatura (y densidad) del plasma. Por desgracia, el velo galáctico ha impedido la observación de estos modos B cosmológicos (su observación se espera que dará lugar a un premio Nobel a la inflación cósmica, salvo que hayan fallecido en dicho momento, en cuyo caso recibirán el Nobel los físicos responsables de la observación). Se espera que sean observados por futuros telescopios espaciales, como LiteBIRD (“JAXA ha aprobado la misión LiteBIRD para buscar modos B en la polarización del CMB”, LCMF, 23 may 2019). Los límites de exclusión actuales se han obtenido mediante telescopios terrestres de propósito específico, pero son peores de lo que se esperaba para estas fechas hace unos diez años, r < 0.05 (“Nuevo límite de exclusión de BICEP2/Keck para las ondas gravitacionales primordiales (r < 0.062 al 95% CL)”, LCMF, 22 oct 2018).

Uno de los grandes problemas en el análisis de la polarización es que las máscaras del cielo que hay usar pero evitar el efecto del velo galáctico son mucho más agresivas que en el caso de la intensidad. Como muestra esta imagen la máscara para los modos E (abajo) ocupa mucho más cielo que la máscara para la temperatura (arriba). De hecho, no se muestra la máscara para modos B porque prácticamente sería una imagen totalmente negra del cielo. Como supongo que estarás preguntándote, los mapas del CMB que se le muestran al público general están «pintadas» (impainting) para evitar mostrar huecos (ya lo conté en “Francis en Naukas Bilbao 2013: “Lo siento Planck, pero no me lo creo””, LCMF, 02 oct 2013, vídeo youtube). Siendo la polarización menos sensible que la intensidad, y cubriendo la señal observada una región menor de cielo, su relevancia se espera que sea pequeña sobre las anomalías observadas en intensidad.

Para asignar algún tipo de significación a las anomalías observadas se han comparado con 300 mapas artificiales obtenidos con el modelo ΛCDM mediante una técnica de Montecarlo. Se  han usado los parámetros cosmológicos obtenidos analizando los propios datos de Planck 2018 (para la mayoría de estos parámetros solo influye la intensidad de las anisotropías térmicas, salvo para la profundidad óptica de Thomson τ). Así las anomalías serán relevantes, con posibles implicaciones sobre la necesidad del modificar el modelo ΛCDM, si su amplitud es mucho mayor que la esperada para fluctuaciones estadísticas en los mapas artificiales asociadas las incertidumbres y las características de los bolómetros usados para observarlas.

Las fluctuaciones primordiales amplificadas por la inflación cósmica que acaban siendo las anisotropías que observamos en el CMB son gaussianas. Sin embargo, la inflación cósmica puede marcarlas con pequeñas desviaciones respecto a la gaussianidad (llamadas no-gaussianidades). El artículo 9, Planck 2018 Results IX, mostró que no hay ningún tipo de indicio de no-gaussianidad en la intensidad (o temperatura) del CMB; se estudió tanto en correlaciones a dos puntos (mapas TT), como a tres puntos (mapas prismáticos TTT). Esta figura muestra, arriba, un mapa del CMB artificial en intensidad solo con fluctuaciones gaussianas y, abajo, un mapa artificial con fluctuaciones no-gaussianas. Lo observado por Planck 2018 es un mapa que solo aparenta tener fluctuaciones gaussianas (si hay no-gaussianidades deben tener una amplitud menor que la sensibilidad de sus instrumentos).

El artículo 7, Planck 2018 Results VII, tampoco observa desviaciones respecto a la gaussianidad en la polarización (mapas Q y U del CMB). Se han estudiado tanto en correlaciones a dos puntos (mapas TT, QQ, UU, QU, TQ y TU), como en correlaciones a tres puntos (TTT, QQQ, …, TQU). Esta figura muestra el resultado para dos puntos, con la desviación estadística para los 300 mapas artificiales en gris y las curvas observadas en diferentes colores para los cuatro análisis realizados (Commander, NILC, SEVEM y SMICA). Como puedes comprobar, la curva observacional está dentro del intervalo asociado a fluctuaciones estadísticas. Lo mismo pasa con las correlaciones a tres puntos.

También se han estudiado otras anomalías (secciones 6.1 a 6.6). Sección 6.1, las correlaciones a grandes ángulos (multipolos bajos); sección 6.2, la anomalía entre ambos hemisferios, conocida como axis of evil (eje del diablo); sección 6.3, la asimetría de paridad puntual; sección 6.4, las asimetrías en los picos del espectro; y sección 6.5, las cinco manchas frías y calientes, de las que la más significativa es la gran mancha fría (cold spot) descubierta por el grupo del español Patricio Vielva. La polarización no aporta nada a lo que se ha observado en intensidad, es decir, ni reduce ni amplia la significación estadística de estas anomalías. Así que si su origen se pensaba que eran fluctuaciones estadísticas tras analizarlas en intensidad, se sigue pensando lo mismo tras analizarlas en polarización. Más aún, recuerda que el análisis del CMB requiere descontar el dipolo solar, el movimiento del Sistema Solar respecto al CMB; se han buscado varias pequeñas anomalías en este dipolo solar, secciones de 7.1 a 7.3 en el artículo. Tampoco la polarización parece aportar más significación a dichas pequeñas anomalías.

Por supuesto, los mapas de polarización tienen menos sensibilidad que los de intensidad, luego se puede pensar que es obvio que el análisis de estas anomalías no debe aportar nada nuevo. Sin embargo, no es así, ya que podría ocurrir (pero no ocurre) que su análisis reforzada las anomalías e incrementara su significación estadística. Pero no lo hacen (muchos cosmólogos dirán que por desgracia). Aquí os muestro los mapas de polarización (izquierda) e intensidad (derecha) para la relación señal-ruido (arriba) y para el ruido (abajo) tras descontar la predicción del modelo ΛCDM. Se observa claramente que la polarización no aporta información relevante. Pero hasta que no se comprueba no se puede asegurar que vaya a ser así.

En resumen, el joven modelo ΛCDM sigue tan robusto como siempre. Hay que recordar que este modelo cosmológico de consenso solo tiene 20 años (el modelo estándar de la física de partículas también es joven y tiene 45 años). Los datos del telescopio espacial Planck son los más precisos sobre el CMB a la escala de todo el cielo que vamos tener hasta que haya nuevos telescopios espaciales específicos (década de los 2030). Si hasta entonces se obtiene algún resultado más preciso será en pequeñas regiones del cielo y siempre se tendrá la duda de si se trata de anomalías locales. Por ello, auguro que el ΛCDM se va a mantener firme durante la próxima década.



5 Comentarios

  1. !Pues vaya¡ otra desilusión, los bolómetros no han servido para mucho en esta década de los 20. La ACDM (la A sin rayita horizontal) resiste.
    Sr. Francis, gracias por explicar concienzudamente lo de la polarización, en este último “pcoffebreak” me mareé un poco con lo que escuché del artículo VII de”Planck”, pero “yo” que soy un completo ignorante, eso de la flecha que viene y va, y del observador en un sitio u otro del inmenso universo, no me entraba. Aunque he de decir que lo escuché con interés (no me dormí). Este último pcoffebreak ha sido muy interesante, no solo por los temas hablados sino por las personas que hablaban.

  2. De lejos, la cosmologia me parece de las ramas de la física más interesantes y prometedoras… Estoy muy entusiasmado cada vez que leo las maravillosas síntesis de Francis. Por eso, gracias, muchas gracias.

  3. Cuantos “Papers” Ad-Doc hay publicados, manipulando matematicamente las observaciones????
    Para mantener el puesto en una Universidad o Instituto!!!!

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