QUIJOTE publica sus primeros resultados sobre el velo galáctico

Por Francisco R. Villatoro, el 16 enero, 2023. Categoría(s): Astrofísica • Ciencia • Física • Noticias • Physics • Planck • Science ✎ 2

Desvelar el velo galáctico es necesario para buscar modos B cosmológicos en la polarización del fondo cósmico de microondas (CMB). El velo galáctico es la emisión polarizada en microondas de la Vía Láctea, que permite reconstruir su campo magnético. El experimento QUIJOTE (Q-U-I JOint Tenerife Experiment) publica en MNRAS seis artículos con sus primeros resultados sobre el velo galáctico, tras sus observaciones entre mayo de 2013 y junio de 2018 (∼9000 horas). Se ha usado el instrumento MFI (MultiFrequency Instrument) para obtener mapas en intensidad (I) y polarización (Q y U) en cuatro bandas con frecuencia en 11, 13, 17 y 19 GHz, cubriendo casi todo el hemisferio norte; la sensibilidad alcanzada está entre 35 y 40 𝜇K por grado y por haz. Un gran trabajo de la colaboración QUIJOTE, pero que nos deja con la miel en los labios. Los esperados resultados cosmológicos de QUIJOTE, los mapas de la polarización del CMB de los instrumentos TGI (Thirty-GHz Instument) y FGI (Forty-GHz Instrument), se publicarán en ocho futuros artículos.

Todos recordamos el fiasco de BICEP2 (LCMF, 17 mar 2014), cuya observación de r = 0.20 ± 0.07 fue producto del velo galáctico (la emisión polarizada del polvo). Recuerda que r es el cociente entre modos primordiales tensoriales y escalares, es decir, la proporción de la energía del campo inflatón que se transfiere al espaciotiempo respecto a la que se transfiere a los campos cuánticos durante el recalentamiento; la observación de un valor r > 0 implica la observación de ondas gravitacionales primordiales y el pistoletazo de salida a un Premio Nobel para la inflación cósmica. El objetivo de diseño de QUIJOTE era observar los modos B si r ~ 0.1; por desgracia, los resultados del telescopio espacial Planck, junto a los de BICEP/Keck 2018, acotan r < 0.032 al 95 % C.L. Los nuevos resultados de QUIJOTE aportan un mapa de la emisión polarizada de la radiación sincrotrón en nuestra galaxia (emitida por partículas cargadas ultrarrelativistas que se mueven en el campo magnético galáctico). El índice espectral de la radiación sincrotrón entre 11 y 23 GHz se estima en 𝛽 = −3.07 ± 0.16, una distribución más ancha que en observaciones previas; casi toda la polarización observada se encuentra en los modos E, siendo el cociente con los modos B de BB/EE = 0.26 ± 0.07 para el multipolo ℓ = 80, siendo las señales EB y TB coherentes con cero para 30 ≤ ℓ ≤ 150.

Los resultados ayudarán a caracterizar el velo galáctico, aunque aún no tienen la precisión necesaria que requieren los futuros experimentos CMB-S4 y los telescopios espaciales como LiteBIRD. Los artículos son J. A. Rubiño-Martín et al., «QUIJOTE scientific results – IV. A northern sky survey in intensity and polarization at 10–20 GHz with the multifrequency instrument,» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) 519: 3383-3431 (12 Jan 2023), doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stac3439, arXiv:2301.05113 [astro-ph.GA] (12 Jan 2013); D. Tramonte et al., «QUIJOTE scientific results – V. The microwave intensity and polarization spectra of the Galactic regions W49, W51 and IC443,» MNRAS 519: 3432-3459 (12 Jan 2023), doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stac3502, arXiv:2301.05114 [astro-ph.GA] (12 Jan 2023); F. Guidi et al., «QUIJOTE scientific results – VI. The Haze as seen by QUIJOTE,» MNRAS 519: 3460-3480 (12 Jan 2023), doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stac3468, arXiv:2301.05115 [astro-ph.HE] (12 Jan 2023); F. Poidevin et al., «QUIJOTE scientific results – VII. Galactic AME sources in the QUIJOTE-MFI northern hemisphere wide survey,» MNRAS 519: 3481-3503 (12 Jan 2023), doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stac3151, arXiv:2301.05116 [astro-ph.GA] (12 Jan 2023); E. de la Hoz et al., «QUIJOTE scientific results – VIII. Diffuse polarized foregrounds from component separation with QUIJOTE-MFI,» MNRAS 519: 3504-3525 (12 Jan 2023), doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stac3020, arXiv:2301.05117 [astro-ph.GA] (12 Jan 2023); D. Herranz et al., «QUIJOTE scientific results – IX. Radio sources in the QUIJOTE-MFI wide survey maps,» MNRAS 519: 3526-3545 (12 Jan 2023), doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stac3657, arXiv:2301.05118 [astro-ph.GA] (12 Jan 2023). Más información divulgativa en «QUIJOTE cartografía la estructura del campo magnético de nuestra galaxia», IAC, 12 ene 2023.

Esta figura muestra la estimación del campo magnético galáctico en el hemisferio norte (en realidad el ángulo de la polarización arctan(-U/Q) a 11 GHz rotado 90° como estimación del campo magnético proyectado en el plano del cielo). El círculo gris corresponde está centrado en el polo norte (en la figura que abre esta pieza la banda gris está en el plano galáctico y la gran región gris de la derecha corresponde al hemisferio sur no observable desde Tenerife). Quienes quieran disfrutar de los diferentes mapas (I, Q, U) en cada una de las cuatro bandas de frecuencia de MFI deberán consultar el artículo IV. Todos estos mapas se han producido por un código llamado PICASSO, que se basa en el método MADAM, optimizado para QUIJOTE MFI.

Los mapas obtenidos por MFI a 11 GHz para los modos E y modos B de la radiación sincrotrón muestran las características esperadas. El campa para modos E es mucho más brillante que para modos B, mostrando las típicas estructura cuadripolar (dos lóbulos positivos y dos negativos) y rotación de 45° del mapa de modos B respecto al de modos E. También se han observado una serie de fuentes puntuales (los planetas Júpiter y Venus, las fuentes Tau A, Cas A, Cyg A y 3C274), que se analizan en detalle en el artículo IV; en el artículo V se analizan las regiones galácticas IC443, W49 y W51. No se ha observado la polarización de la emisión de microondas anómala (AME), asociada a granos de polvo en rotación, en la dirección de IC443, habiéndose detectado a 4.7 σ en la de W49 y a 4.0 σ en la de W51.

El exceso de emisión en microondas no polarizada en el centro galáctico, la llamada neblina (haze), ha sido caracterizada en el artículo VI. Sigue una ley de potencias con índice espectral 𝛽(H) = −2.79 ± 0.08 entre 11 ≤ ν ≤ 70 GHz, un valor mayor del estimado en estudios previos (∼ −2.5 entre 23 ≤ ν ≤ 70 GHz), aunque menor que el estimado para la radiación sincrotrón 𝛽(S) = −2.98 ± 0.04. Además, se ha logrado la primera detección (potencial) de la polarización en la neblina (aunque con baja significación estadística, por lo que no se puede descartar que su origen sea la curvatura del espectro sincrotrón en dicha región).

También se ha observado la emisión anómala en microondas (AME) debida a la rotación del polvo; esta componente difusa se observa en el rango entre 10 y 60 GHz con un pico estimado en ∼30 GHz. En el artículo VII se ha caracterizado usando 52 candidatos a fuentes compactas (como muestra la figura). El pico del espectro de esta emisión se ha observado en 23.6 ± 3.6 GHz, unos 4 GHz inferior al estimado en estudios previos. Además se ha observado una correlación del orden del 88­ % entre la AME y la emisión térmica del polvo del medio interestelar; aunque todavía no está claro si la emisión tiene su origen en las fases frías o calientes de este medio.

Se ha estimado el velo galáctico en polarización combinando los datos de MFI a 11 y 13 GHz con los de las bandas K y Ka de WMAP y todos los canales polarizados de Planck (PR4). Se han obtenido mapas del índice espectral βs (como muestra la figura) y se ha estimado una curvatura constante de la radiación sincrotrón en cs = −0.0797 ± 0.0012; los mapas se estiman con similar significación si se ajustan sin curvatura y con curvatura (futuro estudios tendrán que dilucidar si la curvatura es necesaria). Finalmente, se ha obtenido un catálogo con 786 fuentes de radio observadas en intensidad y polarización en el artículo VIII; los resultados del análisis estadístico de estas fuentes son coherentes con lo esperado según la literatura.

En resumen, no puedo negar que los nuevos resultados de QUIJOTE MFI sobre el velo galáctico me han decepcionado un poco; no he encontrado sorpresas que me llamen lo suficiente la atención. Pero tampoco negaré que espero con ansia los resultados cosmológicos de los instrumentos TGI y FGI, que creo que prometen ser mucho más interesantes. Aún así, no hay que restarle importancia a la caracterización de la contribución de la radiación sincrotrón y la emisión anómala de microondas al velo galáctico; sin ella será difícil lograr el gran objetivo a largo plazo, observar los modos B cosmológicos y con ellos las ondas gravitacionales primordiales.



2 Comentarios

  1. Los resultados que mencionas BICEP/Keck 2018 que creo es este paper https://arxiv.org/abs/1810.05216 destacan en el abstract el valor r < 0.07 al 95 % C.L pero tu destacas el valor r < 0.032 al 95 % C.L donde 0.0032 da tres hits dentro del paper pero no logro entender bien la diferencia de ambos, y las senales EB y TB que también nombras tampoco capto bien que son. Te agradezco de antemano lo que me puedas ayudar y saludos

    1. Dabed, el resultado r < 0.032 hace referencia al último resultado disponible; BICEP3 publicó r < 0.036 (LCMF, 11 oct 2021) que combinado con Planck PR4 da lugar a r < 0.032 (M. Tristram et al., "Improved limits on the tensor-to-scalar ratio using BICEP and Planck data," Phys. Rev. D 105: 083524 (26 Apr 2022), doi: https://doi.org/10.1103/PhysRevD.105.083524, arXiv:2112.07961 [astro-ph.CO] (27 Jun 2022)). La diferencia entre el valor publicado en 2018 con datos de 2015 y el valor publicado en 2021 con datos hasta 2018 creo que es evidente.

      En cuanto a tu segunda pregunta, el espectro angular de las anisotropías térmicas en el CMB se calcula usando correlaciones a dos puntos, es decir, comparando la temperatura entre dos puntos separados un cierto ángulo; para la intensidad (I) se obtiene el llamado espectro TT (donde T es temperatura) y para la polarización (Q, U) son los llamados espectros TE, TB, EE, EB y BB (donde E son los modos E y B son los modos B en la polarización del CMB). Si buceas en este blog tendrás una descripción detallada de lo que son los modos E y B, y por qué se usan en lugar de los observables Q y U (y por qué no se usa V).

Deja un comentario