A finales de octubre, o ya en noviembre, se publicarán los nuevos datos del telescopio espacial Planck de la ESA sobre el fondo cósmico de microondas (CMB), incluyendo su polarización.
Se esperan unos 35 artículos científicos, que incluirán uno en colaboración con BICEP2, sobre la contribución del polvo galáctico en los modos B observados en la polarización del CMB.
Se publicará un nuevo mapa del CMB usando el doble de datos que en marzo de 2013. Además de mejorar el error de origen estadístico, ahora se conocen mejor los detectores. Se han identificado gran número de errores sistemáticos que no se tuvieron en cuenta. La discrepancia entre Planck y WMAP ) ya tiene explicación (pero la sabremos en octubre).
¿Cambiarán los parámetros cosmológicos?
Por supuesto, pero cambiarán poco su valor. Hay que recordar que para estimar bien el parámetro τ (profundidad óptica de reionización) hay que usar la polarización del CMB.
En marzo de 2013 se usó el mapa de polarización del telescopio espacial WMAP de la NASA (que en la figura se indica como Planck+WP). Los nuevos datos podrán prescindir de WMAP.
Hay que destacar que los datos de Planck de marzo de 2013 son compatibles con las medidas de la oscilación acústica de bariones (BAO). Quizás no recuerdas que los datos de WMAP7+SPT mostraban cierta discrepancia.
Por tanto los nuevos datos permitirán estimar mejor la ecuación de estado de la energía oscura (que ahora mismo es consistente con w+1=0).
¿Qué aportará Planck sobre el polvo como explicación a los modos B observados por BICEP2?
Para estimar la contribución del polvo se utiliza el mapa de polarización a 353 GHz. Sin embargo, el mapa publicado en mayo para la fracción de polarización ha omitido la ventana de BICEP2 porque en dicha región la relación señal/ruido es muy baja.
Nadie espera que esto cambie cuando se publiquen los nuevos resultados en octubre.
Las colaboraciones BICEP2 y Planck han firmado un acuerdo que dará lugar a un artículo a finales de año sobre la contribución estimada del polvo en los modos B observados por BICEP2.
Un análisis riguroso requiere combinar los datos raw de Planck a varias frecuencias con los de BICEP2. No es fácil pues la sensibilidad de sus bolómetros es muy diferente.
Por ello, a día de hoy, nadie sabe si este artículo conjunto resolverá la cuestión de forma definitiva.
Los datos de Planck nos dicen que la distribución de polvo es muy anisótropa y muestra mucha dispersión en el cielo visible.
Hay regiones con poco polvo (menos de 0,038 MJy/sr), mientras que el valor promedio es 0,06 MJy/sr. No se sabrá cuánto polvo hay realmente en la ventana de BICEP2 hasta que se publiquen nuevos datos de alta resolución en dicha ventana a varias frecuencias (Keck-BICEP2, BICEP3 y otros).
¿Observará Planck los modos B cosmológicos?
BICEP2 ha observado poco más del 1% del cielo a una sola frecuencia 150 GHz. Planck buscará modos B en el 70% del cielo a dos frecuencias (100 GHz y 143 GHz), es decir, en unas 50 regiones del tamaño de la ventana de BICEP2.
No sabemos cuántas mostrarán modos B (quizás entre 30 y 40) y cuántas los mostrarán en las dos frecuencias (lo que permitirá separar la señal cuyo origen es la emisión del polvo galáctico). La sensibilidad de los bolómetros de Planck a la polarización es inferior a la de BICEP2.
Quizás la estadística permite superar esta barrera.
Como es obvio, la posibilidad de que Planck observe los modos B cosmológicos depende mucho del varlor de r (el porcentaje (100 r %) de energía potencial del campo inflatón que durante la recombinación tras la inflación dio lugar a ondas gravitacionales en el espaciotiempo).
Si el valor es similar a r=0,2, valor obtenido por BICEP2, será observado fácilmente por Planck. Sin embargo, si el valor se acerca a r=0,01 (el límite inferior de Planck) aparecerán múltiples dificultades. El efecto del polvo galáctico en la búsqueda de modos B no sólo afecta a BICEP2, también afectará mucho a Planck.
Además hay que eliminar la contribución de “lensing” y otros efectos.
Usando el mapa a 353 GHz, Planck puede promediar la contribución del polvo en las regiones de latitudes altas y usar dicho promedio como información razonable sobre la ventana de BICEP2. ¿Será suficiente para clarificar el asunto? Casi seguro que no, pues como ya he dicho la distribución del polvo galáctico en el cielo visible presenta mucha dispersión (hay regiones con muy poco polvo y otros con mucho polvo).
Un valor promedio da cierta idea, pero no resuelve la cuestión en liza.
¿Por qué emite el polvo microondas polarizadas? El polvo está formado por pequeños granos submilimétricos que están “calientes” a unos 40 K (233 ºC bajo cero), emitiendo térmicamente en microondas con un pico alrededor de 400 GHz.
Los granos de polvo con forma alargada emiten microondas polarizadas. Para que la fracción de emisión polarizada sea significativa es necesario que los grandes campos magnéticos de la galaxia alineen grandes cantidades de este polvo “elipsoidal”.
No conocemos los campos magnéticos de la galaxia en la región que puede afectar a la ventana de observación de BICEP2.
De hecho, para calcularlos, Planck utiliza la señal de polarización medida a 353 GHz. Esta figura muestra el mapa actual.
Los datos de Planck publicados en 2013 son muy robustos. Una buena prueba de ello es la buena comparación con los de JLA (SDSS+SNLS) publicados en enero de 2014.
Sin embargo, con toda seguridad habrá sorpresas agradables en octubre. Este año promete ser apasionante
francis.naukas
