Hoy se ha publicado el artículo más esperado sobre polvo galáctico que emite radiación térmica polarizada. Los resultados del telescopio espacial Planck de la ESA a grandes latitudes galácticas, incluyendo la región de cielo que ha observado BICEP2. Un rumor en agosto afirmó que se publicaría sobre el 1 de septiembre. ¿Podría el polvo explicar la señal de modos B que fue noticia viral en marzo? La respuesta de Planck es rotunda: Se confirma, el polvo podría explicar dicha señal. Podría no significa que lo haga.
El nuevo artículo técnico es Planck Collaboration, “Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes,” arXiv:1409.5738 [astro-ph.CO]. Te recomiendo leer a nivel divulgativo a Jorge Diaz, “Modos B observados por BICEP2 podrían ser sólo polvo,” Conexión Casual, 22 Sep 2014.
En inglés te recomiendo leer a Natalie Wolchover, “‘Big Bang Signal’ Could All Be Dust ‘Big Bang Signal’ Could All Be Dust,” Quanta Magazine, 21 Sep 2014; Hontas Farmer , “BICEP2′s vision wasn’t that strong, Planck says their window was too dusty,” Quantum Gravity, 21 Sep 2014; Sean Carroll, “Planck Speaks: Bad News for Primordial Gravitational Waves?,” Sean Carroll, 21 Sep 2014.
Esta entrada es un spoiler de las tres últimas transparencias de mi charla de 10 minutosdel próximo viernes a las 18:10 en Naukas Bilbao 2014. Obviamente, no incluye la figura que abre esta entrada (las transparencias ya fueron enviadas), sino otra similar (con menos colorines). Espero que este spoiler no reste interés a mi charla (he dudado en escribirlo, pero mi amigo César Tomé @EDocet me ha recomendado que lo haga).
Te recomiendo que asistas en directo (si puedes), o la veas por streaming (vía EITB), ya que te contaré cosas que creo que te pueden interesar: ¿Por qué el fondo cósmico de microondas está polarizado? ¿Qué son los modos E y los modos B? ¿Qué relación hay entre los modos B y las ondas gravitacionales durante la inflación cósmica? ¿Qué es el polvo interestelar? ¿Por qué el polvo caliente puede radiar luz polarizada? Y acabaré con lo que te voy a contar en esta entrada.
El estudio de la polarización del fondo cósmico de microondas (CMB) es muy relevante porque nos da información sobre las fluctuaciones cuánticas primordiales que dieron lugar a las anisotropías térmicas cuadripolares que polarizaron los fotones tras su última interacción por dispersión de Thomson con los electrones del plasma que ocupaba todo el universo cuando tenía unos 380.000 años tras el big bang (¡vaya frasecita!). La polarización del CMB se describe por vectores con dos componentes (parámetros de Stokes Q y U). Usando el teorema de Helmholtz se puede hacer un cambio de base para los vectores de la polarización. En lugar de escribir P=Q+U, se puede usar una base cosmológicamente más inteligente, P=E+B. En esta base la polarización se descompone en modos E (o div) y modos B (o rot). Estos últimos sólo pueden ser producidos por fluctuaciones tensoriales, es decir, fenómenos gravitacionales (ondas gravitacionales primordiales, efecto de lente gravitacional por la materia de los supercúmulos galácticos, etc.).
Los modelos teóricos de la inflación cósmica predicen que parte de la energía del campo inflatón se consumió en producir ondas gravitacionales primordiales, ya que el campo inflatón debe estar acoplado de alguna forma a la gravedad para producir una expansión exponencial del espaciotiempo. Para medir este porcentaje de energía se usa el parámetro llamado r = T/S, grosso modo, el cociente entre la energía T de las fluctuaciones tensoriales (debidas a la gravedad) y la energía S de las fluctuaciones escales (asociadas a la materia y la radiación). Todos los modelos teóricos de la inflación predicen r>0, aunque hay grandes diferencias entre sus predicciones (los que incorporan un campo inflatón débil predicen r<0 fuerte="" los="" prefieren="" que="" r="" uno="" y="">0,01; hasta este año no había modelos con un valor tan enorme como r≈0,2).
Los datos de modos B de BICEP2 publicados en marzo apuntan a r>0 con 7 sigmas de confianza estadística (cuando no se tiene en cuenta la contribución de la emisión térmica polarizada del polvo galáctico). Si el polvo da cuenta del 50% de la señal observada tendríamos un r>0 a unas 3 sigmas (el valor concreto depende del modelo teórico del polvo). Por supuesto, si toda la señal es debida a la emisión térmica del polvo, no tendríamos ningún indicio a favor de r>0 (los datos de Planck de 2013 son compatibles con r=0) y la teoría de la inflación cósmica dejaría de estar en la antesala del Premio Nobel de Física (de sus 5 predicciones se han confirmado 4 de ellas y falta la quinta, r>0).
Muchos físicos esperamos que en noviembre próximo, cuando Planck publique sus mapas de polarización del CMB, se observen los modos B (Planck los buscará en el 70% del cielo, unas 50 regiones del tamaño de la usada por BICEP2) y que confirme que r>0. Pero para ello debe ser cierto que r>0,05 y la confianza estadística será de pocas sigmas. Casi con toda seguridad habrá que esperar a 2015 para una ratificación independiente de estos resultados (por Keck-array (5 BICEP2 a dos frecuencias), ACTPol, PolarBear, etc.). En mi charla Naukas Bilbao 2014 me permitiré predecir que la inflación cósmica recibirá el Premio Nobel de Física en 2016.
Los datos del telescopio espacial Planck nos indican que el polvo interestelar que emite radiación polarizada tiene una temperatura T = 19,6 K y su espectro es el de un cuerpo gris con un índice espectral β = 1,59. Recuerda que el CMB es un cuerpo negro I(ν) = Bν(T), de hecho el más perfecto que hemos medido, y que un cuerpo gris cumple I(ν) = νβ Bν(T). Como cuerpo gris, el pico de emisión del polvo está en unos 2000 GHz, bien alejado de la zona entre 100 y 200 GHz donde se buscan los modos B de origen cósmico (recuerda que los bolómetros de BICEP2 observan a 150 GHz y que BICEP1 observó a 100 GHz). Sin embargo, la señal de los modos B es muy débil (0,3 μK) y podría estar afectada por la cola de la distribución de la radiación polarizada del polvo.
¿Cuánto polvo hay en la ventana de observación de BICEP2? No lo sabemos. Está situada en una región del cielo llamada “Agujero del Sur” en la que hasta 2014 parecía que no había polvo (nadie lo había observado). Sin embargo, la señal observada por BICEP2 en marzo ha sido interpretada por muchos como una señal de que hay polvo. Los nuevos datos del telescopio Planck parece que confirman esta hipótesis.
Los bolómetros de alta frecuencia de Planck (545 GHz y 857 GHz) no son sensibles a la polarización, luego no pueden observar la emisión polarizada del polvo. Sus bolómetros de mayor frecuencia sensibles a la polarización son los de 353 GHz, por ello la señal más clara del polvo se obtiene con ellos. Los bolómetros sensibles a la polarización a 100, 143 y 217 GHz ofrecen información menos relevante sobre el polvo y sus resultados han sido considerados sólo de forma colateral en el nuevo artículo (que se centra en 353 GHz).
Para estudiar cuánto polvo hay a 150 GHz en la ventana de BICEP2 hay que utilizar un modelo teórico que extrapole la señal observada en dicha región a 353 GHz. Los datos promedio (para el 70%, 50% y 30% de cielo) se muestran en esta figura. La señal de modos B debida al polvo a 353 GHz (puntos en azul, arriba) tiene una amplitud entre tres y cuatro órdenes de magnitud mayor que la señal de modos B observada por BICEP2 a 150 GHz (curva continua, abajo). Extrapolando con un modelo del polvo dicha señal a 150 GHz (datos en gris, en medio) se obtiene una señal un orden de magnitud mayor que la señal de BICEP2. Obviamente, gran parte de esta señal es ruido instrumental (si no lo fuera, BICEP2 hubiera observado una señal diez veces mayor que la que ha observado y nunca se hubiera sugerido que eran modos B primordiales).
Esto es algo importante que hay que tener en cuenta. La señal de Planck a 353 GHz en la ventana de BICEP2 tiene mucho ruido; la relación señal/ruido es tan mala que en mayo no se publicó información sobre esta región. Por ello, el nuevo artículo realiza un estudio estadístico en pequeñas regiones del cielo a diferentes latitudes. Esta figura muestra el resultado para el hemisferio norte (izquierda) y el hemisferio sur (derecha), destacando la ventana de observación de BICEP2; arriba se observa la señal de modos B debidos al polvo (repito, calculada a 150 GHz extrapolando resultados medidos a 353 GHz) y abajo la dispersión estadística de los datos. En la región de BICEP2 hay tanto ruido (colores celestes) como señal (colores verdeazulados).
Esta figura (arriba, derecha) muestra que hay regiones con menos polvo que la ventana de BICEP2 (la región color azul oscuro), una información útil para futuros telescopios de microondas. Sin embargo, no nos clarifica cuánto polvo hay en la región de BICEP2. Podría ser el 100% (todos los modos B observados en marzo son debidos al polvo), o podría ser el 70% (en cuyo caso BICEP2 apunta a un valor r≈0,05), o podría ser incluso el 50% (en cuyo caso BICEP2 apunta a r≈0,1). Lo que parece claro es que, a la vista de los resultados de Planck, no podemos afirmar que no haya polvo (lo que descarta r≈0,2).
Los nuevos resultados de Planck se basan en los bolómetros a 353 GHz, pues los de menor frecuencia no ofrecen una señal clara del polvo. En esta figura (derecha) se presenta las correlaciones entre los modos B asociados al polvo para dichos bolómetros; los valores parecen que se ajustan “bien” el modelo teórico del polvo usado para extrapolar la señal de 353 GHz a 150 GHz. En especial para 100×353 y 143×353; sin embargo, para 100×217, 143×143, 143×217, 143×353 y 217×217 el error es enorme y sólo se pueden utilizar como cota superior.
Muchos sitios se están haciendo eco de la figura de la izquierda. La parte celeste (valor promedio para modos B del polvo observado por Planck a 353 GHz y extrapolado a 150 GHz) parece explicar muy bien la señal de BICEP2 (línea continua) en la región cosmológica (multipolos entre 40 y 120). La señal observada (parte central de la parte celeste entre las zonas rosas) tiene un valor de 0,0132 ±0,0029 (stat.) ±0,0028 (syst.) μK² (el error sistemático proviene de la extrapolación), es decir, 0,0132 ±0,0040 μK². Esta señal es comparable en magnitud a la señal observada por BICEP2, pero no descarta que haya el porcentaje de polvo sea menor del 100%.
¿Cuál será el futuro de estos resultados? BICEP2 observa polvo y (quizás) señal cósmica. Planck observa polvo y ruido. No es fácil, pero podemos estimar la cantidad de polvo realizando una correlación entre los datos (raw o en bruto) de BICEP2 a 150 GHz y Planck a 353 GHz. Ahora mismo las colaboraciones BICEP2 y Planck está colaborando para realizar este análisis, que se publicará en noviembre de 2014. No podemos asegurar que se podrá determinar qué cantidad exacta de polvo hay en los datos de BICEP2, pero con un poco de suerte sabremos si es el 100%, el 70% o incluso el 50%. Quizás seremos capaces de limpiar el polvo de la señal de BICEP2.
Por otro lado, Planck publicará en noviembre su propia búsqueda de modos B en el 70% del cielo usando sus bolómetros 100 y 143 GHz (apoyados por los resultados de los demás). Las estimaciones indican que si r>0,05, entonces podrá ser determinado por Planck, aunque la confianza estadística será baja (es muy difícil que se acerque a cinco sigmas). Un valor de r<0 a="" actual.="" dejar="" en="" i="" la="" n="" nos="" similar="" situaci="" una="">
El año 2015 promete ser apasionante. Promete ser el año de los modos B cosmológicos. Muchos instrumentos publicarán nuevos datos. Hay muchas esperanzas puestas en Keck (cinco telescopios tipo BICEP2, dos a 100 GHz y tres a 150 GHz). A dos frecuencias con la misma resolución en la misma región del cielo podremos separar el polvo sin muchos problemas (o eso esperamos todos). Sin embargo, debemos ser cautos. Una evidencia a cinco sigmas de los modos B puede que requiera varios años.
En resumen, los nuevos datos de Planck son muy interesantes, pero no son concluyentes. Lo que más interesa todos, si los modos B de BICEP2 son “polvo” (como nosotros), todavía no lo sabemos con seguridad. Hay polvo, pero no sabemos cuánto hay. Cuando lo sepamos podremos limpiarlo y dejar los modos B de BICEP2 (si están ahí) más brillantes que una patena.
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