Resumen de The Quijote-mfi northern sky survey at 10–20 ghz: construction and study of the maps, and characterization of the microwave haze
Federica Guidi
Las ondas gravitacionales primordiales generadas durante la inflación deberían observarse como un huella característica en la polarización a gran escala angular del Fondo de Microondas Cósmico (CMB). Esta huella se conoce como modos B del CMB, y aún no ha sido observada. Con el fin de poder obtener una detección limpia de los modos B primigenios, es extremadamente importante caracterizar la emisión Galáctica polarizada de polvo y sincrotrón, y controlar con alta precisión los efectos sistemáticos de la instrumentación de microondas.
Esta tesis se desarrolla en este contexto, presentando un análisis de los datos del instrumento MFI del experimento QUIJOTE, que, desde 2012, mide la intensidad y la polarización lineal del cielo de microondas desde el Observatorio del Teide, en el rango de frequencias 10–20 GHz. El objetivo de QUIJOTE-MFI es caracterizar con alta precisión la emision Galáctica de baja frecuencia, en particular la emisión anómala de microondas (AME) y el sincrotrón polarizado, para complementar el estudio de las anisotropías de polarización del CMB.
Con ese fin, en esta tesis se ha desarrollado el código de elaboración de mapas PICASSO, basado en la técnica de destriping (Keihänen et al., 2010), el cual se utiliza para construir los mapas de intensidad y de polarización lineal (parametros de Stokes Q y U) del experimento QUIJOTE. PICASSO permite una reconstrucción muy precisa de las grandes escala angulares de la señal de cielo, siendo fundamental para estudios relacionados con los modos B. La implementación del código se inició en un proyecto de tesis anterior (Pelaez Santos, 2019), y su desarrollo continuó durante esta tesis con la inclusión del uso de priors para el ruido 1/f y una técnica para el ajuste de patrones en el dominio temporal durante la construcción del mapa. PICASSO ha sido validado con simulaciones realistas de datos de QUIJOTE-MFI, mostrando que la reconstrucción de la señal del cielo es precisa en un 0.001% en multipolos en el rango 20 < l < 200. Además, el estudio de la función de transferencia del código ha demostrado que el 100% de la señal del cielo se recupera en escalas l > 10, con solo un ∼ 2% de pérdida de potencia en 2 < l < 8 para los modos E y B de la señal polarizada. Estos análisis han sido presentados en un artículo que ya fue enviado a publicar (Guidi et al., enviado).
Este código ha sido aplicado para construir los mapas finales en intensidad y polarización de todo el hemisferio norte Galáctico (wide-survey), en cuatro frecuencias en el rango 10–20GHz, y utilizando datos obtenidos durante un tiempo efectivo de observación de un año. Esta tesis presenta una caracterización detallada de estos mapas, basada principalmente en el cálculo de sus espectros de potencias. Los espectros de potencias de estos mapas en polarización (que están claramente dominados por emisión sincrotrón) fueron modelados utilizando una ley de potencias Cl≈l^α, con α = −3.00 ± 0.16 para el modo E y α = −3.09 ± 0.41 para el B, en latitudes galácticas |b| > 5º y declinaciones 6º < δ < 70º, en el rango de multipolos 30 < l < 300. Asimismo, se ha medido el cociente entre la amplitud de la potencia de los modos E y B en l = 80, obteniendo A_BB/A_EE = 0.34±0.10, dentro del área del cielo antes mencionada. Este valor es menor que el cociente para la emisión de polvo térmico derivado de los datos de Planck (A_BB/A_EE = 0.5; Planck Collaboration et al., 2018c). También se han medidos los espectros TB y EB de los mapas, siendo éstos compatibles con cero dentro de las incertidumbres, y se ha detectado marginalmente el espectro TE en multipolos bajos. Además, se han presentado los resultados de diferentes pruebas de validación de los datos, que incluyen el análisis de test nulos para la caracterización del ruido en los mapas, y unos análisis de correlación cruzada destinados a la validación de la calibración de los datos. Estos resultados se publicarán en Rubiño-Martín et al. (en preparación), que irá acompañado por un conjunto de artículos centrados en la explotación científica de los datos del wide-survey de QUIJOTE-MFI. Los mapas se harán públicos a partir de estas publicaciones.
Por último se analizaron nuevos datos de QUIJOTE-MFI, en combinación con los del wide-survey, en el Haze, una región que se extiende alrededor del centro Galáctico hasta altas latitudes (|b| < 35º) y que presenta una fuerte emisión en microondas, con contrapartidas en otras longitudes de onda: las burbujas de Fermi en rayos gamma, y las plumas polarizadas observadas en radio (a 2.3 GHz). El Haze es una emisión difusa de origen incierto e interesante, posiblemente asociada con el decaimiento de partículas de materia oscura, o con actividad nuclear del centro Galáctico. Utilizando datos de QUIJOTE-MFI, detectamos, con un nivel de confianza de ≈9σ, un exceso de señal difusa en intensidad, el cual podría atribuirse a la emisión del Haze, y cuyo espectro presenta una ley de potencias correspondiente a un sincrotrón con índice espectral β_H = −2.79 ± 0.08, en el rango de frequencias 11–60 GHz. Este índice espectral es ligeramente distinto de los publicados anteriormente (por ejemplo, Planck Collaboration et al., 2013) que estimaron β_H = −2.56 ± 0.05. Sin embargo, y de acuerdo con trabajos anteriores, observamos que el espectro del Haze es más plano que el del sincrotrón total en la misma área y rango de frecuencias, el cual presenta un índice espectral β_s = −3.00 ± 0.03. Además, se observó una diferencia entre el índice espectral de intensidad de las burbujas Norte y Sur del Haze, con un nivel de confianza de ≈6σ. Finalmente, se realizó un estudio de las estructuras y filamentos polarizados posiblemente asociados con el Haze, observando un cambio del índice espectral hacia valores con una pendiente mayor en bajas frecuencias, en consistencia con los resultados de trabajos anteriores (Carretti et al., 2013). Estos resultados se publicarán en Guidi et al. (en preparación).
