La buena estadística nunca miente. Un buen análisis estadístico oficioso y no riguroso conduce a resultados similares a un análisis oficial y riguroso. El esperado artículo BICEP2/Keck/Planck no aporta nada nuevo. El análisis BK+P nos da r = 0,048 ± 0,035, es decir, r < 0,12 al 95% C.L., pero no permite asegurar que r>0. Nos encontramos en la misma situación que antes del verano de 2014. La señal de BICEP podría ser debida al polvo galáctico en su totalidad o en gran parte, pero en este último caso Planck no nos permite saber cuánto.
Los resultados del análisis conjunto de los datos de BICEP2 (150 GHz), Keck (150 GHz) y Planck (30–353 GHz) en la ventana de BICEP no dan para más. La sensibilidad de BICEP2/Keck es de 57 nK a 150 GHz, mientras que la de Planck es de 1200 nK a 143 GHz. La correlación BK150×P143 es muy pobre y no muestra ningún exceso. Se observan excesos en las correlaciones BK150×P353 y BK150×P217, pero son pequeños y podrían ser debidos a una fluctuación en la contribución del polvo. Para BK150×P30, BK150×P44, BK150×P70 y BK150×P100 las variaciones parecen ser debidas a ruido. Poco más nos ofrece el nuevo artículo cuyos datos han sido analizados en función de un modelo de la contribución del polvo galáctico basado en 400 trozos de cielo de 10 grados de radio a latitudes galácticas intermedias en el mapa de Planck para 353 GHz.
El artículo (que aparecerá mañana en arXiv) es BICEP2/Keck and Planck Collaborations, “A Joint Analysis of BICEP2/Keck Array and Planck Data,” BKP paper, 30 Jan 2015 [PDF]. El artículo ha sido aceptado en Physical Review Letters tras una revisión por pares de urgencia; arXiv:1502.00612 [astro-ph.CO].
Como la resolución de BICEP2/Keck es mejor que la de Planck se han procesado y filtrado los datos de Planck usando los mismos algoritmos de BICEP. La correlación entre ambas señales es bastante clara, incluso a simple vista. Sugiero al lector que compare las señales de Planck T filtered (arriba, derecha) y BICEP2 T signal (abajo, izquierda). Se ve perfectamente la buena correlación entre ambas señales.
La correlación a vista de buen cubero queda confirmada por estas figuras que comparan los modos T y E entre BICEP2/Keck a 150 GHz y Planck a 353 GHz. Esta correlación no tiene interés cosmológico, pero confirma la calidad del análisis realizado. Lo más llamativo es la figura de abajo, derecha. La correlación cruzada entre los modos E de Planck (P353E) y los T de BICEP2/Keck (BKT) tiene una banda de error unas 25 veces mayor que la de los modos E de BICEP2/Keck (BKE) y los T de Planck (P353T); esta diferencia es la esperada por la gran diferencia de resolución entre BICEP2/Keck y Planck en la ventana de BICEP.
La correlación cruzada para los modos E de BICEP2/Keck (arriba, izquierda) ha mejorado (valores K×K) respecto a la publicada en marzo de 2014 (B×B). La correlación con los datos de Planck para los modos E (arriba, derecha) muestra un exceso que es debido a la contribución del polvo (recuerda que la señal observada por P353 es debida en su totalidad al polvo). Para los modos B (abajo, izquierda), la señal de Keck (K×K) presenta un exceso un poco más pequeño que el de marzo pasado (B×B); aún así es claramente visible. Al restar la señal debida al polvo (abajo, derecha) se observa un pequeño exceso en los modos B, pero gran parte de la señal es debida al polvo. El exceso podría indicar un valor r>0, pero no se puede descartar que corresponda a una fluctuación estadística en la contribución del polvo; hay que recordar que el modelo del polvo que se usa es un promedio y que se esperan fluctuaciones estadísticas en regiones del tamaño de la ventana de BICEP.
La correlación cruzada entre los modos E (izquierda) y B (derecha) entre BICEP2/Keck (150 GHz) y la señal de Planck a 30 GHz (BK150×P30), 44 GHz (BK150×P44), 70 GHz (BK150×P70) y 100 GHz (BK150×P100) no muestra ningún exceso significativo. Las fluctuaciones que se observan tienen toda la pinta de ser debidas al ruido (estadístico en los análisis). No hay correlación con el exceso en modos B observado por BICEP2 en marzo de 2014.
Yo tenía ganas de ver la correlación cruzada para modos B entre BICEP2/Keck (150 GHz) y Planck a 143 GHz (figura BK150×P143 arriba, derecha). Por desgracia no se observa ningún exceso. Por tanto, toda la señal de marzo de 2014 podría ser debida al polvo. Sin embargo, la banda de error es grande (basta compararla con la figura BK150×BK150 abajo, derecha). Con tanto ruido no se pueden extraer conclusiones definitivas y serán necesarios futuros estudios. El análisis de los datos de Keck 2014 (2 detectores a 95 GHz y 3 detectores a 150 GHz), que se publicarán antes del verano de 2015, darán información mucho más relevante a este respecto que el nuevo artículo BICEP2/Keck/Planck (que sólo considera los datos de Keck en 2012 y 2013 con 5 detectores a 150 GHz).
El exceso que apunta a una posible señal cosmológica en los modos B observados por BICEP2, la correlación cruzada BK150×P353, casi no se observa en la correlación BK150×P217. Como ya se ha dicho hasta la saciedad, todo el exceso observado podría ser debido al polvo. Pero hay que recordar que todavía ignoramos mucho sobre la emisión del polvo en la ventana de BICEP. Hay que observar esta ventana a dos frecuencias. Los datos de Keck 2014 y los que obtendrá BICEP3 serán necesarios para dilucidar esta cuestión fuera de toda duda.
Supongo que si has leído hasta aquí estarás interesado en un resumen de las implicaciones cosmológicas del artículo BICEP2/Keck/Planck. Esta figura (izquierda) muestra el valor de r (cociente entre fluctuaciones tensoriales y escalares durante la inflación cósmica) estimado por BK+P. El pico alrededor de 0,05 es debido al exceso observado en la correlación BK con P353 y P217. No se puede interpretar como una señal a favor de r>0 porque la contribución de polvo en la ventana de BICEP2 (cuya amplitud se muestra en la figura de la derecha) puede estar bastante mal estimada (Ad = 3,3 ± 0,9). Además, no se muestra en estas figuras, pero también hay incertidumbre en la ley de potencias usada para estimar el polvo a 150 GHz a partir del polvo a 353 GHz (βd = 1,59 ± 0,33). Todo ello indica que el polvo podría explicar todo el exceso de modos B observado en la señal de BICEP2/Keck. Pero no se puede descartar que haya cierto porcentaje del exceso que no sea debido al polvo (aunque insuficiente para proclamar un descubrimiento de los modos B de origen cosmológico).
Esta figura muestra los diagramas de contorno para la relación entre la amplitud del polvo (en el multipolo l=80 en el mapa 353 GHz) y el parámetro r. Los contornos BK+P (negro), B+P (azul) y K+P (rojo) muestran una gran incertidumbre en ambos parámetros. Extraer conclusiones definitivas a partir de estos resultados es adelantar acontecimientos. El nuevo artículo BICEP2/Keck/Planck es interesante pero para nada concluyente.
Esta es la figura más importante del artículo que resume todos los resultados presentados. La curva roja es la contribución esperada debido al polvo galáctico. Los puntos negros son los resultados observados por BK para los modos B en la polarización del fondo cósmico de microondas a 150 GHz en la ventana de BICEP. Los puntos azules corresponde al análisis combinado BK+P incluyendo un factor de corrección ajustado de forma estadística (α=0,04). El resultado final es que toda la señal BK+P podría ser debida al polvo. Por supuesto, el ajuste de α asume un modelo teórico del polvo que podría no ser adecuado para la ventana de BICEP. Pero lo que queda claro es que todo el exceso en modos B observado por BICEP2/Keck se puede interpretar como debido al polvo galáctico en la ventana de observación. Que así se confirme de forma definitiva requiere futuros estudios específicos.
Me gustaría acabar con esta figura que muestra la sensibilidad de Planck en la ventana de BICEP (curva roja, con cada punto relativo a una frecuencia diferente entre 30 GHz y 353 GHz) y la sensibilidad de BK×P (curva azul con puntos estimados vía la correlación BK+P). En gris aparece la contribución del polvo y en relleno azul la de la radiación de sincrotrón. No tienen sensibilidad suficiente para observar una señal de modos B con r=0,05, incluso si no existieran ni el polvo ni la radiación sincrotrón. El asterisco indica el error de BICEP2/Keck a una única frecuencia. Por supuesto, como existe el polvo y su contribución es grande, la señal puede quedar oculta bajo el polvo. Sin lugar a dudas necesitamos un segundo asterisco, un punto a 100 GHz. Los datos de Keck obtenidos en 2014 serán importantes, pero también sufrirán una importante contribución de ruido (polvo y radiación sincrotrón).
La observación de los modos B cosmológicos requiere de instrumentos de observación más allá de BICEP2/Keck/Planck. Además, requiere de mejores modelos de la contribución del polvo, es decir, observaciones a varias frecuencias. Los próximos años serán apasionantes, pues ya hay instrumentos así tomando datos y otros empezarán a tomarlos pronto. Sin lugar a dudas, si existen los modos B debidos a las ondas gravitacionales primordiales amplificadas por la inflación cósmica acabarán siendo observados. Sin lugar a dudas. La aventura de la ciencia es una de las más apasionantes.
La Ciencia de la mula Francis
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