El blog de Antares

Unos científicos han analizado ligeras distorsiones en los patrones de la luz más antigua del universo, logrando la visualización de enormes estructuras cósmicas con forma de filamentos y que resultan invisibles para el ojo humano. Estos filamentos, conectados conformando una red, actúan a modo de superautopistas por las que se suministra materia a las mayores acumulaciones de ella: los cúmulos de galaxias.

En esta ilustración, la trayectoria de la luz del fondo cósmico de microondas (CMB) se ve desviada por las estructuras conocidas como filamentos y que son invisibles a nuestros ojos, creando un efecto conocido como lente gravitatoria débil que ha sido captado por el observatorio espacial Planck (izquierda). Los autores del nuevo estudio utilizaron ordenadores para estudiar esta lente gravitatoria débil del CMB y obtuvieron un mapa de filamentos, que habitualmente presentan longitudes de cientos de años-luz. (Foto: Siyu He, Shadab Alam, Wei Chen y Planck/ESA)

El equipo científico internacional responsable del estudio, que incluyó investigadores del Laboratorio Nacional estadounidense Lawrence Berkeley (Berkeley Lab) y de la Universidad de California en Berkeley, analizó datos de inspecciones anteriores del firmamento usando una sofisticada tecnología de reconocimiento automático de imágenes para centrarse en los efectos basados en la gravedad que identifican las formas de estos filamentos. También se valieron de modelos y teorías sobre los filamentos para ayudar a guiar e interpretar sus análisis.

Reconocer y observar estos filamentos es muchísimo más difícil que reconocer y observar galaxias. Por eso es tan importante la ayuda de sistemas de reconocimiento automático. "Para encontrar los filamentos, utilizamos los mismos métodos que usan Yahoo y Google para el reconocimiento de imágenes, como por ejemplo identificar los nombres de las señales viales en las calles o encontrar gatos en las fotografías" explica Shirley Ho, del equipo de investigación.

También han sido de gran utilidad las mediciones precisas, efectuadas desde el espacio, del fondo cósmico de microondas, o CMB, por sus siglas en inglés. Este sutil brillo que viene de todas partes del cosmos es ni más ni menos que la luz más antigua en el universo. Aunque es bastante homogénea sea cual sea la dirección del universo hacia la que miren los instrumentos, existen diferencias que han sido identificadas en estudios anteriores y que denotan rasgos del universo arcaico.

Esta nueva y detallada exploración de los filamentos ayudará a los investigadores a entender mejor la formación y evolución de la red cósmica, que es la estructura de materia a la mayor escala del universo. La red incluye el material misterioso y aún no visto que denominamos materia oscura. Como su nombre sugiere, la materia oscura no emite luz, así que ningún telescopio puede verla. Sin embargo, debido a que la materia oscura tiene masa, su existencia puede inferirse por la manera en que las estrellas son atraídas a regiones donde no se aprecia materia visible, lo que denota que allí se concentra ese misterioso material. Aunque la naturaleza de la materia oscura es un misterio, no se trata de materia minoritaria y marginal, sino que constituye más del 80 por ciento de la masa total del universo.

La materia oscura es el componente principal de los filamentos. En los últimos años se ha ido descubriendo que tales filamentos son gigantescos: se extienden de manera habitual a lo largo de cientos de millones de años-luz. También se ha averiguado que las estructuras llamadas halos, que albergan cúmulos de galaxias, son alimentadas por la red universal de filamentos.

Estudios adicionales sobre estos filamentos podrían proporcionar nueva y reveladora información sobre la energía oscura, otro gran misterio cósmico. La energía oscura es una fuerza desconocida que hace al universo expandirse con una aceleración cada vez mayor. Actuando de un modo que, a grandes rasgos, se opone a cómo opera la fuerza de la gravedad, la energía oscura tiende a separar unas de otras las acumulaciones de materia.

Es improbable que un supervacío explique la “Mancha Fría” en el fondo cósmico de microondas, según los resultados de una nueva investigación. Ello deja espacio para explicaciones exóticas como una colisión entre universos. Los autores de este estudio, dirigidos por Ruari Mackenzie y Tom Shanks del Centro para la Astronomía Extragaláctica de la Universidad de Durham en el Reino Unido, han presentado públicamente sus resultados a través de la revista académica Monthly Notices de la Real Sociedad Astronómica (Royal Astronomical Society, o RAS), una organización británica fundada en 1820.

El mapa del fondo cósmico de microondas (CMB) producido por el satélite Planck. El color rojo indica regiones ligeramente más calientes, y el azul, algo más frías. La Mancha Fría se muestra en el recuadro, con los ejes x e y indicando las coordenadas, y la escala de la parte inferior la diferencia de temperatura en millonésimas de grado. (Foto: ESA y Durham University)

El fondo cósmico de microondas (CMB, por sus siglas en inglés), un vestigio del Big Bang, cubre todo el cielo. A una temperatura de 270,43 grados centígrados bajo cero, o sea solo 2,73 grados por encima del Cero Absoluto (la temperatura más fría que permiten las leyes de la física), el CMB posee algunas anomalías, incluyendo la Mancha Fría. Anteriormente se conjeturó que esta estructura, unos 0,00015 grados más fría que su entorno, estaba causada por un enorme espacio vacío, con un diámetro de miles de millones de años-luz, conteniendo relativamente pocas galaxias.

La expansión acelerada del universo hace que los vacíos dejen en el espectro corrimientos al rojo sutiles sobre la luz cuando esta pasa a través de ellos. En el caso del CMB, esto se observa en la forma de huellas frías. Se propuso que un espacio vacío muy grande en primer plano podría, aunque fuese solo en parte, dar forma a la Mancha Fría del CMB, la cual ha sido una fuente de discordia en los modelos de la cosmología estándar.

Anteriormente, la mayoría de búsquedas sobre un supervacío conectado con la Mancha Fría han estimado las distancias a las galaxias usando sus colores. Con la expansión del universo, la luz emitida por las galaxias más lejanas ha experimentado una desviación hacia longitudes de onda más largas, un efecto conocido como corrimiento al rojo cosmológico.

Cuanto más lejana sea la galaxia, mayor es el corrimiento al rojo observado. Midiendo los colores de las galaxias, y con ellos sus corrimientos al rojo, se pueden calcular sus distancias. Estas mediciones, sin embargo, poseen un alto nivel de incertidumbre.

El equipo de Mackenzie y Shanks ha presentado los resultados de una detallada revisión de los corrimientos al rojo de 7.000 galaxias, capturados de 300 en 300 usando un espectrógrafo instalado en el Telescopio Anglo-Australiano. Habiendo analizado este conjunto de datos de mayor fiabilidad, Mackenzie y Shanks no ven evidencias de un supervacío capaz de explicar la Mancha Fría y sin salirse de la teoría estándar.

Con esta explicación descartada, ganan puntos las otras candidatas, entre las que destaca una particularmente fascinante: la de que la Mancha Fría fue causada por una colisión entre nuestro universo y otro universo burbuja. “Si un análisis más detallado de los datos del CMB prueban que esto es así, entonces la Mancha Fría podría ser tomada como la primera prueba de la existencia del multiverso, y podrían existir miles de millones de universos como el nuestro”, razona Shanks.

Científicos rusos han descubierto que la proporción de partículas inestables en la composición de la materia oscura tras el Big Bang no superó más del 2 al 5 por ciento al del Universo actual.

"La discrepancia entre los parámetros cosmológicos en el universo moderno y el universo poco después del Big Bang puede explicarse por el hecho de que la proporción de materia oscura ha disminuido.Por primera vez, hemos podido calcular cuánta materia oscura podría haberse perdido y cuál sería el tamaño correspondiente del componente inestable", dice el coautor Igor Tkachev del Departamento de Física Experimental del INR (Institute for Nuclear Research).

Los astrónomos sospecharon que había una gran proporción de masa oculta en el universo en la década de 1930, cuando Fritz Zwicky descubrió "peculiaridades" en un grupo de galaxias en la constelación Coma Berenices: las galaxias se movían como si estuvieran bajo el efecto de la gravedad de una fuente invisible. Esta masa oculta, que sólo se deduce de su efecto gravitatorio, recibió el nombre de materia oscura. Según los datos del telescopio espacial Planck, la proporción de materia oscura en el universo es del 26,8 por ciento; El resto es materia "ordinaria" (4.9 por ciento) y energía oscura (68.3 por ciento).

La naturaleza de la materia oscura permanece desconocida. Sin embargo, sus propiedades podrían ayudar a los científicos a resolver un problema que surgió después de estudiar las observaciones del telescopio de Planck. Este dispositivo midió con precisión las fluctuaciones en la temperatura de la radiación cósmica de fondo de microondas - el "eco" del Big Bang. Midiendo estas fluctuaciones, los investigadores pudieron calcular los parámetros cosmológicos clave usando observaciones del universo en la era de la recombinación, aproximadamente 300.000 años después del Big Bang.

Sin embargo, cuando los investigadores midieron directamente la velocidad de la expansión de las galaxias en el universo moderno, resultó que algunos de estos parámetros variaban significativamente. "Esta variación era significativamente más que márgenes de error y errores sistemáticos conocidos por nosotros. Por lo tanto, o estamos tratando con algún tipo de error desconocido, o la composición del universo antiguo es considerablemente diferente del universo moderno", dice Tkachev.

La discrepancia puede ser explicada por la hipótesis de la materia oscura decadente (DDM), que afirma que en el universo primitivo había más materia oscura, pero luego parte de ella decayó.

"Imaginemos que la materia oscura consta de varios componentes, como en la materia ordinaria (protones, electrones, neutrones, neutrinos, fotones) y un componente consiste en partículas inestables con una vida bastante larga. En la era de la formación del hidrógeno, cientos de miles de años después del Big Bang, todavía están en el universo, pero ahora (miles de millones de años después) han desaparecido, habiendo decaído en neutrinos o partículas relativistas hipotéticas. En ese caso, la la cantidad de materia oscura en la era de la formación de hidrógeno y hoy será diferente ", dice el autor principal Dmitry Gorbunov, profesor del MIPT (Moscow Institute of Physics and Technology).

Los autores del estudio analizaron datos de Planck y los compararon con el modelo DDM y el modelo estándar ?CDM (Lambda-materia oscura fría) con materia oscura estable. La comparación mostró que el modelo DDM es más consistente con los datos observacionales. Sin embargo, los investigadores encontraron que el efecto de la lente gravitatoria (la distorsión de la radiación cósmica de fondo de microondas por un campo gravitacional) limita en gran medida la proporción de materia oscura en descomposición en el modelo DDM.

Usando los datos de las observaciones de varios efectos cosmológicos, los investigadores fueron capaces de dar una estimación de la concentración relativa de los componentes en descomposición de la materia oscura en la región del 2 al 5 por ciento.

"Esto significa que en el universo actual hay un 5 por ciento menos de materia oscura que en la época de la recombinación, pero actualmente no podemos decir con qué rapidez esta parte inestable se deterioró; la materia oscura todavía puede estar desintegrándose incluso ahora, aunque sería un modelo diferente y considerablemente más complejo", dice Tkachev.

Ya se han publicado los nuevos resultados del telescopio espacial Planck de la ESA. Veinte artículos numerados del I al XXVIII; faltan ocho que aparecerán de aquí a junio. Los resultados de Planck son espectaculares. Confirman el modelo cosmológico de consenso con una precisión sin precedentes. Puedes disfrutar de todos los artículos científicos en Planck 2015 Results.

En mi modesta opinión los nuevos resultados son “sobrados” (ricos y abundantes de bienes, pero además atrevidos, audaces y un poco licenciosos). He leído casi todos los artículos y hay demasiadas cosas que me gustaría contar. Por ello dedicaré varias entradas a este tema. No quiero resultar cansino, intercalaré otras. Hoy me centraré en el resumen general, un artículo aún incompleto (“this paper is not complete at this time”), Planck Collaboration, “Planck 2015 results. I. Overview of products and scientific results,” arXiv:1502.01582 [astro-ph.CO].




El telescopio Planck (Planck satellite) fue lanzado el 14 de mayo de 2009 y ha observado el fondo cósmico de microondas de forma continua desde el 12 de agosto de 2009 hasta el 23 de octubre de 2013. En 2013 se publicaron los resultados de temperatura (anistropías térmicas) tras 15,5 meses y ahora en 2015 se publican todos los resultados (48 meses), incluidos los de polarización. Un conjunto de 74 detectores a 9 frecuencias que es sensible en la banda entre 25 y 1000 GHz (espectro de microondas y submilimétrico). Los tres detectores de baja frecuencia (LFI) observan en sendas bandas centradas en 30, 44 y 70 GHz. Los seis detectores de alta frecuencia (HFI) observan en sendas bandas centradas en 100, 143, 217, 353, 545 y 857 GHz. Planck logra observar el cielo completo dos veces cada año con una sensibilidad, resolución angular y cobertura en frecuencia nunca antes alcanzada.


Siete de los nueve detectores (conjuntos de bolómetros) de Planck son sensibles a la polarización (no lo son los HFI a 545 y 857 GHz). El fondo cósmico de microondas (CMB) presenta polarización lineal, descrita por los parámetros de Stokes Q y U. En febrero de 2015 se han publicado cuatro mapas de polarización del CMB a las frecuencias 30, 44, 70 y 353 GHz. Los tres mapas que faltan, a 100, 143 y 217 GHz, donde se “ocultan” los modos B, se publicarán en el futuro (antes del verano de 2015). Aún así, en muchos resultados publicados ahora se han usado datos extraídos de estos mapas.


Hay grandes diferencias en el procesado de los datos entre los resultados publicados en 2013 y ahora en 2015. Yo destacaría las siguientes. Se ha corregido el efecto de los términos no lineales en los conversores analógico-digitales (ADC), cuyo efecto en las pruebas en tierra era despreciable, pero que ahora sabemos que en vuelo han de ser tenidos en cuenta. Se han medido las propiedades detalladas de los detectores usando los planetas del sistema solar (Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno). Para los instrumentos LFI han sido claves los siete tránsitos de Júpiter y para los HFI los tránsitos de Júpiter y Saturno.


Lo más espectacular es que ya se conoce la razón de la discrepancia sistemática en la amplitud de los picos acústicos entre WAMP y Planck. En los resultados Planck 2013 se corrigió el movimiento del Sol respecto al CMB usando el “dipolo solar” determinado por WMAP5 (el mismo que se usó con WMAP7 y WMAP9). Los nuevos resultados de Planck 2015 usan un “dipolo orbital” calculado usando la órbita de Planck alrededor del baricentro del sistema solar. El movimiento de Planck se conoce con una precisión de una parte en un millón y al calcular el “dipolo orbital” se ha observado una discrepancia del 0,28% respecto al “dipolo solar”. Puede parecer una diferencia muy pequeña, pero es suficiente para resolver la discrepancia entre WMAP9 y Planck. Ahora todo concuerda como debe concordar. Las dudas que algunos teníamos quedan resueltas de la mejor manera posible, ni WMAP9 era el culpable, ni Planck tampoco. El culpable era el procesado de los datos.

Hay una cosa que me ha gustado mucho de los resultados Planck 2015. Como en 2013 se han calculado cuatro mapas de todo con cuatro técnicas de análisis diferentes: SMICA, Commander, NILC y SEVEM (el artículo “Planck 2015 results. IX” que los compara aún no se ha publicado). En los resultados de 2013 se eligió SMICA como mapa oficial, aunque no quedó claro la razón de esta elección (en mi opinión). Casi todo se calculaba con SMICA, sin usar los otros tres. En mi opinión, quizás criticable, se despreciaba el trabajo de los demás. En los nuevos resultados de Planck 2015 se usan los cuatro mapas, en función de cuál parece el más adecuado en cada momento, sin preferir ninguno por razones ad hoc. De hecho, hay figuras calculadas usando dos mapas, en cierta región se usa un mapa y en otra región se usa otro mapa. No pasa nada. Aclarando estos detalles en el pie de la figura es suficiente. En mi opinión esto es un paso de gigante dentro de la colaboración Planck. Si no puedes justificar con argumentos científicos cuál de tus hijos es el más guapo, descríbelos a todos como el más guapo, sin discriminación. Todos son tus hijos y todos lo merecen.


El ejemplo más claro es el espectro TT, la figura más famosa. El espectro de potencia multipolar de las anisotropías en temperatura del fondo cósmico de microondas incluye una línea discontinua en el multipolo 30. La razón es que para los multipolos entre el 30 y el 2500 se ha usado el mapa SMICA. Sin embargo, para los multipolos bajos entre el 2 y el 29 se ha usado el mapa Commander. El análisis de inferencia fiducial indica que tiene mayor verosimilitud. Por tanto, si comparas estos multipolos bajos entre 2013 y 2015 encontrarás diferencias notables que no son debidas a los datos como tales, sino al cambio de mapa. Una comparación fiable entre los multipolos bajos entre 2013 y 2015 requiere usar en el primer caso el espectro TT de Commander. Algo que no deben olvidar quienes quieran buscar nueva física que explique la anomalía asociada a los multipolos 21 y 22, más allá de lo esperado por la varianza cósmica. Esta anomalía aún no tiene explicación y no se sabe si su origen es sistemático, puramente estadístico o representan algún tipo de física más allá del modelo cosmológico. Seguramente serán necesarios telescopios de microondas específicos que estudien estos multipolos bajos para aclarar su origen.


Se observan ocho picos acústicos en el espectro TT. La predicción teórica (curva roja) prácticamente no ha cambiado (porque no han cambiado los parámetros cosmológicos) pero ahora los datos (puntos en azul) se ajustan mucho mejor al modelo teórico. Para verlo con más claridad lo mejor es superponer ambos espectros (2013 y 2015) y alternar las imágenes de forma sucesiva; de esa forma se ve bien el cambio en los datos alrededor del primer pico acústico. Los interesados pueden verlo en el minuto 36:30 del vídeo de la charla de Douglas Scott, “New Results from the Planck Satellite,” Perimeter Institute, 29 Jan 2015. Lo más destacable es que por encima del multipolo 30, hasta el 2500, el ajuste es realmente espectacular. El modelo cosmológico de consenso recibe un enorme empuje gracias a Planck 2015.


Los mapas de polarización se resumen en los espectros de potencia para los modos E, tanto sus correlaciones con la temperatura, espectro TE, como su autocorrelación, espectro EE. Todavía no se han publicado los espectros de modos B (TB, EB y, el más interesante, BB), que aparecerán en los próximos meses. Los espectros TE y EE son más ruidosos que el espectro TT. Los modos E se obtienen a partir de los mapas de los parámetros de Stokes Q y U de los instrumentos HFI a 100, 143 y 217 GHz. Se ha eliminado la contribución del polvo galáctico estimada a partir del mapa HFI a 353 GHz. Como la contribución del polvo aumenta con la frecuencia se han usado máscaras que retienen el 70%, 50% y 41% para los mapas HFI a 100, 143 y 217 GHz, resp.

Los espectros TE y EE se basan en la correlación entre parejas de mapas. Se han usado los mapas de mayor verosimilitud, en concreto, para el espectro TE los mapas a dos frecuencias 100×143 y 100×217 (se han descartado los mapas 100×100 y 143×217) y para el espectro EE los mapas 100×100, 100×217 y 143×217 (se ha descartado el 100×143). La combinación de estos mapas ha buscado maximizar la relación señal-ruido. Aunque los resultados son espectaculares, los residuos son mayores de lo esperado. Se cree que debe haber errores sistemáticos en los instrumentos que no se han tenido en cuenta; en futuros análisis se espera poder reducir estos errores. Esto nos recuerda que el análisis de la polarización del CMB es mucho más difícil que el análisis de la intensidad.


Los espectros TE y EE muestran once picos acústicos (seis y cinco, resp.); con los ocho del espectro TT en total son 19 picos los observados por Planck. Por supuesto, gracias a la calidad alcanzada en los multipolos entre 30 y 2000, se puede usar la polarización para estimar los parámetros cosmológicos del modelo estándar (recuerda que con el espectro TT se alcanza el multipolo 2500). Los nuevos artículos de Planck 2015 presentan diversas estimaciones de los parámetros cosmológicos, como TT, TE, EE, TT+TE, TT+EE, TE+EE y TT+TE+EE. Como la precisión del espectro TT es mucho mayor, la diferencia entre usar TT y usar TT+TE+EE es muy pequeña.


Los resultados de Planck 2015 están en perfecto acuerdo con las predicciones del modelo cosmológico ΛCDM. Esta tabla muestra la estimación de sus seis parámetros, así como otros nueve parámetros derivados. Comparando con los resultados de Planck 2013, lo más reseñable es que el índice espectral escalar (ns) ha subido 0,7 σ, la densidad de bariones (Ωbh²) ha subido 0,6 σ, y la constante de Hubble (H0) ha bajado 0,5 σ. Por supuesto, el mayor cambio (una bajada de 1 σ) ha sido en la profundidad óptica de reionización (τ). Los resultados Planck 2013 usaron la polarización de WMAP para estimar el parámetro τ. Ahora Planck 2015 calcula dicho parámetro gracias a los datos de polarización Planck LFI. No es fácil estimar bien este parámetro porque depende de los multipolos bajos y Planck 2015 ha usado con preferencia el mapa LFI a 70 GHz. El resultado τ ≈ 0,07 es significativamente diferente del valor τ ≈ 0,09 que usó en Planck 2013. Ya he comentado en este blog las implicaciones de este resultado sobre la formación de las primeras estrellas.


Esta tabla del artículo Planck Collaboration, “Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters,” arXiv:1502.01589 [astro-ph.CO], muestra la diferencia entre los parámetros cosmológicos estimados con Planck 2013 (datos a 15,5 meses) y con Planck 2015 (datos a 29 meses); nota que estos datos difieren de los presentados más arriba para Planck TT+lowP+lensing. En los resultados de Planck 2013 se usaba un valor de τ ≈ 0,09 (Planck+WP, calculado con los datos de polarización de WMAP) y ahora se obtiene un valor τ ≈ 0,08 un poco más pequeño. La diferencia más grande se observa en As exp(−2τ), que crece de de 1,84 a 1,88 debido a la recalibración de los datos HFI (necesaria para eliminar la diferencia entre Planck y WMAP, que era de un 2,6 % y ha sido corregida a sólo un 0,3%). Por forturna se compensan el decrecimiento en τ con el incremento en As exp(−2τ). Gracias a ello el efecto de estos cambios en los demás parámetros cosmológicos es poco apreciable.

Confieso que yo pensaba que el nuevo valor de τ tendría un efecto mucho mayor; me alegra haber estado equivocado. La tercera columna de la tabla muestra el número de sigmas de diferencia entre los nuevos valores cosmológicos del modelo ΛCDM y los publicados en 2013. Todos los parámetros (salvo los dos ya indicados) diferen en menos de 0,7 σ (y en cuatro parámetros en menos de 0,1 σ). El acuerdo es realmente sorprendente, teniendo en cuenta el gran número de cambios introducidos en los análisis para controlar con sumo cuidado todos los errores sistemáticos. Quien no sea consciente de lo complicado que son este tipo de análisis no entenderá mi sorpresa. Aún teniendo en cuenta que estos resultados de 2015 no son los que pasarán a la posteridad (el llamado legado de Planck), todo apunta a que coincidirán con ellos.


Por supuesto, los espectros TE y EE también pueden usarse para estimar los parámetros cosmológicos, e incluso combinarse con los espectros TT (aunque las mejoras que se obtienen se marginales, inferiores a 0,2 σ). La diferencia entre los parámetros calculados con el espectro TT y TE es menor de 0,5 σ, luego en la práctica se pueden usar de forma indistinta. Entre los parámetros calculados con TT y EE hay una diferencia menor de 1 σ, ya que los espectros EE son más ruidosos; la diferencia entre TE y EE también es menor de 1 σ. Aún así, poder estimar los parámetros cosmológicos usando los mapas de polarización (modos E) con una diferencia de sólo una sigma es realmente increíble. Toda una señal de la gran calidad de los análisis realizados por los miembros de la Colaboración Planck. El análisis de la polarización es muchísimo más difícil que el análisis de la intensidad de la señal.


Para que se vea más clara la diferencia entre el análisis de parámetros cosmológicos usando los espectros EE, TE, TT y EE+TE+TT, muestro en esta figura la comparación a pares entre tres parámetros cosmológicos. Los óvalos más pequeños en azul corresponden al valor combinado. Como se ve perfectamente todos se ajustan muy bien salvo los óvalos verdes obtenidos con el espectro EE. Hay que destacar que en estos análisis se usan los datos de polarización para los multipolos mayores de 30.


El parámetro cosmológico más difícil de estimar a partir de la polarización del CMB es la profundidad óptica de reionización τ. Este parámetro determina la fecha del nacimiento de las primeras estrellas. Se pensaba que la reionización ocurrió para un desplazamiento al rojo de z ≈ 6, aunque los estudios de la distribución de las galaxias más antiguas apuntaban a un valor en el rango 6 < z < 8. Sin embargo, el análisis de la polarización del CMB obtenido por WMAP9 apuntaba a un valor de τ = 0,089 ± 0,014, que corresponde a z = 10,6 ± 1,1. Demasiado alto a todas luces. Determinar τ requiere estimar la polarización para multipolos bajos (menores de 20) y para ellos la relación señal-ruido es muy mala. Los resultados de Planck 2013 permitían estimar un valor τ = 0,075 ± 0,013, casi 1 σ menor que el de WMAP9, pero aún demasiado grande.

Los resultados de Planck 2015 se basan en el mapa de polarización LFI a 70 GHz, limpiando la señal de primer plano con el mapa LFI a 30 GHz para estimar la radiación sincrotrón y el mapa HFI a 353 GHz para la contribución del polvo galáctico. La limpieza permite aprovechar el 46% del cielo. El resultado que se obtiene para los multipolos bajos calculado a todas las frecuencias (LFI+HFI) es de τ = 0,078 ± 0,019, sin embargo, si sólo se usan las frecuencias bajas (HFI) se obtiene τ = 0,067 ± 0,022. La relación señal-ruido para los multipolos bajos calculados con los mapas HFI es mucho peor que con los LFI.


Para acabar, dos figuras y un comentario final. Esta primera figura muestra los campos magnéticos y la intensidad de la emisión polarizada de la radiación sincrotrón medida con LFI a 30 GHz (mapa Commander). Un resultado importante para entender la dinámica de nuestra galaxia y los famosos radio loops.


Esta segunda figura muestra los campos magnéticos y la intensidad de la emisión polarizada del polvo galáctico medida con HFI a 353 GHz (mapa Commander). Las dos figuras que he seleccionado son importantes para la observación de los modos B en la polarización del CMB. Corresponden a las fuentes principales de primer plano que hay que eliminar para determinar estos. La gran calidad del resultado obtenido nos hace tener esperanzas. Sabemos que es muy, pero muy difícil determinar los modos B. Pero no debemos perder la esperanza.

El objetivo principal de la misión Planck es estudiar la posible existencia de nueva física más allá del modelo cosmológico de consenso (“Our primary goal is to report whether the Planck data support any evidence for new physics”). Sin embargo, varios parámetros cosmológicos no están definidos de forma unívoca a partir de los datos del fondo cósmico de microondas, con lo que se requiere el uso de datos astrofísicos (como BAO). Caso de que se descubriera nueva física, si depende de los datos astrofísicos, el estudio de posibles sistemáticos en dichos datos está más allá de los objetivos de los resultados de Planck 2015 (“This type of assessment is beyond the scope of this paper, but sets a course for future research”). Hay algunas anomalías, pero ninguna es significativa (multipolos bajos, etc.).

La conclusión más importante a recordar es que los datos de Planck 2015 apoyan fuertemente al modelo ΛCDM. No hay ningún indicio que apoye la necesidad de extender y/o cambiar este modelo. Me he dejadao muchas cosas en el tintero. En las próximas entradas discutiré otros asuntos de interés.