Primordial gravitational waves generated during inflation are expected to imprint a peculiar footprint in the large angular scale polarization of the Cosmic
Microwave Background (CMB), the so-called B-modes, which however are still
undetected. Characterizing Galactic foregrounds such as polarized dust and
synchrotron emission, as well as having very precise control of instrumental effects, is extremely important to target a clean detection of the CMB B-modes.
This thesis is set in this context, and presents an analysis of the data of
the MFI instrument of the QUIJOTE experiment. QUIJOTE-MFI has been
installed at the Teide Observatory since 2012, with the aim to observe the intensity and linear polarization of the microwave sky at four frequencies in the
range 10–20 GHz. The purpose of QUIJOTE-MFI is to measure the low frequency Galactic foregrounds such as anomalous microwave emission (AME) and
polarized synchrotron, which need to be precisely characterized to complement
the study of the CMB polarization anisotropies.
An important part of this thesis is dedicated to the development of the PICASSO map-making code, which is based on the destriping technique (e.g., Keihänen et al., 2010), and which is used to construct the intensity and linear polarization (Stokes Q and U ) maps for the QUIJOTE experiment. PICASSO
allows a precise reconstruction of the signal at large angular scales, which is key
for B-modes searches. A first version of the code was initially implemented in
a previous thesis by Pelaez Santos (2019), and it was further developed during
this thesis by including the use of priors for the 1/f noise, and a technique for
the fitting of templates in the time domain to the data, during the map-making
step. PICASSO was validated with realistic simulations of QUIJOTE-MFI data,
showing that the reconstruction of the sky signal is precise at the 0.001% level
and for multipoles 20 ∼< ` ∼< 200. In addition, the study of the transfer function
of the code showed that 100% of the sky signal is recovered at scales ` ∼> 10,
with only ∼ 2% power loss at 2 ∼< ` ∼< 8 for EE and BB. This work will soon be published in Guidi et al., (submitted).
Afterwards, this thesis describes the application of this code for the construction, validation, and study of the QUIJOTE-MFI wide-survey maps, which are
obtained from approximately one year of effective observations of the full northern sky, at 10–20 GHz, taken in the period 2012–2018. The wide-survey maps
are presented, analyzed and characterized, in conjunction with their angular
power spectra. The angular power spectra of the polarization maps (which are
synchrotron dominated) can be modeled, at 11 GHz, with a power law C` ∝ `
α,
with α = −3.00±0.16 for EE and α = −3.09±0.41 for BB, at Galactic latitudes
|b| > 5
◦ and declinations 6
◦ < δ < 70◦
, in the multipole range 30 < ` < 300.
The relative amplitude of the power of the E and B-modes at ` = 80 is measured
to be ABB/AEE = 0.34±0.10 within the aforementioned sky area, it being lower
than the BB/EE ratio measured for dust emission by Planck (ABB/AEE = 0.5;
Planck Collaboration et al., 2018c). The TB and EB spectra of the maps are
measured to be compatible with zero within the uncertainties, and the TE
spectrum is marginally detected at low multipoles. In addition, a complete set
of validation tests, including the analyses of null-tests for the characterization
of the noise in the maps, and cross-correlation analysis for the validation of
the calibration of the data are presented. These results will be published in
Rubiño-Martín et al. (in prep.), which will also be accompanied by a set of
papers focused on the scientific exploitation of the QUIJOTE-MFI wide-survey
data. The maps will be made publicly available.
Finally, new data taken in the region surrounding the Galactic center were
analyzed in combination with the wide-survey data, with the aim of studying
the so-called microwave Haze. The Haze is a diffuse emission with uncertain
and interesting origin, since it could be attributed to dark matter annihilation
in the Galactic bulge, or to nuclear activity in the Galactic center. It extends
from the Galactic center up to high Galactic latitudes (|b| < 35◦
), with spatial
correspondence to the Fermi bubbles observed in γ-rays, and to the polarized
radio plumes observed by the S-PASS survey at 2.3 GHz. The Haze area is
studied in intensity and in polarization, using the new data provided by the
QUIJOTE experiment. An excess of diffuse signal that could be attributed to
the Haze is detected in intensity with ∼ 9σ confidence level. The intensity
spectrum of this emission was modeled using a power-law spectrum, leading to
a spectral index βH = −2.79 ± 0.08, in the range 11–60 GHz. This result is in
slight tension with previous measurements (e.g., Planck Collaboration et al.,
2013) that estimated βH = −2.56 ± 0.05. However, in agreement with previous
works, it can be observed that the spectrum of the the Haze is flatter than
that of the total synchrotron in the same area and frequency range, which has a spectral index β
s = −3.00 ± 0.03. In addition, we observed a difference
between the intensity spectral index of the North and South Haze bubbles, at
∼ 6σ confidence level. Finally, a study of the polarized spurs and plumes that
are possibly associated with the Haze is presented, where a clear steepening of
the spectrum between 11 GHz and 23 GHz can be observed, in agreement with
previous works (Carretti et al., 2013). These results will be published in Guidi
et al. (in prep.).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 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)
