Cosmología Observacional e Instrumentación

El grupo de Cosmología Observacional e Instrumentación del IFCA se dedica al estudio de diveros temas relacionados con el origen y evolución del universo. La actividad investigadora se centra tanto en el análisis e interpretación de datos, así como al diseño y desarrollo de componentes instrumentales para la medir dichos datos. Los temas principales de investigación son:

 

ESTUDIO DE LA GAUSSIANIDAD E ISOTROPÍA DEL FONDO CÓSMICO DE MICROONDAS

Las observaciones cosmológicas nos indican que el contenido, evolución y dinámica del universo está bien descrito por el así llamado modelo concordante, en el cuál los bariones sólo representan el 15% de toda la materia. El 85% restante parece ser una forma de materia no-relativista y muy débilmente interaccionante, que ha venido a denomirsase Materia Oscura. En este modelo concordante, la metria sólo representa el 25% de todo el contenido energético del universo. El 75% restante se denomina Energía Oscura, y es la responsable de la actual expansión acelerada del universo.

Entre todas las observaciones que han conducido ha esta visión unificada del cosmos, los datos del Fondo Cosmico de Microondas (CMB, de su nombre en inglés) han jugado un papel principal. El CMB es una radiación electromagnética producida en una etápa temprana del universo (unos 400000 años después de su origen). Uno de los pilares fundamentales que se han establecido gracias al analysis de los datos del CMB, es la buena sintonía de las propiedades estadisticas de dicha radiación primigenia con las prediciones hechas por la Inflación Cósmica, en el marco del Principio Cosmológico que postula la homogeneidad e isotropía del universo.

Sin embargo, no todo está resuelto. Uno de los temas de investigación más interesantes en el campo de la cosmología es, de hecho, comprobar hasta que punto el modelo concordante es suficiente para explicar las propiedades estadísticas de las fluctiaciones de temperatura del CMB. En particular, varias teorías argumentan que escenarios alternativos (como la inflación no-estándar, los defectos topológicos o los modelos anisótropos) pueden jugar un papel (secundario) en la evolución del universo.

Es este el contexto en que el estudio de la Gaussianidad e Isotropía de la señal del CMB es crucial. La mayoría de estos escenarios alternativos o complementarios al modelo estándar, predicen diferentes niveles de no-Gaussianidad y/o anisotropía. En este sentido, el desarrollo y aplicación de modernas y sofisticadas técnicas de procesado de imagen y procedimientos estadísticos a los datos del CMB es uno de nuestros principales temas de investigación

 

SEPARACIÓN DE COMPONENTES DEL CIELO DE MICROONDAS

Como ya se ha mencionado, el CMB es una herramienta fundamental para comprender las propiedades cosmológicas del universo. Sin emabrgo, la extración de está información de los datos de microondas no es una tarea sencilla. El procesado de datos típico que nos lleva desde la realziación de las observaciones hasta los productos finales (como la determinación de los parámetros cosmológicos que definen las propiedades de nuestro universo, o la aceptación o rechazo de teorías que intentan explicar la formación y evolución del universo) es un verdadero reto.

Uno de los pasos más difíciles es el tema de la separación de la emisión debida al CMB del resto de las fuentes astrofísicas, que también emiten en el rango de microondas. A esta tarea se le denomina separación de componentes. Hay que remarcar que este proceso no es sólo imporatnte porque permita el limpiado de la emisión del CMB, si no que también nos proveé con información capital sobre otros fenómenos astrofísicos que, hasta la fecha, no son muy bien conocidos.

La complejidad del problema de la separación de componentes es muy alta, y ha dado lugar al desarrollo de un gran número de estrategias, dependiendo del tipo de solución que uno está buscando. Es importante mencionar que las características y las propiedades estadísticas de las diferentes componentes que forman el cielo de microondas es muy hetereogénea. Además de la emisión cosmológica debida a los fotones del CMB, hay otras emisiones debidas a fenómenos que tienen lugar en nuestra galaxia, y a otros que ocurren en otras galaxias o en cúmulos de galaxias. Entre las primeras, las más importantes son la radiación sincrotrón emitida por la interacción de particulas relativistas cargadas con el campo magnético de nuestra galaxias, la emisión de frenado, producidad por la deceleración de un eñectrón que interactúa con un ión libre, y las emisiones térmicas y dipolares producidas por los granos de polvo del medio interestelar. Estas emisiones difusas aparecen concentradas en el plano galáctico, y presentan una estructura típica a gran escala. Por otro lado, la emisión contaminante devida a fuentes de radio e infrarrojo, y al efecto Sunyaev-Zeldovich (SZ) causado por la interación de los fotones del CMB a su paso por el gas caliente y denso de electrones del medio intracúmulo de galaxias, aparece, sin embargo, como objetos puntuales, homogéneamente distribuido en el cielo.

Como ya se ha mencionado, la variedad de emisiones (CMB, componentes difusas y objetos puntuales) ha conducido a un panorama donde se hace uso de varias herramientas, dependiendo de si uno está interresado en recuperar sólo el CMB, las emisiones galácticas, las fuentes puntuales extragalácticas, los cúmulos de galaxias, o todas ellas a la vez.

Nuetsro grupo tienen un larga experiencia en el desarrollo y aplicación de herramientas específicas (basadas en wavelets -como la Mexican Hat Wavelet Family– y filtros óptimos) para la detección de objetos puntuales. Además, hemos desarrollado una aplicación (SEVEM, basada en el algortimo de Expectation-Maximization) centrada en la recuperación de la emisión del CMB.

 

ESTRUCTURA A GRAN ESCALA DEL UNIVERSO Y ANISOTROPÍAS SECUNDARIAS DEL FONDO CÓSMICO DE MICROONDAS

Trabajamos en dferentes aspectos relacionados con el análisis de la estructura a gran escala (LSS, de su nombre en inglés) del universo.

De un lado, hemos realizados simulaciones de N-cuerpos de grandes volumenes (300 Mpc/h) incluyendo gas y particulas, con la intención de estimar el efecto Rees-Sciama. Estas simulaciones están pensadas para estudiar técnicas de deteción del ISW y/o el RS. Además, podemos derivar el efecto de lente gravitatoria. Así mismo, trabajamos en simulaciones del universo a alto redshift, poniendo el énfasis en la época de reionización del universo.

Además del trabajo de simulacón, tmabién investigamos sobre herramientas óptimas de cross-correlación para extraer la señla comun que está presente en los mapas del CMB y en los cartografiados de la LSS (devido a la evolución del potencial gravitaorio en un universo en expansión acelerada). En particular, somos pioneros en la introducción del uso de wavelets en este campo. Este tipo de análisos permiten, de un lado, explorar el origen físico común entre los fotones emitidos a redshift 300000 y la distribución de materia hasta un redshift de larededor de 2. Por otro lado, permite el poner límites a los parámetros cosmológicos que definen las propiedades de la Energía Oscura.

 

PROCESADO DE SEÑAL Y ESTADÍSTICA

Una de las tareas que es común y extremamente importante para los temas de invetsigación previamente mencionados es el análisis estadístico de las diferentes señales astrofísicas, con el fin de obtener información útil sobre los distintos fenómenos físicos. El procesado estadístico de señales es una rama de la matemática que trata las señales como procesos estocásticos, considerando sus propiedades estadísticas como un camino para obtener leyes o reglas de los fenómenos qie aparentemente evolucionan con el tiempo de una manera inpredecible. Ejemplos de tareas de procesado estadístico de señales que nos incumben son el procesado de imagen, la selección de modelos, la separación de componentes y la detección de fuentes.

En esta época de experimentos muy ambiciosos desde el punto de vista tecnológico, cada vez es más necesario el procesar grandes cantidades de datos de manera rápida y robusta. Además, los datos en astrofísica son generalmente muy complejos (observaciones a varias longitudes de onda, datos en intensidad y polarización, procesos físicos no-estacionarios y no-Gaussianos, sistemáticos instrumentales complejos, etc). Por esta razón es importante desarrollar técnicas apropiadas de procesado de datos e implementarlas en entornos de supercomputación a los que tenemos accesos en el IFCA. Algunos de estos temas punteros en los que estamos trabajando son inferencia Bayesiana, análisis tiempo-frecuencia, filtrado lineal y no-lineal, fusión de imágenes, wavelets, representación sparse, campos aleatorios de Markov, muestreo no-lienal, denoising y problemas inversos.

Si bien nuestro objetivo principal es hacer uso de técnicas existentes de procesado de señal, así como desarrollar nuevas, en el estudio del CMB y del universo observable en el rango de sub-milimétrico del espectro electromagnético, no nos quedamos en este campo. Muchas de nuestras aplicaciones pueden ser usadas en otras areas del conocimiento, como aplicaciones en telecomunicaciones, geofísica, bioinformática y biomedicina.

 

INSTRUMENTACIÓN DE MICROONDAS PARA EL ESTUDIO DEL CMB

En este campo, nuestra investigación sigue dos lineas principales:

ARRAYS DE ANTENAS PLANAS

Hoy en día, los nuevos experimentos dedicados al estudio del CMB requieren, cada vez más, de medidas realizadas en muchas bandas de frecuencia. Un ejemplo, especialmente importante para nuestro grupo, es el experimento QUIJOTE, que está diseñado para medir la polarización del CMB a 11, 13, 17, 19, 30 y 42 GHz. Muchos de los experimentos de CMB actuales utilizan antenas de bocina en los receptores de señal. Este tipo de antenas tiene una buena respuesta a la señal. Sin embargo, para experimentos a frecuencias menores de 100 GHz, embarcados en satélite y con un gran número de detectores, necesarios para conseguir un ruido instrumental bajo, no son la mejor solución. Esto es debido a que son pesadas, voluminosas y de alto coste. Una alternativa son los arrays de antenas planas de banda ancha acopladas a detectores. Nuestro grupo trabaja en diseños de estos dispositivos que operan en la banda Ka (26-40 GHz). Estos diseños han dado lugar a prototipos que se han fabricado y medido de forma conjunta con el Departamento de Ingeniería de Comunicaciones (DICOM) de la Universidad de Cantabria (UC). Estos arrays de antenas podrían ser incluidos asimismo en sistemas microondas de comunicaciones y radar con aplicaciones en automoción.

Se han desarrollado estrategias para obtener una buena impedancia en el ancho de banda y un patrón de radiación uniforme. Para el diseño de los arrays se utilizan diverso software de simulación tanto eléctrica como electromagnética. Las dimensiones del sustrato de Aluminia donde se fabrican los arrays de antenas son del orden varios cm2. También se utilizan lentes colimadas (hechas de materiales de baja permeabilidad) acopladas a las antenas para mejorar características como ganancia, directividad o nivel de lóbulos laterales. 

RADIOMETROS

Trabajamos en métodos eficientes de modelado aplicados a los radiómetros de 30 GHz del experimento QUIJOTE. En particular, se han obtenido modelos eficientes de los subsistemas de los radiómetros (amplificadores de bajo ruido, filtros paso-banda, híbridos, cables y detectores). Estos modelos permiten realizar simulaciones realistas de los radiómetros, tanto en el dominio de la frecuencia como en el dominio del tiempo, usando ruido Gaussiano como señales de excitación. Los primeros estudios sobre simulaciones indican que, bajo condiciones de operación nominal, se obtiene un buen acuerdo con el comportamiento esperado de los radiómetros. Las simulaciones en el dominio del tiempo verifican el comportamiento del polarímetro en lo que a la recuperación de los parámetros de Stockes (I, Q y U) se refiere.

Las simulaciones también proporcionan una información muy importante sobre el comportamiento no lineal de algunos de los subcircuitos de los radiómetros. Durante el proceso de diseño de este tipo de instrumentos, se tiene en cuenta la no-linealidad de los circuitos mediante el estudio de ciertas figuras de mérito, pero la naturaleza Gaussiana de las señales de excitación de los radiómetros hace que sus circuitos presenten una no-linealidad mayor que cuando se usan las típicas señales sinusoidales de excitación. Por tanto, es necesario realizar pruebas realistas de linealidad de los radiómetros para evitar problemas de saturación en los detectores.

Publicaciones

Título
Blind and non-blind source detection in WMAP 5-yr maps
A Linear Filter to Reconstruct the ISW Effect From CMB and LSS Observations
A novel multifrequency technique for the detection of point sources in cosmic microwave background maps
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe 5-yr constraints on f(nl) with wavelets
Astrophysical image separation by blind time-frequency source separation methods
Detection/estimation of the modulus of a vector. Application to point-source detection in polarization data
Matrix Filters for the Detection of Extragalactic Point Sources in Cosmic Microwave Background Images
Analysis of non-Gaussian cosmic microwave background maps based on the N-pdf. Application to Wilkinson Microwave Anisotropy Probe data
IMPROVED CONSTRAINTS ON PRIMORDIAL NON-GAUSSIANITY FOR THE WILKINSON MICROWAVE ANISOTROPY PROBE 5-YEAR DATA
POLARIZATION OF THE WMAP POINT SOURCES
The Sunyaev-Zel"dovich effect in Wilkinson Microwave Anisotropy Probe data
LFI 30 and 44 GHz receivers Back-End Modules
Cosmic Microwave Background Images [A tutorial on the detection, parameter estimation, and statistical analysis of compact sources]
The Herschel ATLAS
A multifrequency method based on the matched multifilter for the detection of point sources in CMB maps
Constraints on f(NL) and g(NL) from the analysis of the N-pdf of the CMB large-scale anisotropies
Planck pre-launch status: Low Frequency Instrument calibration and expected scientific performance
Planck pre-launch status: Calibration of the Low Frequency Instrument flight model radiometers
Power asymmetries in the cosmic microwave background temperature and polarization patterns
Planck pre-launch status: The Planck-LFI programme
Herschel-ATLAS: Blazars in the science demonstration phase field
Herschel ATLAS: The cosmic star formation history of quasar host galaxies
Planck pre-launch status: Design and description of the Low Frequency Instrument
Herschel-ATLAS: The dust energy balance in the edge-on spiral galaxy UGC 754
Herschel-ATLAS: Extragalactic number counts from 250 to 500 microns
A search for debris disks in the Herschel-ATLAS
Herschel-ATLAS: Dust temperature and redshift distribution of SPIRE and PACS detected sources using submillimetre colours
Adaptive Langevin Sampler for Separation of t-Distribution Modelled Astrophysical Maps
Herschel-ATLAS: Evolution of the 250 mu m luminosity function out to z = 0.5
Planck pre-launch status: The Planck mission
Herschel-ATLAS: The angular correlation function of submillimetre galaxies at high and low redshift

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