First season QUIET observations [1012.3191]

L'expérience QUIET a observé le fond diffus cosmologique entre octobre 2008 et décembre 2010, utilisant un télescope dédié et des récepteurs à 43 et 95 GHz, depuis le désert d'Atacama au Chili (cf. photo ci-contre).
L'article que vous trouverez ici présente les résultats obtenus avec les 19 détecteurs fonctionnant à 43 GHz, d'une sensibilité de 69 uK/sqrt(Hz) pour l'ensemble du plan focal (durée d'observation : 3458 heures).
Le but scientifique de QUIET est la détection des modes B primordiaux, entre l=25 et l=475.

Une toute première remarque : en comparaison avec deux autres expériences que je connais, Polarbear et EBEX, QUIET a fait le choix d'utiliser des fréquences bien en dessous de celles communément utilisées (> 90GHz) pour détecter les modes B en polarisation. La motivation est de déterminer l'avant plan dominant aux basses fréquences, l'émission synchrotron. Remarquez toutefois qu'il a été démontré ici ou encore ici qu'avec au moins 4 canaux de fréquences différentes, il est possible de discriminer les rayonnements fossile, synchrotron et d'émission thermique de la poussière galactique (cf. le schéma ci-contre, issu de http://map.gsfc.nasa.gov/)

Outre ce choix de fréquences d'observation, l'expérience utilise un système original d'optiques, appelé Mizuguchi-Dragone (cf. le schéma ci-dessous, issu de [1012.3191]). La rotation naturelle du ciel ainsi que la rotation des optiques permet de s'affranchir de quelques effets systématiques.

La stratégie de scan choisie est la suivante : balayage en azimuth à grande vitesse (5°/sec), à élévation fixe. Le but d'un tel balayage est de moduler le signal du CMB loin du "genou" du bruit en 1/f et loin du signal atmosphérique.

Après avoir subi un tri, une modélisation du bruit et un filtrage, les données sont envoyées dans deux pipelines indépendants.
Le premier se base sur l'analyse des pseudo-Cl (voir par exemple cette description), une technique souvent utilisée car rapide au niveau des temps de calcul et relativement précise.
Le deuxième pipeline utilise quant à lui le formalisme dit de maximum-Likelihood, lui aussi utilisé par beaucoup d'expériences CMB. Plus gourmand en temps de calcul, il donne accès à la matrice de covariance de bruit, à des cartes non biaisées, ou encore à des estimateurs exacts pour les paramètres cosmologiques.

Après avoir prouvé que les deux pipelines donnaient des résultats presque similaires, (voir la section 6 de l'article, Analysis validation) la collaboration QUIET présente le résultat que l'on attend tous : l'estimation de bornes supérieures sur le spectre de puissance des modes B. Celle-ci correspondent à un rapport tenseur sur scalaire r ~ 0.35 (voir graphe ci-dessous). Je rappelle que la meilleure estimation pour r, à ma connaissance, a été donnée par BICEP, ici : r ~ 0.2.


Enfin, l'article finit son analyse par l'estimation de certaines erreurs systématiques, point crucial pour les expériences contemporaines. L'estimation porte sur la calibration du pointing, du beam, de la réponse des détecteurs, de la polarisation instrumentale, etc… tout en dénonçant d'autres effets probables : un signal synchrone avec l'émission thermique du sol, des non linéarités dans le système de prise des données et des biais dans la sélection de ces dernières (en particulier des coupures trop brutales dans le time stream). Ces estimations sont résumées sur les spectres de puissance ci-dessous.

Cette analyse finie, on attend de voir l'extension de ces résultats aux 90 détecteurs fonctionnant à 95 GHz, et qui ont observé le ciel pendant presque le double d'heures que les détecteurs à 43 GHz.