Thyrso Villela (Rodrigo Leonardi e Ivan Ferreira)

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1 Medidas da Polarização da Radiação Cósmica de Fundo em Microondas com o Experimento WMPol
Thyrso Villela (Rodrigo Leonardi e Ivan Ferreira) INPE / MCT – Divisão de Astrofísica

2 Radiação Cósmica de Fundo em Microondas
Um dos observáveis cosmológicos mais importantes da atualidade Espectro e distribuição angular: razoavelmente bem medidos e explorados nas últimas décadas (e.g. COBE, WMAP) Polarização: só recentemente foi detectada e há muito ainda o que precisa ser feito para extrair todas as informações cosmológicas contidas nesse sinal O estudo da polarização da RCFM situa-se hoje na vanguarda da pesquisa em Astrofísica e se traduz num grande desafio teórico e observacional

3 Woody & Richards, 1979

4 ! Mather et al. (1990; 1999)

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6 ARCADE (Absolute Radiometer for Cosmology and Diffuse Emission) NASA/(GSFC+JPL) + UCSB + INPE

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8 Sensibilidade: Resolução angular: WMAP é 45 vezes melhor do que o COBE
1985 Sensibilidade: WMAP é 45 vezes melhor do que o COBE Resolução angular: 33 vezes melhor do que o COBE 1992 2003 WMAP Science Team

9 BEAST WMAP Banda Ka: 30’ FWHM Banda Q: 23’ FWHM 2470 graus quadrados
33º    42º 0 h    24 h WMAP

10 Experimento BEAST Meinhold et al. 2005, ApJ, no prelo -- Mapas CMB
O’Dwyer et al. 2005, ApJ, no prelo Espectro de potência Mejía et al. 2005, ApJ, no prelo “Foregrounds” Figueiredo et al. 2005, ApJ, no prelo Instrumento (óptica) Childers et al. 2005, ApJ, no prelo Instrumento (detectores)

11 Medidas de Polarização

12 Medidas de Polarização da RCFM (Lubin & Smoot 1979)

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14 Experimento WMPOL (White Mountain Polarimeter) UCSB + INPE + JPL + Univ. Milão + Univ. Roma
Instalado na Estação de Pesquisas de White Mountain (CA, USA), a m de altitude desde 9/2003. Já coletou ~ 5000 horas de dados. 3 radiômetros: 2 na banda W (um deles insensível à polarização) e 1 na banda Q (amplificadores HEMT resfriados a 20 K) Levy et al. 2005

15 WMPOL x outros experimentos
WMPOL ’, 5.2’ , HEMT o, 1.3o WMRS Adaptado de Oliveira-Costa, 2004.

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19 Experimento WMPOL Utiliza um telescópio Cassegrain off-axis, com espelho primário parabólico (1) de 2,2 m e secundário elíptico (2) de 0,8 m. Está mapeando uma região de 5,4o x 5,4o, em torno do Pólo Norte Celeste, cuja emissão Galáctica polarizada é inferior a 4 K, viabilizando assim a medida da polarização da RCFM.

20 Simulação computacional dos componentes de microondas: cornetas corrugadas
Corneta banda Q Corneta banda W Ferreira et al. 2005

21 Simulação computacional dos componentes do receptor de microondas: “orthomode transducer” (OMT)
Septum Porta 2 Porta 3 Porta 1 OMT para operação na banda W Análise do espalhamento da radiação Ferreira et al. 2005 Propagação do Campo Elétrico

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23 All WMPol data All 10 Hz data All 25 Hz data
WMPol DATA from 1/20/2004 to 10/17/2004 Total number of files: Total number of files at 10 Hz (h): % Total number of files at 25 Hz (h): % Total number of files at 44 Hz (h): % Total time of data (h): Total time of data at 10 Hz (h): % Total time of data at 25 Hz (h): % Total time of data at 44 Hz (h): % Obs.: 44 Hz data were taken in March 2004 All WMPol data All 10 Hz data All 25 Hz data

24 All data from 01/20/2004 to 10/16/2004 8,446 files 2,515 hours of data
(V)

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27 Área do céu = 5,8 graus quadrados
Mapa banda Q (Kelvin) 0,5° Leonardi 2005 Leonardi et al. 2005 Área do céu = 5,8 graus quadrados

28 Histogram

29 Error per pixel

30 Sky area = 4.7 square degree
Mean = 1e-4 K

31 Perspectivas Para aumentar a sensilidade do WMPOL, uma nova técnica de modulação do sinal está sendo densenvolvida O pipeline de análise de dados deverá estar plenamente desenvolvido até 03/2005 Resultados científicos do WMPOL: ~ junho de 2005 Em agosto de 2005 o instrumento receberá uma atualização. Nesta nova configuração contará com 12 radiômetros operando na banda Ka e 19 operando na banda Q. Sua sensibilidade aumentará ~ 3500%