Le fond diffus cosmologique (CMB) est une lumière ancienne qui contient des informations sur l'Univers primordial. Si sa polarisation est tournée d'un angle minuscule, cela pourrait être la trace de nouvelles particules, comme les axions. Cependant, la rotation de la polarisation due à un effet cosmique est impossible à distinguer d'une erreur dans l'angle d'installation des détecteurs du télescope. La méthode existante de Minami–Komatsu utilise la polarisation de la poussière de notre Galaxie pour séparer ces deux contributions, mais le résultat dépend du modèle de cette poussière. Ce travail ajoute une vérification indépendante qui n'utilise pas ce modèle et l'applique pour la première fois aux données réelles de Planck.
Les auteurs utilisent huit cartes de polarisation provenant de différents ensembles de détecteurs du télescope Planck aux fréquences de 100, 143, 217 et 353 GHz. Pour chaque paire de cartes, ils construisent deux combinaisons de spectres : une symétrique et une antisymétrique. Le rapport de ces combinaisons donne la différence d'angles entre les détecteurs, tandis que la rotation cosmique commune s'annule complètement. Ensuite, toutes les différences par paires sont regroupées dans un réseau où les cartes sont les nœuds et les différences d'angles les liens. Le réseau est résolu par la méthode des moindres carrés en tenant compte des corrélations entre les paires qui partagent des cartes communes. Le motif d'angles obtenu est comparé au résultat de la méthode de Minami–Komatsu.
La comparaison de 28 paires de détecteurs a montré que les angles obtenus par la méthode différentielle et ceux de la méthode de Minami–Komatsu concordent : la statistique du khi-deux est de 8.18 pour sept degrés de liberté (probabilité de 0.32). Tous les écarts sont inférieurs à 1.8 sigma. Cela signifie que le motif de calibration dépendant du détecteur, donné par le modèle de premier plan, est également reproduit par une méthode qui n'utilise pas ce modèle. Cependant, il ne s'agit pas d'une mesure indépendante de la valeur absolue de la rotation cosmique, car les deux méthodes utilisent les mêmes cartes du ciel.
Ce travail montre que la calibration des angles des détecteurs de Planck, obtenue à partir du modèle de poussière galactique, n'est pas un artefact de ce modèle. Le motif des angles lui-même est confirmé par une méthode indépendante qui repose uniquement sur les propriétés de polarisation du fond diffus cosmologique. Cela renforce la confiance dans la valeur mesurée de la biréfringence cosmique, environ 0.37 degré. La méthode peut être utilisée comme vérification supplémentaire pour de futures expériences telles que Simons Observatory et LiteBIRD.
Le test différentiel peut être utilisé dans les futures expériences de mesure de la polarisation du fond diffus cosmologique. Il ne nécessite pas de nouvelles observations et peut accompagner toute analyse basée sur un modèle de premier plan. Pour obtenir la valeur absolue de la rotation cosmique, il faudra un calibrateur externe avec une précision meilleure que 0.1 degré, ce qui n'existe pas encore pour Planck. À terme, un tel calibrateur pourrait provenir d'une source spéciale ou d'un télescope se chevauchant.
La méthode influencera l'analyse des données des expériences actuelles et futures sur la polarisation du fond diffus cosmologique, telles que BICEP/Keck, SPT-3G, Simons Observatory et LiteBIRD. Elle peut également être utile pour la calibration des angles dans d'autres instruments astronomiques où l'orientation précise de la polarisation est importante.
La prochaine étape consiste à vérifier la matrice de covariance analytique et l'approximation du premier plan séparable à l'aide de simulations complètes incluant des spectres de poussière spatialement variables et une décorrélation des fréquences. Il est également nécessaire de développer des calibrateurs externes avec une précision meilleure que 0.1 degré pour la mesure absolue de la biréfringence cosmique.
Ce travail est lié à un problème fondamental en cosmologie observationnelle : comment distinguer un signal cosmique des erreurs systématiques de l'instrument. Il propose une nouvelle façon de vérifier la calibration de la polarisation qui ne dépend pas du modèle de premier plan galactique. Cela est important pour une mesure fiable de la biréfringence cosmique et, plus largement, pour la recherche d'une nouvelle physique au-delà du modèle standard.
L'angle de biréfringence cosmique que les scientifiques recherchent n'est que d'environ 0.3 degré, soit à peu près l'angle sous lequel on voit l'ongle de l'auriculaire à bout de bras. Pourtant, la précision de calibration des détecteurs doit être meilleure que 0.1 degré pour le mesurer de manière fiable.