[论文解读] Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Foreground Polarization

A. Kogut, Jo Dunkley+15 more|arXiv (Cornell University)|Apr 30, 2007

Superconducting and THz Device Technology参考文献 1被引用 6

一句话总结

本文利用三年的WMAP数据（23–94 GHz）构建了全天区、频率相关的银河系微波极化发射的完整模型。通过在所有五个频段上拟合斯托克斯Q和U图，成功分离出同步辐射和热尘埃发射，发现两组分模型可解释至少97%的极化信号，其中同步辐射在60 GHz以下占主导，而尘埃在高纬度区域贡献显著，平均极化率约为3.6%。

ABSTRACT

We present a full-sky model of polarized Galactic microwave emission based on three years of observations by the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) at frequencies from 23 to 94 GHz. The model compares maps of the Stokes Q and U components from each of the 5 WMAP frequency bands in order to separate synchrotron from dust emission, taking into account the spatial and frequency dependence of the synchrotron and dust components. This simple two-component model of the interstellar medium accounts for at least 97% of the polarized emission in the WMAP maps of the microwave sky. Synchrotron emission dominates the polarized foregrounds at frequencies below 50 GHz, and is comparable to the dust contribution at 65 GHz. The spectral index of the synchrotron component, derived solely from polarization data, is -3.2 averaged over the full sky, with a modestly flatter index on the Galactic plane. The synchrotron emission has mean polarization fraction 2--4% in the Galactic plane and rising to over 20% at high latitude, with prominent features such as the North Galactic Spur more polarized than the diffuse component. Thermal dust emission has polarization fraction 1% near the Galactic center, rising to 6% at the anti-center. Diffuse emission from high-latitude dust is also polarized with mean fractional polarization 0.036 +/- 0.011.

研究动机与目标

• 利用WMAP数据对全天空进行建模与分离，以识别主导的极化微波前景——同步辐射与热尘埃辐射。
• 从斯托克斯Q和U图中确定同步辐射与尘埃极化组分的频率与空间依赖性。
• 评估自旋尘埃及其他非热发射机制对观测极化信号的贡献，尤其在低振幅区域。
• 通过提供像素级、频率分辨的极化发射模型，改进宇宙学CMB分析中的前景清洁。
• 量化前景建模对宇宙学参数估计的影响，特别是光学深度（τ）。

提出的方法

• 对五个频段（23–94 GHz）的带平均WMAP斯托克斯Q和U图进行逐像素拟合，以分离同步辐射与尘埃发射组分。
• 该方法假设采用两组分模型：同步辐射发射的频谱为∝ ν^β，尘埃发射具有固定的谱指数，两者均为部分极化。
• 同步辐射的谱指数β完全由极化数据推导得出，平均值为β = -3.2，银河系平面附近谱指数更平坦。
• 极化率作为天区位置的函数进行计算，同步辐射在高纬度区域极化率最高可达20%，而尘埃在反银心方向极化率可达6%。
• 与无极化的同步辐射最大熵模型进行比较，有助于验证极化率估计的准确性。
• 通过残差功率谱与交叉方差分析对模型进行测试，以评估其与宇宙学信号及仪器噪声的一致性。

实验结果

研究问题

• RQ1 在全microwave天区中，极化同步辐射与热尘埃发射的频率与空间依赖性如何？
• RQ2 自旋尘埃在观测极化中贡献多大程度？其贡献能否被WMAP极化数据约束？
• RQ3 同步辐射与尘埃极化率在天球上的变化如何，特别是在银河系平面附近与高纬度区域？
• RQ4 当对WMAP极化数据应用不同前景模型时，宇宙学参数估计（尤其是光学深度τ）的稳健性如何？
• RQ5 简单的两组分模型能否解释WMAP数据中大部分观测到的极化微波发射？

主要发现

• 同步辐射与热尘埃发射的两组分模型可解释WMAP天图中至少97%的极化微波发射。
• 同步辐射组分的谱指数平均为β = -3.2，银河系平面附近观测到更平坦的指数（β ≈ -3.0）。
• 银河系平面内同步辐射的平均极化率为2–4%，在高纬度区域上升至20%以上，局部增强区域如北银道臂甚至更高。
• 热尘埃发射在银河系中心附近极化率为1%，在反银心方向增至6%，高纬度弥散尘埃的平均极化率为3.6% ± 1.1%。
• 自旋尘埃在任一频段中对观测极化信号方差的贡献小于1%，其对极化的贡献与零一致。
• 宇宙学参数估计对前景建模不确定性具有鲁棒性，当从模板模型切换到像素级前景模型时，光学深度τ的变化仅为0.006（约不确定性的五分之一）。