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Using data from the Planck satellite, we study the statistical properties of interstellar dust polarization at high Galactic latitudes around the south pole (b <-60°). Our aim is to advance the understanding of the magnetized interstellar medium (ISM), and to provide a modelling framework of the polarized dust foreground for use in cosmic microwave background (CMB) component-separation procedures. We examine the Stokes I, Q, and U maps at 353 GHz, and particularly the statistical distribution of the polarization fraction (p) and angle (ψ), in order to characterize the ordered and turbulent components of the Galactic magnetic field (GMF) in the solar neighbourhood. The Q and U maps show patterns at large angular scales, which we relate to the mean orientation of the GMF towards Galactic coordinates (l0,b0) = (70° ± 5°,24° ± 5°). The histogram of the observed p values shows a wide dispersion up to 25%. The histogram of ψ has a standard deviation of 12° about the regular pattern expected from the ordered GMF. We build a phenomenological model that connects the distributions of p and ψ to a statistical description of the turbulent component of the GMF, assuming a uniform effective polarization fraction (p0) of dust emission. To compute the Stokes parameters, we approximate the integration along the line of sight (LOS) as a sum over a set of N independent polarization layers, in each of which the turbulent component of the GMF is obtained from Gaussian realizations of a power-law power spectrum. We are able to reproduce the observed p and ψ distributions using a p0 value of 26%, a ratio of 0.9 between the strengths of the turbulent and mean components of the GMF, and a small value of N. The mean value of p (inferred from the fit of the large-scale patterns in the Stokes maps) is 12 ± 1%. We relate the polarization layers to the density structure and to the correlation length of the GMF along the LOS. We emphasize the simplicity of our model (involving only a few parameters), which can be easily computed on the celestial sphere to produce simulated maps of dust polarization. Our work is an important step towards a model that can be used to assess the accuracy of component-separation methods in present and future CMB experiments designed to search the B mode CMB polarization from primordial gravity waves.
Planck intermediate results: XLIV. Structure of the Galactic magnetic field from dust polarization maps of the southern Galactic cap
Aghanim, N.;Alves, M. I. R.;Arzoumanian, D.;Aumont, J.;BACCIGALUPI, CARLO;BALLARDINI, MARIO;Banday, A. J.;Barreiro, R. B.;Bartolo, N.;Basak, S.;Benabed, K.;Bernard, J. P.;Bersanelli, M.;Bielewicz, P.;Bonavera, L.;Bond, J. R.;Borrill, J.;Bouchet, F. R.;Boulanger, F.;Bracco, A.;Bucher, M.;Burigana, C.;Calabrese, E.;Cardoso, J. F.;Chiang, H. C.;Colombo, L. P. L.;Combet, C.;Comis, B.;Couchot, F.;Coulais, A.;Crill, B. P.;Curto, A.;CUTTAIA, FRANCESCO;Davis, R. J.;De Bernardis, P.;De Rosa, A.;De Zotti, G.;Delabrouille, J.;Delouis, J. M.;Di Valentino, E.;Dickinson, C.;Diego, J. M.;Doré, O.;Douspis, M.;Ducout, A.;Dupac, X.;Dusini, S.;Efstathiou, G.;Elsner, F.;Enßlin, T. A.;Eriksen, H. K.;Falgarone, E.;Fantaye, Y.;Ferrière, K.;FINELLI, FABIO;Frailis, M.;Fraisse, A. A.;Franceschi, E.;Frolov, A.;Galeotta, S.;Galli, S.;Ganga, K.;Génova Santos, R. T.;Gerbino, M.;Ghosh, T.;González Nuevo, J.;Górski, K. M.;Gratton, S.;Gregorio, A.;GRUPPUSO, ALESSANDRO;Gudmundsson, J. E.;Guillet, V.;Hansen, F. K.;Helou, G.;Henrot Versillé, S.;Herranz, D.;Hivon, E.;Huang, Z.;Jaffe, A. H.;Jaffe, T. R.;Jones, W. C.;Keihänen, E.;Keskitalo, R.;Kisner, T. S.;Krachmalnicoff, N.;Kunz, M.;Kurki Suonio, H.;Lagache, G.;Lähteenmäki, A.;Lamarre, J. M.;Langer, M.;Lasenby, A.;Lattanzi, M.;Le Jeune, M.;Levrier, F.;Liguori, M.;Lilje, P. B.;López Caniego, M.;Lubin, P. M.;MacIás Pérez, J. F.;Maggio, G.;Maino, D.;Mandolesi, N.;Mangilli, A.;Maris, M.;Martin, P. G.;Martínez González, E.;MATARRESE, SABINO;MAURI, NICOLETTA;Mcewen, J. D.;Melchiorri, A.;Mennella, A.;Migliaccio, M.;Miville Deschênes, M. A.;MOLINARI, DIEGO;Moneti, A.;Montier, L.;Morgante, G.;Moss, A.;Naselsky, P.;Natoli, P.;Neveu, J.;Nørgaard Nielsen, H. U.;Oppermann, N.;Oxborrow, C. A.;Pagano, L.;Paoletti, D.;Partridge, B.;Perdereau, O.;Perotto, L.;Pettorino, V.;Piacentini, F.;Plaszczynski, S.;Polenta, G.;Rachen, J. P.;Rebolo, R.;Reinecke, M.;Remazeilles, M.;Renzi, A.;Ristorcelli, I.;Rocha, G.;Rossetti, M.;Roudier, G.;Ruiz Granados, B.;Salvati, L.;Sandri, M.;Savelainen, M.;Scott, D.;Sirignano, C.;Soler, J. D.;Suur Uski, A. S.;Tauber, J. A.;Tavagnacco, D.;TENTI, MATTEO;Toffolatti, L.;Tomasi, M.;Tristram, M.;Trombetti, T.;Valiviita, J.;Vansyngel, F.;Van Tent, F.;Vielva, P.;Villa, F.;Wandelt, B. D.;Wehus, I. K.;Zacchei, A.;Zonca, A.
2016
Abstract
Using data from the Planck satellite, we study the statistical properties of interstellar dust polarization at high Galactic latitudes around the south pole (b <-60°). Our aim is to advance the understanding of the magnetized interstellar medium (ISM), and to provide a modelling framework of the polarized dust foreground for use in cosmic microwave background (CMB) component-separation procedures. We examine the Stokes I, Q, and U maps at 353 GHz, and particularly the statistical distribution of the polarization fraction (p) and angle (ψ), in order to characterize the ordered and turbulent components of the Galactic magnetic field (GMF) in the solar neighbourhood. The Q and U maps show patterns at large angular scales, which we relate to the mean orientation of the GMF towards Galactic coordinates (l0,b0) = (70° ± 5°,24° ± 5°). The histogram of the observed p values shows a wide dispersion up to 25%. The histogram of ψ has a standard deviation of 12° about the regular pattern expected from the ordered GMF. We build a phenomenological model that connects the distributions of p and ψ to a statistical description of the turbulent component of the GMF, assuming a uniform effective polarization fraction (p0) of dust emission. To compute the Stokes parameters, we approximate the integration along the line of sight (LOS) as a sum over a set of N independent polarization layers, in each of which the turbulent component of the GMF is obtained from Gaussian realizations of a power-law power spectrum. We are able to reproduce the observed p and ψ distributions using a p0 value of 26%, a ratio of 0.9 between the strengths of the turbulent and mean components of the GMF, and a small value of N. The mean value of p (inferred from the fit of the large-scale patterns in the Stokes maps) is 12 ± 1%. We relate the polarization layers to the density structure and to the correlation length of the GMF along the LOS. We emphasize the simplicity of our model (involving only a few parameters), which can be easily computed on the celestial sphere to produce simulated maps of dust polarization. Our work is an important step towards a model that can be used to assess the accuracy of component-separation methods in present and future CMB experiments designed to search the B mode CMB polarization from primordial gravity waves.
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Utilizza questo identificativo per citare o creare un link a questo documento: https://hdl.handle.net/11585/603866
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simulazione ASN
Il report seguente simula gli indicatori relativi alla propria produzione scientifica in relazione alle soglie ASN 2023-2025 del proprio SC/SSD. Si ricorda che il superamento dei valori soglia (almeno 2 su 3) è requisito necessario ma non sufficiente al conseguimento dell'abilitazione. La simulazione si basa sui dati IRIS e sugli indicatori bibliometrici alla data indicata e non tiene conto di eventuali periodi di congedo obbligatorio, che in sede di domanda ASN danno diritto a incrementi percentuali dei valori. La simulazione può differire dall'esito di un’eventuale domanda ASN sia per errori di catalogazione e/o dati mancanti in IRIS, sia per la variabilità dei dati bibliometrici nel tempo. Si consideri che Anvur calcola i valori degli indicatori all'ultima data utile per la presentazione delle domande.
La presente simulazione è stata realizzata sulla base delle specifiche raccolte sul tavolo ER del Focus Group IRIS coordinato dall’Università di Modena e Reggio Emilia e delle regole riportate nel DM 589/2018 e allegata Tabella A. Cineca, l’Università di Modena e Reggio Emilia e il Focus Group IRIS non si assumono alcuna responsabilità in merito all’uso che il diretto interessato o terzi faranno della simulazione. Si specifica inoltre che la simulazione contiene calcoli effettuati con dati e algoritmi di pubblico dominio e deve quindi essere considerata come un mero ausilio al calcolo svolgibile manualmente o con strumenti equivalenti.