QUIJOTE-TFGI polarization calibration -- Ground characterization and on-sky validation with Tau A and the Moon

Título: Calibração de Polarização do QUIJOTE-TFGI: Caracterização em Solo e Validação no Céu com Tau A e a Lua

1. Problema e Contexto

A medição precisa da polarização da Radiação Cósmica de Fundo (CMB) na faixa de 30–40 GHz é fundamental para compreender a radiação sincrotrão galáctica, emissões de micro-ondas anômalas e, crucialmente, para detectar modos B primordiais (ondas gravitacionais do Big Bang).
O principal desafio reside na calibração absoluta do ângulo de polarização e na responsividade dos detectores. Erros sistemáticos não contabilizados, especialmente no ângulo de polarização, podem converter modos E (mais fortes) em modos B espúrios, contaminando o sinal cosmológico. Para experimentos de próxima geração que visam medir a razão tensor-escalar ($r$) com precisão, é necessária uma calibração de ângulo melhor que 0,1–0,2 graus e uma calibração de responsividade no nível sub-percentual. O instrumento QUIJOTE-TFGI (Thirty and Forty GHz Instrument) necessita de uma metodologia robusta para caracterizar e mitigar esses efeitos sistemáticos.

2. Metodologia

O estudo foca na calibração do detector central (Pixel 23) do instrumento TGI (31 GHz) do QUIJOTE. A abordagem foi dividida em duas fases principais:

• Calibração em Solo (Ground Calibration):

  • Utilizou-se o Multi-Frequency Calibration Instrument (MFCI), que injeta um sinal de ruído conhecido (diodo) diretamente no detector através de uma grade de polarização rotativa.
  • O ângulo de polarização da fonte de calibração foi rotacionado em passos de 22,5 graus para quebrar degenerescências entre os ângulos instrumentais e erros de fase.
  • Foram ajustados modelos matemáticos para determinar a eficiência de polarização ($\eta$), a responsividade ($R$), o ângulo de polarização de referência ($\phi_c$) e os erros de comutação de fase ($\epsilon$).
  • A estabilidade temporal do sinal foi verificada analisando a deriva (drift) durante aquisições de 1 minuto.

• Validação no Céu (On-sky Validation):

  • Tau A (Nebulosa do Caranguejo): Utilizada como fonte de calibração astrofísica brilhante e bem caracterizada. Observações de varredura (raster scans) foram usadas para estimar eficiência, responsividade e ângulo de polarização, comparando os dados observados com modelos de fluxo conhecidos.
  • A Lua: Utilizada como fonte de calibração independente. O modelo de emissão térmica polarizada da Lua (baseado na refração na superfície lunar) foi comparado com os dados observados. Isso permitiu uma verificação cruzada da calibração e a derivação do índice de refração da Lua na frequência de 31 GHz.

3. Contribuições Chave

• Metodologia de Calibração Integrada: Estabelecimento de um fluxo de trabalho completo que combina calibração ativa em solo (com diodo e polarizador rotativo) com validação passiva no céu (fontes astrofísicas).
• Caracterização de Erros de Fase: Desenvolvimento de um método para quantificar os erros de comutação de fase ($\epsilon$) dos interruptores de fase do instrumento, provando que são consistentes com zero dentro das incertezas.
• Determinação do Índice de Refração da Lua: Cálculo do índice de refração efetivo da Lua a 31 GHz, assumindo uma superfície lisa, com base nas observações de polarização.
• Análise de Estabilidade Temporal: Avaliação da variação da responsividade do detector ao longo de um período de três meses durante a fase de comissionamento.

4. Resultados Principais

• Eficiência de Polarização:

  • Solo: $\eta = 95 \pm 2\%$.
  • Tau A: $\eta = 95 \pm 3\%$.
  • Lua: $\eta = 89 \pm 16\%$ (maior incerteza devido à dependência do modelo de emissão lunar).
  • Os resultados do solo e de Tau A são consistentes, indicando uma perda de polarização inferior a 10%.

• Ângulo de Polarização ($\phi_c$):

  • As medições em solo e no céu (Tau A e Lua) são consistentes dentro de $\sim 3\sigma$.
  • Os erros de comutação de fase ($\epsilon$) foram encontrados consistentes com 0 graus ao nível de $2\sigma$ (média de $1.3 \pm 0.7$ graus), indicando que nenhuma correção adicional é necessária para a exploração científica dos dados com precisão de ~1 grau.
  • A variação do ângulo de polarização ao longo de três meses foi de até ~3 graus, mas as medições de Tau A fornecem a referência mais confiável.

• Responsividade:

  • Foram observadas variações significativas na responsividade absoluta (até um fator de ~1,5) ao longo de três meses, possivelmente devido a mudanças na temperatura do sistema de leitura (backend) ou acoplamento óptico.
  • No entanto, a razão relativa de responsividade entre os canais permaneceu estável, o que é crucial para a separação de componentes.
  • Existe uma discrepância de ~15% entre a responsividade medida em solo (diodo) e no céu (Tau A/Lua), atribuída a efeitos não lineares do sinal forte do diodo e à falta de espelhos do telescópio na configuração de solo.

• Índice de Refração da Lua:

  • Derivado um valor de $n_{Moon} = 1.209 \pm 0.007 \text{ (est)} \pm 0.009 \text{ (sist)}$ a 31 GHz, consistente com medições anteriores.

5. Significado e Conclusões

O trabalho demonstra que o instrumento TFGI do QUIJOTE atinge os requisitos de calibração para seus objetivos científicos principais:

1. Precisão Angular: A precisão do ângulo de polarização está no nível de ~1 grau, atendendo aos requisitos de <3 graus.
2. Estabilidade: Embora a responsividade absoluta varie com o tempo, a estabilidade relativa entre canais é mantida.
3. Recomendação Futura: A variabilidade temporal observada destaca a necessidade crítica de instalar um calibrador interno ativo (diodo) para monitoramento contínuo da responsividade (a cada 30 segundos), similar ao instrumento MFI de 11 GHz. Isso permitirá corrigir derivações em tempo real e melhorar a mitigação de efeitos sistemáticos.

Em suma, o estudo valida a metodologia de calibração do QUIJOTE-TFGI, confirma a viabilidade de usar a Lua e Tau A como calibradores e estabelece as bases para operações futuras com maior precisão, essenciais para a busca de modos B primordiais e o mapeamento de foregrounds galácticos.