B모드 편광 (B-mode Polarization)
쉽게 풀면
CMB의 편광 패턴 중에서 소용돌이처럼 휘어진 성분으로, 우주 초기에 있었을지 모르는 중력파의 흔적일 수 있다.
왜 중요한가
B모드 편광은 급팽창이 만든 원시 중력파의 흔적이 CMB에 남는 거의 유일한 창구입니다. 밀도 요동만으로는 큰 각규모의 B모드가 생기지 않으므로, 이를 검출하면 급팽창의 에너지 규모를 직접 재는 셈이 됩니다. BICEP 계열과 향후 위성 임무가 이 신호를 겨냥하고 있으며, 텐서 대 스칼라 비에 대한 상한이 급팽창 모형을 걸러내는 기준이 되고 있습니다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
BICEP2는 도(degree) 각규모에서 B모드 편광 신호를 검출했다고 발표했으나, 이후 분석에서 대부분이 우리은하 먼지에 의한 전경 신호였음이 밝혀져 결과가 철회되었다.
먼 은하의 중력이 빛의 경로를 휘게 하면서 원래의 B모드 편광 신호에 잡음이 섞여 들어갈 수 있다는 뜻이다.
조금 더 깊게 보면
B모드는 원시 중력파 말고도 중력렌즈가 E모드를 비틀어 만드는 성분과 우리 은하의 먼지 편광에서도 생깁니다. 2014년의 검출 발표가 먼지 오염으로 밝혀진 사례가 보여주듯, 전경 분리가 이 관측의 실질적 한계입니다. 렌즈 B모드는 작은 각규모에서 우세하고 원시 신호는 큰 각규모에서 찾아야 하므로, 여러 주파수와 각규모를 동시에 보는 설계가 필수입니다. 원시 B모드의 세기는 텐서 대 스칼라 비 r로 표현되며, 현재 관측 상한은 인플라톤 퍼텐셜의 에너지 규모를 대통일이론 규모 이하로 제한하는 역할을 한다.
주의할 점
B모드 편광 신호는 원시 중력파뿐 아니라 은하 먼지 및 중력렌즈에 의해서도 생성될 수 있어, 신호의 기원을 구분하는 것이 매우 어렵다.
렌즈에 의한 B모드는 원리적으로 은하 분포 자료를 이용해 예측하고 빼낼 수 있어(디렌징), 원시 신호 탐색의 감도를 높이는 표준 절차로 자리잡았다. 또한 기기의 온도-편광 누설과 편광각 보정 오차는 E모드를 B모드로 섞어 작은 원시 B모드 신호를 흉내 낼 수 있어, 관측 장비 설계와 보정 단계에서 이를 억제하는 것이 관건이다.