Войти
 Детекторная матрица BICEP2 под микроскопом | |
| Альтернативные названия | Фоновое изображение Космическая внегалактическая поляризация  |
|---|---|
| Часть | Южнополярной станции Амундсена – Скотта |
| Местоположение (я) | Район Договора об Антарктике |
| Координаты | 89 ° 59′59 ″ ю.ш. 0 ° 00 ′00 ″ E / 89,999722 ° S 0 ° E / -89,999722; 0 Координаты : 89 ° 59'59 ″ ю.ш.0 ° 00'00 ″ в.д. / 89,999722 ° ю.ш.0 ° в.д. / -89,999722; 0 |
| Длина волны | 95, 150, 220 ГГц (3,2, 2,0, 1,4 мм) |
| Тип телескопа | эксперимент с космическим микроволновым фоном. радиотелескоп |
| Диаметр | 0,25 м (9,8 дюйма) |
| Веб-сайт | www.cfa.harvard.edu / CMB / keckarray / |
  Расположение BICEP и Keck Array | |
 Связанные материалы на Wikimedia Commons | |
BICEP (Фоновое изображение космической внегалактической поляризации ) и Keck Array представляют собой серию космического микроволнового фона ( CMB) эксперименты. Их цель - измерить поляризацию реликтового излучения; в частности, измерение B-режима CMB. В экспериментах использовалось пять поколений приборов, состоящих из BICEP1 (или просто BICEP ), BICEP2, Keck Array, BICEP3 и массив BICEP . Keck Array начал наблюдения в 2012 году, а BICEP3 полностью введен в эксплуатацию с мая 2016 года, а установка BICEP Array началась в 2017/18 году.
Гравитационные волны могут возникнуть в результате инфляции, сверхсветового расширения после Большого взрыва.Целью эксперимента BICEP является измерение поляризации космического микроволнового фона. В частности, он нацелен на измерение B-мод (curl компонент) поляризации реликтового излучения. BICEP работает из Антарктиды на южнополярной станции Амундсен – Скотт. Все три инструмента нанесли на карту одну и ту же часть неба вокруг Южного полюса мира.
. В различных инструментах задействованы следующие учреждения: Калтех, Университет Кардиффа, Чикагский университет, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики, Лаборатория реактивного движения, CEA Гренобль (Франция), Университет Миннесоты и Стэнфордский университет (все эксперименты); Калифорнийский университет в Сан-Диего (BICEP1 и 2); Национальный институт стандартов и технологий (NIST), Университет Британской Колумбии и Университет Торонто (BICEP2, Keck Array и BICEP3); и Университет Кейс Вестерн Резерв (Кек Массив).
Серия экспериментов началась в Калифорнийском технологическом институте в 2002 году. В сотрудничестве с Лабораторией реактивного движения, физики Эндрю Ланге, Джейми Бок, Брайан Китинг и Уильям Хольцапфель начали строительство телескопа BICEP1, который был установлен на Южнополярной станции Амундсена-Скотта в 2005 году. для трехсезонного наблюдательного пробега. Сразу после развертывания BICEP1 группа, в которую теперь входили, в числе прочих, докторанты Калифорнийского технологического института Джон Ковач и Чао-Линь Куо, начала работу над BICEP2. Телескоп остался прежним, но новые детекторы были вставлены в BICEP2 с использованием совершенно другой технологии: печатная плата в фокальной плоскости, которая могла фильтровать, обрабатывать, отображать и измерять излучение космического микроволнового фона. BICEP2 был развернут на Южном полюсе в 2009 году, чтобы начать трехсезонный цикл наблюдений, в результате которого была обнаружена поляризация B-моды в космическом микроволновом фоне.
Первый прибор BICEP (известный во время разработки как «телескоп с фоновыми гравитационными волнами Робинсона») наблюдал небо на частотах 100 и 150 ГГц (длина волны 3 мм и 2 мм) с угловым углом разрешение 1,0 и 0,7 градусов. Он имел массив из 98 детекторов (50 на 100 ГГц и 48 на 150 ГГц), которые были чувствительны к поляризации реликтового излучения. Пара детекторов составляет один поляризационно-чувствительный пиксель. Этот прибор, являющийся прототипом будущих приборов, был впервые описан в Keating et al. 2003 г. и начал наблюдения в январе 2006 г. и проработал до конца 2008 г.
BICEP2 рядом с телескопом Южного полюса 
Кек-массив в обсерватории Мартина А. Померанца Второй -показателем был BICEP2. Этот телескоп с апертурой 26 см, заменивший инструмент BICEP1 и наблюдавшийся с 2010 по 2012 год, оснащен значительно улучшенной системой болометров (TES) в фокальной плоскости , состоящей из 512 датчиков (256 пикселей), работающих на частоте 150 ГГц.
В марте 2014 года сообщалось, что BICEP2 обнаружил B-моды от гравитационных волн в ранней вселенной (так называемых первичных гравитационных волн ), результат, сообщенный четырьмя главными исследователями BICEP2: Джоном М. Ковачем из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики; Чао-Линь Куо из Стэнфордского университета ; Джейми Бок из Калифорнийского технологического института ; и Клем Прайк из Университета Миннесоты.
17 марта 2014 г. было сделано объявление из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики. Сообщалось об обнаружении B-мод на уровне r = 0,20 + 0,07. -0,05, что противоречит нулевой гипотезе (r = 0) на уровне 7 сигма (5,9σ после вычитания переднего плана). Однако 19 июня 2014 г. было сообщено о пониженной уверенности в подтверждении результатов космической инфляции ; принятая и отрецензированная версия документа об открытии содержит приложение, в котором обсуждается возможное создание сигнала космической пылью. Частично из-за большого значения отношения тензора к скаляру, которое противоречит ограничениям данных Planck, многие ученые считают это наиболее вероятным объяснением обнаруженного сигнала. Например, 5 июня 2014 г. на конференции Американского астрономического общества астроном Дэвид Спергель утверждал, что поляризация в B-моде, обнаруженная BICEP2, может быть результатом испускаемого света. из пыли между звездами в нашей галактике Млечный Путь.
A препринт, выпущенный командой Planck в сентябре 2014 года, в конечном итоге принятый в 2016 году, предоставил наиболее точные измерения пыли, делая вывод о том, что сигнал от пыли такой же силы, как полученный от BICEP2. 30 января 2015 г. был опубликован совместный анализ данных BICEP2 и Planck, и Европейское космическое агентство объявило, что сигнал можно полностью отнести к пыли в Млечный Путь.
BICEP2 объединил свои данные с Keck Array и Planck в совместном анализе. Публикация в марте 2015 года в журнале Physical Review Letters устанавливает предел отношения тензора к скаляру r < 0.12.
Дело BICEP2 является предметом книги Брайана Китинга.
| Инструмент | Начало | Конец | Частота | Разрешение | Датчики (пикселей) | Ссылка |
|---|---|---|---|---|---|---|
| BICEP | 2006 | 2008 | 100 ГГц | 0,93 ° | 50 (25) | |
| 150 ГГц | 0,60 ° | 48 (24) | ||||
| BICEP2 | 2010 | 2012 | 150 ГГц | 0,52 ° | 500 (250) | |
| Массив Кека | 2011 | 2011 | 150 ГГц | 0,52 ° | 1488 (744) | |
| 2012 | 2012 | 2480 (1240) | ||||
| 2013 | 2018 | 1488 (744) | ||||
| 95 ГГц | 0,7 ° | 992 (496) | ||||
| BICEP3 | 2015 | — | 95 ГГц | 0,35 ° | 2560 (1280) |
Непосредственно рядом с телескопом BICEP в здании обсерватории Мартина А. Померанца на Южном полюсе находилась неиспользуемая монтировка телескопа, ранее занимавшая Градусный угловой интерферометр. Keck Array был построен с учетом преимуществ этой более крупной опоры телескопа. Этот проект был профинансирован на $ 2,3 миллиона от W. Фонд М. Кека, а также финансирование от Национального научного фонда, Фонда Гордона и Бетти Мур, Фонда Джеймса и Нелли Килрой и Фонда Барзана. Первоначально проектом Keck Array руководил Эндрю Ланге.
. Keck Array состоит из пяти поляриметров, каждый из которых очень похож на конструкцию BICEP2, но использует холодильник с импульсной трубкой вместо большого жидкого гелия криогенное хранилище Дьюар.
Первые три наблюдения начались южным летом 2010–2011 годов; еще два начали наблюдения в 2012 году. Все приемники наблюдали на частоте 150 ГГц до 2013 года, когда два из них были преобразованы для наблюдения на частоте 100 ГГц. Каждый поляриметр состоит из преломляющего телескопа (для минимизации систематики), охлаждаемого охладителем с импульсной трубкой до 4 К, и решетки в фокальной плоскости из 512 датчики края перехода охлаждаются до 250 мК, что дает в общей сложности 2560 детекторов или 1280 пикселей с двойной поляризацией.
В октябре 2018 года были получены первые результаты от Keck Array (в сочетании с данными BICEP2) объявлено с использованием наблюдений до сезона 2015 г. включительно. В результате был получен верхний предел космологических B-мод 
После того, как массив Keck был завершен в 2012 году, продолжать эксплуатацию BICEP2 стало нерентабельно. Однако, используя ту же технику, что и массив Кека, для устранения большого жидкого гелия Дьюара, на оригинальной монтировке телескопа BICEP был установлен гораздо больший телескоп.
BICEP3 состоит из одного телескопа с теми же 2560 детекторами (наблюдающих на частоте 95 ГГц), что и массив Кека из пяти телескопов, но с апертурой 68 см, что обеспечивает примерно вдвое большую оптическую пропускную способность по сравнению с массивом Кека. Одним из следствий большой фокальной плоскости является увеличенное поле зрения 28 °, что обязательно означает сканирование некоторых загрязненных передним планом участков неба. Он был установлен (с первоначальной конфигурацией) на опоре в январе 2015 года. Он был модернизирован к летнему сезону 2015–2016 годов в Австралии до полной конфигурации детектора 2560. BICEP3 также является прототипом массива BICEP.
За массивом Keck следует массив BICEP, который добавляет больше приемников, а также наблюдает на частоте 35 ГГц. Монтаж начался в период между сезонами наблюдений 2017 и 2018 гг. Его планируется полностью установить к сезону наблюдений 2020 года.
Согласно веб-сайту проекта: «BICEP Array будет измерять поляризованное небо в пяти частотных диапазонах, чтобы достичь максимальной чувствительности к амплитуде IGW [инфляционных гравитационных волн] σ (r) < 0.005" and "This measurement will be a definitive test of slow-roll models of inflation, which generally predict a gravitational-wave signal above approximately 0.01.".
 | Wikimedia Commons имеет СМИ, относящиеся к перезимовке BICEP. |
