WikiDer > BICEP и массив Кека

BICEP and Keck Array
BICEP
PIA17993-DetectorsForInfantUniverseStudies-20140317.jpg
Детекторная матрица BICEP2 под микроскопом
Альтернативные названияФоновое изображение космической внегалактической поляризации Отредактируйте это в Викиданных
ЧастьЮжнополярная станция Амундсен – Скотт Отредактируйте это в Викиданных
Местоположение (а)Район Договора об Антарктике
Координаты89 ° 59′59 ″ ю.ш. 0 ° 00′00 ″ в.д. / 89.999722 ° ю.ш.0 ° в. / -89.999722; 0Координаты: 89 ° 59′59 ″ ю.ш. 0 ° 00′00 ″ в.д. / 89.999722 ° ю.ш.0 ° в. / -89.999722; 0 Отредактируйте это в Викиданных
Длина волны95, 150, 220 ГГц (3,2, 2,0, 1,4 мм)
Стиль телескопакосмический микроволновый фон эксперимент
радиотелескоп Отредактируйте это в Викиданных
Диаметр0,25 м (9,8 дюйма) Отредактируйте это в Викиданных
Интернет сайтwww.cfa.harvard.edu/ CMB/ keckarray/ Отредактируйте это в Викиданных
BICEP и Keck Array расположены в Антарктиде.
BICEP и массив Кека
Расположение BICEP и массива Кека
Страница общин Связанные СМИ на Викискладе?
[редактировать в Викиданных]

BICEP (Фоновое изображение космической внегалактической поляризации) и Кек Массив это серия космический микроволновый фон (CMB) эксперименты. Они стремятся измерить поляризация реликтового излучения; в частности, измерение B-Режим CMB. В экспериментах использовалось пять поколений приборов, состоящих из BICEP1 (или просто BICEP), BICEP2, то Кек Массив, BICEP3, а BICEP Массив. 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.

Цель и сотрудничество

Гравитационные волны может возникнуть из инфляция, а быстрее света расширение после Большой взрыв.[1][2][3][4]

Целью эксперимента BICEP является измерение поляризации космического микроволнового фона.[5] В частности, он направлен на измерение B-режимы (завиток компонент) поляризация CMB.[6] BICEP работает из Антарктида, на Южнополярная станция Амундсен – Скотт.[5] Все три инструмента нанесли на карту одну и ту же часть неба вокруг Южный небесный полюс.[5][7]

Учреждения, участвующие в различных инструментах: Калтех, Кардиффский университет, Чикагский университет, Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики, Лаборатория реактивного движения, CEA Гренобль (Франция), Университет Миннесоты и Стэндфордский 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 Кейс Вестерн Резервный университет (Кек Массив).[6][8][9][10][11]

Серия экспериментов началась в Калифорнийский технологический институт в 2002 году. В сотрудничестве с Лабораторией реактивного движения физики Эндрю Ланге, Джейми Бок, Брайан Китинг, и Уильям Хольцапфель начал строительство телескопа BICEP1, который был развернут на Южнополярная станция Амундсен-Скотт в 2005 г. для трехсезонного наблюдательного цикла.[12] 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 Южный полюс в 2009 г., чтобы начать трехсезонную серию наблюдений, в результате которой была обнаружена поляризация B-моды в космическом микроволновом фоне.

BICEP1

Первый инструмент 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 помощью угловое разрешение 1,0 и 0,7 градусы. Он имел массив из 98 детекторов (50 на 100 ГГц и 48 на 150 ГГц), которые были чувствительны к поляризация CMB.[5] Пара детекторов составляет один поляризационно-чувствительный пиксель. Этот прибор, являющийся прототипом будущих приборов, был впервые описан в Keating et al. 2003 г.[13] и начал наблюдение в январе 2006 г.[6] и работала до конца 2008 года.[5]

BICEP2

Телескоп BICEP2 рядом Телескоп Южного полюса
Кек Массив в обсерватории Мартина А. Померанца

Прибором второго поколения был BICEP2.[14] Благодаря значительно улучшенной фокальной плоскости датчик края перехода (TES) массив болометров из 512 датчиков (256 пикселей), работающих на частоте 150 ГГц, этот телескоп с апертурой 26 см заменил инструмент BICEP1 и наблюдал с 2010 по 2012 год.[15][16]

В сообщениях в марте 2014 г. говорилось, что BICEP2 обнаружил B-режимы от гравитационные волны в ранняя вселенная (называется изначальные гравитационные волны), результат, сообщенный четырьмя главными исследователями BICEP2: Джон М. Ковач Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики; Чао-Линь Куо из Стэндфордский Университет; Джейми Бок из Калифорнийский технологический институт; и Клем Прайк из Университет Миннесоты.

Объявление было сделано 17 марта 2014 г. Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики.[1][2][3][4][17] Сообщалось об обнаружении B-режимов на уровне р = 0.20+0.07
−0.05, не одобряя нулевая гипотеза (р = 0) на уровне 7 сигма (5.9σ после вычитания переднего плана).[15] Однако 19 июня 2014 г. снизилась уверенность в подтверждении космическая инфляция сообщалось о результатах;[18][19] принятая и рассмотренная версия документа об открытии содержит приложение, в котором обсуждается возможное получение сигнала космическая пыль.[15] Отчасти потому, что большое значение отношения тензора к скаляру противоречит ограничениям Планк данные,[20] это считается наиболее вероятным объяснением обнаруженного сигнала многими учеными. Например, 5 июня 2014 г. на конференции Американское астрономическое общество, астроном Дэвид Спергель утверждал, что поляризация B-моды, обнаруженная BICEP2, могла бы быть результатом света, испускаемого пылью между звездами в нашей Млечный Путь галактика.[21]

А препринт выпущен Планк Команда ученых в сентябре 2014 года, в конечном итоге принятая в 2016 году, предоставила самые точные измерения пыли, сделав вывод, что сигнал от пыли такой же силы, как и полученный от BICEP2.[22][23] 30 января 2015 г. был проведен совместный анализ BICEP2 и Планк данные были опубликованы, и Европейское космическое агентство объявил, что сигнал полностью можно отнести к пыль в Млечном Пути.[24]

BICEP2 объединил свои данные с Keck Array и Planck в совместном анализе.[25] Публикация в марте 2015 г. Письма с физическими проверками установить предел на тензорно-скалярное отношение р < 0.12.

Дело BICEP2 составляет предмет книги Брайана Китинга.[26]

Кек Массив

Основные свойства инструментов BICEP
ИнструментНачинатьКонецЧастотаРазрешениеДатчики (пиксели)Ссылки
BICEP20062008100 ГГц0.93°50 (25)[5][6]
150 ГГц0.60°48 (24)[5]
BICEP220102012150 ГГц0.52°500 (250)[15]
Кек Массив20112011150 ГГц0.52°1488 (744)[7][27]
201220122480 (1240)
201320181488 (744)[27]
95 ГГц0.7°992 (496)
BICEP32015—95 ГГц0.35°2560 (1280)[28]

Непосредственно рядом с телескопом BICEP в здании обсерватории Мартина А. Померанца на Южном полюсе находилась неиспользуемая монтировка телескопа, ранее занимавшая Интерферометр с угловой шкалой.[29] В Кек Массив был построен, чтобы воспользоваться преимуществами этой более крупной монтировки. Этот проект был профинансирован на 2,3 миллиона долларов из Фонд В. М. Кека, а также финансирование от Национальный фонд науки, то Фонд Гордона и Бетти Мур, Фонд Джеймса и Нелли Килрой и Фонд Барзана.[6] Первоначально проект Keck Array возглавлял Эндрю Ланге.[6]

Keck Array состоит из пяти поляриметры, каждый из которых очень похож на дизайн BICEP2, но использует холодильник с импульсной трубкой а не большой жидкий гелий криогенное хранилище Дьюара.

Первые три начальных наблюдения в австральное лето 2010–11 гг .; 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.[27] Каждый поляриметр состоит из рефракторный телескоп (для минимизации систематики) охлаждается охладитель пульсовой трубки до 4 К, а матрица в фокальной плоскости из 512 датчики края перехода охлаждение до 250 мК, что дает в общей сложности 2560 детекторов или 1280 пикселей с двойной поляризацией.[7]

В октябре 2018 года были объявлены первые результаты массива Кека (в сочетании с данными BICEP2) с использованием наблюдений до сезона 2015 года включительно. Они дали верхний предел космологических B-мод (Уровень достоверности 95%), что сводится к в комбинации с Планк данные.[30]

BICEP3

После того, как в 2012 году был построен массив Keck, дальнейшая эксплуатация BICEP2 перестала быть рентабельной. Однако, используя ту же технику, что и массив Кека, для устранения большого количества жидкого гелия Дьюар, на оригинальной монтировке телескопа BICEP был установлен гораздо больший телескоп.

BICEP3 состоит из одного телескопа с теми же 2560 детекторами (наблюдение на частоте 95 ГГц), что и массив Кека из пяти телескопов, но с апертурой 68 см,[31] обеспечивая примерно вдвое большую оптическую пропускную способность, чем весь массив Keck. Одним из следствий большой фокальной плоскости является большее поле зрения 28 °,[32] что обязательно будет означать сканирование некоторых загрязненных передним планом участков неба. Он был установлен (в первоначальной конфигурации) на опоре в январе 2015 года.[28][33] К летнему сезону 2015–2016 гг. Он был модернизирован до полной конфигурации детекторов 2560. BICEP3 также является прототипом массива BICEP.[34]

BICEP Массив

На смену массиву Keck приходит массив BICEP, который состоит из четырех телескопов типа BICEP3 на общей монтировке, работающих на частотах 30/40, 95, 150 и 220/270 ГГц.[35] Монтаж начался в период между сезонами наблюдений 2017 и 2018 гг. Его планируется полностью установить к сезону наблюдений 2020 года.[36][37]

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» и «Это измерение станет окончательным тестом. медленных моделей инфляции, которые обычно предсказывают сигнал гравитационной волны выше примерно 0,01 ".[36]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б Персонал (17 марта 2014 г.). «Публикация результатов BICEP2 2014». Национальный фонд науки. Получено 18 марта 2014.
  2. ^ а б Клавин, В. (17 марта 2014 г.). «Технологии НАСА рассматривают рождение Вселенной». НАСА. Получено 17 марта 2014.
  3. ^ а б Овербай, Д. (17 марта 2014 г.). "Обнаружение волн в космических опорах - ориентир теории Большого взрыва". Нью-Йорк Таймс. Получено 17 марта 2014.
  4. ^ а б Овербай, Д. (24 марта 2014 г.). "Рябь от Большого взрыва". Нью-Йорк Таймс. Получено 24 марта 2014.
  5. ^ а б c d е ж грамм "BICEP: Телескоп Робинсона на фоне гравитационных волн". Калтех. Архивировано из оригинал на 2014-03-18. Получено 2014-03-13.
  6. ^ а б c d е ж "Подарок Фонда У. М. Кека, позволяющий ученым Калифорнийского технологического института и Лаборатории реактивного движения исследовать насильственное происхождение Вселенной". Калтех. Архивировано из оригинал на 2012-03-02.
  7. ^ а б c «Инструмент - Кек Массив Южный полюс». Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики. Получено 2014-03-14.
  8. ^ «Сотрудничество BICEP1». Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики. Получено 2014-03-14.
  9. ^ «Сотрудничество - Южный полюс BICEP2». Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики. Получено 2014-03-14.
  10. ^ «Сотрудничество - Южный полюс Кека Массив». Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики. Получено 2014-03-14.
  11. ^ «Сотрудничество BICEP3». Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики. Получено 2014-03-14.
  12. ^ "Резюме премии NSF № 0230438". Национальный фонд науки. Получено 2014-03-26.
  13. ^ Китинг, Брайан; и другие. (2003). Fineschi, Silvano (ред.). «BICEP: поляриметр CMB с большим угловым масштабом» (PDF). Поляриметрия в астрономии. 4843: 284–295. Bibcode:2003SPIE.4843..284K. Дои:10.1117/12.459274.
  14. ^ Ogburn, R.W .; и другие. (2010). Холланд, Уэйн С; Змуидзинас, Йонас (ред.). "Эксперимент по поляризации CMB BICEP2". Труды SPIE. Детекторы миллиметрового, субмиллиметрового и дальнего инфракрасного диапазона и приборы для астрономии V. 7741: 77411G. Bibcode:2010SPIE.7741E..1GO. Дои:10.1117/12.857864.
  15. ^ а б c d Питер Аде; Р. В. Айкин; Денис Баркац; и другие. (19 июня 2014 г.), «Обнаружение поляризации B-моды на угловых градусах с помощью BICEP2», Письма с физическими проверками, 112 (24): 241101, arXiv:1403.3985, Дои:10.1103 / PHYSREVLETT.112.241101, ISSN 0031-9007, PMID 24996078, Викиданные Q27012172
  16. ^ Ade, P.A.R .; и другие. (2014). «BICEP2. II. Эксперимент и трехлетний набор данных». Астрофизический журнал. 792 (1): 62. arXiv:1403.4302. Bibcode:2014ApJ ... 792 ... 62B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 792/1/62.
  17. ^ «Гравитационные волны: слышали ли американские ученые отголоски большого взрыва?». Хранитель. 2014-03-14. Получено 2014-03-14.
  18. ^ Овербай, Д. (19 июня 2014 г.). "Астрономы хеджируют заявление об обнаружении Большого взрыва". Нью-Йорк Таймс. Получено 2014-06-20.
  19. ^ Амос, Дж. (19 июня 2014 г.). «Космическая инфляция: уверенность в сигнале Большого взрыва снижена». Новости BBC. Получено 2014-06-20.
  20. ^ Планковское сотрудничество (2014). «Итоги Planck 2013. XVI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика. 571: 16. arXiv:1303.5076. Bibcode:2014A&A ... 571A..16P. Дои:10.1051/0004-6361/201321591.
  21. ^ Урри, М. (5 июня 2014 г.). «Что стоит за спором о Большом взрыве?». CNN. Получено 2014-06-06.
  22. ^ Planck Collaboration (2016). «Промежуточные результаты Planck. XXX. Угловой спектр мощности излучения поляризованной пыли на средних и высоких галактических широтах». Астрономия и астрофизика. 586 (133): A133. arXiv:1409.5738. Bibcode:2016A & A ... 586A.133P. Дои:10.1051/0004-6361/201425034.
  23. ^ Овербай, Д. (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику открытия Большого взрыва». Нью-Йорк Таймс. Получено 2014-09-22.
  24. ^ Коуэн, Рон (30 января 2015 г.). «Открытие гравитационных волн теперь официально мертво». Природа. Дои:10.1038 / природа.2015.16830.
  25. ^ BICEP2 / Keck Array и Planck Collaborations (2015). «Совместный анализ BICEP2 / Keck Array и данных Planck». Письма с физическими проверками. 114 (10): 101301. arXiv:1502.00612. Bibcode:2015PhRvL.114j1301B. Дои:10.1103 / PhysRevLett.114.101301. PMID 25815919.
  26. ^ Китинг, Брайан (24 апреля 2018 г.). Потеря Нобелевской премии: история космологии, амбиций и опасностей высшей чести науки. Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: W.W. Нортон. ISBN 978-1-324-00091-4.
  27. ^ а б c "Южный полюс Кека Массив". Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики. Получено 2014-03-14.
  28. ^ а б «BICEP3». Гарвард – Смитсоновский центр астрофизики. Получено 2014-03-14.
  29. ^ "МАПО День открытых дверей". kateinantarctica.wordpress.com. 2014-12-14. Получено 2018-03-22.
  30. ^ Кек Массив, BICEP2 Collaborations (11 октября 2018 г.). «BICEP2 / Keck Array x: Ограничения на первичные гравитационные волны с использованием Planck, WMAP и новых наблюдений BICEP2 / Keck в течение сезона 2015 г.». Phys. Rev. Lett. 121 (22): 221301. arXiv:1810.05216. Дои:10.1103 / PhysRevLett.121.221301. PMID 30547645.
  31. ^ Обновления от сотрудничества BICEP / Keck Array Зишан Ахмед КИПАК, Стэнфордский университет, 8 июня 2015 г.
  32. ^ Ахмед, З .; Amiri, M .; и другие. (2014). «BICEP3: телескоп-рефрактор 95 ГГц для поляризации реликтового излучения с градусной шкалой». Труды SPIE. Детекторы миллиметрового, субмиллиметрового и дальнего инфракрасного диапазона и приборы для астрономии VII. 9153: 91531N. arXiv:1407.5928. Bibcode:2014SPIE.9153E..1NA. Дои:10.1117/12.2057224.
  33. ^ Бриггс, Д. (10 марта 2015 г.). «BICEP: От Южного полюса до начала времен». Новости BBC.
  34. ^ "BICEP3 - Наблюдательная космология Калифорнийского технологического института".
  35. ^ Скиллачи, Алессандро; и другие. (17 февраля 2020 г.). «Конструкция и характеристики первого матричного приемника BICEP» (PDF). Журнал физики низких температур. 199 (3–4): 976–984. arXiv:2002.05228. Bibcode:2020JLTP..199..976S. Дои:10.1007 / s10909-020-02394-6.
  36. ^ а б "Массив BICEP - Наблюдательная космология Калифорнийского технологического института". cosmology.caltech.edu.
  37. ^ Рини, Матео (30 октября 2020 г.). «Сезон охоты за изначальными гравитационными волнами». APS Physics. 13: 164. Дои:10.1103 / Физика.13.164. Получено 10 ноября 2020.

внешняя ссылка