BICEP

BICEP і Масив Кека

Частина від	Амундсен-Скотт
Розташування	Антарктида
Координати	89°59′58″ пд. ш. 0°00′00″ сх. д. / 89.9997220000277878° пд. ш. 0.000000000028° сх. д. / -89.9997220000277878; 0.000000000028
Стиль телескопа	радіотелескоп для реліктового випромінювання
Вебсайт	cfa.harvard.edu/CMB/keckarray/
BICEP у Вікісховищі

BICEP і Масив Кека (англ. Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization, «фотографування фонової космічної позагалактичної поляризації») — серія експериментів з дослідження реліктового випромінювання. Вони спрямовані на вимірювання поляризації реліктового випромінювання^[1][2] і, зокрема, вимірювання B-моди реліктового випромінювання. Експерименти включали п’ять поколінь приладів: BICEP1 (або просто BICEP), BICEP2, Масив Кека, BICEP3 та Масив BICEP. Всі вони працюють з Антарктиди, зі станції Амундсен-Скотт на Південному полюсі^[1], досліджуючи одну й ту саму частину неба навколо південного небесного полюса^[1][3].

Установиред. код

Установи, залучені до різних приладів^{[2][8][9][10][11]}:

• Каліфорнійський технологічний інститут (усі експерименти)
• Кардіффський університет (усі експерименти)
• Чиказький університет (усі експерименти)
• Гарвард-Смітсонівський астрофізичний центр (усі експерименти)
• Лабораторія реактивного руху (усі експерименти)
• CEA Гренобль^[en] (усі експерименти)
• Університет Міннесоти (усі експерименти)
• Стенфордський університет (усі експерименти)
• Університет Каліфорнії у Сан-Дієго (BICEP1 і 2)
• Національний інститут стандартів і технологій (BICEP2, Keck Array і BICEP3)
• Університет Британської Колумбії (BICEP2, Keck Array і BICEP3)
• Торонтський університет (BICEP2, Keck Array і BICEP3)
• Кейс-Вестерн-Резерв університет (Keck Array)

BICEP1ред. код

Серія експериментів почалася в Каліфорнійському технологічному інституті в 2002 році, коли у співпраці з Лабораторією реактивного руху фізики Ендрю Ланге^[en], Джеймі Бок, Браян Кітінг^[en] і Вільям Гольцапфель розпочали роботу над телескопом BICEP1^[12], який під час розробки називався Робінсонівський телескоп фонових гравітаційних хвиль (англ. Robinson gravitational wave background telescope)^[1]. Інструмент був вперше описаний у статті 2003 року^[13], почав спостереження в січні 2006 року^[2] і завершив їх в кінці 2008 року^[1].

BICEP1 спостерігав небо на частотах 100 і 150 ГГц (довжина хвилі 3 і 2 мм) з роздільною здатністю 1,0 і 0,7 градусів відповідно. Він мав масив із 98 детекторів (50 на 100 ГГц і 48 на 150 ГГц) для вимірювання поляризації реліктового випромінювання^[1] - кожна пара детекторів складала один чутливий до поляризації піксель.

BICEP2ред. код

Інструментом другого покоління був BICEP2^[14]. Він складався з 512 датчиків (256 пікселів), що працювали на частоті 150 ГГц (довжина хвилі 26 см). Він замінив собою інструмент BICEP1 і спостерігав з 2010 по 2012 рік^[15][16].

17 березня 2014 року Гарвард-Смітсонівським астрофізичним центром було оголошено, що BICEP2 виявив B-моди гравітаційних хвиль у ранньому Всесвіті (так звані первісні гравітаційні хвилі)^{[4][5][6][7][17]}. Повідомлялося про виявлення B-мод на рівні r = 0.20+0.07
−0.05, що відхиляло нульову гіпотезу (r = 0) на рівні 7 сигма (5,9 σ після віднімання фонового випромінювання)^[15]. Однак 19 червня 2014 року було повідомлено про зниження рівня довіри до цього результату^[18][19]. Перевірена та прийнята до друку стаття з оголошенням про відкриття містила додаток, в якому обговорювався можливий вплив на сигнал з боку космічного пилу^[15]. Через неузгодженість знайденої поляризації з даними космічного телескопу Планк^[20] інші науковці (наприклад, Девід Сперджел) припускали, що саме космічний пил є найбільш імовірним поясненням виявленого сигналу^[21].

Препринт, опублікований командою Планк у вересні 2014 року і прийнятий до друку у 2016 році, надав найточніші вимірювання сигналу від пилу і дійшов висновку, що сигнал від пилу має таку саму силу, як і сигнал, отриманий командою BICEP2^[22][23]. 30 січня 2015 року було опубліковано спільний аналіз даних BICEP2 і Planck, і Європейське космічне агентство оголосило, що сигнал можна повністю віднести до пилу в Чумацькому Шляху^[24]. BICEP2 об’єднав свої дані з Масивом Кека і Планком у спільному аналізі. Публікація в Physical Review Letters у березні 2015 року встановила обмеження на відношення тензора до скаляра r < 0.12^[25]

Масив Кекаред. код

Безпосередньо поруч із телескопом BICEP у будівлі обсерваторії Мартіна Померанца на Південному полюсі була невикористана телескопічна опора, яка раніше була зайнята інтерферометром DASI^[28]. Масив Кека був створений, щоб скористатися перевагами цього більшого кріплення телескопа. Цей проєкт було профінансовано сумою 2,3 мільйона доларів від Фонду Кека^[en], а також від Національного наукового фонду, Фонду Гордона і Бетті Мур^[en], Фонду Джеймса і Неллі Кілрой та Фонду Барзана^[2]. Проєкт спочатку очолював Ендрю Ланге^[en][2].

Масив Кека складається з п’яти поляриметрів. Перші три почали спостереження австралійським літом 2010–11 року, а в 2012 році додалися ще два. Спочатку всі поляриметри спостерігали на 150 ГГц, але 2013 року два з них були переведені на частоту 100 ГГц. Кожен поляриметр містить з рефракторний телескоп, охолоджуваний до 4 К охолоджувачем із імпульсною трубкою, і 512 датчиків, розташованих у фокальній площині та охолоджуваних до 250 мК. Таким чином, весь масив загалом містить 2560 детекторів, тобто 1280 пікселів для вимірювання поляризації^[3].

У жовтні 2018 року було оголошено перші результати масиву Кека (у поєднанні з даними BICEP2), отримані на основі спостережень до сезону 2015 року включно. Це дало верхню межу космологічних B-мод на рівні ${\displaystyle r<0.07}$(рівень довіри 95%), а включення даних космічного телескопа Планк знижувало межу до ${\displaystyle r<0.06}$^[29]. У жовтні 2021 року було оголошено про надання нових результатів ${\displaystyle r<0.036}$ (на рівні достовірності 95%) на основі сезону спостережень BICEP/Keck 2018 у поєднанні з даними Planck і WMAP^[30][31].

BICEP3ред. код

Після завершення будівництва масиву Keck у 2012 році продовжувати експлуатацію BICEP2 було нерентабельно. Натомість на тому ж кріпленні було встановлено новий, значно більший телескоп BICEP3.

Він проводить спостереження на частоті 95 ГГц, містить 2560 детекторів (стільки ж, як всі 5 телескопів решітки Кека разом узяті), і має діаметр 68 см^[32], забезпечуючи приблизно вдвічі збиральну площу, ніж весь масив Кека^[33]. Він був встановлений в січні 2015 року^[34]. BICEP3 став прототипом масиву BICEP^[35].

Масив BICEPред. код

На зміну Масиву Кека приходить Масив BICEP, який складається з чотирьох телескопів, схожих на BICEP3, на спільному кріпленні, що працюють на частотах 30/40, 95, 150 і 220/270 ГГц^[36]. Монтаж почався між сезонами спостережень 2017 і 2018 років і має бути завершений до сезону 2020 року^[37][38].

Очікується, що він виміряє поляризазію реліктового випромінбвання на рівні σ < 0,005^[37].

Літератураред. код

• Keating B. G. Losing the Nobel Prize: A Story of Cosmology, Ambition, and the Perils of Science’s Highest Honor — 2018. — ISBN 978-0-393-35739-4
  d:Track:Q23017063d:Track:Q111021259
  . (Книга про BICEP1 і BICEP2, написана одним з керівників проєкту.)

Приміткиред. код