宇宙泛星系偏振背景成像
任务目的与团队组成
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紧接着大爆炸就发生的宇宙暴胀是超光速的空间膨胀,因此可能会产生可观测到的引力波。
BICEP实验的目的主要是测量宇宙微波背景的偏振辐射, 特别是B模偏振。 BICEP实验室位于阿蒙森-斯科特南极站。经过多年作业,它的各种仪器已详细勘测在南天极附近的天空。
操作实验的各个团队来自于以下研究机构:
所有实验:加州理工学院、卡迪夫大学、芝加哥大学、哈佛-史密松天体物理中心、喷气推进实验室、电子情报技术研究所(Laboratoire d"électronique des technologies de l"information)、明尼苏达大学、斯坦福大学。
BICEP1、BICEP2:圣地牙哥加州大学。
BICEP2、凯克阵列、BICEP3:国家标准技术研究所、英属哥伦比亚大学、多伦多大学。
凯克阵列:凯斯西储大学
BICEP1
第一代BICEP望远镜观察天空中波频分别为100、150 GHz(波长分别为3 mm与2 mm)的微波,角分辨率分别为1.0、0.7度。 它的阵列由98个探测器组成,其中50个为100 GHz,另外48个为150 GHz。它们都可以观察到宇宙微波背景的偏振辐射;每一个观察偏振辐射的像素由一对探测器构成。这台望远镜是未来更具功能的望远镜的雏型;2006年1月开始运转,直到2008年底除役为止。
BICEP2
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位于阿蒙森-斯科特南极站的暗区实验室(dark sector laboratory,DSL);左边是南极望远镜,右边BICEP2望远镜。
第二代BICEP望远镜的特色是大幅改良的焦平面阵列(focal plane array);这阵列含有512个传感器(256像素),每一个传感器都是辐射热测量计;它观察波频为150 GHz的微波。这台孔径为26cm的望远镜取代了BICEP1望远镜;它运作于2010年至2012年之间。
2014年3月17日,哈佛-史密松天体物理中心发言人报告,BICEP2望远镜探测到早期宇宙的引力波所形成的B模偏振。 张量-标量比率 为 r = 0.20 +0.07 −0.05 ,不支持零假设( r = 0 ),统计显著性为7个标准差(减除前景贡献后,5.9个标准差)。
可是,BICEP2团队于6月19日在《物理评论快报》发布的论文承认,观测到的信号可能大部分是由银河系尘埃的前景效应造成的,对于这结果的正确性持保留态度。 必须要等到十月份普朗克数据分析结果发布之后,才可做定论。 。2015年1月30日,研究团队承认对于资料的判读错误,观测到的信号无法排除掉银河系辐射尘埃的影响,不足以证实这项结果就是早期宇宙的引力波所形成的B模偏振。
凯克阵列
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位于马丁‧庞漠让斯天文台的凯克阵列。
在BICEP望远镜附近的马丁‧庞漠让斯天文台(Martin Pomeranz Observatory),有一个先前安装了度角尺度干涉仪的望远镜架,但自从度角尺度干涉仪除役后,就空着未被使用。凯克阵列就是建造在这个较大尺寸的望远镜架。
凯克阵列由五个探测器组成,每一个探测器的设计都与BICEP2类似,但采用脉管制冷机(pulse tube refrigerator)技术,而不是使用大型液态氦低温贮存杜瓦瓶(cryogenic storage dewar)。
最早运作的三个探测器在2010至2011年的南半球夏季开始进行观察。另外两个在2012年开始观察。直到2013年为止,所有探测器的操作波频都在150 GHz;2013年,其中两个探测器的操作波频改为100 GHz的微波。 每一个探测器里面有一个折射望远镜,维持在4 K低温,以及一个焦平面阵列;该阵列含有512个传感器(256像素),每一个传感器都是维持在250 mK低温的辐射热测量计。凯克阵列总共有2560个传感器。
这项计划的2,300,000美元经费来自于威廉‧凯克基金(W. M. Keck Foundation)和国家科学基金会等机构。
BICEP3
在2012年凯克阵列建成后,继续运作BICEP2已不再合乎经济价值。空置的BICEP望远镜架上正在建造一个功能更为强大的BICEP3望远镜。它采用用于凯克阵列的崭新科技,不再倚赖大型液态氦杜瓦瓶来制冷。
BICEP3望远镜将由一个单独望远镜组成,与包含5个望远镜的凯克阵列内嵌同样的2560个探测器,操作频率为95 GHz。望远镜的孔径为55 cm,能够给出的数据吞吐量大约是整个凯克阵列的两倍。 缺点在于,较大的焦平面意味着较宽广的视场(26°),天空中较为“肮脏”的部分也会进入望远镜视场之内。预计BICEP3将于2014至2015年南半球夏季正式开始运作。
参阅
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