任务目的与团队组成

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

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

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。

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