BICEP 및 Keck 어레이

BICEP and Keck Array
이심전심
PIA17993-DetectorsForInfantUniverseStudies-20140317.jpg
현미경 아래 BICEP2 검출기 어레이
대체 이름우주은하외편광의 배경영상
일부아문센-스콧 남극점 Edit this on Wikidata
장소남극 조약 지역
좌표89°59′59§ S 0°00′00″e/89.999722°S 0°E/ -89.999722, 0좌표: 89°59°59【S 0°00】00㎜E / 89.999722°S 0°E / -89.999722, 0 Edit this at Wikidata
파장95, 150, 220 GHz (3.2, 2.0, 1.4 mm)
망원경 스타일우주 마이크로파 배경 실험
전파 망원경 Edit this on Wikidata
직경0.25m(9.8인치)
웹 사이트www.cfa.harvard.edu/CMB/keckarray/ Edit this at Wikidata
BICEP and Keck Array is located in Antarctica
BICEP and Keck Array
BICEP 및 Keck 어레이 위치
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BICEP와 Keck Array는 우주 마이크로파 배경(CMB) 실험의 연속이다.CMB의 편광 측정, 특히 CMB의 B 모드 측정을 목적으로 합니다.실험에는 BICEP1(또는 단순히 BICEP), BICEP2, Keck Array, BICEP3, 및 BICEP Array로 구성된 5세대의 계측이 있습니다.Keck Array는 2012년에 관측을 시작했으며, BICEP3는 2016년 5월부터 완전히 가동되어 2017/18년에 BICEP Array의 설치를 시작했습니다.

목적과 협업

중력파는 빅뱅 [1][2][3][4]이후 빛보다 빠른 팽창인 인플레이션으로 인해 발생할 수 있다.

BICEP 실험의 목적은 우주 마이크로파 [5]배경의 편광도를 측정하는 것입니다.구체적으로는 CMB [6]편광의 B모드(컬 성분)를 측정하는 것을 목표로 하고 있다.BICEP는 남극의 아문센-스콧 남극기지에서 [5]운용된다.이 세 가지 기구는 모두 하늘의 같은 부분인 [5][7]남극 주변을 지도화했다.

다양한 기구에 관련된 기관은 Caltech, Cardiff University, University of Chicago, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysical Laboratory, Jet Promotion Laboratory, CEA Grenoble(FR), 미네소타 및 스탠포드 대학(모든 실험), UC San Diegiegan Bice(NICE, 국립대학)입니다.브리티시컬럼비아대학과 토론토대학(BICEP2, Keck Array 및 BICEP3) 및 케이스웨스턴리저브대학(Keck Array)[6][8][9][10][11]이 그것이다.

일련의 실험은 2002년 캘리포니아 공과대학에서 시작되었다.물리학자인 Andrew Lange, Jamie Bock, Brian Keating 및 William Holzapfel은 제트 추진 연구소와 협력하여 2005년 세 시즌 동안 [12]아문센-스콧 남극 기지에 배치된 BICEP1 망원경의 건설을 시작했습니다.BICEP1 도입 직후 Caltech의 박사 후 펠로우 John Kovac과 Chao-Lin Kuo 등이 참여한 팀은 BICEP2 작업을 시작했다.망원경은 그대로 유지되었지만, 새로운 검출기는 완전히 다른 기술을 사용하여 BICEP2에 삽입되었다: 우주 마이크로파 배경에서 나오는 방사선을 필터링, 처리, 이미지화하고 측정할 수 있는 초점 평면의 프린트 회로 기판이다.BICEP2는 2009년 남극에 배치되어 우주 마이크로파 배경에서 B-모드 편광 검출을 위한 3계절 관측을 시작했다.

BICEP1

최초의 BICEP 기구(개발 중 "로빈슨 중력파 배경 망원경"으로 알려져 있음)는 1.0도와 0.7도의 각도 분해능으로 100과 150GHz(3mm와 2mm 파장)의 하늘을 관측했다.CMB의 [5]편광에 민감한 98개의 검출기(100GHz에서 50개, 150GHz에서 48개) 배열이 있었다. 한 쌍의 검출기가 편광에 민감한 픽셀을 구성한다.미래 계측기의 프로토타입인 이 계측기는 키팅 외 2003에[13] 처음 설명되었고 2006년 1월에[6] 관찰을 시작하여 [5]2008년 말까지 실행되었다.

BICEP2

남극 망원경 근처의 BICEP2 망원경
Martin A의 Keck Array.포메란츠 천문대

2세대 악기는 BICEP2였다.[14]150GHz에서 작동하는 512개 센서(256픽셀)의 초점 평면 전이 에지 센서(TES) 볼로미터 어레이가 크게 개선된 이 26cm 개구 망원경은 BICEP1 기기를 대체하여 2010년부터 [15][16]2012년까지 관찰되었습니다.

보고서는 2014년 3월 BICEP2가 초기 우주의 중력파(원시 중력파라고 함)에서 B-모드를 검출했다고 밝혔으며, BICEP2의 네 명의 공동 연구자: 하버드-스미스소니언 천체물리학 센터의 John M. Kovac; 스탠포드 대학의 Chao-lin Kuo-Stanford에 의해 보고되었다.그리고 미네소타 대학의 클렘 프라이크.

2014년 3월 17일 하버드-스미스소니언 천체물리학 [1][2][3][4][17]센터에서 발표가 있었다.보고된 검출은 r = 0.20+0.07-0
.05 수준에서 B-모드의 검출로, 7 시그마(전경 [15]감산 후 5.9cm) 수준에서 귀무 가설(r = 0)을 부정했다.그러나 2014년 6월 19일, 우주 팽창 결과를 확인할 수 있는 낮은 신뢰도가 [18][19]보고되었다. 인정되고 검토된 발견 논문에는 우주 [15]먼지에 의한 신호 생성 가능성에 대한 부록이 포함되어 있다.부분적으로는 플랑크 데이터의 [20]한계와 모순되는 텐서 대 스칼라 비율의 큰 값이 많은 과학자들에 의해 검출된 신호에 대한 가장 유력한 설명으로 여겨진다.예를 들어, 2014년 6월 5일 미국천문학회 회의에서 천문학자 데이비드 스퍼겔은 BICEP2에 의해 감지된 B-모드 편광은 [21]우리 은하계의 별들 사이에 있는 먼지로부터 방출된 빛의 결과일 수 있다고 주장했다.

플랑크 팀이 2014년 9월에 공개한 프리프린트는 2016년에 최종적으로 받아들여졌고, 먼지로부터의 신호가 BICEP2에서 [22][23]보고된 것과 같은 강도로 지금까지 가장 정확한 먼지를 측정했다.2015년 1월 30일, BICEP2와 플랑크 데이터의 공동 분석이 발표되었고 유럽우주국은 이 신호가 전적으로 은하수의 [24]먼지에 기인할 수 있다고 발표했다.

BICEP2는 공동 [25]분석에서 이들의 데이터를 Keck Array와 Planck와 결합했다.2015년 3월 물리적 검토 서신에 실린 간행물은 r < 0.12의 텐서 대 스칼라 비율에 대한 한계를 설정했다.

BICEP2 사건은 브라이언 [26]키팅의 책의 주제를 형성한다.

Keck 어레이

BICEP 계측기의 주요 속성
기구 시작 끝. 빈도수. 결의안 센서(픽셀) 참조
이심전심 2006 2008 100 GHz 0.93° 50 (25) [5][6]
150 GHz 0.60° 48 (24) [5]
BICEP2 2010 2012 150 GHz 0.52° 500 (250) [15]
Keck 어레이 2011 2011 150 GHz 0.52° 1488 (744) [7][27]
2012 2012 2480 (1240)
2013 2018 1488 (744) [27]
95 GHz 0.7° 992 (496)
이체프3 2015 — 95 GHz 0.35° 2560 (1280) [28]

마틴 A의 BICEP 망원경 바로 옆에 있습니다.남극에 있는 포메란츠 천문대 건물은 이전에 도 각도계 [29]간섭계가 점유했던 사용되지 않은 망원경 마운트였다.Keck Array는 이 더 큰 망원경을 이용하기 위해 만들어졌다.이 프로젝트는 W. M. Keck 재단의 230만달러와 더불어 국립과학재단, 고든과 베티 무어 재단, 제임스 앤 넬리 킬로이 재단, 바잔 [6]재단으로부터 자금을 지원받았다.Keck Array 프로젝트는 원래 Andrew [6]Lange가 주도했습니다.

Keck Array는 BICEP2 설계와 매우 유사하지만 대형 액체 헬륨 저온 저장 디워가 아닌 펄스 튜브 냉장고를 사용하는 5개의 편광계로 구성됩니다.

처음 세 개는 2010-11년 여름에 관측을 시작했고, 다른 두 개는 2012년에 관측을 시작했다.2013년까지 150GHz에서 관측된 [27]모든 수신기는 100GHz에서 관측되도록 변환되었다.각 편광계는 펄스 튜브 쿨러에 의해 4K까지 냉각된 굴절 망원경(시스템학을 최소화하기 위해)과 250mK까지 냉각된 512개의 전이 에지 센서의 초점 평면 배열로 구성되어 총 2560개의 검출기 또는 1280개의 이중 편광 픽셀을 제공합니다.[7]

2018년 10월에는 2015년 시즌까지의 관측치를 사용하여 Keck Array의 첫 결과(BICEP2 데이터와 결합)가 발표되었다.이 결과 [30]데이터와 조합하여 r < 0.07 스타일 r < 0.} (% 신뢰도 수준)의 우주론적 B-모드에 대한 상한이 도출되었으며, 이는 r< {r <으로 감소한다.

2021년 10월에는 플랑크 [31][32]및 WMAP 데이터와 결합된 BICEP/Keck 2018 관측 시즌을 기준으로 r<.을 새로운 결과가 발표되었다.

이체프3

Keck 어레이가 2012년에 완성되면 BICEP2를 계속 가동하는 것은 더 이상 비용 효율이 높지 않았습니다.하지만, 큰 액체 헬륨 디워를 제거하기 위해 Keck 배열과 같은 기술을 사용하여, 원래의 BICEP 망원경 마운트에 훨씬 더 큰 망원경이 설치되었습니다.

BICEP3는 5개의 망원경 Keck 어레이와 동일한 2560개의 검출기(95GHz에서 관측)를 가진 단일 망원경으로 구성되며,[33] 68cm의 개구부로 전체 Keck 어레이의 약 2배의 광학 처리량을 제공한다.큰 초점 평면의 결과 중 하나는 28° [34]시야가 더 넓어지며, 이는 필연적으로 하늘의 전경에 오염된 부분을 스캔해야 한다는 것을 의미한다.2015년 [28][35]1월 폴에 설치되었다(초기 구성).2015-2016 호주 여름 시즌을 위해 전체 2560 검출기 구성으로 업그레이드되었다.BICEP3는 BICEP [36]어레이의 프로토타입이기도 합니다.

BICEP 어레이

Keck 어레이는 BICEP 어레이가 계승하고 있습니다.BICEP 어레이는 공통 마운트에 4개의 BICEP3형 망원경으로 구성되어 있으며 30/40,[37] 95, 150 및 220/270GHz로 동작합니다.2017~2018년 관측 시즌부터 설치가 시작되었습니다.그것은 2020년 [38][39]관측 시즌까지 완전히 설치될 예정이다.

그 프로젝트에 따르면:인플레이션의 일반적으로 중력파 신호 농양으로 전망하고 있slow-roll 모델의"BICEP 배열 5주파수 대역에 진폭에 IGW[중력파를 인플레이션]의 σ(r)의 궁극적인 감수성 손을 내밀 0.005은 양분된 하늘을 측정할 것이다"과 "이 측정법이 될 것이다 확실한 테스트 웹.ove약 0.01."[38]

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크

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