BICEP a Keck Array - BICEP and Keck Array

BICEP
PIA17993-DetectorsForInfantUniverseStudies-20140317.jpg
Detekční pole BICEP2 pod mikroskopem
Alternativní názvyPozadí zobrazování kosmické extrragalaktické polarizace Upravte to na Wikidata
ČástStanice jižního pólu Amundsen – Scott  Upravte to na Wikidata
UmístěníOblast Smlouvy o Antarktidě
Souřadnice89 ° 59'59 ″ j. Š 0 ° 00′00 ″ východní délky / 89,999722 ° S 0 ° E / -89.999722; 0Souřadnice: 89 ° 59'59 ″ j. Š 0 ° 00′00 ″ východní délky / 89,999722 ° S 0 ° E / -89.999722; 0 Upravte to na Wikidata
Vlnová délka95, 150, 220 GHz (3,2; 2,0; 1,4 mm)
Styl dalekohleduexperiment s kosmickým mikrovlnným pozadím
radioteleskop  Upravte to na Wikidata
Průměr0,25 m (9,8 palce) Upravte to na Wikidata
webová stránkawww.cfa.harvard.edu/ CMB/ keckarray/ Upravte to na Wikidata
BICEP and Keck Array sídlí v Antarktida
BICEP a Keck Array
Umístění BICEP a Keck Array
Commons stránka Související média na Wikimedia Commons
[upravit na Wikidata ]

BICEP (Pozadí zobrazování kosmické extrragalaktické polarizace) a Keck Array jsou série kosmické mikrovlnné pozadí (CMB) experimenty. Jejich cílem je změřit polarizace CMB; zejména měření B- režim CMB. Pokusy měly pět generací přístrojového vybavení, které se skládalo z BICEP1 (nebo prostě BICEP), BICEP2, Keck Array, BICEP3a Pole BICEP. Keck Array zahájil pozorování v roce 2012 a BICEP3 je plně funkční od května 2016, instalace BICEP Array začíná v 2017/18.

Účel a spolupráce

Gravitační vlny může vzniknout z inflace, a rychlejší než světlo expanze po Velký třesk.[1][2][3][4]

Účelem experimentu BICEP je měřit polarizaci kosmického mikrovlnného pozadí.[5] Konkrétně si klade za cíl měřit B- režimy (kučera složka) polarizace CMB.[6] BICEP působí od Antarktida, na Stanice jižního pólu Amundsen – Scott.[5] Všechny tři přístroje mapovaly stejnou část oblohy, kolem Jižní nebeský pól.[5][7]

Instituce zapojené do různých nástrojů jsou Caltech, Cardiffská univerzita, University of Chicago, Harvard – Smithsonianovo centrum pro astrofyziku, Laboratoř tryskového pohonu, CEA Grenoble (FR), University of Minnesota a Stanfordská Univerzita (všechny experimenty); UC San Diego (BICEP1 a 2); Národní institut pro standardy a technologie (NIST), University of British Columbia a University of Toronto (BICEP2, Keck Array a BICEP3); a Case Western Reserve University (Keck Array).[6][8][9][10][11]

Série experimentů začala v Kalifornský technologický institut v roce 2002. Ve spolupráci s Jet Propulsion Laboratory, fyzici Andrew Lange Jamie Bock, Brian Keating a William Holzapfel zahájili stavbu dalekohledu BICEP1, který byl nasazen k Stanice jižního pólu Amundsen-Scott v roce 2005 na třísezónní pozorovací běh.[12] Bezprostředně po nasazení BICEP1 zahájil tým, který nyní mimo jiné zahrnoval postdoktorské kolegy z Caltechu John Kovac a Chao-Lin Kuo, mimo jiné práce na BICEP2. Dalekohled zůstal stejný, ale nové detektory byly vloženy do BICEP2 pomocí úplně jiné technologie: desky plošných spojů v ohniskové rovině, která dokázala filtrovat, zpracovat, zobrazit a měřit záření z kosmického mikrovlnného pozadí. BICEP2 byl nasazen na Jižní pól v roce 2009 zahájit svůj třísezónní pozorovací běh, který přinesl detekci polarizace v režimu B na kosmickém mikrovlnném pozadí.

BICEP1

První přístroj BICEP (známý během vývoje jako „Robinsonův gravitační vlnový dalekohled na pozadí“) pozoroval oblohu na 100 a 150 GHz (vlnová délka 3 mm a 2 mm) s úhlové rozlišení 1,0 a 0,7 stupňů. To mělo řadu 98 detektorů (50 na 100 GHz a 48 na 150 GHz), které byly citlivé na polarizace CMB.[5] Dvojice detektorů tvoří jeden polarizačně citlivý pixel. Nástroj, prototyp budoucích nástrojů, byl poprvé popsán v Keating et al. 2003[13] a začal pozorovat v lednu 2006[6] a probíhala do konce roku 2008.[5]

BICEP2

Dalekohled BICEP2 blízko Dalekohled jižního pólu
Keck Array ve observatoři Martina A. Pomerantze

Přístroj druhé generace byl BICEP2.[14] Díky výrazně vylepšené ohniskové rovině snímač přechodové hrany (TES) bolometrové pole 512 senzorů (256 pixelů) pracujících na 150 GHz, tento 26cm aperturní dalekohled nahradil přístroj BICEP1 a pozorován od roku 2010 do roku 2012.[15][16]

Zprávy uváděly v březnu 2014, že to detekoval BICEP2 B- režimy z gravitační vlny v raný vesmír (volala prvotní gravitační vlny ), výsledek hlášený čtyřmi spoluřešiteli BICEP2: John M. Kováč Harvard-Smithsonianova centra pro astrofyziku; Chao-Lin Kuo z Stanfordská Univerzita; Jamie Bock z Kalifornský technologický institut; a Clem Pryke z University of Minnesota.

Dne 17. Března 2014 bylo oznámeno: Harvard – Smithsonianovo centrum pro astrofyziku.[1][2][3][4][17] Hlášená detekce byla B-režimů na úrovni r = 0.20+0.07
−0.05, znevýhodňující nulová hypotéza (r = 0) na úrovni 7 sigma (5.9σ po odečtení popředí).[15] Dne 19. června 2014 však došlo ke snížení důvěry v potvrzení kosmická inflace nálezy byly hlášeny;[18][19] přijatá a zkontrolovaná verze publikace o objevu obsahuje dodatek, který pojednává o možné produkci signálu pomocí kosmický prach.[15] Částečně proto, že velká hodnota poměru tenzoru ke skaláru, která je v rozporu s limity z Planck data,[20] toto je považováno za nejpravděpodobnější vysvětlení detekovaného signálu mnoha vědci. Například 5. června 2014 na konferenci Americká astronomická společnost, astronom David Spergel tvrdil, že polarizace v režimu B detekovaná BICEP2 může být místo toho výsledkem světla emitovaného z prachu mezi hvězdami v naší mléčná dráha galaxie.[21]

A předtisk propuštěn Planck tým v září 2014, který byl nakonec přijat v roce 2016, poskytl dosud nejpřesnější měření prachu a dospěl k závěru, že signál z prachu má stejnou sílu jako hlášení z BICEP2.[22][23] Dne 30. Ledna 2015 proběhla společná analýza BICEP2 a Planck údaje byly zveřejněny a Evropská kosmická agentura oznámil, že signál lze zcela připsat prach v Mléčné dráze.[24]

BICEP2 spojil svá data s Keck Array a Planck ve společné analýze.[25] Publikace z března 2015 v Dopisy o fyzické kontrole nastavit limit tenzor-skalárního poměru r < 0.12.

Aféra BICEP2 je předmětem knihy Briana Keatinga.[26]

Keck Array

Hlavní vlastnosti nástrojů BICEP
NástrojStartKonecFrekvenceRozlišeníSenzory (pixely)Odkazy
BICEP20062008100 GHz0.93°50 (25)[5][6]
150 GHz0.60°48 (24)[5]
BICEP220102012150 GHz0.52°500 (250)[15]
Keck Array20112011150 GHz0.52°1488 (744)[7][27]
201220122480 (1240)
201320181488 (744)[27]
95 GHz0.7°992 (496)
BICEP32015—95 GHz0.35°2560 (1280)[28]

Bezprostředně vedle dalekohledu BICEP v budově observatoře Martina A. Pomerantze na jižním pólu byl nepoužívaný držák dalekohledu, který dříve obýval Interferometr s úhlovou stupnicí.[29] The Keck Array byl postaven, aby využil výhod tohoto většího držáku dalekohledu. Tento projekt byl financován částkou 2,3 ​​milionu USD z W. M. Keck Foundation, jakož i financování z Národní vědecká nadace, Gordon and Betty Moore Foundation, James a Nelly Kilroy Foundation a Barzan Foundation.[6] Projekt Keck Array původně vedl Andrew Lange.[6]

Keck Array se skládá z pěti polarimetry, každý velmi podobný designu BICEP2, ale s použitím a pulzní trubková chladnička spíše než velké tekuté hélium kryogenní skladování Dewar.

První tři zahájená pozorování v EU australské léto 2010–11; další dva začali pozorovat v roce 2012. Všechny přijímače pozorovaly na 150 GHz až do roku 2013, kdy byly dva z nich převedeny na pozorování na 100 GHz.[27] Každý polarimetr se skládá z a refrakční dalekohled (pro minimalizaci systematiky) chlazený a pulzní trubicový chladič na 4 K a a pole ohniskové roviny z 512 snímače přechodové hrany ochlazen na 250 mK, což dává celkem 2560 detektorů nebo 1280 duální polarizačních pixelů.[7]

V říjnu 2018 byly vyhlášeny první výsledky z Keck Array (v kombinaci s daty BICEP2) s využitím pozorování až do sezóny 2015 včetně. Ty poskytly horní limit pro kosmologické B-módy (95% úroveň spolehlivosti), která klesá na v kombinaci s Planck data.[30]

BICEP3

Jakmile bylo v roce 2012 dokončeno pole Keck, nebylo již nadále nákladově efektivní pokračovat v provozu BICEP2. Stejnou technikou jako Keckovo pole však odstranil velké tekuté hélium Dewar, byl na původní držák dalekohledu BICEP nainstalován mnohem větší dalekohled.

BICEP3 se skládá z jediného dalekohledu se stejnými 2560 detektory (pozorujícími na 95 GHz) jako pole Keck s pěti dalekohledy, ale clona 68 cm,[31] poskytuje zhruba dvojnásobnou optickou propustnost než celé pole Keck. Jedním z důsledků velké ohniskové roviny je větší 28 ° zorné pole,[32] což bude nutně znamenat skenování některých částí oblohy kontaminovaných v popředí. Byl instalován (s počáteční konfigurací) na sloup v lednu 2015.[28][33] Byl upgradován na letní sezónu 2015-2016 Austral na plnou konfiguraci detektorů 2560. BICEP3 je také prototypem pole BICEP.[34]

Pole BICEP

Pole Keck je následováno polem BICEP, které se skládá ze čtyř dalekohledů podobných BICEP3 na společné montáži, pracujících na 30/40, 95, 150 a 220/270 GHz.[35] Instalace byla zahájena v období 2017 až 2018. Plná instalace je naplánována na pozorovací sezónu 2020.[36][37]

Podle webových stránek projektu: „BICEP Array bude měřit polarizovanou oblohu v pěti frekvenčních pásmech, aby dosáhl konečné citlivosti na amplitudu IGW [inflační gravitační vlny] σ (r) <0,005“ a „Toto měření bude definitivním testem zpomalených inflačních modelů, které obecně předpovídají signál gravitačních vln nad přibližně 0,01. “[36]

Viz také

Reference

  1. ^ A b Zaměstnanci (17. března 2014). „Vydání výsledků BICEP2 2014“. Národní vědecká nadace. Citováno 18. března 2014.
  2. ^ A b Clavin, W. (17. března 2014). „Technologie NASA vidí zrození vesmíru“. NASA. Citováno 17. března 2014.
  3. ^ A b Overbye, D. (17. března 2014). „Detekce vln ve vesmírných pilířích Teorie mezníků velkého třesku“. The New York Times. Citováno 17. března 2014.
  4. ^ A b Overbye, D. (24. března 2014). „Vlnky z velkého třesku“. The New York Times. Citováno 24. března 2014.
  5. ^ A b C d E F G „BICEP: Robinson Gravitational Wave Background Telescope“. Caltech. Archivovány od originál dne 18.03.2014. Citováno 2014-03-13.
  6. ^ A b C d E F „Dárkový fond W.M. Keck umožnil vědcům společnosti Caltech a JPL zkoumat násilný původ vesmíru“. Caltech. Archivovány od originál dne 02.03.2012.
  7. ^ A b C „Instrument - Keck Array South Pole“. Harvard – Smithsonianovo centrum pro astrofyziku. Citováno 2014-03-14.
  8. ^ „BICEP1 Collaboration“. Harvard – Smithsonianovo centrum pro astrofyziku. Citováno 2014-03-14.
  9. ^ „Spolupráce - BICEP2 jižní pól“. Harvard – Smithsonianovo centrum pro astrofyziku. Citováno 2014-03-14.
  10. ^ „Collaboration - Keck Array South Pole“. Harvard – Smithsonianovo centrum pro astrofyziku. Citováno 2014-03-14.
  11. ^ „BICEP3 Collaboration“. Harvard – Smithsonianovo centrum pro astrofyziku. Citováno 2014-03-14.
  12. ^ „Abstrakt NSF Award # 0230438“. Národní vědecká nadace. Citováno 2014-03-26.
  13. ^ Keating, Brian; et al. (2003). Fineschi, Silvano (ed.). „BICEP: polarimetr CMB ve velkém úhlovém měřítku“ (PDF). Polarimetrie v astronomii. 4843: 284–295. Bibcode:2003SPIE.4843..284K. doi:10.1117/12.459274.
  14. ^ Ogburn, R. W .; et al. (2010). Holland, Wayne S; Zmuidzinas, Jonas (eds.). "Polarizační experiment BICEP2 CMB". Sborník SPIE. Milimetrové, submilimetrové a daleko infračervené detektory a přístroje pro astronomii V. 7741: 77411G. Bibcode:2010SPIE.7741E..1GO. doi:10.1117/12.857864.
  15. ^ A b C d Peter Ade; R W Aikin; Denis Barkats; et al. (19. června 2014), „Detekce polarizace v režimu B v úhlových stupnicích pomocí BICEP2“, Dopisy o fyzické kontrole, 112 (24): 241101, arXiv:1403.3985, doi:10.1103 / PHYSREVLETT.112.241101, ISSN  0031-9007, PMID  24996078, Wikidata  Q27012172
  16. ^ Ade, P. A. R .; et al. (2014). „BICEP2. II. Experiment a tříletý soubor dat“. Astrofyzikální deník. 792 (1): 62. arXiv:1403.4302. Bibcode:2014ApJ ... 792 ... 62B. doi:10.1088 / 0004-637X / 792/1/62.
  17. ^ „Gravitační vlny: Slyšeli američtí vědci ozvěny velkého třesku?“. Opatrovník. 2014-03-14. Citováno 2014-03-14.
  18. ^ Overbye, D. (19. června 2014). „Astronomové se zajímají o detekci velkého třesku“. The New York Times. Citováno 2014-06-20.
  19. ^ Amos, J. (19. června 2014). „Kosmická inflace: důvěra snížena pro signál velkého třesku“. BBC novinky. Citováno 2014-06-20.
  20. ^ Planck Collaboration (2014). „Výsledky Planck 2013. XVI. Kosmologické parametry“. Astronomie a astrofyzika. 571: 16. arXiv:1303.5076. Bibcode:2014A & A ... 571A..16P. doi:10.1051/0004-6361/201321591.
  21. ^ Urry, M. (5. června 2014). „Co stojí za kontroverzí o velkém třesku?“. CNN. Citováno 2014-06-06.
  22. ^ Planck Collaboration (2016). „Planckovy mezivýsledky. XXX. Úhlové výkonové spektrum emise polarizovaného prachu ve středních a vysokých galaktických zeměpisných šířkách“. Astronomie a astrofyzika. 586 (133): A133. arXiv:1409.5738. Bibcode:2016A & A ... 586A.133P. doi:10.1051/0004-6361/201425034.
  23. ^ Overbye, D. (22. září 2014). „Studie potvrzuje kritiku hledání velkého třesku“. The New York Times. Citováno 2014-09-22.
  24. ^ Cowen, Ron (30. ledna 2015). "Objev gravitačních vln je nyní oficiálně mrtvý". Příroda. doi:10.1038 / příroda.2015.16830.
  25. ^ BICEP2 / Keck Array and Planck Collaborations (2015). "Společná analýza dat BICEP2 / Keck Array a Planck". Dopisy o fyzické kontrole. 114 (10): 101301. arXiv:1502.00612. Bibcode:2015PhRvL.114j1301B. doi:10.1103 / PhysRevLett.114.101301. PMID  25815919.
  26. ^ Keating, Brian (24. dubna 2018). Ztráta Nobelovy ceny: Příběh kosmologie, ambicí a nejvyšší pocty nebezpečí vědy. New York, NY: W.W. Norton. ISBN  978-1-324-00091-4.
  27. ^ A b C „Keck Array jižní pól“. Harvard – Smithsonianovo centrum pro astrofyziku. Citováno 2014-03-14.
  28. ^ A b „BICEP3“. Harvard – Smithsonianovo centrum pro astrofyziku. Citováno 2014-03-14.
  29. ^ „Den otevřených dveří MAPO“. kateinantarctica.wordpress.com. 2014-12-14. Citováno 2018-03-22.
  30. ^ Keck Array, BICEP2 Collaborations (11. října 2018). „BICEP2 / Keck Array x: Omezení prapůvodních gravitačních vln pomocí Planck, WMAP a nových pozorování BICEP2 / Keck v sezóně 2015“. Phys. Rev. Lett. 121 (22): 221301. arXiv:1810.05216. doi:10.1103 / PhysRevLett.121.221301. PMID  30547645.
  31. ^ Aktualizace z BICEP / Keck Array Collaboration Zeeshan Ahmed KIPAC, Stanford University 8. června 2015
  32. ^ Ahmed, Z .; Amiri, M .; et al. (2014). „BICEP3: refrakční dalekohled o frekvenci 95 GHz pro polarizaci CMB ve stupnici“. Sborník SPIE. Milimetrové, submilimetrové a daleko infračervené detektory a přístroje pro astronomii VII. 9153: 91531N. arXiv:1407.5928. Bibcode:2014SPIE.9153E..1NA. doi:10.1117/12.2057224.
  33. ^ Briggs, D. (10. března 2015). „BICEP: Od jižního pólu k počátku věků“. BBC novinky.
  34. ^ „BICEP3 - pozorovací kosmologie Caltech“.
  35. ^ Schillaci, Alessandro; et al. (17. února 2020). „Design a výkon prvního přijímače pole BICEP“ (PDF). Journal of Low Temperature Physics. 199 (3–4): 976–984. arXiv:2002.05228. Bibcode:2020JLTP..199..976S. doi:10.1007 / s10909-020-02394-6.
  36. ^ A b „Pole BICEP - pozorovací kosmologie Caltech“. cosmology.caltech.edu.
  37. ^ Rini, Mateo (30. října 2020). „Lovecká sezóna pro prvotní gravitační vlny“. APS Fyzika. 13: 164. doi:10.1103 / Fyzika.13.164. Citováno 10. listopadu 2020.

externí odkazy