维基百科

宇宙泛星系偏振背景成像

宇宙泛星系偏振背景成像（英文：Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization，缩写：BICEP）是一系列宇宙微波背景实验，专注于测量宇宙微波背景辐射的偏振，特别是B模偏振。该系列实验所使用的望远镜分为三代，分别为BICEP1、BICEP2与凯克阵列（简称BICEP2）、BICEP3。第三代望远镜BICEP3正在兴建，预计于2014年暑期竣工。

宇宙泛星系偏振背景成像（BICEP）
用显微镜检视BICEP2探测器阵列。
基本资料
位置南极
坐标89°59′59″S 0°00′00″E / 89.999722°S 0°E / -89.999722; 0
望远镜型式射电望远镜
口径0.25 米
哈佛－史密松天体物理中心
共享资源页面 维基共享资源

任务目的与团队组成

编辑
 
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。[1][2][3]

BICEP实验的目的主要是测量宇宙微波背景的偏振辐射，[4]特别是B模偏振。[5]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。[4][6]

操作实验的各个团队来自于以下研究机构：[7][8][9][10][5]

BICEP望远镜的主要性质
望远镜 开始 结束 频率 分辨率 传感器（像素） 参考来源
BICEP1 2006 2008 100 GHz 0.93° 50 (25) [4][5]
150 GHz 0.60° 48 (24) [4]
BICEP2 2010 2012 150 GHz 0.52° 500 (250) [11]
凯克阵列 2011 2011 150 GHz 0.52° 1488 (744) [12][6]
2012 2012 2480 (1240)
2013 — 1488 (744) [12]
100 GHz 992
BICEP3 2013 — 95 GHz 0.37° 2560 (1280) [13]

BICEP1

编辑

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。[5][4]

BICEP2

编辑
 
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。[14] [11][15]

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。[1][2][3][16][11][1][2][3][16]张量-标量比率[注 1]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）。[11]

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。[18][19][20]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。[21]。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。[22]

凯克阵列

编辑
 
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。[12]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。[6]

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。[5]

BICEP3

编辑

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。[23]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。[13]

参阅

编辑
 
维基共享资源上的相关多媒体资源：宇宙泛星系偏振背景成像

注释

编辑
  1. ^ 张量-标量比率 以公式定义为
     ；
    其中， 是引力波摄动（张量）的幅度， 是密度摄动（标量）的幅度。 宇宙暴胀会产生两种摄动。一种是暴胀场摄动，它会造成密度摄动，是一种标量摄动。另一种是引力场摄动，是一种张量摄动。密度摄动会造成E模偏振，而引力场摄动会造成B模偏振。因此张量-标量比率是个很重要的物理量。[17]

参考文献

编辑
  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Staff. BICEP2 2014 Results Release. National Science Foundation. 17 March 2014 [18 March 2014]. （原始内容存档于2018-09-28）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 Clavin, Whitney. NASA Technology Views Birth of the Universe. NASA. 17 March 2014 [17 March 2014]. （原始内容存档于2019-05-20）. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 Overbye, Dennis. Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang. New York Times. 17 March 2014 [17 March 2014]. （原始内容存档于2018-06-14）. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 BICEP: Robinson Gravitational Wave Background Telescope. Caltech. [2014-03-13]. （原始内容存档于2014-03-18）. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 5.3 5.4 W.M. Keck Foundation Gift to Enable Caltech and JPL Scientists to Research the Universe's Violent Origin. Caltech. [2014-03-22]. （原始内容存档于2012-03-02）. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 Instrument - Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始内容存档于2014-03-11）. 
  7. ^ BICEP1 Collaboration. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始内容存档于2019-05-08）. 
  8. ^ Collaboration - BICEP2 South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始内容存档于2019-05-09）. 
  9. ^ Collaboration - Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始内容存档于2019-05-08）. 
  10. ^ BICEP3 Collaboration. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始内容存档于2019-05-07）. 
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 The BICEP2 Collaboration. BICEP2 2014 I: Detection of B-mode Polarization at Degree Angular Scales (PDF). 2014 [2014-03-22]. （原始内容 (PDF)存档于2014-03-17）. 
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始内容存档于2019-05-09）. 
  13. ^ 13.0 13.1 BICEP3. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始内容存档于2019-05-08）. 
  14. ^ The BICEP2 CMB polarization experiment 7741. Proceedings of SPIE: 11. 2010 [2014-03-22]. doi:10.1117/12.857864. （原始内容存档于2018-09-01）. 
  15. ^ The BICEP2 Collaboration. BICEP2 2014 II: Experiment and Three-year Data Set (PDF). 2014 [2014-03-22]. （原始内容 (PDF)存档于2014-03-17）. 
  16. ^ 16.0 16.1 Gravitational waves: have US scientists heard echoes of the big bang?. The Guardian. 2014-03-14 [2014-03-14]. （原始内容存档于2018-01-18）. 
  17. ^ Carroll, Sean. Gravitational Waves in the Cosmic Microwave Background. S = k log W. Mar 16, 2014 [2014-03-23]. （原始内容存档于2014-03-23）. 
  18. ^ Ade, P.A.R. et al (BICEP2 Collaboration). Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2. Physical Review Letters. 19 June 2014, 112: 241101. arXiv:1403.3985  . doi:10.1103/PhysRevLett.112.241101. 
  19. ^ Overbye, Dennis. Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim. New York Times. 19 June 2014 [20 June 2014]. （原始内容存档于2014-06-22）. 
  20. ^ Amos, Jonathan. Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal. BBC News. 19 June 2014 [20 June 2014]. （原始内容存档于2014-06-21）. 
  21. ^ 存档副本. [2014-06-23]. （原始内容存档于2014-06-23）. 
  22. ^ Cho, Adrian. Curtain falls on controversial big bang result. Science. 2015-01-30 [2015-02-01]. （原始内容存档于2015-03-12）. 
  23. ^ 存档副本 (PDF). [2014-03-23]. （原始内容存档 (PDF)于2019-05-10）. 
检索自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=宇宙泛星系偏振背景成像&oldid=75380036”