BICEP ( Imagen de fondo de polarización extragaláctica cósmica ) y Keck Array son una serie de experimentos de fondo cósmico de microondas (CMB) . Su objetivo es medir la polarización del CMB; en particular, la medición de la B -mode de la CMB. Los experimentos han tenido cinco generaciones de instrumentación, que consisten en BICEP1 (o simplemente BICEP ), BICEP2 , Keck Array , BICEP3 y BICEP Array. El Keck Array comenzó a realizar observaciones en 2012 y BICEP3 ha estado en pleno funcionamiento desde mayo de 2016, y el BICEP Array comenzó a instalarse en 2017/18.
Nombres alternativos | Imágenes de fondo de la polarización extragaláctica cósmica |
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Parte de | Estación Amundsen – Scott South Pole |
Ubicación (es) | Área del Tratado Antártico |
Coordenadas | 89 ° 59′59 ″ S 0 ° 00′00 ″ E / 89.999722 ° S 0 ° ECoordenadas : 89 ° 59′59 ″ S 0 ° 00′00 ″ E / 89.999722 ° S 0 ° E |
Longitud de onda | 95, 150, 220 GHz (3,2, 2,0, 1,4 mm) |
Estilo telescopio | experimento de fondo de microondas cósmico radiotelescopio |
Diámetro | 0,25 m (9,8 pulgadas) |
Sitio web | www |
Medios relacionados en Wikimedia Commons | |
Objeto y colaboración
El propósito del experimento BICEP es medir la polarización del fondo cósmico de microondas. [5] Específicamente, tiene como objetivo medir los modos B ( componente de rizo ) de la polarización del CMB. [6] BICEP opera desde la Antártida , en la estación Amundsen-Scott del Polo Sur . [5] Los tres instrumentos han cartografiado la misma parte del cielo, alrededor del Polo Sur Celeste . [5] [7]
Las instituciones involucradas en los diversos instrumentos son Caltech , Cardiff University , University of Chicago , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , Jet Propulsion Laboratory , CEA Grenoble (FR) , University of Minnesota y Stanford University (todos experimentos); UC San Diego (BICEP1 y 2); Instituto Nacional de Estándares y Tecnología (NIST), Universidad de Columbia Británica y Universidad de Toronto (BICEP2, Keck Array y BICEP3); y la Universidad Case Western Reserve (Keck Array). [6] [8] [9] [10] [11]
La serie de experimentos comenzó en el Instituto de Tecnología de California en 2002. En colaboración con el Laboratorio de Propulsión a Chorro, los físicos Andrew Lange , Jamie Bock, Brian Keating y William Holzapfel comenzaron la construcción del telescopio BICEP1 que se desplegó en Amundsen-Scott South Pole Station en 2005 para una carrera de observación de tres temporadas. [12] Inmediatamente después del despliegue de BICEP1, el equipo, que ahora incluía a los becarios postdoctorales de Caltech John Kovac y Chao-Lin Kuo, entre otros, comenzó a trabajar en BICEP2. El telescopio siguió siendo el mismo, pero se insertaron nuevos detectores en BICEP2 utilizando una tecnología completamente diferente: una placa de circuito impreso en el plano focal que podía filtrar, procesar, generar imágenes y medir la radiación del fondo cósmico de microondas. BICEP2 se desplegó en el Polo Sur en 2009 para comenzar su ejecución de observación de tres temporadas que arrojó la detección de polarización en modo B en el fondo cósmico de microondas.
BICEP1
El primer instrumento BICEP (conocido durante el desarrollo como el "telescopio de fondo de ondas gravitacionales Robinson") observó el cielo a 100 y 150 GHz (3 mm y 2 mm de longitud de onda) con una resolución angular de 1,0 y 0,7 grados . Tenía una matriz de 98 detectores (50 a 100 GHz y 48 a 150 GHz), que eran sensibles a la polarización del CMB. [5] Un par de detectores constituye un píxel sensible a la polarización. El instrumento, un prototipo para futuros instrumentos, fue descrito por primera vez en Keating et al. 2003 [13] y comenzó a observar en enero de 2006 [6] y se prolongó hasta finales de 2008. [5]
BICEP2
El instrumento de segunda generación fue BICEP2. [14] Con un conjunto de bolómetros de sensor de borde de transición de plano focal (TES) muy mejorado de 512 sensores (256 píxeles) que operan a 150 GHz, este telescopio de 26 cm de apertura reemplazó al instrumento BICEP1 y se observó de 2010 a 2012. [15] [dieciséis]
Los informes indicaron en marzo de 2014 que BICEP2 había detectado modos B de ondas gravitacionales en el universo temprano (llamadas ondas gravitacionales primordiales ), un resultado informado por los cuatro investigadores co-principales de BICEP2: John M. Kovac del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica; Chao-Lin Kuo de la Universidad de Stanford ; Jamie Bock del Instituto de Tecnología de California ; y Clem Pryke de la Universidad de Minnesota .
El 17 de marzo de 2014 se hizo un anuncio del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica . [1] [2] [3] [4] [17] La detección informada fue de modos B al nivel de r =0,20+0,07
−0,05, desfavoreciendo la hipótesis nula ( r = 0 ) al nivel de 7 sigma (5,9 σ después de la resta de primer plano). [15] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó de una disminución de la confianza en la confirmación de los resultados de la inflación cósmica ; [18] [19] la versión aceptada y revisada del documento de descubrimiento contiene un apéndice que discute la posible producción de la señal por el polvo cósmico . [15] En parte debido al gran valor de la relación entre el tensor y el escalar, que contradice los límites de los datos de Planck , [20] muchos científicos consideran que esta es la explicación más probable de la señal detectada. Por ejemplo, el 5 de junio de 2014 en una conferencia de la Sociedad Astronómica Estadounidense , el astrónomo David Spergel argumentó que la polarización en modo B detectada por BICEP2 podría ser el resultado de la luz emitida por el polvo entre las estrellas en nuestra galaxia, la Vía Láctea . [21]
Una preimpresión publicada por el equipo de Planck en septiembre de 2014, finalmente aceptada en 2016, proporcionó la medición más precisa hasta ahora del polvo, y concluyó que la señal del polvo tiene la misma intensidad que la informada por BICEP2. [22] [23] El 30 de enero de 2015, se publicó un análisis conjunto de los datos de BICEP2 y Planck y la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse por completo al polvo de la Vía Láctea. [24]
BICEP2 ha combinado sus datos con Keck Array y Planck en un análisis conjunto. [25] Una publicación de marzo de 2015 en Physical Review Letters estableció un límite en la relación tensor-escalar de r <0,12 .
El asunto BICEP2 constituye el tema del libro de Brian Keating. [26]
Matriz de Keck
Instrumento | Comienzo | Final | Frecuencia | Resolución | Sensores (píxeles) | Refs |
---|---|---|---|---|---|---|
BICEP | 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] |
Matriz de Keck | 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) | ||||
BICEP3 | 2015 | - | 95 GHz | 0,35 ° | 2560 (1280) | [28] |
Inmediatamente al lado del telescopio BICEP en el edificio del Observatorio Martin A. Pomerantz en el Polo Sur había una montura de telescopio sin usar previamente ocupada por el Interferómetro de Escala Angular de Grados . [29] El Keck Array fue construido para aprovechar esta montura de telescopio más grande. Este proyecto fue financiado con $ 2,3 millones de la Fundación WM Keck , así como fondos de la Fundación Nacional de Ciencias , la Fundación Gordon y Betty Moore , la Fundación James y Nelly Kilroy y la Fundación Barzan. [6] El proyecto Keck Array fue dirigido originalmente por Andrew Lange . [6]
El Keck Array consta de cinco polarímetros , cada uno muy similar al diseño de BICEP2, pero que utiliza un refrigerador de tubo de pulso en lugar de un gran depósito criogénico de helio líquido .
Las primeras tres comenzaron a observarse en el verano austral de 2010-11; otros dos comenzaron a observar en 2012. Todos los receptores observaron a 150 GHz hasta 2013, cuando dos de ellos se convirtieron para observar a 100 GHz. [27] Cada polarímetro consta de un telescopio refractor (para minimizar la sistemática) enfriado por un tubo de pulso enfriador a 4 K, y una matriz de plano focal de 512 sensores de borde de transición enfriados a 250 mK, lo que da un total de 2560 detectores, o 1280 píxeles de doble polarización. [7]
En octubre de 2018, se anunciaron los primeros resultados de Keck Array (combinados con los datos de BICEP2), utilizando observaciones hasta la temporada 2015 inclusive. Estos produjeron un límite superior en los modos B cosmológicos de (Nivel de confianza del 95%), que se reduce a en combinación con los datos de Planck . [30]
BICEP3
Una vez que se completó la matriz Keck en 2012, ya no era rentable continuar operando BICEP2. Sin embargo, utilizando la misma técnica que la matriz Keck para eliminar el gran helio líquido dewar , se ha instalado un telescopio mucho más grande en la montura del telescopio BICEP original.
BICEP3 consta de un solo telescopio con los mismos 2560 detectores (observando a 95 GHz) que el conjunto Keck de cinco telescopios, pero una apertura de 68 cm, [31] que proporciona aproximadamente el doble del rendimiento óptico de todo el conjunto Keck. Una consecuencia del gran plano focal es un campo de visión más grande de 28 °, [32] que necesariamente significará escanear algunas partes del cielo contaminadas en primer plano. Se instaló (con la configuración inicial) en el poste en enero de 2015. [28] [33] Se actualizó para la temporada de verano austral 2015-2016 a una configuración completa de detectores 2560. BICEP3 también es un prototipo de BICEP Array. [34]
Matriz BICEP
La matriz Keck está siendo reemplazada por la matriz BICEP, que consta de cuatro telescopios similares a BICEP3 en una montura común, que operan a 30/40, 95, 150 y 220/270 GHz. [35] La instalación comenzó entre las temporadas de observación de 2017 y 2018. Está programado que esté completamente instalado para la temporada de observación de 2020. [36] [37]
Según el sitio web del proyecto: "BICEP Array medirá el cielo polarizado en cinco bandas de frecuencia para alcanzar una sensibilidad máxima a la amplitud de IGW [ondas gravitacionales inflacionarias] de σ (r) <0.005" y "Esta medición será una prueba definitiva de los modelos de inflación de rollo lento, que generalmente predicen una señal de onda gravitacional por encima de aproximadamente 0,01 ". [36]
Ver también
- Cosmología
- Inflación (cosmología)
- LiteBIRD , proyecto de búsqueda de polarización en modo B CMB basado en el espacio
- OSO POLAR
Referencias
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enlaces externos
- BICEP2 invernal (2009-2012) Steffen Richter (9 inviernos en el Polo Sur).
- Keck winter-over (2010-actual) Robert Schwarz (12 inviernos en el Polo Sur).