Loading AI tools
З Вікіпедії, вільної енциклопедії
BICEP і Масив Кека (англ. Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization, «фотографування фонової космічної позагалактичної поляризації») — серія експериментів з дослідження реліктового випромінювання. Вони спрямовані на вимірювання поляризації реліктового випромінювання[1][2] і, зокрема, вимірювання B-моди реліктового випромінювання. Експерименти включали п’ять поколінь приладів: BICEP1 (або просто BICEP), BICEP2, Масив Кека, BICEP3 та Масив BICEP. Всі вони працюють з Антарктиди, зі станції Амундсен-Скотт на Південному полюсі[1], досліджуючи одну й ту саму частину неба навколо південного небесного полюса[1][3].
Частина від | Амундсен-Скотт |
---|---|
Розташування | Антарктида |
Координати | 89°59′58″ пд. ш. 0°00′00″ сх. д. |
Стиль телескопа | радіотелескоп для реліктового випромінювання |
Вебсайт | cfa.harvard.edu/CMB/keckarray/ |
BICEP у Вікісховищі |
Установи, залучені до різних приладів[2][8][9][10][11]:
Серія експериментів почалася в Каліфорнійському технологічному інституті в 2002 році, коли у співпраці з Лабораторією реактивного руху фізики Ендрю Ланге[en], Джеймі Бок, Браян Кітінг[en] і Вільям Гольцапфель розпочали роботу над телескопом BICEP1[12], який під час розробки називався Робінсонівський телескоп фонових гравітаційних хвиль (англ. Robinson gravitational wave background telescope)[1]. Інструмент був вперше описаний у статті 2003 року[13], почав спостереження в січні 2006 року[2] і завершив їх в кінці 2008 року[1].
BICEP1 спостерігав небо на частотах 100 і 150 ГГц (довжина хвилі 3 і 2 мм) з роздільною здатністю 1,0 і 0,7 градусів відповідно. Він мав масив із 98 детекторів (50 на 100 ГГц і 48 на 150 ГГц) для вимірювання поляризації реліктового випромінювання[1] - кожна пара детекторів складала один чутливий до поляризації піксель.
Інструментом другого покоління був BICEP2[14]. Він складався з 512 датчиків (256 пікселів), що працювали на частоті 150 ГГц (довжина хвилі 26 см). Він замінив собою інструмент BICEP1 і спостерігав з 2010 по 2012 рік[15][16].
17 березня 2014 року Гарвард-Смітсонівським астрофізичним центром було оголошено, що BICEP2 виявив B-моди гравітаційних хвиль у ранньому Всесвіті (так звані первісні гравітаційні хвилі)[4][5][6][7][17]. Повідомлялося про виявлення B-мод на рівні r = 0.20+0.07
−0.05, що відхиляло нульову гіпотезу (r = 0) на рівні 7 сигма (5,9 σ після віднімання фонового випромінювання)[15]. Однак 19 червня 2014 року було повідомлено про зниження рівня довіри до цього результату[18][19]. Перевірена та прийнята до друку стаття з оголошенням про відкриття містила додаток, в якому обговорювався можливий вплив на сигнал з боку космічного пилу[15]. Через неузгодженість знайденої поляризації з даними космічного телескопу Планк[20] інші науковці (наприклад, Девід Сперджел) припускали, що саме космічний пил є найбільш імовірним поясненням виявленого сигналу[21].
Препринт, опублікований командою Планк у вересні 2014 року і прийнятий до друку у 2016 році, надав найточніші вимірювання сигналу від пилу і дійшов висновку, що сигнал від пилу має таку саму силу, як і сигнал, отриманий командою BICEP2[22][23]. 30 січня 2015 року було опубліковано спільний аналіз даних BICEP2 і Planck, і Європейське космічне агентство оголосило, що сигнал можна повністю віднести до пилу в Чумацькому Шляху[24]. BICEP2 об’єднав свої дані з Масивом Кека і Планком у спільному аналізі. Публікація в Physical Review Letters у березні 2015 року встановила обмеження на відношення тензора до скаляра r < 0.12[25]
Інструмент | Рік закінчення |
Частота | Роздільна здатність |
Датчиків (пікселів) |
Посилання |
---|---|---|---|---|---|
BICEP1 | 2008 | 100 ГГц | 0,93° | 50 (25) | [1][2] |
150 ГГц | 0,60° | 48 (24) | [1] | ||
BICEP2 | 2012 | 150 ГГц | 0,52° | 500 (250) | [15] |
Масив Кека | 2011 | 150 ГГц | 0,52° | 1488 (744) | [3][26] |
2012 | 2480 (1240) | ||||
2018 | 1488 (744) | [26] | |||
95 ГГц | 0,7° | 992 (496) | |||
BICEP3 | — | 95 ГГц | 0,35° | 2560 (1280) | [27] |
Безпосередньо поруч із телескопом BICEP у будівлі обсерваторії Мартіна Померанца на Південному полюсі була невикористана телескопічна опора, яка раніше була зайнята інтерферометром DASI[28]. Масив Кека був створений, щоб скористатися перевагами цього більшого кріплення телескопа. Цей проєкт було профінансовано сумою 2,3 мільйона доларів від Фонду Кека[en], а також від Національного наукового фонду, Фонду Гордона і Бетті Мур[en], Фонду Джеймса і Неллі Кілрой та Фонду Барзана[2]. Проєкт спочатку очолював Ендрю Ланге[en][2].
Масив Кека складається з п’яти поляриметрів. Перші три почали спостереження австралійським літом 2010–11 року, а в 2012 році додалися ще два. Спочатку всі поляриметри спостерігали на 150 ГГц, але 2013 року два з них були переведені на частоту 100 ГГц. Кожен поляриметр містить з рефракторний телескоп, охолоджуваний до 4 К охолоджувачем із імпульсною трубкою, і 512 датчиків, розташованих у фокальній площині та охолоджуваних до 250 мК. Таким чином, весь масив загалом містить 2560 детекторів, тобто 1280 пікселів для вимірювання поляризації[3].
У жовтні 2018 року було оголошено перші результати масиву Кека (у поєднанні з даними BICEP2), отримані на основі спостережень до сезону 2015 року включно. Це дало верхню межу космологічних B-мод на рівні (рівень довіри 95%), а включення даних космічного телескопа Планк знижувало межу до [29]. У жовтні 2021 року було оголошено про надання нових результатів (на рівні достовірності 95%) на основі сезону спостережень BICEP/Keck 2018 у поєднанні з даними Planck і WMAP[30][31].
Після завершення будівництва масиву Keck у 2012 році продовжувати експлуатацію BICEP2 було нерентабельно. Натомість на тому ж кріпленні було встановлено новий, значно більший телескоп BICEP3.
Він проводить спостереження на частоті 95 ГГц, містить 2560 детекторів (стільки ж, як всі 5 телескопів решітки Кека разом узяті), і має діаметр 68 см[32], забезпечуючи приблизно вдвічі збиральну площу, ніж весь масив Кека[33]. Він був встановлений в січні 2015 року[34]. BICEP3 став прототипом масиву BICEP[35].
На зміну Масиву Кека приходить Масив BICEP, який складається з чотирьох телескопів, схожих на BICEP3, на спільному кріпленні, що працюють на частотах 30/40, 95, 150 і 220/270 ГГц[36]. Монтаж почався між сезонами спостережень 2017 і 2018 років і має бути завершений до сезону 2020 року[37][38].
Очікується, що він виміряє поляризазію реліктового випромінбвання на рівні σ < 0,005[37].
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.