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 |
| 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 | |
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任务目的与团队组成
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]
- 所有实验：加州理工学院、卡迪夫大学、芝加哥大学、哈佛－史密松天体物理中心、喷气推进实验室、电子情报技术研究所（Laboratoire d'électronique des technologies de l'information）、明尼苏达大学、斯坦福大学。
- BICEP1、BICEP2：圣地亚哥加州大学。
- BICEP2、凯克阵列、BICEP3：国家标准技术研究所、英属哥伦比亚大学、多伦多大学。
- 凯克阵列：凯斯西储大学
| 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
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
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
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
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
注释
参考文献
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