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宇宙泛星系偏振背景成像

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宇宙泛星系偏振背景成像(BICEP)
PIA17993-DetectorsForInfantUniverseStudies-20140317.jpg
用顯微鏡檢視BICEP2探測器陣列。
位置: 南極
望遠鏡類型: 射電望遠鏡
網址: 哈佛-史密松天体物理中心

宇宙泛星系偏振背景成像英文Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization縮寫BICEP)是一系列宇宙微波背景實驗,專注於測量宇宙微波背景輻射的偏振,特別是B模偏振。該系列實驗所使用的望遠鏡分為三代,分別為BICEP1BICEP2凱克陣列(簡稱BICEP2)、BICEP3。第三代望遠鏡BICEP3正在興建,預計於2014年暑期竣工。

任務目的與團隊組成[编辑]

緊接著大爆炸就發生的宇宙暴脹超光速的空間膨脹,因此可能會產生可觀測到的引力波[1][2][3]

BICEP實驗的目的主要是測量宇宙微波背景的偏振輻射,[4]特別是B模偏振。[5]BICEP實驗室位於阿蒙森-斯科特南極站。經過多年作業,它的各種儀器已詳細勘測在南天極附近的天空。[4][6]

操作實驗的各個團隊來自於以下研究機構:[7][8][9][10][5]

BICEP望遠鏡的主要性質
望遠鏡 開始 結束 頻率 分辨率 傳感器(像素) 參考來源
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]
凱克陣列 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望遠鏡觀察天空中波頻分別為100、150 GHz(波長分別為3 mm與2 mm)的微波角分辨率分別為1.0、0.7 。 它的陣列由98個探測器組成,其中50個為100 GHz,另外48個為150 GHz。它們都可以觀察到宇宙微波背景的偏振輻射;每一個觀察偏振輻射的像素由一對探測器構成。這台望遠鏡是未來更具功能的望遠鏡的雛型;2006年1月開始運轉,直到2008年底除役為止。[5][4]

BICEP2[编辑]

位於阿蒙森-斯科特南極站暗區實驗室(dark sector laboratory,DSL);左邊是南極望遠鏡,右邊BICEP2望遠鏡。

第二代BICEP望遠鏡的特色是大幅改良的焦平面陣列(focal plane array);這陣列含有512個傳感器(256像素),每一個傳感器都是輻射熱測量計;它觀察波頻為150 GHz的微波。這台孔徑為26cm的望遠鏡取代了BICEP1望遠鏡;它運作於2010年至2012年之間。[14] [11][15]

2014年3月17日,哈佛-史密松天体物理中心發言人報告,BICEP2望遠鏡探測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]張量-標量比率[註 1]r = 0.20+0.07
−0.05
,不支持零假設r = 0),統計顯著性為7個標準差(減除前景貢獻後,5.9個標準差)。[11]

可是,BICEP2團隊於6月19日在《物理評論快報》發佈的論文承認,觀測到的信號可能大部分是由銀河系塵埃的前景效應造成的,對於這結果的正確性持保留態度。[18][19][20]必須要等到十月份普朗克數據分析結果發佈之後,才可做定論。[21]。2015年1月30日,研究團隊承認對於資料的判讀錯誤,觀測到的信號無法排除掉銀河系輻射塵埃的影響,不足以證實這項結果就是早期宇宙的引力波所形成的B模偏振。[22]

凱克陣列[编辑]

位於馬丁‧龐漠讓斯天文台的凱克陣列。

在BICEP望遠鏡附近的馬丁‧龐漠讓斯天文台(Martin Pomeranz Observatory),有一個先前安裝了度角尺度干涉儀的望遠鏡架,但自從度角尺度干涉儀除役後,就空著未被使用。凱克陣列就是建造在這個較大尺寸的望遠鏡架。

凱克陣列由五個探測器組成,每一個探測器的設計都與BICEP2類似,但採用脈管製冷機(pulse tube refrigerator)技術,而不是使用大型液態氦低溫貯存杜瓦瓶(cryogenic storage dewar)。

最早運作的三個探測器在2010至2011年的南半球夏季開始進行觀察。另外兩個在2012年開始觀察。直到2013年為止,所有探測器的操作波頻都在150 GHz;2013年,其中兩個探測器的操作波頻改為100 GHz的微波。[12]每一個探測器裏面有一個折射望遠鏡,維持在4 K低溫,以及一個焦平面陣列;該陣列含有512個傳感器(256像素),每一個傳感器都是維持在250 mK低溫的輻射熱測量計。凱克陣列總共有2560個傳感器。[6]

這項計畫的2,300,000美元經費來自於威廉‧凱克基金(W. M. Keck Foundation)和國家科學基金會等機構。[5]

BICEP3[编辑]

在2012年凱克陣列建成後,繼續運作BICEP2已不再合乎經濟價值。空置的BICEP望遠鏡架上正在建造一個功能更為強大的BICEP3望遠鏡。它採用用於凱克陣列的嶄新科技,不再倚賴大型液態氦杜瓦瓶來製冷。

BICEP3望遠鏡將由一個單獨望遠鏡組成,與包含5個望遠鏡的凱克陣列內嵌同樣的2560個探測器,操作頻率為95 GHz。望遠鏡的孔徑為55 cm,能夠給出的數據吞吐量大約是整個凱克陣列的兩倍。[23]缺點在於,較大的焦平面意味著較寬廣的視場(26°),天空中較為「骯髒」的部分也會進入望遠鏡視場之內。預計BICEP3將於2014至2015年南半球夏季正式開始運作。[13]

參閱[编辑]

註釋[编辑]

  1. ^ 張量-標量比率r以公式定義為
    r=A_t/A_s
    其中,A_t引力波微擾(張量)的幅度,A_s密度微擾(標量)的幅度。 宇宙暴脹會產生兩種微擾。一種是暴脹場微擾,它會造成密度微擾,是一種標量微擾。另一種是引力場微擾,是一種張量微擾。密度微擾會造成E模偏振,而引力場微擾會造成B模偏振。因此張量-標量比率是個很重要的物理量。[17]

參考文獻[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Staff. BICEP2 2014 Results Release. National Science Foundation. 17 March 2014 [18 March 2014]. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 Clavin, Whitney. NASA Technology Views Birth of the Universe. NASA. 17 March 2014 [17 March 2014]. 
  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]. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 BICEP: Robinson Gravitational Wave Background Telescope. Caltech. [2014-03-13]. 
  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. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 Instrument - Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. 
  7. ^ BICEP1 Collaboration. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. 
  8. ^ Collaboration - BICEP2 South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. 
  9. ^ Collaboration - Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. 
  10. ^ BICEP3 Collaboration. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. 
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 The BICEP2 Collaboration. BICEP2 2014 I: Detection of B-mode Polarization at Degree Angular Scales. 2014. 
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. 
  13. ^ 13.0 13.1 BICEP3. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. 
  14. ^ The BICEP2 CMB polarization experiment 7741. Proceedings of SPIE. 11. 2010. doi:10.1117/12.857864. 
  15. ^ The BICEP2 Collaboration. BICEP2 2014 II: Experiment and Three-year Data Set. 2014. 
  16. ^ 16.0 16.1 Gravitational waves: have US scientists heard echoes of the big bang?. The Guardian. 2014-03-14 [2014-03-14]. 
  17. ^ Carroll, Sean. Gravitational Waves in the Cosmic Microwave Background. S = k log W. Mar. 16, 2014. 
  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]. 
  20. ^ Amos, Jonathan. Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal. BBC News. 19 June 2014 [20 June 2014]. 
  21. ^ [1]
  22. ^ Cho, Adrian. Curtain falls on controversial big bang result. Science. 01-30-2015. 
  23. ^ http://vietnam.in2p3.fr/2013/Cosmology/transparencies/HienNguyen.pdf