維基百科

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，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BICEP1、BICEP2與凱克陣列（簡稱BICEP2）、BICEP3。第三代望遠鏡BICEP3正在興建，預計於2014年暑期竣工。

宇宙泛星系偏振背景成像（BICEP）
用顯微鏡檢視BICEP2探測器陣列。
基本資料
位置南極
座標89°59′59″S 0°00′00″E / 89.999722°S 0°E / -89.999722; 0
望遠鏡型式射電望遠鏡
口徑0.25 米
哈佛－史密松天體物理中心
共享資源頁面 維基共享資源

任務目的與團隊組成

 
緊接著大爆炸就發生的宇宙暴脹是超光速的空間膨脹，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

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 度。 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

 
位於阿蒙森-斯科特南極站的暗區實驗室（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－史密松天體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]為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

 
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

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

 
維基共享資源上的相關多媒體資源：宇宙泛星系偏振背景成像

註釋

  1. ^ 張量-標量比率 以公式定義為
     ；
    其中， 是引力波微擾（張量）的幅度， 是密度微擾（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

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Staff. BICEP2 2014 Results Release. National Science Foundation. 17 March 2014 [18 March 2014]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於2018-06-14）. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 BICEP: Robinson Gravitational Wave Background Telescope. Caltech. [2014-03-13]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於2012-03-02）. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 Instrument - Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始內容存檔於2014-03-11）. 
  7. ^ BICEP1 Collaboration. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始內容存檔於2019-05-08）. 
  8. ^ Collaboration - BICEP2 South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始內容存檔於2019-05-09）. 
  9. ^ Collaboration - Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始內容存檔於2019-05-08）. 
  10. ^ BICEP3 Collaboration. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始內容存檔於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]. （原始內容 (PDF)存檔於2014-03-17）. 
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始內容存檔於2019-05-09）. 
  13. ^ 13.0 13.1 BICEP3. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始內容存檔於2019-05-08）. 
  14. ^ The BICEP2 CMB polarization experiment 7741. Proceedings of SPIE: 11. 2010 [2014-03-22]. doi:10.1117/12.857864. （原始內容存檔於2018-09-01）. 
  15. ^ The BICEP2 Collaboration. BICEP2 2014 II: Experiment and Three-year Data Set (PDF). 2014 [2014-03-22]. （原始內容 (PDF)存檔於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]. （原始內容存檔於2018-01-18）. 
  17. ^ Carroll, Sean. Gravitational Waves in the Cosmic Microwave Background. S = k log W. Mar 16, 2014 [2014-03-23]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於2014-06-22）. 
  20. ^ Amos, Jonathan. Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal. BBC News. 19 June 2014 [20 June 2014]. （原始內容存檔於2014-06-21）. 
  21. ^ 存档副本. [2014-06-23]. （原始內容存檔於2014-06-23）. 
  22. ^ Cho, Adrian. Curtain falls on controversial big bang result. Science. 2015-01-30 [2015-02-01]. （原始內容存檔於2015-03-12）. 
  23. ^ 存档副本 (PDF). [2014-03-23]. （原始內容存檔 (PDF)於2019-05-10）. 
取自「https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=宇宙泛星系偏振背景成像&oldid=75380036」