BICEP e Keck Array - BICEP and Keck Array
 O conjunto de detectores BICEP2 sob um microscópio
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| Nomes alternativos | Imagem de fundo de polarização extragalática cósmica 
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| Parte de |
Estação do Pólo Sul Amundsen-Scott
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| Localizações) | Área do Tratado da Antártica |
| Coordenadas |
89 ° 59′59 ″ S 0 ° 00′00 ″ E / 89,999722 ° S 0 ° E Coordenadas: 89 ° 59′59 ″ S 0 ° 00′00 ″ E / 89,999722 ° S 0 ° E
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| Comprimento de onda | 95, 150, 220 GHz (3,2, 2,0, 1,4 mm) |
| Estilo telescópio |
Experimento radiação cósmica de fundo de rádio telescópio
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| Diâmetro | 0,25 m (9,8 pol.)
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| Local na rede Internet |
www
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  Localização de BICEP e Keck Array | |
 Mídia relacionada no Wikimedia Commons
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O BICEP ( Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization ) e o Keck Array são uma série de experimentos cósmicos de fundo em micro-ondas (CMB) . Eles visam medir a polarização da CMB; em particular, a medição do B -mode do CMB. Os experimentos tiveram cinco gerações de instrumentação, consistindo em BICEP1 (ou apenas BICEP ), BICEP2 , o Keck Array , BICEP3 e o BICEP Array . O Keck Array iniciou as observações em 2012 e o BICEP3 está totalmente operacional desde maio de 2016, com o BICEP Array começando a instalação em 2017/18.
Objetivo e colaboração
O objetivo do experimento BICEP é medir a polarização da radiação cósmica de fundo. Especificamente, visa medir os modos B ( componente curl ) da polarização do CMB. O BICEP opera da Antártica , na Estação do Pólo Sul Amundsen – Scott . Todos os três instrumentos mapearam a mesma parte do céu, em torno do Pólo Sul Celestial .
As instituições envolvidas nos vários instrumentos são Caltech , Cardiff University , University of Chicago , Harvard – Smithsonian Center for Astrophysics , Jet Propulsion Laboratory , CEA Grenoble (FR) , University of Minnesota e Stanford University (todos os experimentos); UC San Diego (BICEP1 e 2); Instituto Nacional de Padrões e Tecnologia (NIST), Universidade de British Columbia e Universidade de Toronto (BICEP2, Keck Array e BICEP3); e a Case Western Reserve University (Keck Array).
A série de experimentos começou no California Institute of Technology em 2002. Em colaboração com o Jet Propulsion Laboratory, os físicos Andrew Lange , Jamie Bock, Brian Keating e William Holzapfel iniciaram a construção do telescópio BICEP1 que foi implantado no Amundsen-Scott South Pole Station em 2005 para uma corrida de observação de três temporadas. Imediatamente após a implantação do BICEP1, a equipe, que agora incluía os bolsistas de pós-doutorado da Caltech, John Kovac e Chao-Lin Kuo, entre outros, começou a trabalhar no BICEP2. O telescópio permaneceu o mesmo, mas novos detectores foram inseridos no BICEP2 usando uma tecnologia completamente diferente: uma placa de circuito impresso no plano focal que poderia filtrar, processar, criar imagens e medir a radiação do fundo de micro-ondas cósmico. O BICEP2 foi implantado no Pólo Sul em 2009 para iniciar sua execução de observação de três temporadas, que resultou na detecção de polarização de modo B no fundo de micro-ondas cósmico.
BICEP1
O primeiro instrumento BICEP (conhecido durante o desenvolvimento como "telescópio de fundo de onda gravitacional Robinson") observou o céu a 100 e 150 GHz (comprimento de onda de 3 mm e 2 mm) com uma resolução angular de 1,0 e 0,7 graus . Ele tinha um conjunto de 98 detectores (50 a 100 GHz e 48 a 150 GHz), que eram sensíveis à polarização do CMB. Um par de detectores constitui um pixel sensível à polarização. O instrumento, um protótipo para instrumentos futuros, foi descrito pela primeira vez em Keating et al. 2003 e começou a observar em janeiro de 2006 e funcionou até o final de 2008.
BICEP2
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O instrumento de segunda geração foi o BICEP2. Apresentando um conjunto de bolômetro de sensor de borda de transição de plano focal (TES) bastante aprimorado de 512 sensores (256 pixels) operando a 150 GHz, este telescópio de abertura de 26 cm substituiu o instrumento BICEP1 e foi observado de 2010 a 2012.
Relatórios declararam em março de 2014 que BICEP2 detectou modos B de ondas gravitacionais no universo primordial (chamadas ondas gravitacionais primordiais ), um resultado relatado pelos quatro co-investigadores principais do BICEP2: John M. Kovac do Harvard-Smithsonian Center for Astrofísica; Chao-Lin Kuo da Universidade de Stanford ; Jamie Bock, do California Institute of Technology ; e Clem Pryke da Universidade de Minnesota .
Um anúncio foi feito em 17 de março de 2014 do Harvard – Smithsonian Center for Astrophysics . A detecção relatada foi de modos B ao nível de r =0,20+0,07
−0,05, desfavorecendo a hipótese nula ( r = 0 ) ao nível de 7 sigma (5,9 σ após subtração do primeiro plano). No entanto, em 19 de junho de 2014, foi relatada uma redução da confiança na confirmação dos resultados da inflação cósmica ; a versão aceita e revisada do documento de descoberta contém um apêndice discutindo a possível produção do sinal pela poeira cósmica . Em parte devido ao grande valor da razão entre tensor e escalar, que contradiz os limites dos dados do Planck , essa é considerada a explicação mais provável para o sinal detectado por muitos cientistas. Por exemplo, em 5 de junho de 2014, em uma conferência da American Astronomical Society , o astrônomo David Spergel argumentou que a polarização do modo B detectada pelo BICEP2 poderia ser o resultado da luz emitida pela poeira entre as estrelas em nossa galáxia, a Via Láctea .
Uma pré-impressão lançada pela equipe do Planck em setembro de 2014, eventualmente aceita em 2016, forneceu a medição mais precisa de poeira até o momento, concluindo que o sinal da poeira tem a mesma intensidade que o relatado pelo BICEP2. Em 30 de janeiro de 2015, uma análise conjunta dos dados do BICEP2 e do Planck foi publicada e a Agência Espacial Europeia anunciou que o sinal pode ser inteiramente atribuído à poeira na Via Láctea.
O BICEP2 combinou seus dados com o Keck Array e o Planck em uma análise conjunta. Uma publicação de março de 2015 na Physical Review Letters estabeleceu um limite na razão tensor-escalar de r <0,12 .
O caso BICEP2 é o assunto do livro de Brian Keating.
Matriz Keck
| Instrumento | Começar | Fim | Frequência | Resolução | Sensores (pixels) | Refs |
|---|---|---|---|---|---|---|
| BICEP | 2006 | 2008 | 100 GHz | 0,93 ° | 50 (25) | |
| 150 GHz | 0,60 ° | 48 (24) | ||||
| BICEP2 | 2010 | 2012 | 150 GHz | 0,52 ° | 500 (250) | |
| Matriz Keck | 2011 | 2011 | 150 GHz | 0,52 ° | 1488 (744) | |
| 2012 | 2012 | 2480 (1240) | ||||
| 2013 | 2018 | 1488 (744) | ||||
| 95 GHz | 0,7 ° | 992 (496) | ||||
| BICEP3 | 2015 | - | 95 GHz | 0,35 ° | 2560 (1280) |
Imediatamente próximo ao telescópio BICEP no edifício do Observatório Martin A. Pomerantz no Pólo Sul estava um telescópio não usado anteriormente ocupado pelo interferômetro de escala angular de graus . O Keck Array foi construído para aproveitar as vantagens dessa montagem de telescópio maior. Este projeto foi financiado por US $ 2,3 milhões da Fundação WM Keck , bem como financiamento da National Science Foundation , da Gordon and Betty Moore Foundation , da James and Nelly Kilroy Foundation e da Barzan Foundation. O projeto Keck Array foi originalmente liderado por Andrew Lange .
O Keck Array consiste em cinco polarímetros , cada um muito semelhante ao design do BICEP2, mas usando um refrigerador de tubo de pulso em vez de um grande dewar de armazenamento criogênico de hélio líquido .
Os três primeiros começaram as observações no verão austral de 2010-11; outros dois começaram a observar em 2012. Todos os receptores observados em 150 GHz até 2013, quando dois deles foram convertidos para observar em 100 GHz. Cada polarímetro consiste em um telescópio refrator (para minimizar a sistemática) resfriado por um resfriador de tubo de pulso a 4 K e uma matriz de plano focal de 512 sensores de borda de transição resfriados a 250 mK, dando um total de 2560 detectores, ou 1280 polarização dupla píxeis.
Em outubro de 2018, os primeiros resultados do Keck Array (combinados com os dados do BICEP2) foram anunciados, usando observações até e incluindo a temporada de 2015. Estes produziram um limite superior nos modos B cosmológicos de (nível de confiança de 95%), que se reduz a em combinação com os dados de Planck .
Em outubro de 2021, novos resultados foram anunciados (com nível de confiança de 95%) com base na temporada de observação BICEP / Keck 2018 combinada com dados de Planck e WMAP .
BICEP3
Depois que a matriz Keck foi concluída em 2012, não era mais econômico continuar a operar o BICEP2. No entanto, usando a mesma técnica do arranjo Keck para eliminar o grande dewar de hélio líquido , um telescópio muito maior foi instalado na montagem do telescópio BICEP original.
O BICEP3 consiste em um único telescópio com os mesmos 2560 detectores (observando a 95 GHz) que o arranjo Keck de cinco telescópios, mas uma abertura de 68 cm, fornecendo aproximadamente o dobro do rendimento ótico de todo o arranjo Keck. Uma consequência do grande plano focal é um campo de visão maior de 28 °, o que necessariamente significará a varredura de algumas partes do céu contaminadas em primeiro plano. Ele foi instalado (com configuração inicial) no poste em janeiro de 2015. Ele foi atualizado para a temporada de verão Austral 2015-2016 para uma configuração de detector de 2560 completa. BICEP3 também é um protótipo do array BICEP.
Matriz BICEP
O arranjo Keck está sendo sucedido pelo arranjo BICEP, que consiste em quatro telescópios semelhantes ao BICEP3 em uma montagem comum, operando a 30/40, 95, 150 e 220/270 GHz. A instalação começou entre as temporadas de observação de 2017 e 2018. Está programado para ser totalmente instalado até a temporada de observação de 2020.
De acordo com o site do projeto: "BICEP Array medirá o céu polarizado em cinco bandas de frequência para atingir uma sensibilidade máxima para a amplitude de IGW [ondas gravitacionais inflacionárias] de σ (r) <0,005" e "Esta medição será um teste definitivo de modelos de inflação lenta, que geralmente prevêem um sinal de onda gravitacional acima de aproximadamente 0,01. "
Veja também
- Cosmologia
- Inflação (cosmologia)
- LiteBIRD , projeto de pesquisa de polarização em modo B CMB baseado no espaço
- URSO POLAR