BICEP ( Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization ) y el Keck Array son una serie de experimentos de fondo cósmico de microondas (CMB) . Su objetivo es medir la polarización del CMB; en particular, medir el modo B del CMB. Los experimentos han tenido cinco generaciones de instrumentación, que consisten en BICEP1 (o simplemente BICEP ), BICEP2 , el Keck Array , BICEP3 y el BICEP Array . El Keck Array comenzó a realizar observaciones en 2012 y BICEP3 ha estado en pleno funcionamiento desde mayo de 2016, y el BICEP Array comenzó a instalarse en 2017/18.
El propósito del experimento BICEP es medir la polarización del fondo cósmico de microondas. [5] En concreto, pretende medir los modos B (componente de rizo ) de la polarización del CMB. [6] BICEP opera desde la Antártida , en la estación del Polo Sur Amundsen-Scott . [5] Los tres instrumentos han cartografiado la misma parte del cielo, alrededor del polo sur celeste . [5] [7]
Las instituciones involucradas en los diversos instrumentos son Caltech , Cardiff University , University of Chicago , Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian , Jet Propulsion Laboratory , CEA Grenoble (FR) , University of Minnesota y Stanford University (todos los experimentos); UC San Diego (BICEP1 y 2); National Institute of Standards and Technology (NIST), University of British Columbia y University of Toronto (BICEP2, Keck Array y BICEP3); y Case Western Reserve University (Keck Array). [6] [8] [9] [10] [11]
La serie de experimentos comenzó en el Instituto de Tecnología de California en 2002. En colaboración con el Laboratorio de Propulsión a Chorro , los físicos Andrew Lange , Jamie Bock, Brian Keating y William Holzapfel comenzaron la construcción del telescopio BICEP1 que se desplegó en la Estación Amundsen-Scott del Polo Sur en 2005 para un período de observación de tres temporadas. [12] Inmediatamente después del despliegue de BICEP1, el equipo, que ahora incluía a los becarios postdoctorales de Caltech John Kovac y Chao-Lin Kuo, entre otros, comenzó a trabajar en BICEP2. El telescopio siguió siendo el mismo, pero se insertaron nuevos detectores en BICEP2 utilizando una tecnología completamente diferente: una placa de circuito impreso en el plano focal que podía filtrar, procesar, obtener imágenes y medir la radiación del fondo cósmico de microondas. BICEP2 se desplegó en el Polo Sur en 2009 para comenzar su período de observación de tres temporadas que arrojó la detección de polarización en modo B en el fondo cósmico de microondas.
El primer instrumento BICEP (conocido durante su desarrollo como el "telescopio Robinson de ondas gravitacionales de fondo") observó el cielo a 100 y 150 GHz (longitud de onda de 3 mm y 2 mm) con una resolución angular de 1,0 y 0,7 grados . Tenía una matriz de 98 detectores (50 a 100 GHz y 48 a 150 GHz), que eran sensibles a la polarización del CMB. [5] Un par de detectores constituye un píxel sensible a la polarización. El instrumento, un prototipo para futuros instrumentos, fue descrito por primera vez en Keating et al. 2003 [13] y comenzó a observar en enero de 2006 [6] y funcionó hasta finales de 2008. [5]
El instrumento de segunda generación fue BICEP2. [14] Con un conjunto de bolómetros de sensor de borde de transición de plano focal (TES) muy mejorado de 512 sensores (256 píxeles) que operan a 150 GHz, este telescopio de 26 cm de apertura reemplazó al instrumento BICEP1 y observó desde 2010 hasta 2012. [15] [16]
En marzo de 2014 se informó de que BICEP2 había detectado modos B de ondas gravitacionales en el universo temprano (llamadas ondas gravitacionales primordiales ), un resultado informado por los cuatro investigadores principales de BICEP2: John M. Kovac del Centro de Astrofísica de Harvard y Smithsonian ; Chao-Lin Kuo de la Universidad de Stanford ; Jamie Bock del Instituto de Tecnología de California ; y Clem Pryke de la Universidad de Minnesota .
El 17 de marzo de 2014, el Centro de Astrofísica de Harvard y Smithsonian anunció lo siguiente : [1] [2] [3] [4] [17] La detección informada fue de modos B en el nivel de r =0,20+0,07
−0,05, desfavoreciendo la hipótesis nula ( r = 0 ) al nivel de 7 sigma (5,9 σ después de la resta del primer plano). [15] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó una menor confianza en la confirmación de los hallazgos de inflación cósmica ; [18] [19] la versión aceptada y revisada del artículo de descubrimiento contiene un apéndice que analiza la posible producción de la señal por el polvo cósmico . [15] En parte debido al gran valor de la relación tensor a escalar, que contradice los límites de los datos de Planck , [20] muchos científicos consideran que esta es la explicación más probable para la señal detectada. Por ejemplo, el 5 de junio de 2014 en una conferencia de la Sociedad Astronómica Estadounidense , el astrónomo David Spergel argumentó que la polarización del modo B detectada por BICEP2 podría ser en cambio el resultado de la luz emitida por el polvo entre las estrellas en nuestra galaxia, la Vía Láctea . [21]
Una preimpresión publicada por el equipo de Planck en septiembre de 2014, finalmente aceptada en 2016, proporcionó la medición más precisa hasta el momento del polvo, concluyendo que la señal del polvo tiene la misma intensidad que la informada por BICEP2. [22] [23] El 30 de enero de 2015, se publicó un análisis conjunto de los datos de BICEP2 y Planck y la Agencia Espacial Europea anunció que la señal se puede atribuir completamente al polvo de la Vía Láctea. [24]
BICEP2 ha combinado sus datos con los de Keck Array y Planck en un análisis conjunto. [25] Una publicación de marzo de 2015 en Physical Review Letters estableció un límite en la relación tensor-escalar de r < 0,12 .
El asunto BICEP2 es el tema de un libro de Brian Keating .
Inmediatamente al lado del telescopio BICEP en el edificio del Observatorio Martin A. Pomerantz en el Polo Sur había una montura de telescopio sin usar que anteriormente estaba ocupada por el Interferómetro de Escala Angular de Grados . [28] El Keck Array fue construido para aprovechar esta montura de telescopio más grande. Este proyecto fue financiado con $2.3 millones de la Fundación WM Keck , así como con fondos de la Fundación Nacional de Ciencias , la Fundación Gordon y Betty Moore , la Fundación James y Nelly Kilroy y la Fundación Barzan. [6] El proyecto Keck Array fue dirigido originalmente por Andrew Lange . [6]
El conjunto Keck consta de cinco polarímetros , cada uno muy similar al diseño del BICEP2, pero que utiliza un refrigerador de tubo de pulso en lugar de un gran recipiente criogénico de almacenamiento de helio líquido .
Los tres primeros comenzaron a realizar observaciones en el verano austral de 2010-11; otros dos comenzaron a realizar observaciones en 2012. Todos los receptores observaron a 150 GHz hasta 2013, cuando dos de ellos fueron convertidos para observar a 100 GHz. [26] Cada polarímetro consta de un telescopio refractor (para minimizar la sistemática) enfriado por un enfriador de tubo de pulso a 4 K, y un conjunto de plano focal de 512 sensores de borde de transición enfriados a 250 mK, lo que da un total de 2560 detectores, o 1280 píxeles de polarización dual. [7]
En octubre de 2018 se anunciaron los primeros resultados del Keck Array (combinados con datos de BICEP2), utilizando observaciones hasta la temporada 2015 inclusive. Estos arrojaron un límite superior para los modos B cosmológicos de (nivel de confianza del 95 %), que se reduce a en combinación con los datos de Planck . [29]
En octubre de 2021, se anunciaron nuevos resultados que se basan (con un nivel de confianza del 95 %) en la temporada de observación BICEP/Keck 2018 combinada con datos de Planck y WMAP . [30] [31]
Una vez que se completó el conjunto Keck en 2012, ya no era rentable seguir utilizando BICEP2. Sin embargo, utilizando la misma técnica que en el conjunto Keck para eliminar el gran recipiente de helio líquido , se ha instalado un telescopio mucho más grande en la montura original del telescopio BICEP.
BICEP3 consiste en un solo telescopio con los mismos 2560 detectores (observando a 95 GHz) que el conjunto de cinco telescopios Keck, pero con una apertura de 68 cm [32] , lo que proporciona aproximadamente el doble del rendimiento óptico de todo el conjunto Keck. Una consecuencia del gran plano focal es un campo de visión más grande de 28° [33] , lo que necesariamente significará escanear algunas partes del cielo contaminadas por el primer plano. Se instaló (con configuración inicial) en el polo en enero de 2015. [27] [34] Se actualizó para la temporada de verano austral 2015-2016 a una configuración completa de 2560 detectores. BICEP3 también es un prototipo para el conjunto BICEP. [35]
El conjunto Keck será reemplazado por el conjunto BICEP, que consta de cuatro telescopios similares a BICEP3 en una montura común, que operan a 30/40, 95, 150 y 220/270 GHz. [36] La instalación comenzó entre las temporadas de observación de 2017 y 2018. Está previsto que esté completamente instalado para la temporada de observación de 2020. [37] [38]
Según el sitio web del proyecto: "BICEP Array medirá el cielo polarizado en cinco bandas de frecuencia para alcanzar una sensibilidad máxima a la amplitud de IGW [ondas gravitacionales inflacionarias] de σ(r) < 0,005" y "Esta medición será una prueba definitiva de los modelos de inflación de movimiento lento, que generalmente predicen una señal de onda gravitacional por encima de aproximadamente 0,01". [37]
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