BICEP ( Imagen de fondo de polarización extragaláctica cósmica ) y Keck Array son una serie de experimentos de fondo cósmico de microondas (CMB) . Pretenden medir la polarización del CMB; en particular, midiendo el modo B del CMB. Los experimentos han tenido cinco generaciones de instrumentación, que consisten en BICEP1 (o simplemente BICEP ), BICEP2 , Keck Array , BICEP3 y BICEP Array . El Keck Array inició sus 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 objetivo del experimento BICEP es medir la polarización del fondo cósmico de microondas. [5] Específicamente, su objetivo es medir los modos B ( componente curl ) de la polarización del CMB. [6] BICEP opera desde la Antártida , en la estación Amundsen-Scott del Polo Sur . [5] Los tres instrumentos han mapeado la misma parte del cielo, alrededor del polo sur celeste . [5] [7]
Las instituciones involucradas en los distintos instrumentos son Caltech , Universidad de Cardiff , Universidad de Chicago , Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian , Jet Propulsion Laboratory , CEA Grenoble (FR) , Universidad de Minnesota y Universidad de Stanford (todos experimentos); UC San Diego (BICEP1 y 2); Instituto Nacional de Estándares y Tecnología (NIST), Universidad de Columbia Británica y Universidad de Toronto (BICEP2, Keck Array y BICEP3); y la Universidad Case Western Reserve (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 Jet Propulsion Laboratory, los físicos Andrew Lange , Jamie Bock, Brian Keating y William Holzapfel comenzaron la construcción del telescopio BICEP1 que se desplegó en el sur de Amundsen-Scott. Pole Station 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 produjo la detección de polarización en modo B en el fondo cósmico de microondas.
El primer instrumento BICEP (conocido durante su desarrollo como "telescopio Robinson de fondo de ondas gravitacionales") 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 un conjunto 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 instrumentos futuros, fue descrito por primera vez en Keating et al. 2003 [13] y comenzó a observar en enero de 2006 [6] y estuvo en funcionamiento hasta finales de 2008. [5]
El instrumento de segunda generación fue BICEP2. [14] Con un conjunto de bolómetros de sensor de borde de transición (TES) de plano focal muy mejorado de 512 sensores (256 píxeles) que funcionan a 150 GHz, este telescopio de apertura de 26 cm reemplazó al instrumento BICEP1 y se observó de 2010 a 2012. [15] [dieciséis]
Los informes indicaron en marzo de 2014 que BICEP2 había detectado modos B de ondas gravitacionales en el universo temprano (llamadas ondas gravitacionales primordiales ), un resultado informado por los cuatro co-investigadores principales de BICEP2: John M. Kovac del Centro de Astrofísica | 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 se hizo un anuncio desde el Centro de Astrofísica | Harvard y Smithsonian . [1] [2] [3] [4] [17] La detección reportada fue de modos B en el nivel de r =0,20+0,07
−0,05, desfavoreciendo la hipótesis nula ( r = 0 ) en el nivel de 7 sigma (5,9 σ después de la resta en primer plano). [15] Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó de una menor confianza en la confirmación de los hallazgos de la 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-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 en modo B detectada por BICEP2 podría ser el resultado de la luz emitida por el polvo entre las estrellas de nuestra Vía Láctea . [21]
Una preimpresión publicada por el equipo de Planck en septiembre de 2014, finalmente aceptada en 2016, proporcionó la medición más precisa del polvo hasta el momento, y concluyó que la señal del polvo tiene la misma intensidad que la reportada 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 enteramente al polvo en la Vía Láctea. [24]
BICEP2 ha combinado sus datos con 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 anteriormente 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 dólares 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 Keck Array consta de cinco polarímetros , cada uno de ellos muy similar al diseño BICEP2, pero que utiliza un refrigerador de tubo de pulso en lugar de un gran recipiente de almacenamiento criogénico de helio líquido .
Los tres primeros iniciaron sus observaciones en el verano austral de 2010-2011; otros dos comenzaron a observar en 2012. Todos los receptores observaron a 150 GHz hasta 2013, cuando dos de ellos se convirtieron 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 una matriz 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 doble polarización. [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 en combinación con los datos de Planck . [29]
En octubre de 2021, se anunciaron nuevos resultados (con un nivel de confianza del 95%) basados 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 operando BICEP2. Sin embargo, utilizando la misma técnica que el conjunto Keck para eliminar el gran dewar de helio líquido , se ha instalado un telescopio mucho más grande en la montura original del telescopio BICEP.
BICEP3 consta de un solo telescopio con los mismos 2560 detectores (observando a 95 GHz) que el conjunto Keck de cinco telescopios, pero con una apertura de 68 cm, [32] que proporciona aproximadamente el doble de rendimiento óptico que 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 porciones del cielo contaminadas en 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 de BICEP Array. [35]
El conjunto Keck está siendo reemplazado por el conjunto BICEP, que consta de cuatro telescopios tipo BICEP3 en una montura común, que funcionan 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 modelos de inflación de evolución lenta, que generalmente predicen una señal de onda gravitacional superior a aproximadamente 0,01". [37]
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