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
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
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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重力波。^[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]}

• 所有實驗：加州理工學院、卡迪夫大學、芝加哥大學、哈佛－史密松天體物理中心、噴氣推進實驗室、電子情報技術研究所（Laboratoire d'électronique des technologies de l'information）、明尼蘇達大學、史丹佛大學。
• BICEP1、BICEP2：聖地牙哥加州大學。
• BICEP2、凱克陣列、BICEP3：國家標準技術研究所、英屬哥倫比亞大學、多倫多大學。
• 凱克陣列：凱斯西儲大學

BICEP望遠鏡的主要性質

望遠鏡	開始	結束	頻率	解析度	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，角解析度分別為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重力波所形成的B模偏振。^{[1][2][3][16][11][1][2][3][16]}張量-標量比率^{[註 1]}為r = 6999200000000000000♠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重力波所形成的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

• 天文學主題
• 太空主題

• 宇宙學
• 宇宙暴脹
• 宇宙微波背景輻射
• 宇宙微波背景圖
• 重力波 (相對論)

註釋

1. 張量-標量比率${\displaystyle r}$以公式定義為

   ${\displaystyle r=A_{t}/A_{s}}$；

   其中，${\displaystyle A_{t}}$是重力波微擾（張量）的幅度，${\displaystyle A_{s}}$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。另一種是重力場微擾，是一種張量微擾。密度微擾會造成E模偏振，而重力場微擾會造成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. 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. 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. 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. BICEP: Robinson Gravitational Wave Background Telescope. Caltech. [2014-03-13]. （原始內容存檔於2014-03-18）.
5. 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. 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. 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. Keck Array South Pole. Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. [2014-03-14]. （原始內容存檔於2019-05-09）.
13. 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. 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. 使用|accessdate=需要含有|url= (幫助)
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）.