BICEP y el conjunto de antenas Keck

BICEP ( Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization ) y el Keck Array son una serie de experimentos de fondo cósmico de microondas (CMB) desplegados cerca del Polo Sur . Se trata de telescopios criogénicos con conjuntos de detectores sensibles a diversas frecuencias de radiación de microondas . Su objetivo es medir la polarización del CMB para detectar señales de ondas gravitacionales primordiales , tal como predicen los modelos de inflación cósmica de "giro lento" . Hasta 2025, no se había detectado la polarización relevante proveniente de ondas gravitacionales primordiales.

Los experimentos han contado con cinco generaciones de instrumentación, compuestas por BICEP1 (o simplemente BICEP ), BICEP2 , el Keck Array , BICEP3 y el BICEP Array . BICEP1 recopiló datos de 2006 a 2008 y BICEP2 realizó observaciones de 2010 a 2012. El Keck Array, compuesto por cinco telescopios, comenzó las observaciones en 2012 y BICEP3 ha estado en pleno funcionamiento desde mayo de 2016. El BICEP Array, compuesto por cuatro telescopios, se encuentra actualmente en construcción; su primer telescopio comenzó a recopilar datos en 2019 y el segundo en 2022. ^{[ 1 ]}

El propósito de los experimentos BICEP es medir la polarización del fondo cósmico de microondas. ^{[ 6 ]} Específicamente, buscan medir los modos B ( componente rotacional ) de la polarización del CMB. ^{[ 7 ]} BICEP opera desde la Antártida , en la Estación del Polo Sur Amundsen-Scott . ^{[ 6 ]} Los tres instrumentos han cartografiado la misma parte del cielo, alrededor del polo celeste sur . ^{[ 6 ] [ 8 ]}

Las instituciones involucradas en los diversos instrumentos son Caltech , la Universidad de Cardiff , la Universidad de Chicago , el Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian , el Laboratorio de Propulsión a Chorro , CEA Grenoble (FR) , la Universidad de Minnesota y la Universidad de Stanford (todos los experimentos); UC San Diego (BICEP1 y 2); el Instituto Nacional de Estándares y Tecnología (NIST), la Universidad de Columbia Británica y la Universidad de Toronto (BICEP2, Keck Array y BICEP3); y la Universidad Case Western Reserve (Keck Array). ^{[ 7 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]}

La serie de experimentos comenzó en el Instituto Tecnológico 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 del Polo Sur Amundsen-Scott en 2005 para una campaña de observación de tres temporadas. ^{[ 13 ]} 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 permaneció igual, 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 campaña de observación de tres temporadas, que produjo la detección de polarización de modo B en el fondo cósmico de microondas.

El primer instrumento BICEP (conocido durante su desarrollo como el "telescopio de fondo de ondas gravitacionales Robinson" y posteriormente como "BICEP1") se instaló en la parte superior del Laboratorio del Sector Oscuro, justo al lado del Telescopio del Polo Sur , en el "sector oscuro", donde el ruido electromagnético se minimiza. Está ubicado a aproximadamente 1 kilómetro de la estación principal del Polo Sur .

El instrumento, un prototipo para futuros instrumentos, fue descrito por primera vez en Keating et al. 2003, ^{[ 17 ]} comenzó a observar en enero de 2006 ^{[ 7 ]} y funcionó hasta finales de 2008. ^{[ 6 ]}

Observaba el cielo a 100 y 150  GHz (longitudes de onda de 3  mm y 2  mm) con una resolución angular de 1,0 y 0,7 grados . Contaba con una matriz de 98 detectores (50 a 100  GHz y 48 a 150  GHz), sensibles a la polarización del CMB. ^{[ 6 ]} Un par de detectores constituye un píxel sensible a la polarización.

El instrumento de segunda generación fue BICEP2. ^{[ 18 ]} Con una matriz de bolómetros de sensor de borde de transición (TES) de plano focal muy mejorada de 512 sensores (256 píxeles) que operaban a 150 GHz, este telescopio de apertura de 26 cm reemplazó al instrumento BICEP1 y realizó observaciones desde 2010 hasta 2012. ^{[ 14 ] [ 19 ]}  

En marzo de 2014, se informó que BICEP2 había detectado modos B de ondas gravitacionales en el universo temprano (llamadas ondas gravitacionales primordiales ), un resultado reportado por los cuatro co-investigadores principales de BICEP2: John M. Kovac del Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian ; Chao-Lin Kuo de la Universidad de Stanford ; Jamie Bock del Instituto Tecnológico de California ; y Clem Pryke de la Universidad de Minnesota . El 17 de marzo de 2014, el Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian hizo un anuncio . ^{[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 20 ]} La detección reportada fue de modos B al nivel de r =0,20 +0,07 −0,05 , lo que desfavorece la hipótesis nula ( r = 0 ) al nivel de 7 sigma (5,9 σ después de la sustracción del primer plano). ^{[ 14 ]}

Sin embargo, el 19 de junio de 2014 se informó de una menor confianza en la confirmación de los hallazgos de inflación cósmica ; ^{[ 21 ] [ 22 ]} la versión aceptada y revisada del artículo del descubrimiento contiene un apéndice que analiza la posible producción de la señal por polvo cósmico . ^{[ 14 ]} En parte debido al gran valor de la relación tensor-escalar, que contradice los límites de los datos de Planck , ^{[ 23 ]} 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 en cambio el resultado de la luz emitida por el polvo entre las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea . ^{[ 24 ]}

Un preimpreso publicado por el equipo de Planck en septiembre de 2014, finalmente aceptado en 2016, proporcionó la medición más precisa hasta la fecha del polvo, concluyendo que la señal del polvo tiene la misma intensidad que la reportada por BICEP2. ^{[ 25 ] [ 26 ]} 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 puede atribuirse completamente al polvo en la Vía Láctea. ^{[ 27 ]}

BICEP2 ha combinado sus datos con los del Keck Array y Planck en un análisis conjunto. ^{[ 28 ]} Una publicación de marzo de 2015 en Physical Review Letters estableció un límite en la relación tensor-escalar de r < 0,12 .

El caso BICEP2 es el tema de un libro de Brian Keating .

Justo al lado del telescopio BICEP en el edificio del Observatorio Martin A. Pomerantz había una montura de telescopio sin usar que anteriormente había sido ocupada por el Interferómetro de Escala Angular de Grados . ^{[ 29 ]} El Keck Array se construyó 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. ^{[ 7 ]} El proyecto Keck Array fue liderado originalmente por Andrew Lange . ^{[ 7 ]}

El conjunto de detectores Keck consta de cinco polarímetros , cada uno muy similar al diseño BICEP2, pero que utilizan un refrigerador de tubo de pulsos en lugar de un gran recipiente criogénico de almacenamiento de helio líquido .

Los tres primeros comenzaron las observaciones en el verano austral de 2010-11; 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. ^{[ 15 ]} Cada polarímetro consta de un telescopio refractor (para minimizar las sistemáticas) enfriado por un enfriador de tubo de pulsos 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. ^{[ 8 ]}

En octubre de 2018, se anunciaron los primeros resultados del Keck Array (combinados con datos de BICEP2), utilizando observaciones hasta la temporada de 2015 inclusive. Estos arrojaron un límite superior para los modos B cosmológicos de${\displaystyle r<0.07}$(nivel de confianza del 95%), que se reduce a${\displaystyle r<0.06}$en combinación con datos de Planck . ^{[ 30 ]}

En octubre de 2021 se anunciaron nuevos resultados que daban${\displaystyle r<0.036}$(con un nivel de confianza del 95%) basado en la temporada de observación de BICEP/Keck 2018 combinada con datos de Planck y WMAP . ^{[ 31 ] [ 32 ]}

Una vez finalizado el proyecto Keck en 2012, dejó de ser rentable continuar operando BICEP2. Sin embargo, utilizando la misma técnica que en el proyecto Keck para eliminar el gran criostato de helio líquido , se instaló un telescopio mucho más grande en la montura original del telescopio BICEP.

BICEP3 consta de un único telescopio con los mismos 2560 detectores (que observan a 95  GHz) que el conjunto de cinco telescopios Keck, pero con una  apertura de 68 cm, ^{[ 33 ]} lo que proporciona aproximadamente el doble de transmisión óptica que todo el conjunto Keck. Una consecuencia del gran plano focal es un campo de visión mayor de 28°, ^{[ 34 ]} lo que necesariamente implicará escanear algunas porciones del cielo contaminadas por el primer plano. Se instaló (con la configuración inicial) en el polo en enero de 2015. ^{[ 16 ] [ 35 ]} Se actualizó para la temporada de verano austral 2015-2016 a una configuración completa de 2560 detectores. BICEP3 es también un prototipo para el conjunto BICEP. ^{[ 36 ]}

El conjunto Keck está siendo 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. ^{[ 37 ]} La instalación comenzó entre las temporadas de observación de 2017 y 2018. Originalmente, estaba previsto que estuviera completamente instalado para la temporada de observación de 2020. ^{[ 38 ] [ 39 ]}

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 las IGW [ondas gravitacionales inflacionarias] de σ(r) < 0,005" y "Esta medición será una prueba definitiva de los modelos de inflación de rodadura lenta, que generalmente predicen una señal de ondas gravitacionales superior a aproximadamente 0,01." ^{[ 38 ]}

El primer telescopio del conjunto BICEP, denominado BA1, ha estado recopilando datos a 30/40 GHz desde 2019/2020. El segundo, BA2, que opera a 150 GHz, se desplegó en 2022/2023. ^{[ 31 ]}

• Invernada en BICEP2 (2009-2012): Steffen Richter (9 inviernos en el Polo Sur).
• Invernada en Keck (2010-actualidad) Robert Schwarz (12 inviernos en el Polo Sur).