宇宙論大角度スケール調査機

宇宙論大角度スケール調査機

夜のCLASS望遠鏡
別名	クラス
場所	アタカマ砂漠
座標	南緯22°58′ 西経67°47′ / 南緯22.96° 西経67.79° / -22.96; -67.79
高度	5,140メートル（16,860フィート）
波長	1.4、2.0、3.3、7.5 mm (214、150、91、40 GHz)
望遠鏡スタイル	宇宙マイクロ波背景放射実験 電波望遠鏡
Webサイト	sites.krieger.jhu.edu/クラス/
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宇宙論大規模角度スケールサーベイヤー（CLASS）^{[1] [2] [3] [4] [5]は、}チリのアタカマ砂漠の高地にあるアタカマ天文公園の一部であるマイクロ波望遠鏡のアレイです。^[6] CLASS実験は、電磁スペクトルのマイクロ波領域の複数の周波数で空の65%を超える宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の偏光を正確に測定することにより、最初の星が点灯した宇宙の夜明けについての理解を深め、宇宙のインフレーション理論をテストし、非常に初期の宇宙のインフレーションモデルを区別することを目的としています。

CLASS には 2 つの主要な科学的目標がある。1 つ目はインフレーション理論の検証である。物理宇宙論では、宇宙インフレーションは初期宇宙の有力な理論である。^[7]しかし、インフレーションの観測的証拠はまだ決定的ではない。インフレーションモデルは、一般的に、大規模構造の種となる密度の摂動とともに重力波背景(GWB) が生成されたと予測している。このようなインフレーション GWB は、CMB の温度と偏光の両方に痕跡を残す。特に、 CMB 偏光にB モードパターンと呼ばれる特徴的でユニークな偏光パターンを残す。CMB の B モード偏光の測定は、インフレーションの重要な確認となり、超高エネルギー物理学を垣間見る貴重な機会となるだろう。^{[8] [9]}

CLASS の 2 つ目の主要な科学的目標は、最初の星が宇宙を照らした「宇宙の夜明け」についての理解を深めることです。これらの星からの紫外線 (UV) 放射は、「再イオン化」と呼ばれるプロセスで原子から電子を剥ぎ取ります。解放された電子は CMB 光を散乱させ、CLASS が測定する偏光を与えます。このようにして、CLASS は宇宙の夜明けがいつ、どのように起こったかについての知識を深めることができます。宇宙の夜明けについての理解を深めることは、CMB の重力レンズ効果を使用して、既知の 3 種類のニュートリノの質量の合計を測定する他の実験にも役立ちます。^[10]

CLASS のその他の科学的目標は、私たちの天の川銀河をより深く理解することと、 CMB の円偏光と大規模異常を制限することで、新しいエキゾチックな物理学の証拠を探すことです。(後者の詳細については、 宇宙マイクロ波背景放射の記事の「低多極子とその他の異常」セクションを参照してください。)

CLASS 装置は、地上の観測所から、電磁スペクトルのマイクロ波部分のミリ波で空の 65% を約 1° の解像度で調査するように設計されており、これは地球から見た太陽と月の角度の約 2 倍です。CLASS アレイは 2 つの経緯台で構成されており、望遠鏡をさまざまな空の部分に向けることができます。4 つの CLASS 望遠鏡は、銀河からの放射とCMB の放射を 区別するために、さまざまな周波数で観測します。1 つの望遠鏡は 40 GHz (波長 7.5 mm) で観測し、もう 1 つの望遠鏡は 90 GHz (波長 3.3 mm) で観測し、将来的には 2 つ目の 90 GHz 望遠鏡が計画されています。4 つ目の望遠鏡は、150 GHz (波長 2 mm) と 220 GHz (波長 1.4 mm) を中心とする 2 つの周波数帯で観測します。異なる周波数で観測する 2 つの望遠鏡が、各マウントに収容されています。

CLASS 装置は偏光を測定するために特別に設計されている。電磁波として、光は振動する電場と磁場から構成される。これらの場は振幅、つまり強度と、振動する優先方向、つまり偏光の両方を持つことができる。CLASS が測定しようとする偏光信号は信じられないほど小さい。すでに冷たい 2.725 K CMB の偏光の変化は、わずか数 ppb であると予想される。^[11]このような小さな信号を測定するために、CLASS は、極低温ヘリウム冷凍機によって絶対零度よりわずか 0.1 °C 高い温度に冷却された多数のフィードホーン結合型遷移エッジ センサー ボロメータを備えた焦点面アレイを採用している。この低温により、検出器の固有の熱ノイズが低減される。^{[12] [13] [14]}

CLASS 望遠鏡のもう 1 つのユニークな点は、可変遅延偏光変調器 (VPM) を使用して、正確で安定した偏光測定を可能にすることです。VPM は、検出器に送られる偏光を既知の周波数 (約 10 Hz) で変調 (オン/オフ) しますが、非偏光は変更しません。これにより、 10 Hz信号に「ロックイン」することで、CMB の小さな偏光をはるかに大きな非偏光大気から明確に分離できます。VPMは、円偏光を直線偏光と位相がずれた状態に変調し、CLASS に円偏光に対する感度を与えます。CMB では円偏光は予想されないため、VPM を使用すると、ゼロと一致するはずの円偏光信号を調べることで、データの系統的誤差を効果的にチェックできます。2024 年に、CLASS 90 GHz 望遠鏡の VPM が回転反射半波長板(HWP) ^[15]に置き換えられ、VPM のパフォーマンスをこの代替偏光変調技術と比較しました。

大気中の水蒸気はマイクロ波周波数で放射するため、CLASS はチリのアタカマ砂漠の端にあるアンデス山脈の非常に乾燥した高地から観測を行っています。同様の理由で、ACT、APEX、ALMA、ASTE、CBI、CCAT-prime、NANTEN2、POLARBEAR、Simons Observatory、TAOなどの他の観測所も近隣の観測地点を選んでいます。

CLASS は現在、4 つの周波数帯域すべてで空を観測しています。CLASS 40 GHz 望遠鏡は 2016 年 5 月 8 日に初観測を達成し、最初の試運転観測が完了した後、2016 年 9 月に約 5 年間の調査を開始しました。2018 年初頭、最初の 90 GHz 望遠鏡が 40 GHz 望遠鏡と同じマウントに設置され、2018 年 5 月 30 日に初観測を達成しました。2019 年には、デュアル周波数 150/220 GHz 望遠鏡が 2 番目の望遠鏡マウントとともに展開され、2019 年 9 月 21 日に初観測を達成しました。

CLASSは、2022年半ばまでの40GHz望遠鏡による最初の5年間の観測結果を発表し、この周波数帯域で約2°から20°の角度スケールで空の約74％をカバーする最も感度の高い地図を作成しました。^{[16] [17]}

CLASS は、40 GHz の周波数で大気からの円偏光を初めて検出しました。これは、地球の磁場の存在下での分子酸素のゼーマン分裂による大気円偏光のモデルと一致しています。 ^[18]大気円偏光は空全体で滑らかに変化するため、天体の円偏光から分離できます。これにより、CLASS は 40 GHz での天体の円偏光を、角度スケール 5 度で 0.1 μK 未満、角度スケール約 1 度で 1 μK 未満に制限することができました。^{[16] [19]}これは、CMB の円偏光に関する以前の制限の 100 倍以上の改善です。^{[20] [21]}

CLASSはまた、金星の大気の組成に敏感な金星のディスク平均マイクロ波温度に独自の制約を課しました。^{[22] [23]}

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• BICEPとケックアレイ
• 宇宙マイクロ波背景放射実験のリスト