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BICEP（Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization）とケックアレイは、南極付近に設置された一連の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測実験装置です。これらは、複数の周波数のマイクロ波放射に感度を持つ検出器アレイを備えた極低温望遠鏡です。その目的は、宇宙インフレーションの「スローロール」モデルで予測される原始重力波からの信号を見つけるために、CMBの偏光を測定することです。 2025年現在、原始重力波からの関連する偏光は検出されていません。
この実験では、 BICEP1（または単にBICEP）、BICEP2、ケックアレイ、BICEP3、BICEPアレイの5世代の観測装置が使用されてきた。BICEP1は2006年から2008年にかけてデータを収集し、BICEP2は2010年から2012年にかけて観測を行った。5台の望遠鏡からなるケックアレイは2012年に観測を開始し、BICEP3は2016年5月から完全に運用されている。4台の望遠鏡からなるBICEPアレイは現在建設中で、最初の望遠鏡は2019年にデータ収集を開始し、2番目の望遠鏡は2022年にデータ収集を開始する予定である。[ 1 ]
BICEP実験の目的は、宇宙マイクロ波背景放射の偏光を測定することです。[ 6 ]具体的には、CMBの偏光のBモード（カール成分）を測定することを目指しています。 [ 7 ] BICEPは南極のアムンゼン・スコット南極基地で運用されています。[ 6 ] 3つの機器すべてが、南天の極付近の同じ空域をマッピングしています。[ 6 ] [ 8 ]
様々な機器に関わっている機関は、Caltech、カーディフ大学、シカゴ大学、天体物理学センター|ハーバード＆スミソニアン、ジェット推進研究所、CEAグルノーブル（フランス）、ミネソタ大学、スタンフォード大学（すべての実験）、UCサンディエゴ（BICEP1および2）、国立標準技術研究所（NIST）、ブリティッシュコロンビア大学、トロント大学（BICEP2、ケックアレイ、BICEP3）、ケース・ウェスタン・リザーブ大学（ケックアレイ）です。[ 7 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]
一連の実験は、2002 年にカリフォルニア工科大学で始まった。物理学者のAndrew Lange、Jamie Bock、Brian Keating 、William Holzapfel は、ジェット推進研究所と協力して、3 シーズンの観測のために 2005 年にアムンゼン・スコット南極基地に展開された BICEP1 望遠鏡の建設を開始した。 [ 13 ] BICEP1 の展開直後、Caltech の博士研究員 John Kovac と Chao-Lin Kuo を含むチームは、BICEP2 の作業を開始した。望遠鏡は同じままだったが、まったく異なる技術を使用して新しい検出器が BICEP2 に挿入された。焦点面上のプリント回路基板は、宇宙マイクロ波背景放射からの放射線をフィルタリング、処理、画像化、測定することができた。 BICEP2は2009年に南極に設置され、3シーズンにわたる観測を開始し、その結果、宇宙マイクロ波背景放射におけるBモード偏光の検出に成功した。
最初のBICEP装置（開発中は「ロビンソン重力波背景放射望遠鏡」、後に「BICEP1」と呼ばれた）は、電磁ノイズが最小限に抑えられた「ダークセクター」にある南極望遠鏡のすぐ隣、ダークセクター研究所の屋上に設置された。この装置は、南極観測基地から約1キロメートル離れた場所に位置する。
この装置は将来の装置のプロトタイプであり、Keating et al. 2003 [ 17 ]で初めて記述され、2006 年 1 月に観測を開始し[ 7 ]、2008 年末まで稼働した[ 6 ]。
この装置は、100GHzと150GHz （波長3mm と 2mm）で空を観測し、角度分解能はそれぞれ1.0度と0.7度 でした。98個の検出器（ 100GHzで50個、150GHzで48個）のアレイを備えており、 CMBの偏光 に感度がありました。 [ 6 ]一対の検出器が1つの偏光感度ピクセルを構成します。
第2世代の装置はBICEP2でした。[ 18 ] 150GHzで動作する512個のセンサー（256ピクセル）からなる大幅に改良された焦点面遷移端センサー（TES）ボロメータ アレイを特徴とするこの26cm 口径望遠鏡は、BICEP1装置に取って代わり、2010年から2012年まで観測を行いました。[ 14 ] [ 19 ]
2014年3月の報告によると、BICEP2は初期宇宙の重力波（原始重力波と呼ばれる）のBモードを検出したとのことである。この結果は、BICEP2の4人の共同主任研究者、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターのジョン・M・コバック、スタンフォード大学のチャオリン・クオ、カリフォルニア工科大学のジェイミー・ボック、ミネソタ大学のクレム・プライクによって報告された。2014年3月17日にハーバード・スミソニアン天体物理学センターから発表があった。[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 20 ]報告された検出は、 r =レベルのBモードであった。0.20 +0.07 −0.05 であり、 7シグマのレベルで帰無仮説( r = 0 ) を否定する (前景減算後5.9 σ )。 [ 14 ]
しかし、2014年6月19日、宇宙インフレーションの発見を確認する自信が低下したと報告されました。[ 21 ] [ 22 ]発見論文の受理され査読されたバージョンには、宇宙塵による信号生成の可能性について議論する付録が含まれています。[ 14 ]テンソルとスカラーの比の値が大きいことが、プランク衛星のデータからの制限と矛盾するため、[ 23 ]これは多くの科学者によって検出された信号の最も可能性の高い説明と考えられています。たとえば、2014年6月5日のアメリカ天文学会の会議で、天文学者のデイビッド・スペルゲルは、BICEP2によって検出されたBモード偏光は、代わりに天の川銀河の星間の塵から放出された光の結果である可能性があると主張しました。[ 24 ]
プランクチームが2014年9月に発表し、最終的に2016年に受理されたプレプリントは、これまでで最も正確な塵の測定を提供し、塵からの信号はBICEP2から報告されたものと同じ強度であると結論付けた。[ 25 ] [ 26 ] 2015年1月30日、BICEP2とプランクのデータの共同分析が発表され、欧州宇宙機関は、その信号は完全に天の川の塵に起因すると発表した。 [ 27 ]
BICEP2は、共同解析において、Keck ArrayおよびPlanckのデータと組み合わせた。[ 28 ] 2015年3月にPhysical Review Lettersに掲載された論文では、テンソルとスカラーの比率の制限をr < 0.12とした。
BICEP2事件は、ブライアン・キーティングの著書の主題となっている。
マーティン A. ポメランツ天文台の建物にある BICEP 望遠鏡のすぐ隣には、以前はDegree Angular Scale Interferometerが使用していた未使用の望遠鏡架台があった。[ 29 ]ケックアレイはこの大型望遠鏡架台を利用するために建設された。このプロジェクトは、WM ケック財団からの 230 万ドル、国立科学財団、ゴードン アンド ベティ ムーア財団、ジェームズ アンド ネリー キルロイ財団、およびバーザン財団からの資金提供を受けて行われた。 [ 7 ]ケック アレイ プロジェクトは当初アンドリュー ラングが主導した。[ 7 ]
ケックアレイは5つの偏光計で構成されており、それぞれがBICEP2の設計と非常によく似ているが、大型の液体ヘリウム極低温貯蔵デュワーではなく、パルス管冷凍機を使用している。
最初の3台は2010～2011年の南半球の夏に観測を開始し、さらに2台は2012年に観測を開始した。すべての受信機は 2013年まで150GHzで観測していたが、その年に2台が100GHzでの観測に改造された 。[ 15 ]各偏光計は、パルス管冷却器で4Kまで冷却された屈折望遠鏡（系統誤差を最小限に抑えるため）と、250mKまで冷却された512個の遷移端センサーの焦点面アレイで構成されており、合計2560個の検出器、つまり1280個の二重偏光ピクセルとなる。[ 8 ]
2018年10月、ケックアレイ（BICEP2データと組み合わせたもの）からの最初の結果が発表された。これは2015年の観測シーズンまでの観測データに基づいている。これらの結果から、宇宙論的Bモードの上限が明らかになった。（95％信頼水準）プランク衛星のデータと組み合わせて。 [ 30 ]
2021年10月、新たな結果が発表され、（95%信頼水準）BICEP/Keck 2018観測シーズンとPlanckおよびWMAPデータを組み合わせた結果に基づく。[ 31 ] [ 32 ]
2012年にケック望遠鏡群が完成すると、BICEP2の運用を継続することは費用対効果が悪くなった。しかし、ケック望遠鏡群と同じ手法を用いて大型の液体ヘリウムデュワーを不要にすることで、元のBICEP望遠鏡架台にさらに大型の望遠鏡が設置された。
BICEP3は、5台の望遠鏡からなるケックアレイと同じ2560個の検出器（95GHzで観測）を備えた単一の望遠鏡で構成されていますが、 開口径は68cmです[ 33 ]。これにより、ケックアレイ全体の約2倍の光スループットが得られます。焦点面が大きいことによる結果の1つは、視野が28°と広くなることであり[ 34 ] 、必然的に前景汚染された空の領域をスキャンすることになります。2015年1月に極に設置されました（初期構成）。[ 16 ] [ 35 ] 2015年から2016年の南半球の夏季シーズンに向けて、2560個の検出器を完全に備えた構成にアップグレードされました。BICEP3はBICEPアレイのプロトタイプでもあります[ 36 ]。
ケックアレイの後継として、共通の架台に搭載された4台のBICEP3型望遠鏡からなるBICEPアレイが開発され、30/40、95、150、220/270GHzで運用される。[ 37 ] 設置は2017年と2018年の観測シーズンの間に開始された。当初は2020年の観測シーズンまでに完全に設置される予定だった。[ 38 ] [ 39 ]
プロジェクトのウェブサイトによると、「BICEPアレイは、5つの周波数帯域で偏光した空を測定し、IGW [インフレーション重力波]の振幅に対する究極の感度σ(r) < 0.005に到達する」および「この測定は、一般的に約0.01を超える重力波信号を予測するインフレーションのスローロールモデルの決定的なテストとなる」[ 38 ] 。
BICEPアレイの最初の望遠鏡であるBA1は、2019/2020年から30/40GHzでデータを収集している。2番目のBA2は150GHzで動作し、2022/2023年に展開された。[ 31 ]
