静かな

Q/Uイメージング実験

地上スクリーンを上げた状態のQUIET望遠鏡
別名	静かな
の一部	リャノ デ チャナントール天文台
場所	チリ
座標	南緯23°01′42″ 西経67°45′42″ / 南緯23.02847° 西経67.76169° / -23.02847; -67.76169
組織	カブリ宇宙物理学研究所 カリフォルニア工科大学 コロンビア大学 フェルミ国立加速器研究所ジェット推進 研究所高エネルギー加速器研究機構カブリ粒子天体物理学・宇宙論研究所 マックス・プランク電波天文学研究所プリンストン大学 マンチェスター大学マイアミ大学 ミシガン大学オスロ大学 オックスフォード大学
高度	5,080メートル（16,670フィート）
波長	40、90GHz（7.5、3.3mm）
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
望遠鏡の数	4
直径	2,7 m (6 フィート 7 インチ、23 フィート 0 インチ)
Webサイト	静かなる
QUIETの場所
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QUIETは宇宙マイクロ波背景放射の偏光を研究するための天文学 実験でした。^{[1] QUIETは}Q/U Imaging ExperimenTの略です。名前のQ/Uは、望遠鏡がQとUのストークスパラメータを同時に測定できることを表しています。QUIETはチリのアンデス山脈にあるリャノ・デ・チャナントール天文台の標高5,080メートル（16,700フィート）に位置していました。^[2]観測は2008年後半に始まり、2010年12月に終了しました。^[3]

QUIETは、 CAPMAP、宇宙背景放射計（CBI）、QUaD共同研究に端を発する国際共同研究の成果である。共同研究は、米国の7つのグループ（カリフォルニア工科大学、シカゴ大学、コロンビア大学、ジェット推進研究所、マイアミ大学、プリンストン大学、スタンフォード大学）、欧州の4つのグループ（マンチェスター大学、マックス・プランク電波天文学研究所、オスロ大学、オックスフォード大学）、日本の1つのグループ（KEK ;日本のグループがCMB研究に参加するのは初めて）から構成されていた。共同研究には、カリフォルニア大学バークレー校、ゴダード宇宙飛行センター、ハーバード大学およびスミソニアン天体物理学センターからの参加もある。^[1]

QUIET には 43 GHz ( Q バンド) と 95 GHz ( W バンド)の 2 つの周波数の検出器アレイが搭載されています 。4 つの望遠鏡が使用され、そのうち 3 つは専用の 2 m 望遠鏡で、もう 1 つはCAPMAPに使用された 7 m の Crawford Hill 望遠鏡です。その結果、数分角から数度の角度分解能が得られます。検出器は大量生産されたコヒーレント 相関 偏光計です。^{[1] [4]}

この装置は3つのフェーズで構築された。第1フェーズは、技術を実証するための7素子95GHzアレイで構成されていた。第2フェーズでは、現在CBIプラットフォームに搭載されている1.4mカセグレン望遠鏡に、91素子95GHzアレイ（18GHz帯域幅）と19素子43GHzアレイ（8GHz帯域幅）を搭載することを目指している。これらは2008年に観測を開始する予定である。第3フェーズでは、2010年頃までにさらに4つのアレイを構築することを目指している。これらのうち2つは43​​GHzで、それぞれ91素子、他の2つは95GHzで、それぞれ397素子となる。これらはその後、CBIプラットフォームと7m望遠鏡の3つの2m皿に搭載される。^{[5] [6]}

この装置はチリの アンデス山脈にあるリャノ・デ・チャナントール天文台の標高5,080メートルに位置している。この場所はチリ政府が所有し、アタカマ大型ミリ波干渉計に貸与されている。この場所は標高、現在のインフラとアクセスの良さ、そして湿度が低いため大気による検出信号の汚染が少ないことから選ばれた。^[2]

QUIET は宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の偏光を測定した。この偏光は一般に 2 つの成分に分けられる。勾配成分を表す E モードと回転成分を表す B モードである。B モードは宇宙のインフレーションによる原始的変動とCMB の重力レンズ効果の両方から形成されると考えられている。2008 年現在、E モードのみが検出されている。QUIET は B モード偏光を初めて検出して特徴付け、E モード偏光のより正確な測定を提供することを目指している。^[4]

Bモードは高次の効果によって形成されるため、Eモードよりもはるかに弱いと考えられています。EモードとBモードの偏光比は現在不明ですが、この最小検出値はCMB機器の感度の尺度として使用できます。QUIETの場合、この値はr = 0.009で、宇宙インフレーションのエネルギースケールが約GeVであることに対応します。^[4]${\displaystyle 10^{16}}$ 

QUIETによるCMBのパワースペクトルの測定は、約40から2,500の多極子の間で行われるように設計されており、前景汚染が少ないことが知られている空の部分で行われる。^[4]

最初のシーズンでは、43GHzで10000時間を超える観測から得られたパワースペクトルが報告され、多重極範囲ℓ = 25〜475でした。^[7] Eモードの結果は、標準的な宇宙論モデルと一致していました。Bモードスペクトルは検出されませんでした。第2シーズンの論文には、95GHzのデータが含まれていました。^[8] ℓ = 25から975までのパワースペクトルは、テンソル対スカラー比を制限するために使用されました。

2011年3月現在、QUIETチームは状況を次のように説明している。

観測は、チリのリャノ・デ・チャナントール天文台にある 1.4 メートル望遠鏡に連結された 19 素子の 40 GHz 機器を使用して、2008 年 10 月から 2009 年 5 月まで行われました。同じ望遠鏡の 91 素子の 90 GHz 機器による観測は、2010 年 12 月に終了しました。QUIET 機器は、古い CBI マウントから取り外されました。

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