Loading article…
南極望遠鏡( SPT )は、南極のアムンゼン・スコット南極基地にある直径10 メートル (390インチ)の望遠鏡です。この望遠鏡は、電磁スペクトルのマイクロ波、ミリ波、サブミリ波領域での観測用に設計されており、特に宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの微弱で拡散した放射を測定することを設計目標としています。[ 5 ]主な成果には、CMB における B モード偏光の初検出、[ 6 ]スニャエフ・ゼルドビッチ効果を使用した1000 を超える銀河団の発見、[ 7 ]高赤方偏移で強く重力レンズ効果を受けた塵の多い銀河の集団の発見、[ 8 ]および小さな角スケールでの CMB の一次温度と偏光パワースペクトルのこれまでにない感度での測定が含まれます。[ 9 ] [ 10 ]
SPTによる最初の主要な調査は、暗黒エネルギーの状態方程式を制約することを目的として、CMBとの相互作用を通じて遠方の巨大な銀河団を見つけることを目的に設計され、2011年10月に完了しました。2012年初頭には、さらに感度が高く、入射光の偏光を測定できる新しいカメラ（SPTpol）がSPTに設置されました。このカメラは2012年から2016年まで稼働し、南天の数百平方度の高解像度の詳細なマップを作成するために使用されました。2017年には、第3世代のカメラSPT-3Gが望遠鏡に設置され、焦点面の検出器がほぼ1桁増加しました。[ 11 ]
SPT共同研究は、10以上の（主に北米の）研究機関で構成されています。プロジェクトディレクターはシカゴ大学のジョン・カールストロム氏が務めています。SPTプログラムは主に米国国立科学財団と米国エネルギー省から資金提供を受けています。
南極地域は、ミリ波観測において世界でも有数の観測地の一つです。南極は海抜2.8km（9,200フィート）と高度が高いため、大気は薄く、極寒のため空気中の水蒸気量が少なくなっています。[ 12 ]これは、入射信号が水蒸気に吸収され、水蒸気が放出する放射線が天文信号と混同される可能性があるミリ波での観測において特に重要です。太陽は毎日昇ったり沈んだりしないため、南極の大気は特に安定しています。さらに、極夜の期間中はミリ波帯で太陽からの干渉はありません。
この望遠鏡は、高度方位角架台に設置された直径10 メートル (394インチ)のオフアクシスグレゴリアン望遠鏡です(極では高度方位角架台は実質的に赤道儀架台と同じです)。 地上からの光の漏れや望遠鏡の光学系からの散乱による系統誤差を最小限に抑えつつ、広い視野 (1 平方度以上) を確保できるように設計されています。望遠鏡の鏡面は、約25マイクロメートル(0.98 thou )、つまり約 1 インチ( 1 thou ) まで滑らかで、サブミリ波の観測が可能です。SPT 設計の重要な特徴 (現在では最新の CMB 望遠鏡の標準となっています[ 13 ] ) は、望遠鏡全体が走査されるため、ビームが望遠鏡の鏡に対して移動しないことです。望遠鏡の高速スキャンと広い視野により、SPTは広範囲の空を効率的に調査することができ、これはSPTの科学目標を達成するために必要なことである。[ 5 ] [ 14 ]
SPTに最初に設置されたカメラには、超伝導遷移端センサー（TES）の960素子ボロメータアレイが搭載されており、これまでに作られたTESボロメータアレイの中で最大級のものとなった。このカメラの焦点面（銀河団のスニャエフ・ゼルドビッチ効果のシグネチャを通してサーベイを行うように設計されたため、SPT-SZカメラと呼ばれている）は、それぞれ160個の検出器を備えた6つの扇形のウェッジに分割されていた。これらのウェッジは、95GHz 、150GHz 、220GHzの3つの異なる周波数で観測を行った。焦点面のモジュール性により、さまざまな周波数構成に分割することが可能であった。カメラの寿命の大部分において、SPT-SZ焦点面は、95GHzに1つのウェッジ、150GHzに4つのウェッジ、220GHzに1つのウェッジを備えていた。 SPT-SZカメラは主に、150GHzで1分角ピクセルあたり約15マイクロケルビンのノイズレベルで、南天の2500平方度（赤経20時～7時、赤緯-65度～-40度）の調査を実施するために使用されました。[ 15 ]
SPTに搭載された2番目のカメラも超伝導TESアレイで設計されており、SPT-SZカメラよりもさらに高感度で、重要なことに、入射光の偏光を測定する能力を備えていました（そのためSPTpolという名前が付けられました）。780個の偏光感応ピクセル（それぞれが2つの独立したTESボロメータを備え、それぞれが1つの直線偏光方向に感度を持つ）は、90GHz と150GHzの観測周波数に分けられ 、2つの周波数のピクセルは異なる検出器アーキテクチャで設計されました。150GHzの ピクセルは、国立標準技術研究所でモノリシックアレイとして製造されたコルゲートフィードホーン結合TES偏光計でした。[ 16 ] 90GHz のピクセルは、アルゴンヌ国立研究所で開発された、個別にパッケージ化された二重偏光吸収体結合偏光計でした。90GHzのピクセルは、 個別に機械加工された輪郭フィードホーンを介して望遠鏡の光学系に結合されました。[ 17 ] SPTpol観測の最初の年は、赤経23h30m、赤緯-55dを中心とする100平方度の領域を調査するために使用されました。次の4年間は主に500平方度の領域の調査に費やされ、最初の100平方度はその部分集合です。
2017年1月、第3世代カメラSPT-3GがSPTに設置されました。光学系の改良（回折限界視野が大幅に拡大）と新しい検出器技術（1ピクセルで複数の観測帯域の検出器を使用可能）の組み合わせを活用したSPT-3G検出器アレイは、SPTpolよりも10倍以上のセンサーを搭載しており、望遠鏡とカメラが特定のノイズレベルまで空の領域をマッピングできる速度がほぼ10倍向上しています。このカメラは16,000個以上の検出器で構成され、90GHz、150GHz、220GHzに均等に分割されています 。[ 11 ]
2019年以来、SPT-3Gカメラは、南天の約10,000平方度を非常に低いノイズレベルで調査するために使用されてきました。[ 18 ] SPT-3Gメインフィールド、またはウィンターフィールドは、 BICEPアレイの観測フィールドと重なる1500平方度の空の領域であり、SPTとBICEPのデータの共同解析が可能になり、どちらかの機器単独では提供できない、原始重力波からの潜在的な信号に対するはるかに優れた制約が得られます。[ 19 ] 2025年末現在、SPT-3Gはこのフィールドを6年間、年間8か月間調査するために使用されています。メインフィールドを観測していないときは、SPT-3Gカメラは、南極から適切な観測高度と低い銀河汚染で利用可能な残りの空の調査に使用され、合計で約8500平方度になります。[ 18 ]
SPT の最初の重要なプロジェクトは、2011 年 10 月に完了した、銀河団内のCMB 光子と銀河団内媒体との相互作用による宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の歪みであるスニャエフ・ゼルドビッチ効果を使用して銀河団を探す2500 平方度のサーベイでした。このサーベイでは、非常に広い赤方偏移範囲にわたって数百の銀河団が発見されました。 [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]このサーベイは、銀河団の正確な赤方偏移と質量推定と組み合わせることで、ダークエネルギーの状態方程式に興味深い制約を与えることになります。[ 21 ] [ 27 ] SPT-SZ サーベイのデータは、約 5 分角より小さい角度スケール (多重極数が 2000 以上) での CMB パワー スペクトルの最も感度の高い既存の測定を行うためにも使用され [ 28 ] [ 29 ]、遠方の重力レンズ効果を受けた塵の多い星形成銀河の集団を発見するためにも使用されました。[ 30 ]
SPTpol カメラのデータは、偏光 CMB のいわゆる「B モード」または「カール」成分の最初の検出を含む、いくつかの画期的な測定を行うために使用されました。[ 6 ] この B モード信号は、小さな角度スケールでは、はるかに大きな原始的な「E モード」偏光信号 (CMB が放出されたときにスカラー密度摂動によって生成された) の重力レンズ効果によって生成され[ 31 ]、大きな角度スケールでは、インフレーションの時代に生成された重力波の背景と CMB の相互作用によって生成されます。[ 32 ]大規模な B モード信号の測定は、インフレーションのエネルギー スケールを制約し、想像しうる最も初期の時間と最も高いエネルギー スケールでの宇宙の物理学を調査する可能性を秘めていますが、これらの測定は、レンズ B モードによる汚染によって制限されます。偏光のより大きな E モード成分と CMB レンズポテンシャルの測定を使用すると、レンズ B モードの推定値が得られ、大規模な測定のクリーンアップに使用できます。この B モード デレンズは、SPTpol データを使用して最初に実証されました。[ 33 ] SPTpol データは、CMB の E モード パワー スペクトルと温度-E モード相関スペクトルの最も正確な測定を行うため[ 34 ]および CMB レンズポテンシャルの再構成を使用して投影された物質密度の高信号対雑音比マップを作成するためにも使用されています。
1500平方度のSPT-3Gサーベイは、複数の科学目標を達成するために使用されます。これには、原始重力波の背景に対する前例のない制約、BICEPアレイとのBモード偏光の共同解析、宇宙論および銀河団進化研究のための遠方銀河団のユニークなサンプル、ニュートリノの質量や初期宇宙における軽微な遺物粒子の存在といった基礎物理学に対する制約などが含まれます。
南極望遠鏡は、米国国立科学財団極地プログラム局および米国エネルギー省の資金提供を受けており、さらにカブリ財団およびゴードン・アンド・ベティ・ムーア財団からも支援を受けています。SPTpolおよびSPT-3Gの観測機器および運用に対する資金は、米国エネルギー省科学局高エネルギー物理学部からも提供されています。
2007年2月16日、南極望遠鏡は初光観測に成功した。正式な科学観測は2007年3月に開始された。運用開始に向けた観測と初期の小規模な調査は、2007年の南半球の冬に、越冬隊員のスティーブン・パディンとザック・スタニシェフスキーの指揮のもと完了した。
2008年には、越冬調査員のキース・ヴァンダーリンデとダナ・フルベスによって、2009年には越冬調査員のエリック・シロコフとロス・ウィリアムソンによって、より大規模な調査地の調査が完了した。
2009年12月、カメラは2010年の観測シーズンに向けて再びアップグレードされた。2500平方度のSPT-SZサーベイは、2010年と2011年の観測シーズン中に、越冬観測員のダナ・フルベスとダニエル・ルオン＝ヴァンによって完了した。
SPTpol カメラによる最初の観測は 2012 年 1 月 27 日に行われました。最初の観測シーズン中、越冬クルーの Cynthia Chiang と Nicholas Huang は 100 平方度の調査フィールドでデータを取得しました。2013 年の越冬クルーの Dana Hrubes と Jason Gallicchio は、SPTpol の本格的な調査の一環として、より広いフィールドを調査しました。このより広い調査は、2014 年の越冬クルーの Robert Citron と Nicholas Huang、2015 年の越冬クルーの Charlie Sievers と Todd Veach、2016 年の越冬クルーの Christine Corbett Moran と Amy Lowitz によって完了しました。SPT-3G の最初の冬の観測は、越冬クルーの Daniel Michalik と Andrew Nadolski によって行われました。 2018年にはアダム・ジョーンズとジョシュア・モンゴメリーが続き、2019年にはダグラス・ハウとデビッド・リーベルが越冬、2020年にはジェフ・チェンとアレン・フォスター、2021年にはサーシャ・ラーリンとマット・ヤング、2022年にはアマン・チョクシとアレン・フォスター、2023年にはカイル・ファーガソンとアレックス・ポラック、2024年にはジョシュ・ヴェイチ＝ミカエリスとケビン・ザゴルスキー、2025年にはシメオン・バッシュとカリア・ディバート、そして2026年にはミシェル・アダミッチとアンジャリ・セーラワットが続いた。[ 35 ]