BICEP2-Experimente

Deine Fragen kann ich teilweise beantworten.

Wie misst man Polarisation?

Sie maßen die sog$Q$Und$U$Stokes-Parameter. Es gibt vier Stokes-Parameter:$I$,$Q$,$U$, Und$V$.$I$ist die Intensität, über die wir bereits viel wissen (Temperatur).$Q$Und$U$lineare Polarisation entlang um 45° gegeneinander geneigter Achsen sind und V die zirkulare Polarisation beschreiben. Es gibt keine physikalischen Phänomene, die eine Zirkularpolarisation im CMB erzeugen könnten, deshalb ignorieren wir sie und betrachten sie nur$Q$Und$U$(Vielleicht$V$immer noch für die Kalibrierung oder was auch immer gemessen wird, aber es ist nahe Null). Wikipedia

Warum schauen wir uns speziell an$B$Modi ?

Der$Q$Und$U$Parameter können leicht experimentell gemessen werden, sind aber aus theoretischer Sicht nicht sehr praktisch, da sie von dem verwendeten Koordinatensystem abhängen. Interessanter ist die$E$Und$B$Modi der Polarisation. Angenommen$Q$Und$U$Karte, in die Sie die Polarisation zerlegen können$E$Und$B$Modi (es kann jedoch ein kniffliges Problem sein, wenn Sie viele Pixel oder einige Ränder haben).

Der$E$Moden werden oft als "Gradienten"-Teil der Polarisation bezeichnet, während die$B$Modus sind die "Curl". Die Sache ist, dass$B$Moden können nur mit tensorialer Störung (dh Gravitationswellen) und nicht mit skalarer Störung (Temperatur) erzeugt werden.

Zuletzt glaube ich nicht, dass ich beobachte$B$Modi hat nur impliziert, dass die Inflation die einzig mögliche Theorie ist. Sie können immer andere ausgefallene Theorien finden, die das gleiche Signal erzeugen würden. Aber diese sind im Allgemeinen komplizierter und im Allgemeinen weniger überzeugend. Deshalb betrachten die Leute das als Beobachtung$B$Modi ist ein solider Hinweis auf die Inflation.

Hier ist der Link zum Papier.

Dies ist ein Detektor am Südpol mit einem Teleskop, das die kosmische Hintergrundstrahlung (CMB) auf eine Brennebene fokussiert, die mit einfallsenergieempfindlichen Detektoren ausgestattet ist, wobei das Signal zu einem Datenerfassungssystem geht. Das gesamte System wird auf 4 Kelvin gehalten, weil das einfallende CMB eine sehr, sehr niedrige Frequenz hat: ein Schwarzkörper-Strahlungssystem mit einer Temperatur von 2,7 Kelvin.

Es scheint, dass die Detektoren in der Fokusebene gepaart sind

Änderungen des Stromeinfalls auf dieser Insel wurden mit einem Transition Edge Sensor (TES) erfasst. Auf jeder Kachel befand sich ein 8x8-Array von Pixeln, und vier solcher Kacheln wurden kombiniert, um die vollständige Fokalebeneneinheit zu bilden. Es gab also im Prinzip 256 Dual-Polarisationspixel in der Fokusebene für insgesamt 512 Detektoren,

. . .

Die Brennebene wurde durch eine dreistufige Sorptionskältemaschine mit geschlossenem Kreislauf auf 270 mK gekühlt.

In Abschnitt 4.1

Im nächsten Schritt werden die Summe und die Differenz jedes Detektorpaares genommen, wobei die Paarsumme schließlich verwendet wird, um Karten der Temperaturanisotropie zu bilden, und die Paardifferenz, um die Polarisation zu messen. Jede Halbabtastung wird dann einer Polynomfilterung dritter Ordnung unterzogen.

Dies besagt, dass es die relative Differenz zwischen benachbarten Temperaturdetektoren ist, die die Information über die Polarisation liefert. Diese Übergangskantendetektoren verwenden Supraleitung, um die Empfindlichkeit gegenüber Polarisation zu erreichen.

Aus den FAQ des Experiments

Was ist B-Mode-Polarisation und wie wird sie durch Inflation erzeugt?

Die Messung der Polarisation des kosmischen Mikrowellenhintergrunds an verschiedenen Punkten am Himmel bestimmt eine Richtung und eine polarisierte Intensität (die polarisierte Intensität des CMB beträgt weniger als 1/1.000.000 seiner Gesamthelligkeit). Dies kann als Karte kleiner Liniensegmente an jedem Punkt des Himmels visualisiert werden, deren Muster wir analysieren. Die B-Modus-Polarisation ist im Wesentlichen der wirbelnde Teil dieses Musters (mathematisch als „Curl“ bekannt). Für die Dichteschwankungen, die den größten Teil der Polarisation des CMB erzeugen, ist dieser Teil des ursprünglichen Musters genau null.

[Dies liegt daran, dass Dichteströme im frühen Universum in dichte Regionen hinein oder aus diesen herausgehen und die Polarisation mit diesen Strömen auf eine Weise ausgerichtet ist, die nicht wirbelt und nur die sogenannte E-Modus-Polarisation erzeugt. Um ein B-Modus-Muster im frühen Universum zu erzeugen, braucht man Gravitationswellen.]

Inflation verstärkt Quantenfluktuationen, die sogar im Vakuum existieren. Die Quantenfluktuationen im Inflationsfeld selbst („Inflaton“) werden zu Dichtefluktuationen, die im CMB und zu viel späteren Zeiten in Galaxienverteilungen zu sehen sind. Während des Aufblasens werden die Quantenfluktuationen der Gravitation („Graviton“) zu langwelligen Gravitationswellen, die den B-Modus erzeugen, den wir sehen.

Das ist spannend, weil es ein erster Nachweis eines Gravitonabdrucks ist . Um Gravitonen zu haben, muss die Schwerkraft quantisiert werden. Das Ergebnis sagt uns, dass die für die ersten Instanzen nach dem Urknall verwendeten approximativen feldtheoretischen Modelle, die von einer Quantisierung der Gravitation ausgehen, auf dem richtigen Weg sind, was bedeutet, dass die Gravitation quantisiert werden muss.

Diese Beobachtung schließt Modelle aus, die nicht diese hochintensiven Gravitationsfelder haben, die die Standardkosmologie des Urknalls hat. Ich nehme an, Theoretiker mit unterschiedlichen Theorien werden sich bemühen, die Daten anzupassen.

In diesem Blogbeitrag wird eine gute Diskussion der Ergebnisse von Prof. Liam McAllister.