BICEP

1. 개요

BICEP 프로젝트는 우주 마이크로파 배경(CMB)의 B-모드 편광을 정밀하게 측정하여 빅뱅 직후 급팽창 이론에 따라 발생한 중력파를 탐지하는 것을 목표로 한다. 이 프로젝트는 캘리포니아 공과대학교를 중심으로 여러 기관이 참여하여 진행되었으며, BICEP1, BICEP2, Keck Array, BICEP3, BICEP Array 등 여러 망원경 시리즈를 개발하고 운영해왔다. BICEP2는 중력파 신호 관측을 발표했으나, 후속 연구를 통해 이 신호가 우주 먼지에서 기인한 것임이 밝혀졌다. BICEP Array는 BICEP 프로젝트의 후속 장비로, 인플레이션 중력파 진폭에 대한 정밀 측정을 목표로 하고 있다.

2. 목표와 역사

BICEP의 목표는 우주 마이크로파 배경(CMB)의 편광, 특히 B-모드 편광을 측정하는 것이다. B-모드는 빅뱅 직후 급팽창 이론에 따라 발생한 중력파에 의해 생성되는 것으로 알려져 있다. BICEP 망원경은 남극 아문센-스콧 남극 기지에서 운영되며, 세 장비 모두 남극점 주변 하늘을 관측했다.

BICEP은 2002년 캘리포니아 공과대학교(Caltech)에서 시작되었다. 제트 추진 연구소와 협력하여 물리학자 앤드류 랑(Andrew Lange), 제이미 복(Jamie Bock), 브라이언 키팅(Brian Keating), 윌리엄 홀자페펠(William Holzapfel)은 BICEP1 망원경을 건설했고, 2005년 아문센-스콧 남극 기지에 설치하여 관측을 수행했다. BICEP1 설치 직후, 캘리포니아 공과대학교 박사 후 연구원 존 코바치(John Kovac)와 차오린 쿠오(Chao-Lin Kuo)는 BICEP2 개발을 시작했다. BICEP2는 BICEP1과 망원경은 동일했지만, 초점면에 필터, 처리, 영사, 측정을 하는 인쇄 회로 기판(PCB)을 탑재한 새로운 측정기를 사용했다. BICEP2는 2009년 남극에 설치되어 B-모드 편광 관측을 시작했다.

2.1. 참여 기관

캘리포니아 공과대학교(Caltech), 카디프 대학교(Cardiff University), 시카고 대학교(University of Chicago), 하버드-스미소니언 천체물리 연구센터(Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian), 제트 추진 연구소(Jet Propulsion Laboratory), CEA 그르노블(프랑스)(CEA Grenoble (FR)), 미네소타 대학교(University of Minnesota), 스탠퍼드 대학교(Stanford University)는 모든 BICEP 장비 제작에 참여했다. UC 샌디에이고(UC San Diego)는 BICEP1 및 BICEP2에, 국립 표준 기술 연구소(National Institute of Standards and Technology), 브리티시컬럼비아 대학교(University of British Columbia), 토론토 대학교(University of Toronto)는 BICEP2, Keck Array 및 BICEP3에, 케이스 웨스턴 리저브 대학교(Case Western Reserve University)는 Keck Array 제작에 참여했다.

3. BICEP 망원경 시리즈

BICEP 망원경 시리즈는 빅뱅 직후 발생한 급팽창 이론에 따른 중력파를 관측하기 위한 프로젝트이다. 이 중력파는 우주배경복사의 편광, 특히 B-모드(컬 성분)에 영향을 미치는데, BICEP은 이를 측정하는 것을 목표로 한다. Amundsen-Scott 남극기지에 설치되어 남극을 중심으로 관측을 진행하고 있다.

이 관측에는 Caltech, Cardiff University, University of Chicago, Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics, Jet Propulsion Laboratory, CEA Grenoble (FR), University of Minnesota, Stanford University 등의 기관들이 참여하고 있다. UC San Diego는 BICEP1과 2에, National Institute of Standards and Technology (NIST), University of British Columbia and University of Toronto는 BICEP2, Keck Array, BICEP3에, Case Western Reserve University는 Keck Array에 참여했다.

BICEP 프로젝트는 2002년 California Institute of Technology(Caltech)에서 시작되었다. Jet Propulsion Laboratory의 도움으로 BICEP1 장비가 개발되었고, 2005년에 남극에 설치되어 관측을 수행했다. 이후 BICEP1을 개선한 BICEP2가 개발되어 2009년에 남극에 설치되었다.

BICEP2는 초기 우주의 중력파(원시 중력파)에서 B-모드를 감지했다고 보고되었으나, 이후 우주 먼지에 의한 신호일 가능성이 제기되었다. BICEP2는 Keck Array 및 플랑크와 데이터를 결합하여 공동 분석을 수행했으며, 텐서 대 스칼라 비율에 대한 제한을 설정했다.

Degree Angular Scale Interferometer가 사용했던 망원경 마운트를 활용하여 Keck Array가 제작되었다. Keck Array는 5개의 편광계로 구성되며, 펄스 튜브 냉동기를 사용한다.

BICEP3는 68cm 조리개를 가진 단일 망원경으로, 2015년에 설치되었다. BICEP3는 BICEP 배열의 프로토타입이다.

BICEP Array는 Keck Array의 후속으로, 4개의 망원경으로 구성되어 있다.

3.1. BICEP1

BICEP1은 2006년 1월부터 2008년 말까지 운영된 최초의 BICEP 망원경이다. 개발 당시에는 "로빈슨 중력파 배경 망원경"으로 불렸다. BICEP1은 100GHz와 150GHz(파장 3mm 및 2mm)에서 하늘을 관측했으며, 각분해능은 각각 1.0도와 0.7도였다. 우주배경복사의 편광에 민감한 98개의 검출기(100GHz에서 50개, 150GHz에서 48개)를 가지고 있었으며, 한 쌍의 검출기는 하나의 편광 감지 픽셀을 구성했다. 이 장비는 미래 장비의 시범작이었고, 2003년 케이팅 등(Keating et al.)에 의해 처음 기술되었으며, 2006년 1월에 관측을 시작하여 2008년 말까지 운영되었다.

3.2. BICEP2

BICEP2는 2010년부터 2012년까지 운영된 두 번째 BICEP 망원경이다. 150GHz 주파수 대역에서 관측을 수행했으며, 512개의 초전도 전이단 센서(TES)를 사용한 256 픽셀의 볼로미터 배열을 통해 이전 장비보다 훨씬 좋은 성능을 보였다.

2014년 3월, BICEP2 연구팀은 초기 우주의 중력파로부터 발생한 배경복사의 B-모드를 관측했다고 발표했다. 이 발표는 하버드-스미소니언 천체물리 센터(Harvard & Smithsonian)에서 진행되었으며, BICEP2가 $r\; =\; 0.20+0.07-0.05$ 수준의 B-모드를 관측했다고 밝혔다.

하지만, 2014년 6월 미국 천문학회에서 천문학자 데이비드 스펄젤은 이 관측 결과가 우리 은하 내부의 성간먼지에 의한 빛의 산란 때문일 수 있다고 주장했다. 측정된 텐서-스칼라 비율이 플랑크 관측에 따른 범위를 벗어났기 때문에, 많은 과학자들은 이 관측 결과가 성간먼지에 의한 것이라고 생각했다.

2014년 9월, 플랑크 연구진은 성간먼지를 정밀하게 측정하여, 이 성간먼지로 인한 신호가 BICEP2에서 얻어진 신호와 같은 세기라는 결론을 내렸다. 2014년 10월, POLARBEAR 연구진은 성간먼지 등의 영향을 제거한 후에도 97.2% 신뢰도의 새로운 B-모드 편광을 관측했다고 발표했다.

2015년 1월, BICEP2와 플랑크의 공동 분석 결과가 발표되었고, 유럽 우주국은 신호가 먼지에 전적으로 기인할 수 있다고 발표했다. BICEP2는 켁 어레이 및 플랑크와 데이터를 결합하여 공동 분석을 수행했으며, 2015년 3월 피지컬 리뷰 레터스에 게재된 간행물은 텐서 대 스칼라 비율의 제한을 로 설정했다.

BICEP2 연구는 초기 우주 중력파의 B-모드 편광을 관측했다고 발표했으나, 이는 은하 내 성간 먼지에 의한 신호로 밝혀졌다. 이 과정에서 BICEP2 연구팀은 성급한 발표로 과학계에 혼란을 야기했다는 비판을 받았다. 특히, 존 M. 코바크(하버드-스미소니언 천체물리 센터 (Harvard & Smithsonian)), 차오린 궈(스탠퍼드 대학교), 제이미 복(캘리포니아 공과대학교), 클렘 프라이크(미네소타 대학교) 등 주요 연구자들의 책임론이 제기되었다.

3.3. Keck Array

Keck Array는 BICEP2 디자인과 매우 유사하지만, 큰 냉각용 액체 헬륨 저장 듀어(dewar) 대신 펄스 튜브 냉동기(pulse tube refregirator)를 사용하는 5개의 편광계로 구성된다.

처음 세 대는 2010~11년 오스트레일리아 하계에 관측을 시작했고, 다른 두 대는 2012년에 관측을 시작했다. 모든 수신기는 2013년까지 150 GHz에서 관측을 했고, 그 중 두 대는 100 GHz에서 관측하도록 개조되었다. 각 편광기는 펄스 튜브 냉각기로 4K까지 냉각되는 굴절 망원경 (계통 오차를 최소화하기 위해)과 250 mK로 냉각되는 512개의 전이 에지 센서의 초점면 배열로 구성되어 총 2560개의 검출기 또는 1280개의 이중 편광 픽셀을 제공한다.

Keck Array는 W. M. Keck Foundation의 2300 기금과 국립 과학 재단, 고든 앤 베티 무어 재단, James and Nelly Kilroy 재단 및 Barzan 재단의 자금 지원을 받았다.

3.4. BICEP3

BICEP3는 2015년 1월에 극점에 설치된 망원경이다. 케크 어레이와 동일하게 2560개의 검출기(95GHz 관측)를 갖춘 단일 망원경이지만, 68cm 조리개를 가지고 있어 전체 케크 배열의 약 두 배의 광학적 처리량을 제공한다. 넓은 초점면으로 인해 28°의 더 넓은 시야를 가지는데, 이는 하늘의 일부 전경 오염된 부분을 스캔해야 함을 의미한다. 2015-2016년 남반구 여름 시즌을 위해 전체 2560 검출기 구성으로 업그레이드되었다. BICEP3는 BICEP 배열의 프로토타입이다.

3.5. BICEP Array

BICEP Array는 케크 배열의 후속 프로젝트로, BICEP3와 유사한 4개의 망원경으로 구성되어 있으며, 30/40, 95, 150, 220/270 GHz에서 작동한다. 설치는 2017년과 2018년 관측 시즌 사이에 시작되었다. 2020년 관측 시즌까지 완전히 설치될 예정이었다.

프로젝트 웹사이트에 따르면, BICEP 배열은 5개의 주파수 대역에서 편광된 하늘을 측정하여 인플레이션 중력파(IGW) 진폭에 대한 궁극적인 감도 σ(r) < 0.005에 도달할 것이며, 이 측정은 일반적으로 약 0.01 이상의 중력파 신호를 예측하는 인플레이션의 느린 롤 모델에 대한 결정적인 테스트가 될 것이다.