latex

مُلَخَّص

نستعرض الحالة الراهنة لتجربة QUIJOTE (التجربة المشتركة لـ Q-U-I في Tenerife) لدراسة خلفية الأشعة الكونية الميكروية، وهي أداة جديدة ستبدأ عملياتها في أوائل عام 2009 في مرصد Teide، بهدف توصيف استقطاب خلفية الأشعة الكونية الميكروية والعمليات الأخرى للإشعاع الكوني والمصادر خارج المجرة في نطاق التردد 10-30 GHz وعلى مقاييس زاوية كبيرة. ستكون QUIJOTE مكملاً هاماً عند الترددات المنخفضة لمهمة PLANCK، وستمتلك الحساسية المطلوبة لاكتشاف مكون الموجات الثقالية البدائية إذا كانت نسبة الشدة إلى القياس أكبر من \(r=0.05\).

مُقَدِّمَة

دراسة تباينات خلفية الميكروويف الكونية هي أحد الأعمدة الرئيسية لنموذج الانفجار العظيم. مع أحدث النتائج من القمر الصناعي Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP5)، والمعلومات التي قدمتها التجارب الأرضية مثل Very Small Array (VSA)، وArcminute Cosmology Bolometer Array Receiver (ACBAR) أو Cosmic Background Imager (CBI)، أصبح من الممكن تحديد المعاملات الكونية بدقة تتجاوز 5% (انظر مثلاً (Dunkley2008)).

ومع ذلك، تحتوي خلفية الميكروويف الكونية على معلومات أكثر بكثير مشفرة في إشارة استقطابها. منذ الكشف الأول عن الاستقطاب بواسطة تجربة Degree Angular Scale Interferometer (DASIpol)، بدأت تجارب أخرى في قياس طيف القدرة الزاوي للاستقطاب. وعلى الرغم من أن هذه القياسات لا تزال ذات نسبة إشارة إلى ضوضاء منخفضة نسبياً، إلا أنها تظهر توافقاً ممتازاً مع توقعات نموذج الكون المعياري Lambda Cold Dark Matter.

تتنبأ النظرية المعيارية بأن خلفية الميكروويف الكونية مستقطبة خطياً، والآلية الفيزيائية المسؤولة عن استقطابها هي تشتت طومسون خلال عصور إعادة التركيب أو إعادة التأين. بشكل عام، يمكن تحليل موتر الاستقطاب من حيث مكونات حقل E (التدرج) وحقل B (الدوران) (ZaldaSeljak07,Kamion97). ونظراً لحفظ التكافؤ، فهذا يعني أن لدينا ثلاثة أطياف قدرة زاوية لوصف حقل الاستقطاب: TE (الارتباط المتقاطع بين درجة الحرارة ووضع E)، وطيف القدرة EE وBB. يجب أن تكون جميع المجموعات الأخرى (TB وEB) صفراً.

إذا كانت تقلبات شدة خلفية الميكروويف الكونية ناتجة عن تقلبات قياسية (أي تقلبات في الكثافة فقط)، فسيتوقع وجود أوضاع E أولية فقط في استقطاب الخلفية الكونية. ومع ذلك، فإن التقلبات القياسية والتنسورية، مثل تلك الناتجة عن الموجات الثقالية في الكون المبكر (مثلاً (Polnarev85))، هي آليات يمكن أن تولد أوضاع B أولية في الاستقطاب على مقاييس زاوية كبيرة. لذلك، إذا استطعنا قياس هذه الأوضاع، فقد نمتلك وسيلة فريدة لدراسة عصر التضخم بشكل مفصل. على وجه الخصوص، يمكن التعبير عن مقياس الطاقة \(V\) الذي حدث فيه التضخم من حيث \(r\)، نسبة مساهمات التنسور إلى القياسية في طيف القدرة، كما يلي (Partridge): \[r = 0.001 \Bigg( \frac{V}{ 10^{16}~{\rm GeV}} \Bigg)^4\] الحد الأعلى الحالي لـ \(r \lesssim 0.3\) من بيانات Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (Komatsu08) يُترجم إلى \(V \lesssim 4 \times 10^{16}\) GeV.

وبسبب أهمية اكتشاف الموجات الثقالية البدائية (TaskForce,ESAESO)، هناك اهتمام كبير بتطوير التجارب الأرضية لقياس (أو تقييد) سعة طيف قدرة أوضاع B لاستقطاب خلفية الميكروويف الكونية. هنا نقدم واحدة من هذه الجهود.

تجربة خلفية الميكروويف الكونية QUIJOTE (Q-U-I JOint TEnerife) هي تعاون علمي بين معهد الفلك في جزر الكناري، معهد فيزياء كانتابريا، شركة IDOM، وجامعات كانتابريا ومانشستر وكامبريدج، بهدف توصيف استقطاب خلفية الميكروويف الكونية، والعمليات الفيزيائية المجرية وخارج المجرة في نطاق التردد 10-30 GHz وعلى مقاييس زاوية أكبر من درجة واحدة. يمكن العثور على معلومات محدثة عن المشروع في الصفحة الإلكترونية التالية: http://www.iac.es/project/cmb/quijote.

أهداف علمية

تجربة QUIJOTE-CMB لها هدفان علميان رئيسيان:

• الكشف عن بصمة أوضاع الجاذبية B إذا كانت لها سعة \(r \ge 0.05\)؛

• توفير معلومات أساسية عن استقطاب الإشعاع السنكروتروني والانبعاثات الميكروويفية الشاذة من مجرتنا عند الترددات المنخفضة (10-20 GHz).

لتحقيق هذه الأهداف العلمية، نحتاج إلى تغطية مساحة سماوية إجمالية تقدر بحوالي 3,000 إلى 10,000 درجة مربعة، وللوصول إلى حساسية تقدر بـ \(\sim 3-4\) \(\mu\)K لكل شعاع بدرجة واحدة بعد عام واحد من التشغيل بالأداة ذات التردد المنخفض (11-19 GHz)، و \(\lesssim 1\) \(\mu\)K لكل شعاع بالأداة الثانية عند 30 GHz. على الرغم من أن الاستراتيجية النهائية للرصد لا تزال قيد النقاش، يتم تقديم حل ممكن في الشكل المرجعي fig:goal، حيث نعرض الهدف العلمي لطيف القدرة الزاوي لأوضاع E وB بعد 3 سنوات من التشغيل، بافتراض تغطية سماوية تقدر بـ 5,000 درجة مربعة. في هذه الحالة بالذات، تقدر القيمة النهائية للضوضاء لخريطة 30 GHz بـ \(\sim 0.5\) \(\mu\)K/شعاع. ووفقاً لتلك الحساسيات الاسمية، ستوفر QUIJOTE واحدة من أكثر القياسات حساسية لاستقطاب الإشعاع السنكروتروني والانبعاثات الشاذة عند 11-19 GHz على مقاييس زاوية درجة. هذه المعلومات مهمة للغاية نظراً لأنه من المعروف أن أوضاع B هي الأقل سيادة في السعة مقارنة بالانبعاث المجري (انظر على سبيل المثال (Tucci)). يتم توضيح ذلك في اللوحة اليسرى من الشكل المرجعي fig:foregrounds، حيث نقدم سعة الإسهام المتوقع للإشعاع السنكروتروني ومصادر الراديو عند 30 GHz، وفقاً للنماذج الموصوفة في (Tucci). ستكمل خرائط QUIJOTE ذات التردد المنخفض القياسات التي يوفرها قمر Planck، مما يساعد في توصيف الانبعاث المجري. على وجه الخصوص، ستوفر QUIJOTE مساهمة رئيسية في تقييم مستوى مساهمة محتملة للانبعاث الميكروويفي المستقطب الشاذ (Watson,Battistelli).

باستخدام الخرائط ذات التردد المنخفض، نخطط لتصحيح قناة QUIJOTE ذات التردد العالي (30 GHz) للبحث عن أوضاع B البدائية. لتوضيح ذلك، يظهر الشكل المرجعي fig:foregrounds الإسهام المتبقي للإشعاع السنكروتروني بعد تصحيح الخريطة ذات التردد العالي على مستوى البكسل، بافتراض سلوك قانون القدرة النقي لانبعاث السنكروترون. تتم مناقشة مسألة مصادر الراديو أدناه، في سياق منشأة طرح المصدر.

تفاصيل التجربة

الأساس المرجعي للمشروع

سيقوم مشروع QUIJOTE-CMB بالرصد على خمسة ترددات، وهي 11، 13، 17، 19 و 30 GHz، بدقة زاوية تقارب الدرجة الواحدة. سيتم تشغيله من مرصد تيدي (2400 م) في تينيريفي (إسبانيا)، والذي أثبت أنه موقع ممتاز لرصد الخلفية الكونية الميكروية (نفس الموقع كما في تجارب COSMOSOMAS، VSA وتجارب التداخل JBO-IAC).

يتكون المشروع من مرحلتين. المرحلة الأولى، والتي تم تمويلها بالكامل، تتضمن بناء تلسكوب أول وجهازين يمكن تبديلهما في المستوى البؤري. سيكون الجهاز الأول عبارة عن جهاز متعدد القنوات يوفر تغطية ترددية بين 11 و 19 GHz، بالإضافة إلى بكسل واحد عند 30 GHz، ومن المتوقع أن يبدأ الرصد في بداية عام 2009. سيتكون الجهاز الثاني من 19 مقياس استقطاب يعمل عند 30 GHz، ومن المتوقع أن يبدأ التشغيل في نهاية عام 2009. يلخص الجدول [tab:basic] الخصائص الأساسية لهذين الجهازين¹. يتم حساب حساسية درجة الحرارة لكل شعاع كما يلي: \[\Delta Q = \Delta U = \sqrt{2} \frac{ T_{\rm sys} }{ \sqrt{\Delta \nu \; t \; N_{chan}} },\] حيث \(N_{\rm chan}\) هو عدد القنوات، \(\Delta \nu\) هو النطاق الترددي و \(T_{\rm sys}\) هو درجة حرارة النظام (أي بما في ذلك السماء). المرحلة الأولى تشمل أيضاً مرفق طرح المصادر لرصد وتصحيح مساهمة المصادر الراديوية المستقطبة في الخرائط النهائية. الجدول الزمني العام للمشروع هو تحقيق الهدف العلمي الرئيسي (\(r=0.1\)) بحلول نهاية عام 2011، و\(r=0.05\) بحلول عام 2015.

أخيراً، المرحلة الثانية (التي لم يتم تمويلها بعد) تتضمن بناء تلسكوب ثانٍ مطابق للأول، وجهاز ثالث مع 30 مقياس استقطاب عند 40 GHz.

التلسكوب والغلاف

يستخدم تلسكوب QUIJOTE-CMB تصميماً متقاطعاً من نوع Dragonian، حيث تمتلك المرآة الأولية فتحة متوقعة بقطر 3 m، والثانوية بقطر 2.6 m. تم تصميم النظام ليكون غير مضاء بالكامل لتقليل الأضواء الجانبية وتسرب الإشارات من الأرض. بالإضافة إلى ذلك، يقلل الغلاف الأسطواني الماص المحيط بالبصريات من إشارة التسرب.

تم تصميم كل من المرآتين للعمل حتى تردد 90 GHz أي بمعدل خطأ أقصى لا يتجاوز 20 \(\mu\)m وانحراف أقصى \(d=100\) \(\mu\)m.

يتم تركيب النظام بأكمله على منصة يمكن أن تدور حول المحور العمودي بتردد 0.25 Hz. تم تصميم الهيكل الداعم باستخدام مفهوم الارتفاع-السمتي الذي يمكن التلسكوب من الإشارة إلى أي موقع في السماء بارتفاع فوق الأفق أعلى من \(30^\circ\).

الآلة الأولى

هذه آلة متعددة القنوات تحتوي على خمسة أجهزة قياس استقطاب منفصلة (توفر 5 بكسلات سماوية مستقلة): اثنان يعملان عند 10-14 GHz، واثنان يعملان عند 16-20 GHz، وجهاز قياس استقطاب مركزي عند 30 GHz. الدافع العلمي لهذه الآلة الأولى هو توصيف الانبعاث المجري. يشتمل الترتيب البصري على 5 قرون تغذية مخروطية مموجة (صممت بواسطة جامعة مانشستر) تنظر إلى نظام عاكس مزدوج متقاطع الأنماط، والذي يوفر خصائص استقطاب متقاطع مثالية (مصممة لتكون \(\le -35\) dB) وحزمة متماثلة. يغذي كل قرن مشغل استقطاب دوار محوري مبرد جديد يمكن أن يدور بسرعات تصل إلى 40 Hz (انظر الشكل [fig:first]). هذه السرعة الدورانية كافية لتحويل الضوضاء 1/f في مكبرات الصوت ذات التردد المنخفض (نظراً لأن التعديل الاستقطابي يحدث أربع مرات بمعدل الدوران، أي 160 Hz). تحتوي وحدة الطرف الأمامي لـ 30 GHz على تبديل طور إضافي لتوفير الاستقرار. يتم فصل الإشارات الاستقطابية الخطية المتعامدة من خلال محول الوضع الأرثوذكسي المبرد عريض النطاق قبل أن يتم تضخيمها من خلال مكبرين متماثلين (وحدة من نوع فاراداي في حالة 30 GHz). يتم تغذية هاتين الإشارتين المتعامدتين في وحدة الطرف الخلفي التي تعمل في درجة حرارة الغرفة حيث يتم تضخيمهما وتصفية طيفهما قبل أن يتم اكتشافهما بواسطة مكشفات القانون التربيعي. جميع أجهزة قياس الاستقطاب باستثناء مستقبل 30 GHz لديها اكتشاف متزامن لـ “Q” و “U” أي يتم أيضاً ترابط الإشارات الاستقطابية الخطية المتعامدة الاثنين من خلال مهجن 180 درجة ويمران من خلال مكشفين إضافيين. تم تقسيم ممرات النطاق لهذه أجهزة قياس الاستقطاب ذات التردد المنخفض أيضاً إلى نطاق علوي وسفلي مما يعطي مجموع 8 قنوات لكل جهاز قياس استقطاب (انظر الجدول [tab:basic]).

يتم بناء وحدة الطرف الأمامي للقنوات ذات التردد المنخفض بواسطة المعهد الفلكي الكناري. تستخدم المستقبلات لهذه القنوات مكبرات الصوت 6-20 GHz (صممها S. Weinreb وبنيت في Caltech). يبلغ الربح لهذه المكبرات حوالي 30 dB، ودرجة حرارة الضوضاء أقل من 9 K عبر النطاق. يتم بناء وحدة الطرف الأمامي لـ 30 GHz في جامعة مانشستر، ويستخدم التصميم وحدة فاراداي الحالية (نفس الوحدة المستخدمة لـ OCRA-F). يتم بناء وحدة الطرف الخلفي لآلة 30 GHz بواسطة DICOM، بالتعاون مع IFCA على مستوى المحاكاة. يتم توفير التبريد والأنظمة الميكانيكية بواسطة CMS (جيف جوليان)، IDOM والمعهد الفلكي الكناري.

الجهاز الثاني

سيخصص هذا الجهاز لعلم أوضاع B الأولية. سيتكون من 19 مقياس استقطاب يعمل عند 30 GHz. التصميم المفاهيمي هو نسخة معدلة بالحجم من الجهاز الأول.

مرفق طرح المصدر

نسخة محدثة من مرفق طرح المصدر VSA (VSA-SS) (VSA1)، والتي يتم تنفيذها بواسطة مختبر كافنديش وجامعة مانشستر، ستستخدم لرصد مساهمة المصادر الراديوية في خرائط QUIJOTE. يعمل VSA-SS كمقياس تداخل ثنائي العناصر، يعمل عند 30 GHz، مع أطباق بقطر 3.7 m وفاصل بينهما 9 m. وقد قدر أنه في 30 GHz يكفي تصحيح إشعاع جميع المصادر ذات التدفقات في الكثافة الكلية أعلى من 300 mJy لجعل مساهمة المصدر المتبقية مساوية أو أقل من إشارة وضع B المتوقعة لحالة \(r=0.1\). في هذه الحالة، يبلغ العدد الإجمالي للمصادر التي يجب مراقبتها في المنطقة الممسوحة بالكامل من QUIJOTE حوالي 500. يتوقع أن تكون حساسية التدفق لكل مصدر حوالي 2-3 mJy.

الاستنتاجات

سيوفر QUIJOTE-CMB معلومات فريدة عن الانبعاث الاستقطابي (التركيب الإشعاعي والشاذ) من مجرتنا عند الترددات المنخفضة. ستكون هذه المعلومات ذات قيمة لتجارب وضع B المستقبلية. على وجه الخصوص، سيكمل QUIJOTE المعلومات المحصلة من Planck عند الترددات المنخفضة. باستخدام المعلومات من الترددات المنخفضة، سيكون بمقدور QUIJOTE اكتشاف إشارة وضع B الناتجة عن موجات الجاذبية البدائية في خريطة 30 GHz إذا كان \(r \ge 0.05\).