latex
نستعرض الحالة الراهنة لتجربة QUIJOTE (Q-U-I JOint TEnerife) لدراسة خلفية الأشعة الكونية الميكروية، وهي أداة جديدة ستبدأ عملياتها في أوائل عام 2009 في مرصد تيدى، بهدف توصيف استقطاب خلفية الأشعة الكونية الميكروية وغيرها من الإشعاعات المجرية وخارج المجرة في نطاق التردد 10-30 GHz وعلى مقاييس زاوية كبيرة. ستكون QUIJOTE مكملة هامة على الترددات المنخفضة لمهمة PLANCK، وستمتلك الحساسية اللازمة لاكتشاف مكون الموجات الثقالية البدائية إذا كانت نسبة الشدة إلى القياس أكبر من \(r=0.05\).
دراسة تباينات خلفية الأشعة الكونية الميكروية هي أحد الأعمدة الرئيسية لنموذج الانفجار العظيم. مع أحدث النتائج من القمر الصناعي (WMAP5)، والمعلومات التي قدمتها التجارب الأرضية مثل (VSA)، (ACBAR) أو (CBI)، أصبح من الممكن تحديد المعاملات الكونية بدقة تتجاوز 5% (انظر مثلاً (Dunkley2008)).
ومع ذلك، تحتوي خلفية الأشعة الكونية الميكروية على معلومات أكثر بكثير مشفرة في إشارة استقطابها. منذ الكشف الأول عن الاستقطاب بواسطة تجربة (DASIpol)، بدأت تجارب أخرى في قياس طيف القدرة الزاوي للاستقطاب. على الرغم من أن هذه القياسات لا تزال ذات نسبة إشارة إلى ضوضاء ضعيفة نسبياً، إلا أنها تظهر توافقاً ممتازاً مع تنبؤات نموذج \(\Lambda\)CDM القياسي.
تتنبأ النظرية القياسية بأن خلفية الأشعة الكونية الميكروية 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). نظراً لحفظ التكافؤ، يعني هذا أن لدينا ثلاثة أطياف قدرة زاوية لوصف حقل الاستقطاب: TE (الارتباط المتقاطع بين درجة الحرارة ووضع E)، وطيف قدرة EE وBB. يجب أن تكون جميع المجموعات الأخرى (TB وEB) صفراً.
إذا كانت تقلبات شدة خلفية الأشعة الكونية الميكروية ناتجة عن اضطرابات قياسية (أي تقلبات في الكثافة فقط)، فسيتوقع وجود أوضاع E أولية فقط في استقطاب الخلفية الكونية الميكروية. ومع ذلك، فإن الاضطرابات 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 بدلالة \(r\)، 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 (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 الخلفية الكونية الميكروية. هنا نقدم واحدة من هذه الجهود.
تجربة الخلفية الكونية الميكروية QUIJOTE (Q-U-I JOint TEnerife) هي تعاون علمي بين معهد الفلك في جزر الكناري، ومعهد الفيزياء في كانتابريا، وشركة IDOM، وجامعات كانتابريا ومانشستر وكامبريدج، بهدف توصيف استقطاب الخلفية الكونية الميكروية، 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
.
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 الانبعاثات الميكروية الشاذة والتركيب الإشعاعي لمجرتنا عند الترددات المنخفضة (10-20 GHz).
لتحقيق هذه الأهداف العلمية، نحتاج إلى تغطية مساحة سماوية تقدر بحوالي 3,000 إلى 10,000 درجة مربعة، وللوصول إلى حساسية تقريباً 3-4 \(\mu\)K لكل شعاع درجة واحدة بعد عام من التشغيل بالأداة ذات التردد المنخفض (11-19 GHz)، و \(\lesssim 1\) \(\mu\)K لكل شعاع مع الأداة الثانية عند 30 GHz. على الرغم من أن الاستراتيجية النهائية للمراقبة لا تزال قيد النقاش، يتم تقديم حل ممكن في الشكل المرجعي، حيث نعرض الهدف العلمي لطيف القدرة الزاوي لأوضاع E وB بعد 3 سنوات من التشغيل، بافتراض تغطية سماوية تبلغ 5,000 درجة مربعة. في هذه الحالة بالذات، تكون قيمة الضوضاء النهائية لخريطة 30 GHz تقريباً 0.5 \(\mu\)K/شعاع. ووفقاً لهذه الحساسيات الاسمية، ستوفر QUIJOTE واحدة من أكثر القياسات حساسية لاستقطاب الانبعاثات الشاذة والتركيب الإشعاعي عند 11-19 GHz على مقاييس زاوية الدرجة. هذه المعلومات مهمة للغاية نظراً لأن أوضاع B هي الأقل سيادة في السعة مقارنة بالانبعاث المجري (انظر على سبيل المثال (Tucci)). يتم توضيح ذلك في اللوحة اليسرى من الشكل المرجعي، حيث نقدم سعة الانبعاث المتوقعة للتركيب الإشعاعي ومساهمة المصادر الراديوية عند 30 GHz، وفقاً للنماذج الموصوفة في (Tucci). ستكمل خرائط QUIJOTE ذات التردد المنخفض القياسات التي قام بها قمر صناعي Planck، مما يساعد في توصيف الانبعاث المجري. على وجه الخصوص، ستقدم QUIJOTE مساهمة رئيسية في تقييم مستوى مساهمة محتملة من الانبعاث الميكروي 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 مساهمة التركيب الإشعاعي المتبقية بعد تصحيح بيكسل ببيكسل للخريطة ذات التردد العالي بافتراض سلوك قانون القوة النقية لانبعاث التركيب الإشعاعي. تتم مناقشة مسألة المصادر الراديوية أدناه، في سياق منشأة طرح المصدر.
سيقوم مشروع QUIJOTE-CMB بالمراقبة على خمس ترددات، وهي 11، 13، 17، 19 و 30 GHz، بدقة زاوية تقريبية تبلغ \(\sim 1\) درجة. سيتم تشغيله من مرصد تيدى ( 2400 م) في تينيريفي (إسبانيا)، والذي أثبت أنه موقع ممتاز لمراقبة الخلفية الكونية الميكروية (نفس الموقع كما في تجارب تينيريفي، COSMOSOMAS، VSA وتجربة التداخل الراديوي 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 جهازاً متعدد القنوات يوفر تغطية التردد بين 11 و 19 GHz، بالإضافة إلى بيكسل واحد عند 30 GHz، ومن المتوقع أن يبدأ المراقبة في بداية عام 2009. سيتكون الجهاز الثاني من 19 مقياس استقطاب يعمل عند 30 GHz، ومن المتوقع أن يبدأ العمليات 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 منشأة إزالة المصادر لمراقبة وتصحيح مساهمة المصادر الراديوية المستقطبة في الخرائط النهائية. الجدول الزمني الإجمالي 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.
يستخدم تلسكوب QUIJOTE-CMB تصميم دراغوني متقاطع، حيث يمتلك العاكس الأول فتحة متوقعة بقطر 3 m، والعاكس الثانوي بقطر 2.6 m. تم تصميم النظام ليكون غير مضاء بالكامل لتقليل الحزم الجانبية وتسرب الإشارات من الأرض. بالإضافة إلى ذلك، يقلل الحاجز الامتصاصي الأسطواني المحيط بالبصريات من إشارة التسرب.
تم تصميم كل من المرايا للعمل حتى تردد 90 GHz أي بمعدل انحراف أقصى لا يتجاوز 20 \(\mu\)m وانحراف أقصى \(d=100\) \(\mu\)m.
يتم تركيب النظام بأكمله على منصة يمكنها الدوران 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 \(30^\circ\).
هذا جهاز متعدد القنوات يحتوي على خمسة أجهزة قياس استقطاب منفصلة (توفر 5 بيكسلات مستقلة للسماء): اثنان يعملان عند 10-14 GHz، واثنان يعملان عند 16-20 GHz، وجهاز قياس استقطاب مركزي عند 30 GHz. الدافع العلمي لهذا الجهاز الأول هو توصيف الإشعاع المجري. يشتمل الترتيب البصري على 5 قرون تغذية مخروطية مموجة (صممت من قبل جامعة مانشستر) تنظر إلى نظام عاكس مزدوج متقاطع الأنواع، والذي يوفر خصائص عبر الاستقطاب المثلى (مصممة لتكون \(\le -35\) dB) وأشعة متماثلة. كل قرن يغذي مشغل استقطاب دوار محوري مبرد جديد يمكن أن يدور بسرعات تصل إلى 40 Hz (انظر الشكل [fig:first]). هذه السرعة الدورانية كافية لتبديل الضوضاء 1/f في مكبرات الصوت ذات التردد المنخفض (نظراً لأن التعديل الاستقطابي يحدث أربع مرات بمعدل الدوران، أي 160 Hz). وحدة النهاية الأمامية لـ 30 GHz لديها تبديل طور إضافي لتوفير الاستقرار. يتم فصل الإشارات الاستقطابية الخطية المتعامدة من خلال محول الوضع الأعظمى المبرد عريض النطاق قبل أن يتم تضخيمها من خلال مكبرين متماثلين للصوت (وحدة من نوع فاراداي في حالة 30 GHz). يتم تغذية هاتين الإشارتين المتعامدتين إلى وحدة النهاية الخلفية التي تعمل في درجة حرارة الغرفة حيث يتم تضخيمهما وتصفية طيفهما قبل أن يتم اكتشافهما بواسطة مكشافات قانون المربع. 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 هجين 180 درجة ويمران من خلال مكشافين إضافيين. تم تقسيم ممرات النطاق لهذه الأجهزة ذات التردد المنخفض أيضاً إلى نطاق علوي وسفلي مما يعطي مجموع 8 قنوات لكل جهاز قياس استقطاب (انظر الجدول [tab:basic]).
تم تطوير وحدة النهاية الأمامية للقنوات ذات التردد المنخفض بواسطة IAC. تستخدم المستقبلات لهذه القنوات مكبرات الصوت MMIC 6-20 GHz (صممها S. Weinreb وصنعت في Caltech). يبلغ الربح لهذه المكبرات حوالي 30 dB، ودرجة حرارة الضوضاء أقل من 9 K عبر النطاق. تم تطوير وحدة النهاية الأمامية لـ 30 GHz في جامعة مانشستر، ويستخدم التصميم وحدة فاراداي الحالية (نفس الوحدة المستخدمة لـ OCRA-F2). تم تطوير وحدة النهاية الخلفية لجهاز 30 GHz بواسطة DICOM، بالتعاون مع IFCA على مستوى المحاكاة. توفر الأنظمة الكريوجينية والأنظمة الميكانيكية بواسطة CMS3 (Jeff Julian)، IDOM و IAC.
سيخصص هذا الجهاز لدراسة أوضاع B الأولية. سيتكون من 19 مقياس استقطاب يعمل عند 30 GHz. التصميم المفاهيمي هو نسخة معدلة الحجم من الجهاز الأول.
تم ترقية نسخة من منشأة طرح المصدر VSA (VSA-SS) (VSA1)، والتي يتم تنفيذها بواسطة مختبر كافنديش وجامعة مانشستر، وسوف تُستخدم لمراقبة مساهمة المصادر الراديوية في خرائط QUIJOTE. تعمل VSA-SS كمقياس تداخل ثنائي العناصر، عند 30 GHz، مع أطباق بقطر 3.7 m وفاصل بينهما 9 m. لقد قدرنا 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.
سيوفر QUIJOTE-CMB معلومات فريدة عن الانبعاث الاستقطابي (التركيب الإشعاعي والشاذ) من مجرتنا عند الترددات المنخفضة. ستكون هذه المعلومات ذات قيمة لتجارب أوضاع 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 \(r \ge 0.05\).