تجربة QUIJOTE لخلفية الأشعة الكونية الميكروية

J.A. Rubiño-Martín R. Rebolo M. Tucci R. Génova-Santos S.R. Hildebrandt R. Hoyland J.M. Herreros F. Gómez-Reñasco C. López Caraballo E. Martínez-González P. Vielva D. Herranz F.J. Casas E. Artal B. Aja L. de la Fuente J.L. Cano E. Villa A. Mediavilla J.P. Pascual L. Piccirillo B. Maffei G. Pisano R.A. Watson R. Davis R. Davies R. Battye R. Saunders K. Grainge P. Scott M. Hobson A. Lasenby G. Murga C. Gómez A. Gómez J. Ariño R. Sanquirce J. Pan A. Vizcargüenaga B. Etxeita

مُلَخَّص

نستعرض الوضع الراهن لتجربة QUIJOTE (Q-U-I JOint TEnerife) لدراسة خلفية الأشعة الكونية الميكروية، وهي تجربة جديدة ستبدأ عملياتها في أوائل عام 2009 في مرصد تييده، بهدف توصيف استقطاب الخلفية الكونية الميكروية والانبعاثات المجرِّيّة وخارج المجرة في النطاق الترددي 10–30 GHz وعلى مقاييس زاويّة واسعة. وستكون QUIJOTE مُكمِّلةً مهمّةً عند الترددات المنخفضة لمهمة PLANCK، وتمتلك الحساسية اللازمة للكشف عن إشارة الموجات الثِّقالية الأوّلية إذا كانت نسبة التنسور إلى السُّلَّم \(r=0.05\).

مُقَدِّمَة

تُعَدّ دراسة تباينات خلفية الأشعة الكونية الميكروية إحدى الركائز الأساسية في إطار نموذج الانفجار العظيم. ومع أحدث النتائج من القمر الصناعي WMAP5 والبيانات التي وفرتها التجارب الأرضية مثل (VSA وACBAR وCBI)، أصبح بالإمكان تحديد المعاملات الكونية بدقّة تتجاوز 5% (انظر مثلاً Dunkley2008).

ومع ذلك، تحمل الخلفية الكونية الميكروية معلومات إضافية كثيرة مُشفَّرة في إشارة استقطابها. فمنذ الكشف الأوّل عن الاستقطاب بواسطة تجربة (DASI-Pol)، بدأت تجارب أخرى في قياس طيف القُدرة الزاوي للاستقطاب. وعلى الرغم من أن نسبة الإشارة إلى الضوضاء ما تزال منخفضة نسبياً، إلا أن النتائج تتوافق بشكل ممتاز مع تنبؤات نموذج \(\Lambda\)CDM القياسي.

وتنبئ النظرية القياسية بأن الخلفية الكونية الميكروية مُستقطَبةٌ خطيّاً بفعل تشتّت طومسون خلال عصري إعادة التركيب وإعادة التأيّن. ويمكن تحليل مُوتر الاستقطاب إلى مكوِّنات حقل E (التدرّج) وحقل B (الدوران) (ZaldaSeljak07,Kamion97). ووفق حفظ تناظر التكافؤ، نحصل على ثلاثة أطياف قُدرة زاوية لوصف الاستقطاب: TE (الارتباط بين درجة الحرارة وحقل E)، وEE وBB، في حين يجب أن تكون الأطياف TB وEB صفراً.

إذا كانت تقلبات شِدّة الخلفية ناتجةً عن اضطرابات سُلَّميّة (تقلبات كثافة فقط)، فمن المتوقع ظهور أوضاع E أَوّلية في الاستقطاب. أمّا الاضطرابات التنسورية، مثل تلك الناتجة عن موجات ثِقالية في الكون المبكر (انظر Polnarev85)، فهي قادرة على توليد أوضاع B أَوّلية على مقاييس زاوية كبيرة. ومن ثمّ، فإن قياس هذه الأوضاع يوفّر وسيلةً فريدةً لدراسة عصر التضخُّم بعمق. وبشكل خاص، يُعبَّر عن مقياس طاقة التضخُّم \(V\) بدلالة \(r\) (نسبة مساهمات التنسور إلى السُّلَّم) كما يلي (Partridge): \[ r = 0.001 \left( \frac{V}{ 10^{16}\ \mathrm{GeV}} \right)^4 \]، حيث يُترجَم الحدّ الأعلى الحالي \(r \lesssim 0.3\) من بيانات Komatsu08 إلى \(V \lesssim 4 \times 10^{16}\) GeV.

ونظراً للأهمية الكبيرة لاكتشاف الموجات الثِّقالية الأوّلية (TaskForce,ESAESO)، ثمّة اهتمام واسع بتطوير تجارب أرضية لقياس (أو تقييد) طيف قُدرة أوضاع B للاستقطاب. وفي هذا السياق نقدّم هنا إحدى هذه الجهود.

تجربة الخلفية الكونية الميكروية QUIJOTE (Q-U-I JOint TEnerife) هي تعاون بين معهد الفلك بجزر الكناري، ومعهد الفيزياء بكانتابريا، وشركة IDOM، وجامعتي كانتابريا ومانشستر وكامبريدج، بهدف توصيف استقطاب الخلفية الكونية الميكروية والانبعاثات المجرِّيّة وخارج المجرة في نطاق التردد 10–30 GHz وعلى مقاييس زاوية أكبر من درجة واحدة. وللاطلاع على أحدث المستجدات، يُرجى زيارة: http://www.iac.es/project/cmb/quijote.

أهداف علمية

لتجربة QUIJOTE–CMB هدفان علميّان رئيسيان:

لتحقيق هذين الهدفين، نحتاج إلى تغطية مساحة سماوية تبلغ نحو 3,00010,000 درجة مربعة، مع حساسية تقريبية 3–4 \(\mu\)K لكل شعاع بزاوية درجة واحدة بعد عام من التشغيل بالأداة منخفضة التردد (11–19 GHz)، وأقل من \(\sim1\) \(\mu\)K لكل شعاع مع الأداة عند 30 GHz. وعلى الرغم من أنّ الاستراتيجية النهائية للمسح لا تزال قيد النقاش، فإن الشكل المرجعي يعرض طيف القُدرة الزاوي لأوضاع E وB بعد 3 سنوات من التشغيل، بافتراض تغطية سماوية قدرها 5,000 درجة مربعة. في هذه الحالة، تبلغ قيمة ضوضاء خريطة 30 GHz نحو 0.5 \(\mu\)K لكل شعاع. وبالحساسيات الاسمية هذه، ستكون QUIJOTE من أدقّ القياسات لاستقطاب الانبعاث الميكروي الشاذ والانبعاث المجرِّي عند 11–19 GHz على مقاييس زاوية الدرجة. وهذه المعلومات ضرورية لأن أوضاع B أقل سيادةً مقارنةً بالانبعاث المجرِّي (انظر Tucci). يُوضّح الجانب الأيسر من الشكل المرجعي مساهمة الانبعاث المجرِّي والمصادر الراديوية عند 30 GHz حسب النماذج في Tucci، ما يُكمل خرائط Planck عند الترددات المنخفضة، ويساعد في توصيف الانبعاث المجرِّي. وستكون لتجربة QUIJOTE إسهامات رئيسية في تقييم مساهمة الانبعاث الميكروي المُستقطَب الشاذ (Watson,Battistelli).

وباستخدام الخرائط منخفضة التردد، نخطّط لتصحيح قناة QUIJOTE عالية التردد (30 GHz) للبحث عن أوضاع B الأوّلية. وللتوضيح، يعرض الشكل المرجعي بقايا انبعاث السنكروترون بعد تصحيح خريطة القناة عالية التردد على مستوى البكسل، بافتراض قانون قُوّي بسيط لانبعاث السنكروترون. وتُناقَش هنا أيضاً مسألة المصادر الراديوية في سياق منشأة رصد المصادر.

تفاصيل التجربة

الخطّ الأساس للمشروع

سيُجري مشروع QUIJOTE–CMB مراقبةً على خمس ترددات: 11، 13، 17، 19 و30 GHz، بدقّة زاوية تقريبية \(\sim1\) درجة. ويُدشَّن الموقع في مرصد تييده (الارتفاع 2400 م) في تينيريفه (إسبانيا)، وهو نفس الموقع الذي احتضن تجارب Tenerife وCOSMOSOMAS وVSA وتجربة التداخل الراديوي JBO-IAC.

يتألّف المشروع من مرحلتين. المرحلة الأولى، المُمَوَّلة حالياً، تشمل بناء تلسكوب أوّلي وذراعين بؤريّين قابلين للتبديل. تحتوي الأداة الأولى على عدّة قنوات تُغطّي 1119 GHz إضافةً إلى بكسل واحد عند 30 GHz، ومن المتوقع أن تبدأ الرصْد مطلع عام 2009. أمّا الأداة الثانية فتضم 19 مقياس استقطاب عند 30 GHz، ومتوقع بدؤها بنهاية العام ذاته. يُلخِّص الجدول [tab:basic] الخصائص الأساسية لكلٍّ منهما1. وتُحسب دقّة درجة الحرارة لكل شعاع بواسطة \[ \Delta Q = \Delta U = \sqrt{2}\;\frac{T_{\rm sys}}{\sqrt{\Delta \nu\, t\, N_{\rm chan}}} \] حيث \(N_{\rm chan}\) عدد القنوات، و\(\Delta \nu\) عرض النطاق الترددي، و\(T_{\rm sys}\) درجة حرارة النظام. وتشمل المرحلة الأولى أيضاً منشأةً لرصد المصادر لتصحيح مساهمة المصادر الراديوية المُستقطَبة في الخرائط النهائية. ويستهدف الجدول الزمني تحقيق الهدف العلمي الرئيسي (\(r=0.1\)) بحلول نهاية عام 2011، و\(r=0.05\) بحلول عام 2015.

أخيراً، المرحلة الثانية (غير المُمَوَّلة بعد) تتضمن بناء تلسكوب ثانٍ مطابق وأداة ثالثة تضم 30 مقياس استقطاب عند 40 GHz.

التلسكوب والغلاف

يعتمد تلسكوب QUIJOTE–CMB على تصميم دراغوني مُتقاطع، حيث يبلغ قطر العاكس الأوّل 3 m والعاكس الثانوي 2.6 m. وقد صُمِّم النظام ليكون غير مُضاءٍ بالكامل بهدف تقليل الحزم الجانبية وتسرب الإشارة من الأرض، إضافةً إلى حاجز امتصاصي أسطواني حول البصريات لخفض هذا التسرب.

وتحمل المرايا انحرافات سطحية قصوى تبلغ 20 \(\mu\)m بما يسمح بالتشغيل حتى 90 GHz، مع انحراف إجمالي لا يتجاوز \(d=100\) \(\mu\)m.

ويُركَّب النظام على منصّة دوّارة حول محور عمودي بسرعة 0.25 Hz، ويستخدم مفهوم الارتفاع-السمتي بحيث يمكنه الإشارة إلى أي مكان في السماء بزاوية ارتفاع فوق الأفق أكبر من \(30^\circ\).

الجهاز الأول

تتكوّن هذه الأداة متعدّدة القنوات من خمسة مقاييس استقطاب مستقلّة (خمسة بكسلات): اثنان عند 10–14 GHz، واثنان عند 16–20 GHz، وجهاز مركزي واحد عند 30 GHz. وتهدف أساساً إلى توصيف الإشعاع المجرِّي. ويتألف النظام البصري من خمسة قرون تغذية مخروطية مموجة (مصمّمة في جامعة مانشستر) تتجه نحو نظام عاكس دراغوني مزدوج متقاطع، ما يحقّق عزلاً عبر الاستقطاب ≤ \(-35\) dB وأشعّة متماثلة. ويُغذّي كلّ قرن مُحوِّلَ استقطابٍ دوّاراً مُبرَّداً يمكنه الدوران حتى 40 Hz (انظر الشكل [fig:first])، وهو ما يكفي لتخفيف ضوضاء 1/f في المضخّمات منخفضة التردد (توليد تعديل استقطابي بمعدّل أربعة أضعاف سرعة الدوران، أي 160 Hz). وتحتوي وحدة النهاية الأمامية للقناة عند 30 GHz على مُبدِّل طور إضافي لتعزيز الاستقرار. وتُفرَّق الإشارات الاستقطابية الخطية المتعامدة عبر مُحوِّل النمط المتعامد البارد عريض النطاق (OMT) قبل التضخيم في مضخّمين متماثلين (وحدة فاراداي في حالة 30 GHz). ثم تُغذّى الإشارات إلى وحدة النهاية الخلفية عند درجة حرارة الغرفة للتضخيم والفلترة والاكتشاف باستخدام مُكشِّفات قانون المربّع. وباستثناء مستقبل 30 GHz، تدعم بقية المقاييس الاكتشاف المتزامن لـ Q وU عبر مُهجِّن °180 ومُكشِّفين إضافيين. كما تنقسم ممرّات النطاق للقنوات المنخفضة إلى نطاق علوي وسفلي، بما يعطي 8 قنوات لكل بكسل (انظر الجدول [tab:basic]).

طوّر IAC وحدة النهاية الأمامية للقنوات المنخفضة باستخدام مُضخِّمات MMIC بتردّد 6–20 GHz (تصميم S. Weinreb وإنتاج Caltech)، بربح ~30 dB ودرجة ضوضاء أقل من 9 K عبر النطاق. وطُوِّرت وحدة النهاية الأمامية لـ 30 GHz في جامعة مانشستر باستخدام وحدة فاراداي مثل OCRA-F2. أمّا وحدة النهاية الخلفية لـ 30 GHz فطوّرتها DICOM بالتعاون مع IFCA. ووفّرت CMS3 (Jeff Julian)، وIDOM وIAC الأنظمة الكريوجينية والميكانيكية.

الجهاز الثاني

سيُخصَّص هذا الجهاز لدراسة أوضاع B الأوّلية، ويتألّف من 19 مقياس استقطاب عند 30 GHz. ويعتمد التصميم المفاهيمي على نسخة مُضغَّطة من الجهاز الأوّل.

منشأة رصد المصادر

تمّت ترقية نسخة من منشأة رصد VSA (VSA-SS) (VSA1) بواسطة مختبر كافنديش وجامعة مانشستر لاستخدامها في مراقبة مساهمة المصادر الراديوية في خرائط QUIJOTE. وتعمل VSA-SS كمقياس تداخل ثنائي العناصر عند 30 GHz، بأطباق قطرها 3.7 m وقاعدة (Baseline) قدرها 9 m. وقد قدّرنا أنه عند 30 GHz يكفي تصحيح المصادر ذات التدفّق الأكبر من 300 mJy لجعل مساهمة الباقي مساويةً أو أقل من إشارة وضع B المتوقعة لـ \(r=0.1\). وفي هذه الحالة، يجب رصد حوالي 500 مصدر في المنطقة الممسوحة. وتُقدَّر حساسية التدفق لكل مصدر بحوالي 2–3 mJy.

الاستنتاجات

ستُوفِّر QUIJOTE–CMB معلومات فريدة عن الانبعاث المُستقطَب (السنكروتروني والشاذ) في مجرّتنا عند الترددات المنخفضة، ذات قيمة عالية لتجارب أوضاع B المستقبلية. وعلى وجه الخصوص، سيُكمِل QUIJOTE بيانات Planck عند الترددات المنخفضة، وباستخدام هذه المعلومات سيتمكّن من الكشف عن إشارة وضع B الناتجة عن الموجات الثِّقالية الأوّلية في خريطة قناة 30 GHz إذا كان \(r \ge 0.05\).


  1. ملاحظة: تعريفنا لمعاملات ستوكس يُحقِّق \(Q=T_{\rm x} - T_{\rm y}\).

  2. OCRA-F: http://www.jodrellbank.manchester.ac.uk/research/ocra/ocraf.html.

  3. CMS: http://www.cryo-mechanicalsystems.com/