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'''BICEP'''과 '''Keck Array'''는 [[우주배경복사]](CMB)와 관련한 관측실험으로, 우주배경복사의 [[B-모드 편광]] 측정을 목적으로 한다. 우주배경복사의 [[B-모드 편광]]은 초기 우주 [[급팽창 이론|급팽창]]의 증거라고 여겨진다. 이 관측의 장비는 지금까지 BICEP, BICEP2, Keck Array의 단계를 거쳐 왔으며, 2014년 현재 BICEP3를 구축하고 있다. 2014년 3월 17일, 관련 연구 그룹은 BICEP2가 [[B-모드 편광]] 신호를 관측했다고 발표했지만 우주배경복사로부터 온 것인지는 논쟁중에 있다.

== 목표와 역사 ==

이론에 따르면, [[빅뱅]] 직후 빛보다 빠르게 공간이 팽창함에 따라([[급팽창 이론]]) [[중력파]]가 발생한다. BICEP의 목표는 이 중력파에 의해 발생한 우주배경복사의 편광 중, 특히 [[B-모드]](컬 성분:Curl component)을 측정하는 것이다. [[아문센-스콧 기지|Amundsen-Scott 남극기지]]에 설치되어 관측중이며, 지금까지의 세 장비 모두 천구의 남극을 중심으로 관측해 오고 있다.

이 관측과 관련된 기관들은 다음과 같다. [[Caltech]], Cardiff University, [[시카고 대학교|University of Chicago]], [[Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics]], [[제트추진연구소|Jet Propulsion Laboratory]], CEA Grenoble (FR), University of Minnesota, [[스탠퍼드 대학교|Stanford University]] (이상 모든 장비). UC San Diego (BICEP1과2). National Institute of Standards and Technology (NIST), University of British Columbia and University of Toronto (BICEP2, Keck Array와 BICEP3). Case Western Reserve University (Keck Array).

BICEP은 2002년에 [[Caltech|California Institute of Technology]](Caltech)에서 시작되었다. [[제트추진연구소|Jet Propulsion Laboratory]]의 도움으로, 물리학자 Andrew Lange, Jamie Bock, Brian Keating와 William Holzapfel는 BICEP1 장비를 만들었고, 2005년에 Amundsen-Scott 남극기지에 설치해 관측을 수행했다. BICEP1을 남극에 설치한 직후, Caltech의 박사후과정이던 John Kovac 과 Chao-Lin Kuo을 비롯한 그룹은 BICEP2를 만들기 시작했다. BICEP2는 BICEP1과 비교했을 때 망원경은 그대로였지만, 새로운 방법으로 만든 측정기를 탑재했다. 이 새 측정기는 [[초점면]]에 필터, 처리, 영사, 그리고 측정 역할을 하는 [[인쇄 회로 기판]](PCB)을 두었다. BICEP2는 2009년에 남극에 설치되어 관측을 수행했다.

== BICEP1 ==

첫 BICEP 장비(개발 중에는 ‘Robinson 배경 중력파 망원경’이라 불렸다)는 주파수 100GHz와 150GHz(파장으로 3mm와 2mm)를 관측했으며, [[각분해능]]은 각각 1.0°와 0.7°이었다. 우주배경복사의 [[편광]]에 민감한 98개의 측정기 배열(100GHz 50개, 150GHz 48개)을 가지고 있었으며, 한 쌍의 측정기는 편광 측정의 한 픽셀을 이루었다. 이 장비는 후에 만들 장비의 시범작이었고, 2006년 1월부터 관측을 시작해 2008년 말까지 진행되었다.

== BICEP2 ==

두 번째 장비는 BICEP2이다. 초점면에 [[볼로미터]]인 [[초전도 전이단 센서]](Transition-Edge Sensor: TES) 512개의 배열을 이용하여 256 픽셀을 구성하여, 이전 장비보다 훨씬 좋은 성능을 가지게 되었다. 26cm 구경의 망원경으로 150GHz를 관측하였으며, BICEP1을 대체하여 2010년부터 2012년까지 작동하였다.

2014년 3월, 네 명의 공동연구자인 John M. Kovac(Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), Chao-Lin Kuo(Stanford University), Jamie Bock(California Institute of Technology), Clem Pryke(University of Minnesota)는 BICEP2가 [[초기 우주의 중력파]](primordial gravitational waves)로부터 생긴 배경복사의 B-모드를 관측했다고 발표했다. 2014년 3월 17일 Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics에서 진행된 이 발표에 따르면, BICEP2는 <math>r = 0.20+0.07-0.05</math> 수준의 B-모드를 관측하였다. 그러나, 2014년 6월, American Astronomical Society학회에서 천문학자 David Spergel은 이 관측 결과가 배경 복사에 의함이 아니라 우리 은하 내부의 [[성간먼지]]에 의한 빛의 산란 때문일 것이라고 주장했다. 측정된 텐서-스칼라 비율이 [[Planck]] 관측에 따른 범위를 벗어나기 때문에, 많은 과학자들은 이 관측결과가 성간먼지에 의한 결과라고 생각하고 있다.

[[Planck]] 연구진은 2014년 9월 발표한 논문에서 [[성간먼지]]를 정밀하게 측정했고, 이 성간먼지로 인한 신호가 BICEP2에서 얻어졌던 신호와 같은 세기라는 결론을 내렸다. 2014년 10월엔 [[POLARBEAR]] 연구진이 성간먼지와 기타 잡음의 영향을 제거한 후에도 97.2%의 신뢰도의 새로운 [[B-모드 편광]]을 관측했다고 발표했다.

== Keck Array ==

남극의 Martin A. Pomerantz Observatory에 있는 BICEP 망원경 바로 옆에, 사용되지 않고 있던 Degree Angular Scale Interferometer가 있었다. 이 자리에 Keck Array를 만들었다.

Keck Array는 다섯 개의 [[편광계]]로 이루어져 있다. 이 편광계는 BICEP2의 디자인과 비슷하지만, 큰 냉각용 [[액체 헬륨]] 저장 듀어(dewar) 대신 [[펄스 튜브 냉동기]](pulse tube refregirator)를 이용한다.

2010-11 남반구 여름에 첫 세 개가 가동되었으며, 나머지 두 개는 2012년에 관측을 시작했다. 모든 [[편광계]]가 2013년까지 150GHz로 관측하다가, 두 개는 100GHz로 전향하였다. 각 편광계는 펄스 튜브 냉동기로 4K로 냉각되는 [[굴절 망원경]](규모를 작게 만들기 위해)과, 초점면에 위치한 250mK로 냉각되는 512개의 [[초전도 전이단 센서]]로 이루어져 총 2560의 센서(1280 픽셀)로 구성된다.

이 프로젝트는 W. M. Keck Foundation로부터 230만 달러를 비롯해 National Science Foundation, the Gordon and Betty Moore Foundation, the James and Nelly Kilroy Foundation, the Barzan Foundation로부터의 자금을 지원받았다

== BICEP3 ==

2012년 Keck array가 완성된 후, BICEP2는 더 이상 투자금 대비 효율이 좋지 않게 되었다. 그러나, Keck array와 같이 큰 액체헬륨 듀어를 제거하는 기술을 적용하여, 사용되지 않는 BICEP 망원경의 자리에 새로운 훨씬 큰 BICEP3 망원경을 건설중에 있다.

BICEP3은 Keck Array와 같이 2560개의 측정기(95GHz 이용)로 이루어져 있지만, 하나의 큰 55cm 구경 망원경으로 Keck Array보다 두 배에 가까운 광학적 성능을 가지게 된다. 2014-15 남반구 여름에 설치될 예정이다.


== 같이 보기 ==
* [[우주론]]
* [[급팽창 이론]]

[[분류:전파망원경]]
[[분류:물리학 실험]]
[[분류:전파천문학]]
[[분류:급팽창 이론]]