فروش غذا و لوازم حیوانات خانگی و طوطی سانان فروش نور حرفه ای آکواریوم

تشکر تشکر:  9
لایک لایک:  6
مخالفت مخالفت:  0
نمایش نتایج: از 1 به 4 از 4
  1. #1
    مدیر انجمن طبیعت و حیات وحش
    مدیر سایت گالری عکس

    تخصص
    -
    محل سکونت
    تهران
    جنسیت کاربر
    مرد
    نوع حیوان خانگی
    ماهی
    تاریخ عضویت
    Oct 2012
    شماره عضویت
    10572
    میانگین پست در روز
    4.13
    تعداد ارسال ها
    7,730

    3 $$ اثبات آخرین پیش‌بینی اینشتین و بزرگ‌ترین کشف دنیای فیزیک $$

    اثبات آخرین پیش‌بینی اینشتین و بزرگ‌ترین کشف دنیای فیزیک

    ردپای امواج گرانشی نخستین در تابش ریزموج زمینه کیهانی کشف شد. این کشف تاییدکننده وجود امواج گرانشی، درستی کیهان‌شناسی تورمی و نخستین ویژگی کوانتومی نیروی گرانش است.

    اخترشناسان مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیت‌سونیان موفق شده‌اند با استفاده از رادیوتلسکوپی در قطب جنوب، نشانه‌های مستقیم امواج گرانشی نخستین را کشف کنند. امواج گرانشی نخستین، نوسان‌هایی در فضا هستند که تورم اولیه عالم، آنها را در 13.82 میلیارد سال پیش و لحظاتی پس از آن‌که عالم شروع به منبسط شدن کرد، به وجود آورد.


    به گزارش نیچر، این گروه از اخترشناسان به رهبری جان کواچ توانسته‌اند با استفاده از تلسکوپ BICEP2 تصویری از این امواج گرانشی را درحالی‌که 380هزار سال پس از مهبانگ در حال کش‌وقوس دادن به چارچوب فضا-زمان بود، ثبت کنند. در آن زمان، هنوز ستاره‌ای متولد نشده بود و ماده به شکل توده‌های پلاسما در جهان پراکنده بود. این تصویر در تابش ریزموج زمینه کیهانی (CMB) دیده شده است، نخستین پرتویی که پس از پایان دوره تاریکی جهان در عالم منتشر شد و طی میلیاردها سال بعد بر اثر انبساط عالم به‌قدری سرد شد که امروزه فقط در طیف ریزموج (مایکروویو) امواج الکترومغناطیس قابل مشاهده است.




    شرح عکس: تلسکوپ بایسپ2 (جلو) و تلسکوپ ساوت‌پول (پشت) در قطب جنوب

    این حقیقت که پدیده کوانتومی تورم عالم توانسته امواج گرانشی تولید کند، نشان‌دهنده آن است که گرانش هم مانند دیگر نیروهای بنیادی شناخته‌شده عالم، ماهیتی کوانتومی دارد. این کشف پنجره جدیدی به سوی برهمکنش‌های بسیار پرانرژی‌تری باز می‌کند که دست‌یابی به آنها در هیچ آزمایشگاهی روی زمین امکان‌پذیر نیست. علاوه بر این، دستاورد دانشمندان مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیت‌سونیان به نوبه خود دستاورد بزرگی است، چرا که یافته آنها بهترین مدرک برای وجود امواج گرانشی است که آخرین پیش‌بینی اثبات‌نشده نظریه نسبت عام (تاکنون) به شمار می‌رود.






    آلن گاث، استاد فیزیک ام.آی.تی (انستیتو فناوری ماساچوست) که ایده کیهان‌شناسی تورمی را در سال 1980/1359 مطرح کرد، در مورد این کشف می‌گوید: «این کشف، مدرک کیهانی کاملا جدید و مستقلی است که نشان می‌دهد مدل تورمی با مشاهدات ما از جهان جور در می‌آید. به نظر من این دستاورد قطعا ارزش جایزه نوبل فیزیک را دارد.»


    تورم لحظه‌ای

    31 سال پیش، گاث پیشنهاد داد که اندک زمانی پس از تولد عالم ، کیهان با روندی نمایی و به مدت بسیار کوتاهِ چند ده میلیارد میلیارد میلیارد میلیاردیوم ثانیه منبسط شده و ابعاد آن از مقیاس زیراتمی به اندازه یک توپ فوتبال رسیده است. ایده انبساط تورمی توانست بسیاری از مسایل بغرنج کیهان‌شناسی را که برای سال‌های طولانی لاینحل مانده بود، پاسخ دهد؛ از جمله این‌که چرا به نظر می‌رسد جهان قابل‌رویت در همه جا یکنواخت است. نظریه تورمی طی سه دهه گذشته به خوبی با تمام مشاهدات کیهانی مطابقت داشت، اما از نقص بزرگی رنج می‌برد و آن، نبود مدرک قانع‌کننده و مستقیم بر درستیِ آن بود.



    البته کیهان‌شناسان می‌دانستند که تورم اولیه عالم ردپایی منحصربه‌فرد دارد. انبساط بسیار شدید و فوق‌العاده کوتاه‌مدت عالم، امواجی گرانشی تولید می‌کند که فضا را در یک جهت فشرده کرده و در جهت دیگر کش می‌آورد. هرچند بر اساس محاسبات فیزیک‌دانان این امواج گرانشی کماکان به انتشار خود در جهان ادامه می‌دهند، اما برای آشکارسازی مستقیم بیش از اندازه ضعیف‌اند. خوشبختانه آن‌ها ردپایی متفاوت در تابش ریزموج زمینه کیهانی برجا گذاشته‌اند و این تابش را با الگوی خمیده‌ای شبیه به گرداب قطبیده کرده‌اند. کیهان‌شناسان، این الگوی مارپیچی را حالت بی (B mode) می‌نامند.






    برای مشاهده اینفوگراف در ابعاد بزرگ، اینجا را کلیک کنید.



    سال گذشته، تلسکوپ ساوت‌پول (SPT) که تنها چند متر با تلسکوپ بایسپ2 فاصله دارد، توانست برای نخستین بار قطبیدگی حالت B را در تابش ریزموج زمینه کیهانی تشخیص دهد. البته این سیگنال در مقیاس‌هایی کوچک‌تر از 1 درجه قوسی (معادل 2 برابر قطر ظاهری ماه بدر) بدست آمد و نشان داد که کهکشان‌ها چگونه فضای انتشار تابش ریزموج زمینه کیهانی را انحنا می‌دهند. این درحالی است که بر اساس محاسبات فیزیک‌دانان، سیگنال‌های حالت B ناشی از امواج گرانشی نخستین در مقیاس‌های زاویه‌ای 1 تا 5 درجه قوسی ظاهر می‌شوند. این دقیقا همان چیزی است که اخترشناسان مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیت‌سونیان (CfA) به رهبری جان کواچ مشاهده کرده‌اند.


    حالتB اثر بسیار ظریفی است و آشکارسازی آن نیازمند اندازه‌گیری تابش ریزموج زمینه کیهانی با دقت یک ده‌میلیونیوم کلوین و تفکیک اثر امواج گرانشی نخستین از دیگر منابع ممکن مانند غبار کهکشانی است. برای این کار، دانشمندان تلسکوپ بایسپ2 را که از 512 آشکارساز ابررسانای ریزموج تشکیل شده، به دقت در آسمان نشانه رفتند. محدوده رصد جایی از آسمان بود که مقادیر اندکی از تابش ریزموج از آنجا دریافت می‌شود و درنتیجه کمترین پرتوهای مزاحم برای مطالعه تابش ریزموج زمینه کیهانی وجود دارد. استقرار بایسپ2 در ارتفاع 2800 متری قطب جنوب بهترین شرایط رصد پرتوهای ریزموج را فراهم کرد، چرا که هم جو زمین در آن ارتفاع رقیق‌تر است و هم رطوبت هوا که پرتوهای ریزموج را سد می‌کند، به خاطر ارتفاع و آب‌وهوای جنوبگان بسیار بسیار اندک است. اعضای گروه هم‌چنین با مقایسه داده‌های خود با آزمایش قبلی یعنی بایسپ1 نشان دادند که سیگنال‌های مشابه احتمالی ناشی از غبار کهکشانی دارای رنگ و طیف متفاوتی هستند.
    علاوه بر این، نتایج بایسپ2 با آزمایش دقیق‌تر آرایه کک (Keck) که در سال 2012/1391 در قطب جنوب آغاز شد نیز مقایسه و تایید شد. این بدان معنی است که دو آزمایش مستقل توانسته‌اند نشانه‌های مشابهی را در تابش ریزموج پس‌زمینه کیهانی آشکار کنند.



    نشانه قطعی!


    مارک کامیونکوسکی، استاد فیزیک دانشگاه جانزهاپکینز، یکی از نخستین کسانی است که حساب کرد ردپای امواج گرانشی نخستین در تابش ریزموج زمینه کیهانی چطور خواهد بود. وی در واکنش به یافته‌های بایسپ2 گفت: «این یافته‌ها برای من بسیار بسیار محکم و مستدل به نظر می‌رسد.»


    اما جدای از خود این کشف، جزئیات آن نیز باعث شگفتی کیهان‌شناسان شده است. قدرت سیگنال اندازه‌گیری‌شده در بایسپ2 هرچند با پیش‌بینی‌های مدل تورمی سازگار است، اما 2 برابر مقادیری است که بر اساس آزمایش‌های قبلی تخمین زده شده بود. شدت سیگنال حالتB نشان‌دهنده این است که جهان در طول دوره تورمی به چه سرعت منبسط شده و بر اساس آن می‌توان مقیاس انرژی را در هر بازه زمانی حساب کرد. بر اساس داده‌های جدید، زمانی که تورم آغاز شد حدود 37-10 ثانیه از عمر عالم گذشته بود و دمای عالم متناظر با 1016گیگاالکترون‌ولت بود. (برای مقایسه، حداکثر انرژی برخورددهنده بزرگ هادرون در سرن که سال گذشته توانست ذره بوزون هیگز را مشاهده کند، 13 گیگاالکترون‌ولت است). بر اساس نظریه وحدت بزرگ (GUT)، این میزان انرژی متناظر با حالتی است که سه نیرو از چهار نیروی بنیادی شناخته‌شده طبیعت (نیروهای هسته‌ای قوی، هسته‌ای ضعیف، الکترومغناطیس و گرانش) غیرقابل تفکیک بودند.



    از آنجا که تورم ریشه در فیزیک کوانتومی دارد، مشاهده امواج گرانشی حاصل از آن می‌تواند نخستین شاهد تجربی برای گرانش کوانتومی باشد. به عبارت دیگر، این مشاهده می‌تواند نشانه‌ای از این باشد که در دل گرانش پدیده‌ای کوانتومی نهفته است و این نیرو نیز ماهیتی مشابه سه نیروی بنیادی دیگر طبیعت دارد. اما دشواری کار اینجاست که گرانش توسط نسبیت عام توصیف می‌شود که علی‌رغم تمام موفقیت‌ها و پیش‌بینی‌های شگفت‌انگیزش، بر اساس فیزیک کلاسیک است و نظریه کوانتومی از اساس با فیزیک کلاسیک متفاوت است.


    گروه تحقیقاتی مرکز اخترفیزیک اسمیت‌سونیان جزئیات تحقیق خود را روز گذشته در کنفرانسی خبری اعلام ومقالات حاوی نتایج خود را به صورت آنلاین منتشر کردند. این بدان معنی نیست که این نتایج صددرصد تایید شده است. مقاله‌های این گروه باید ابتدا داوری شده و در ژورنا‌ل‌های معتبر منتشر شوند، سپس آزمایش آنها توسط گروه‌های دیگر تکرار شده و نتایج آن تایید شوند؛ اما دانشمندانی که در کنفرانس خبری روز دوشنبه حاضر بودند، کار این گروه را بسیار قوی و مستدل توصیف کرده‌اند.

    منبع:خبر آنلاین


    لینک خبر :اثبات آخرین پیش‌بینی اینشتین و بزرگ‌ترین کشف دنیای فیزیک
    همیشه و در همه حال به طبیعت احترام بگذاریم و حق زندگی برای حیوانات را هم محترم بشماریم​

  2. #2
    کاربر ثابت

    تخصص
    ماشینهای اداری
    محل سکونت
    تهران
    جنسیت کاربر
    مرد
    نوع حیوان خانگی
    آرا_فلاورهورن
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    شماره عضویت
    3829
    میانگین پست در روز
    0.80
    تعداد ارسال ها
    2,009
    نقل قول نوشته اصلی توسط ramin نمایش پست ها

    تورم لحظه‌ای

    31 سال پیش، گاث پیشنهاد داد که اندک زمانی پس از تولد عالم ، کیهان با روندی نمایی و به مدت بسیار کوتاهِ چند ده میلیارد میلیارد میلیارد میلیاردیوم ثانیه منبسط شده و ابعاد آن از مقیاس زیراتمی به اندازه یک توپ فوتبال رسیده است
    خوب بر اساس قانون پایستگی انرژی لازم برای این انبساط از کجا اومده؟ این سوال برا من پیش اومد چون نظریه در مورد کل عالم هست

    پس یا نظریشون ایراد داره یا انرژی میتونه به وجود بیاد و از بین بره



    [/quote]

    بر اساس داده‌های جدید، زمانی که تورم آغاز شد حدود 37-10 ثانیه از عمر عالم گذشته بود و دمای عالم متناظر با 1016گیگاالکترون‌ولت بود. (برای مقایسه، حداکثر انرژی برخورددهنده بزرگ هادرون در سرن که سال گذشته توانست ذره بوزون هیگز را مشاهده کند، 13 گیگاالکترون‌ولت است)
    [/quote]

    این مقدار عمر عالم رو چجوری محاسبه کردن
    میزان 1016 الکترون ولت چجوری با گذشت 37-10 ثانیه به ایجاد شده؟


    اصلا با چه فرمولی این زمان و دما قابل محاسبه هست؟



    [/quote]
    از آنجا که تورم ریشه در فیزیک کوانتومی دارد، مشاهده امواج گرانشی حاصل از آن می‌تواند نخستین شاهد تجربی برای گرانش کوانتومی باشد. به عبارت دیگر، این مشاهده می‌تواند نشانه‌ای از این باشد که در دل گرانش پدیده‌ای کوانتومی نهفته است و این نیرو نیز ماهیتی مشابه سه نیروی بنیادی دیگر طبیعت دارد. اما دشواری کار اینجاست که گرانش توسط نسبیت عام توصیف می‌شود که علی‌رغم تمام موفقیت‌ها و پیش‌بینی‌های شگفت‌انگیزش، بر اساس فیزیک کلاسیک است و نظریه کوانتومی از اساس با فیزیک کلاسیک متفاوت است.
    [/quote]

    حتما گرانش هم جزیی از فیزیک کوانتوم هست و از اولش اشتباه توصیف شده

  3. #3
    مدیر انجمن طبیعت و حیات وحش
    مدیر سایت گالری عکس

    تخصص
    -
    محل سکونت
    تهران
    جنسیت کاربر
    مرد
    نوع حیوان خانگی
    ماهی
    تاریخ عضویت
    Oct 2012
    شماره عضویت
    10572
    میانگین پست در روز
    4.13
    تعداد ارسال ها
    7,730
    گروه تحقیقاتی مرکز اخترفیزیک اسمیت‌سونیان جزئیات تحقیق خود را روز گذشته در کنفرانسی خبری اعلام و

    مقالات حاوی نتایج خود را به صورت آنلاین منتشر کردند:


    BICEP2 2014 Results Release



    1. BICEP2 2014 Release Papers


    • BICEP2 2014 I: Detection of B-mode Polarization at Degree Angular Scales
      The BICEP2 Collaboration, 2014
      PDF / figures
    • BICEP2 2014 II: Experiment and Three-year Data Set
      The BICEP2 Collaboration, 2014
      PDF / figures
      2. BICEP2 2014 Release Data Products

      B2_3yr_rlikelihood_20140314.txt Text file containing the tabulated likelihood for the tensor-to-scalar ratio, r, computed using the “direct likelihood calculation” described in Section 9.3.1 of Barkats et al. and Section 11.1 of BICEP2 2014 I.
      B2_3yr_bandpowers_20140314.txt Text file containing bandpowers and statistical uncertainties, corresponding to Figure 2 of BICEP2 2014 I.
      B2_3yr_bandpower_window_functions.tgz
      B2_3yr_bpwf_bin1_20140314.txt
      B2_3yr_bpwf_bin2_20140314.txt
      B2_3yr_bpwf_bin3_20140314.txt
      B2_3yr_bpwf_bin4_20140314.txt
      B2_3yr_bpwf_bin5_20140314.txt
      B2_3yr_bpwf_bin6_20140314.txt
      B2_3yr_bpwf_bin7_20140314.txt
      B2_3yr_bpwf_bin8_20140314.txt
      B2_3yr_bpwf_bin9_20140314.txt
      Bandpower window functions for each ℓ bin.
      B2_3yr_likelihood_bandpowers_20140314.txt
      B2_3yr_bpcm_no-sysuncer_20140314.txt
      Data necessary for constructing approximate bandpower likelihoods following the method of Hamimeche & Lewis (2008). See Section 9.1 of Barkats et al. Note that the likelihood for the tensor-to-scalar ratio (available above) is calculated using a different method.
      B2_3yr_camb_planck_withB_params_20140314.ini
      B2_3yr_camb_planck_lensed_uK_20140314.txt
      B2_3yr_camb_planck_withB_uK_20140314.txt
      B2_3yr_cl_expected_lensed_20140314.txt
      B2_3yr_cl_expected_withB_20140314.txt
      Theoretical power spectra for the unlensed-ΛCDM, lensed-ΛCDM, and r=0.1 tensor-only B-mode models, described in Section 5.1 of BICEP2 2014 I. Includes the model parameters, the unbinned spectra calculated by CAMB (March 2013 version) and the binned expectation values of the bandpowers.
      B2_3yr_sysuncer_20140314.txt Text file containing fractional uncertainties on bandpowers due to systematic error in absolute gain calibration and beam width calibration.
      B2_hl_likelihood_20410314.tgz Gzipped tar archive containing python code and the relevant above data products to calculate the Hamimeche & Lewis likelihood for BICEP2. This code is not meant to produce the above tabulated likelihood for the tensor-to-scalar ratio.This python code enables the user to generate a likelihood for an arbitrary input spectrum. This code contains a specific wrapper which shows how to generate the likelihood versus r using the BICEP2 BB spectrum.
      History
      • 2014-03-17: Posted BICEP2 three-year data products.

      3. BICEP2 2014 Release Figures from Papers

      BICEP2 2014 I: Detection of B-mode Polarization at Degree Angular Scales Download Bundle
      T/Q/U maps Figure 1: BICEP2 T/Q/U maps. The left column shows the basic signal maps with 0.25° pixelization as output by the reduction pipeline. The right column shows difference (jackknife) maps made with the first and second halves of the data set. No additional filtering other than that imposed by the instrument beam (FWHM 0.5°) has been done. Note that the structure seen in the Q&U signal maps is as expected for an E-mode dominated sky. PDF /PNG
      BICEP2 power spectrum results Figure 2: BICEP2 power spectrum results for signal (black points) and temporal-split jackknife (blue points). The red curves show thelensed-ΛCDM theory expectations—in the case of BB an r = 0.2 spectrum is also shown. The error bars are the standard deviations of thelensed-ΛCDM+noise simulations. The probability to exceed (PTE) the observed value of a simple χ2 statistic is given (as evaluated against the simulations). Note the very different y-axis scales for the jackknife spectra (other than BB). See the text for additional discussion of the BB spectrum. PDF /PNG
      E/B maps Figure 3: Left: BICEP2 apodized E-mode and B-mode maps filtered to 50 < ℓ < 120. Right: The equivalent maps for the first of thelensed-ΛCDM+noise simulations. The color scale displays the E-mode scalar and B-mode pseudoscalar patterns while the lines display the equivalent magnitude and orientation of the linear polarization. Note that excess B-mode is detected over lensing+noise with high signal-to-noise ratio in the map (s/n > 2 per map mode at ℓ ≈ 70). (Also note that the E-mode and B-mode maps use different color/length scales.) PDF /PNG
      Jackknife PTE distributions Figure 4: Distributions of the jackknife χ2 and χ PTE values over the 14 tests and three spectra given in Table 1. These distributions are consistent with uniform. PDF /PNG
      BB spectra from T-only simulations Figure 5a: BB spectra from T-only input simulations using the measured per channel main beam shapes compared to the lensed-ΛCDM+r = 0.2spectrum. From top to bottom the curves are i) no deprojection, ii) deprojection of differential pointing only (dp), iii) deprojection of differential pointing and differential gain of the detector pairs (dp+dg), iv) adding deprojection of differential beam width (dp+dg+bw), and v) differential pointing, differential gain, and differential ellipticity (dp+dg+ellip.). PDF /PNG
      Estimated levels of other systematics Figure 5b: Estimated levels of other systematics as compared to thelensed-ΛCDM+r = 0.2 spectrum. Solid lines indicate expected contamination. Dashed lines indicate upper limits. All systematics are comparable to or smaller than the extended beam mismatch upper limit. PDF /PNG
      Foreground projections Figure 6: Polarized dust foreground projections for our field using various models available in the literature, and two new ones formulated using publicly available information from Planck. Dashed lines show autospectra of the models, while solid lines show cross spectra between the models and the BICEP2 maps. The cross spectra are consistent with zero, and the DDM2 auto spectrum (at least) is noise biased high (and is hence truncated to ℓ < 200). The BICEP2 auto spectrum from Figure 2 is also shown with the lensed-ΛCDM+r = 0.2 spectrum. PDF /PNG
      BICEP2 and BICEP1 cross-spectra Figure 7: The BICEP2 EE and BB auto spectra (as shown in Figure 2) compared to cross spectra between BICEP2 and the 100 and 150 GHz maps from BICEP1. The cross spectrum points are offset horizontally for clarity. PDF /PNG
      Spectral index constraint Figure 8: The constraint on the spectral index of the BB signal based on joint consideration of the BICEP2 auto, BICEP1100 auto, and BICEP2×BICEP1100 cross spectra. The curve shows the marginalized likelihood as a function of assumed spectral index. The vertical solid and dashed lines indicate the maximum likelihood and the ±1σ interval. The blue vertical lines indicate the equivalent spectral indices under these conventions for the CMB, synchrotron, and dust. The observed signal is consistent with a CMB spectrum, while synchrotron and dust are both disfavored by ≳2σ. PDF /PNG
      Cross spectra of BICEP2 with BICEP1 and Keck Array Figure 9: Comparison of the BICEP2 BB auto spectrum and cross spectra taken between BICEP2 and BICEP1 combined, and BICEP2 and Keck Array preliminary. (For clarity the cross spectrum points are offset horizontally and the BICEP2×BICEP1 points are omitted at ℓ > 200.) PDF /PNG
      Constraint on tensor-to-scalar ratio r Figure 10: Left: The BICEP2 bandpowers plotted with the maximum likelihood lensed-ΛCDM+r = 0.20 model. The uncertainties are taken from that model and hence include sample variance on the r contribution.Middle: The constraint on the tensor-to-scalar ratio r. The maximum likelihood and the ±1σ interval is r = 0.20+0.07-0.05, as indicated by the vertical lines. Right: Histograms of the maximum likelihood values of r derived from lensed-ΛCDM+noise simulations with r = 0 (blue) and adding r = 0.2 (red). The maximum likelihood value of r for the real data is shown by the vertical line. PDF /PNG
      Constraints on r when subtracting foreground models Figure 11: Modified constraints on the tensor-to-scalar ratio r when subtracting each of the foreground models shown in Figure 6 from the BICEP2 BB bandpowers. The line styles and colors match Figure 6 with dashed for auto spectra and solid for cross spectra. The probability that each of these models reflects reality is hard to assess—see the text for discussion. PDF /PNG
      Joint constraint on rand lensing scale factor Figure 12: Joint constraints on the tensor-to-scalar ratio r and the lensing scale factor AL using BICEP2 BB bandpowers 1–5. One and two σ contours are shown. The horizontal dotted lines show the 1σ contraint from Planck Collaboration XVI (2013). The BICEP2 data are compatible with the expected amplitude of the lensing B-mode which is detected at 2.7σ. PDF /PNG
      Constraint on r and nsfrom BICEP2 and CMB temperature measurements if cosmological model is extended to allow running of the scalar spectral index Figure 13: Indirect constraints on r from CMB temperature spectrum measurements relax in the context of various model extensions. Shown here is one example, following Planck Collaboration XVI (2013) Figure 23, where tensors and running of the scalar spectral index are added to the base ΛCDM model. The contours show the resulting 68% and 95% confidence regions for r and the scalar spectral index ns when also allowing running. The red contours are for the “Planck+WP+highL” data combination, which for this model extension gives a 95% bound r < 0.26 (Planck Collaboration XVI 2013). The blue contours add the BICEP2 constraint on r shown in the center panel of Figure 10. See the text for further details. PDF /PNG
      BICEP2 BB auto spectra and upper limits from previous experiments Figure 14: BICEP2 BB auto spectra and 95% upper limits from several previous experiments (Leitch et al. 2005; Montroy et al. 2006; Sievers et al. 2007; Bischoff et al. 2008; Brown et al. 2009; QUIET Collaboration et al. 2011, 2012; Bennett et al. 2013; Barkats et al. 2014). The curves show the theory expectations for r = 0.2 and lensed-ΛCDM. PDF /PNG
      4. Previous Publications

      BICEP2/Keck Array and related experiments


      • Antenna-coupled TES bolometers for the Keck array, Spider, and Polar-1
        O'Brient, R.; et. al. / SPIE / 2012 / ADS
      • BICEP2 and Keck array operational overview and status of observations
        Ogburn, R. W.; et. al. / SPIE / 2012 / ADS
      • Characterization and Fabrication of the TES Arrays for the Spider, Keck and BICEP2 CMB Polarimeters
        Bonetti, J. A.; et. al. / JLTP / 2012 / ADS
      • Optical characterization of the Keck array polarimeter at the South Pole
        Vieregg, A. G.; et. al. / SPIE / 2012 / ADS
      • The Keck Array: A Multi Camera CMB Polarimeter at the South Pole
        Staniszewski, Z.; et. al. / JLTP / 2012 / ADS
      • Optimization and sensitivity of the Keck array
        Kernasovskiy, S.; et. al. / SPIE / 2012 / ADS
      • Antenna-coupled TES bolometer arrays for BICEP2/Keck and SPIDER
        Orlando, A.; et. al. / SPIE / 2010 / ADS
      • The BICEP2 CMB polarization experiment
        Ogburn, R. W.; et. al. / SPIE / 2010 / ADS
      • Initial performance of the BICEP2 antenna-coupled superconducting bolometers at the South Pole
        Brevik, J. A.; et. al. / SPIE / 2010 / ADS
      • The Keck Array: a pulse tube cooled CMB polarimeter
        Sheehy, C. D.; et. al. /SPIE / 2010 / ADS
      • Optical performance of the BICEP2 Telescope at the South Pole
        Aikin, R. W.; et. al. / SPIE / 2010 / ADS
      • Microfabrication and Device Parameter Testing of the Focal Plane Arrays for the Spider and BICEP2/Keck CMB Polarimeter
        Bonetti, J. A.; et. al. / AIP / 2009 / ADS
      • Antenna-coupled TES bolometer arrays for CMB polarimetry
        Kuo, C. L.; et. al. / SPIE / 2008 / ADS
      • BICEP2/SPUD: searching for inflation with degree scale polarimetry from the South Pole
        Nguyen, H. T.; et. al. / SPIE / 2008 / ADS

      BICEP1


      • Degree-scale Cosmic Microwave Background Polarization Measurements from Three Years of BICEP1 Data
        Barkats, D.; et. al. / ApJ / 2014 / ADS
      • Scientific Verification of Faraday Rotation Modulators: Detection of Diffuse Polarized Galactic Emission
        Moyerman, S.; et. al. / ApJ / 2013 / ADS
      • Self-Calibration of BICEP1 Three-Year Data and Constraints on Astrophysical Polarization Rotation
        Kaufman, J. P.; et. al. / accepted to PRD / 2013 / ADS
      • A Millimeter-wave Galactic Plane Survey with the BICEP Polarimeter
        Bierman, E. M.; et. al. / ApJ / 2011 / ADS
      • Absolute polarization angle calibration using polarized diffuse Galactic emission observed by BICEP
        Matsumura, T.; et. al. / SPIE / 2010 / ADS
      • Characterization of the BICEP Telescope for High-precision Cosmic Microwave Background Polarimetry
        Takahashi, Y. D.; et. al. / ApJ / 2010 / ADS
      • Measurement of Cosmic Microwave Background Polarization Power Spectra from Two Years of BICEP Data
        Chiang, H. C.; et. al. / ApJ / 2010 / ADS
      • CMB polarimetry with BICEP: instrument characterization, calibration, and performance
        Takahashi, Y. D.; et. al. / SPIE / 2008 / ADS
      • The Robinson Gravitational Wave Background Telescope (BICEP): a bolometric large angular scale CMB polarimeter
        Yoon, K. W.; et. al. / SPIE / 2006 / ADS
      • BICEP: a large angular scale CMB polarimeter
        Keating, B. G.; et. al. / SPIE / 2003 / ADS



    همیشه و در همه حال به طبیعت احترام بگذاریم و حق زندگی برای حیوانات را هم محترم بشماریم​

  4. #4
    مدیر انجمن طبیعت و حیات وحش
    مدیر سایت گالری عکس

    تخصص
    -
    محل سکونت
    تهران
    جنسیت کاربر
    مرد
    نوع حیوان خانگی
    ماهی
    تاریخ عضویت
    Oct 2012
    شماره عضویت
    10572
    میانگین پست در روز
    4.13
    تعداد ارسال ها
    7,730
    BICEP2 2014 II: Experiment and Three-year Data SetDownload BundleBICEP2 mount and telescope diagramFigure 1: The BICEP2 telescope in the mount, looking out through the roof of the Dark Sector Laboratory (DSL) located 800 m from the geographic South Pole. The three-axis mount allows for motion in azimuth, elevation, and boresight rotation (also called “deck rotation”). An absorbing forebaffle and reflective ground screen prevent sidelobes from coupling to nearby objects on the ground. A flexible environmental seal or “boot” maintains a room temperature environment around the cryostat and mount. The telescope forms an insert within a liquid helium cryostat. The focal plane with polarization-sensitive TES bolometers is cooled to 270 mK by a 4He/3He/3He sorption refrigerator. The housekeeping electronics and Multi-Channel Electronics (MCE) attach to the lower bulkhead of the cryostat.PDF /PNGBICEP2 exterior photo[IMG]http://bicepkeck.org/B2_2014_ii_figs/B2_instrument_fig****humb.png[/IMG]Figure 2: BICEP2 absorbing forebaffle, flexible environmental seal (the “boot”), and ground shield. The telescope and mount sit below the boot inside the Dark Sector Laboratory.PDF /PNGBICEP2 optical designFigure 3: The telescope optical system. All components (except the window) have been anti-reflection coated to provide minimal reflection at 150 GHz. All optics below the 40 K PTFE filter are cooled to 4 K, providing low and stable optical loading. Due in large part to the radially symmetric design, simulations predict well-matched beams for two idealized orthogonally polarized detectors at the focal plane.PDF /PNGCross-section of the telescope insertFigure 4: Cross-sectional view of the telescope insert. The entire telescope insert assembly is cooled to 4 K by a thermal link to a liquid helium bath. The optics tube provides rigid structural support for the optical chain, including the lenses, filters, and aperture stop. The camera tube assembly houses the sub-kelvin sorption refrigerator and the cryogenic readout electronics in a radiatively and thermally protected enclosure. The sub-kelvin focal plane assembly sits within a superconducting Nb magnetic shield. The focal plane is thermally connected to the fridge via a passive thermal filter.PDF /PNGCross-section of sub-kelvin stagesFigure 5: Cross-section view of the sub-kelvin hardware. The superconducting Nb magnetic shield is heat-sunk to 350 mK. Within, the focal plane is isolated from thermal fluctuations by eight carbon fiber legs. A thin aluminized Mylar shroud extends from the top of the focal plane assembly to the bottom of the Nb magnetic shield to minimize radio frequency pickup. Temperature stability is maintained through the combined use of active and passive filtering. The passive thermal filter, on the bottom of the focal plane, serves to roll off thermal fluctuations at frequencies relevant to science observations, while active temperature control modules maintain sub-millikelvin stability over typical observation cycles.PDF /PNGFocal plane assemblyFigure 6: The assembled focal plane on the carbon fiber truss structure and 350 mK Nb plate. The four anti-reflection tiles and detector tiles sit beneath square windows in the copper plate. This assembly will be covered in the aluminized Mylar radio frequency shield, with a square opening only above the detector tiles. Left: Unshielded assembly; Left inset: Corrugations in the edges of the copper plate next to the detector tiles; Right: The underside of the Cu plate, with detector tiles and SQUID and Nyquist chips mounted.PDF /PNGFocal plane exploded viewFigure 7: Exploded view of the layers of the focal plane. The Cu plate forms the substrate on which everything else is assembled. The detector tiles are pressed against antireflection tiles and look out through four square cutouts in the Cu plate with corrugated edges. The TES detectors and antennas are on the bottom surface of the tile, so that radiation passes through the Si wafer before reaching the slot antennas. A layer of Metglas magnetic shielding sits between the Cu plate and the printed circuit board (PCB). The PCB layer routes electrical traces between the detector tiles, MUX chips, and micro-D connectors, and acts as a base for wire-bonding the tiles. The MUX chips sit on alumina carriers that mate to the PCB. The Nb backshort is held at a distance of one quarter wavelength from the tiles by Macor spacers. It is attached last to sandwich the circuit board, MUX chips, and tiles.PDF /PNGClose-up of BICEP2 pixelFigure 8: Partial view of one BICEP2 dual-polarization pixel, showing the band-defining filter (lower left), TES island (lower right), and part of the antenna network and summing tree. The vertically oriented slots are sensitive to horizontal polarization and form the antenna network for the A detector, while the horizontally oriented slots receive vertical polarization and are fed into the B detector. In this way the A and B detectors have orthogonal polarizations but are spatially co-located and form beams that are coincident on the sky. This view corresponds to a boresight angle of 90°. At boresight angle of 0° the A detectors receive vertical polarization and the B detectors receive horizontal polarization.PDF /PNGBand-defining filterFigure 9: 150 GHz band-defining filter and equivalent circuit. Each filter consisted of three inductors in series, coupled to each other through aT-network of capacitors.PDF /PNGTES islandFigure 10: TES island for a single BICEP2 detector. The island was supported by six lithographically etched legs. Microwave power, entering from the left, terminated into a resistive meander. The deposited heat is measured as a decrease in electrical power (or current) dissipated in the titanium TES, which appears as a blue rectangle on the right of the island. The TES voltage bias was provided by two micro-strip lines at right. To increase the dynamic range of the device, an aluminum TES (seen as a white rectangle below the titanium film) was deposited in series with the titanium TES, providing linear response across a wide range of background loading conditions. The heat capacity of the island was tuned by adding 2.5 μm thick evaporated gold, which is distributed across the remaining real estate of the island. This made the detector time constants slow enough for stable operation.PDF /PNGBICEP2 frequency responseFigure 11: The array-averaged frequency response spectrum (black solid line). Atmospheric transmission from the South Pole (red solid line) and the CMB anisotropy (gray dashed line) are also shown for comparison. The BICEP2 band center is 149.8 GHz and the bandwidth is 42.2 GHz (28%). The detector response and CMB spectra are normalized to unit peak, and the atmospheric transmission spectrum is in units of fractional power transmitted.PDF /PNGHistograms of bolometer properties[IMG]http://bicepkeck.org/B2_2014_ii_figs/B2_instrument_fig1****humb.png[/IMG]Figure 12: Histograms of measured bolometer properties per detector. Top left: Optical efficiency. This measurement was taken in lab with a beam-filling source. It was converted to an efficiency number using the measured spectral bandwidth of 42 GHz. Top right: Thermal conductance of the legs. Two of the tiles have Gc ≈ 100 pW/K and two have higher Gc ≈ 140 pW/K. Bottom left:Time constants with 2011–12 biases. The vertical dashed line shows the median of the distribution, 8.9 ms. Bottom right: Noise equivalent temperature per detector with 2011–12 operating parameters.PDF /PNGTES resistance vs temperatureFigure 13: Example resistance vs. temperature characteristic for a JPL TES detector. The resistance rises from zero to 90% of the normal state resistance within 5 mK.PDF /PNGPer-tile noise equivalent temperatureFigure 14: Per-tile noise equivalent temperature (NET) as a function of the detector resistance. NET sharply increases at the top of the superconducting-normal transition (high RTES/Rnormal) as the detectors saturate. In BICEP2 the NET also increases in the middle and lower part of the transition because of TES excess noise. The excess noise increases with increasing transition steepness β, which is larger at low fractional resistance.PDF /PNGTime constants and transfer functionsFigure 15: Measured time constants and transfer functions for a typical detector (top) with time constant τ < 10 ms and a slow detector (bottom) with time constant τ > 20 ms. The three panels show a rising edge, falling edge, and a transfer function measured with a square-wave-modulated microwave source as described in the text. Step responses are normalized to the step size, and transfer functions are normalized to unit gain at the 10 Hz modulation frequency of the data. The blue curves are data. For the time constant panels, the red dashed lines are a fit to a single-exponential rise and fall with time constants as indicated. For the transfer function panels, the red dashed curve is the transfer function of the MCE and GCP digital filters alone. For fast detectors such as the one in the top panel, the data match this profile to within 0.5%, with no evidence of additional time constants. Data shown use the 2011–12 bias and multiplexing settings.PDF /PNGMeasured noise spectrumFigure 16: Measured noise spectrum of a characteristic detector under typical observing conditions, plotted against modeled noise components estimated from measured detector parameters. The measured noise is well described by the sum of individual noise model components at low frequencies, where the scan-modulated science signal peaks. Due to the limited bandwidth of the detector readout (indicated by the dashed vertical line), aliased excess noise contributes non-negligibly to the achieved noise performance at low frequencies. This aliased component was reduced in the 2011 and 2012 observing seasons by increasing the detector readout rate.PDF /PNGStacked far-field beam mapFigure 17: A map of the BICEP2 far-field response made with the thermal source in units of log10(power), showing dynamic range of more than six decades. Beam maps for individual detectors are shifted to align the peaks and coadded over all operational detectors. The measured shape of the main beam and Airy ring structure are well matched by simulations. Crosstalk features are apparent as small additional beams to the left and right, at a low level relative to the main beam strength.PDF /PNGFar-field beam characterizationFigure 18: Results of far-field beam characterization with a chopped thermal source. Left: Typical measured far-field beam on a linear scale. Middle: The Gaussian fit to the measured beam pattern. Right: The fractional residual after subtracting the Gaussian fit. Note finer color scale in the right-hand differenced map.PDF /PNGPolarized response of a detector pairFigure 19: Polarization response of a detector pair from a rotating polarized source measurement. The x-axis shows the source polarization angle relative to the vertical. The A detector (blue points) responds to vertical polarization and the B detector (red points) responds to horizontal polarization at a boresight angle of 0°. The cross-polar signal is ∼0.5%, consistent with the level of crosstalk. The small deviation from a sinusoidal form is caused by variation in source illumination of the telescope, included in the fit curves.PDF /PNGBICEP2 observing fieldsFigure 20: BICEP2 observing fields relative to the polarization amplitude predicted from FDS (Finkbeiner et al. 1999) model 8, assuming a 5% polarization fraction.PDF /PNGBICEP2 observing patternFigure 21: Observing pattern of a typical three-day schedule. The scansets of Phase G are numbered, with the first scanset at the lowest elevation. The first scanset of Phase G is shown in bold, showing the throw of the field scans (horizontal line) and the bracketing elevation nods (vertical line). The two six-hour phases can vary in elevation: the Galactic D phase is shown at the lowest of four elevation steps, and the CMB G phase is shown at the lowest of three elevation steps. The H and I phases on the third LST day alternate between the B/C pattern and the E/F pattern.PDF /PNGAverage noise power spectra[IMG]http://bicepkeck.org/B2_2014_ii_figs/B2_instrument_fig2****humb.png[/IMG]Figure 22: Average noise power spectra of all detector pairs with 2011–12 settings. Cuts and inverse-variance weighting are applied as in standard mapmaking. The pair-sum spectra show 1/f noise, which is removed by taking the pair difference. The average NET per detector is taken from the average power spectral density in the pair-difference spectrum between 0.1 and 1 Hz.PDF /PNGThree-year live time, sensitivity, and map depthFigure 23: Integration of the BICEP2 three-year data set. Top panel: Time spent in CMB scans, regular calibrations, and refrigerator cycling. During austral summers (November–February), observing schedules have been interspersed with beam mapping and other tests and calibrations. During the austral winter, on-source efficiency (including Galactic observations) has been high, never falling far below the ideal 79.2% in the 2012 observing season. The lower, red curve includes data quality cuts. Middle panel: Mapping speed over time. The improvement from early to late 2010 is caused by the optimization of TES biases, the improvement from 2010 to 2011 is caused by the change to 25 kHz multiplexing, and the small improvement from 2011 to 2012 was caused by a small increase in the number of active channels. Bottom panel: Cumulative map depth over time as calculated in §14.2.PDF /PNGPolarization and coverage mapsFigure 24: Polarization maps and coverage maps used to calculate map depth (color scales in parentheses). The maps are Stokes Q and U in the three-year data set, with full coadds on the left and differenced chronological jackknife maps on the right. The Q maps show a horizontal and vertical pattern, while theU maps show a diagonal pattern, together revealing the dominant E-mode polarization of the CMB. The jackknife maps contain no signal but only noise. They are used to calculate the depth in our polarization maps. The lower left panel shows the integration time per 0.25°×0.25° pixel and the 70% contour used in the older definition of the map depth, while the lower right panel shows the variance-weight map used in the definition adopted here.PDF /PNG
    همیشه و در همه حال به طبیعت احترام بگذاریم و حق زندگی برای حیوانات را هم محترم بشماریم​

اطلاعات موضوع

کاربرانی که در حال مشاهده این موضوع هستند

در حال حاضر 1 کاربر در حال مشاهده این موضوع است. (0 کاربران و 1 مهمان ها)

موضوعات مشابه

  1. سولفات منیزیم
    توسط سعید در انجمن سموم و مواد شیمیایی صنعتی
    پاسخ: 38
    آخرين نوشته: 12th October 2017, 09:50 PM
  2. پاسخ: 0
    آخرين نوشته: 23rd February 2014, 11:07 AM
  3. ثبت بزرگ‌ترین صدف جهان در گینس +عکس
    توسط Ali.Aghaei در انجمن حیات وحش دنیا
    پاسخ: 0
    آخرين نوشته: 22nd February 2014, 05:20 PM
  4. به سفیدی برف: خاص‌ترین حیوانات دنیا
    توسط Ali.Aghaei در انجمن حیات وحش دنیا
    پاسخ: 0
    آخرين نوشته: 17th February 2014, 09:47 AM

علاقه مندي ها (Bookmarks)

مجوز های ارسال و ویرایش

  • شما نمیتوانید موضوع جدیدی ارسال کنید
  • شما امکان ارسال پاسخ را ندارید
  • شما نمیتوانید فایل پیوست کنید.
  • شما نمیتوانید پست های خود را ویرایش کنید
  •  
تبلیغات متنی : کیف لپ تاپ