Akár Nobel-díjat is jelenthet a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás polarizációs mintázatában detektált, a korai Univerzumban terjedő gravitációs hullámokra utaló jel, ha az eredményt független mérések is megerősítik.
Pillanatok alatt bejárta a világsajtót a Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ csillagászainak szenzációs bejelentése, miszerint gravitációs hullámok nyomaira leltek a kozmikus háttérsugárzás spektrumában. A felfedezést, amennyiben más kutatócsoportok által is megerősítést nyer, egyszer akár Nobel-díjjal is jutalmazhatják. Mivel a felfedezés a szakmában is erős hullámokat keltett és maga a megfigyelés is minden részletében különleges, érdemes alaposabban megismerkedni mind az elméleti hátterével, mind az észlelés műszerével.
A kozmikus háttérsugárzás eredete
A “Nagy Bumm” elmélet, azaz a kozmológia standard modellje szerint az Univerzum valaha forró és sűrű volt. Fejlődésének egy korai szakaszában, körülbelül 380 ezer évvel az Ősrobbanás után a teret teljes egészében forró, ionizált hidrogénből és héliumból álló gáz, azaz plazma töltötte ki. A plazma egyik fontos tulajdonsága, hogy minden fényt elnyel, ezért – bár maga is sugároz – teljesen átlátszatlan. A részecskéi által kibocsátott fotonok az optikailag sűrű anyagban csak rövid távolságokra jutnak, majd egy másik részecskével kölcsönhatva elnyelődnek. Ahogy az Univerzum egyre tágult, a forró plazma hőmérséklete csökkenni kezdett, egy idő múlva pedig eléggé lehűlt ahhoz, hogy az elektronok befogódhassanak, és a plazma semleges hidrogén- és héliumgázzá alakuljon, ami viszont már átlátszó. Így ez az a pillanat, ahonnan a kozmikus háttérsugárzás származik: a plazma által kisugárzott fotonokat a neutrális gáz már nem nyelte el, ezért azok sok milliárd fényévnyi csaknem szabad út megtétele után a távcsöveinkkel észlelhetők. A folyamatot a fotonok lecsatolódásának nevezzük, azt a felszínt pedig, ahonnan ezek a fotonok származnak, az utolsó szóródás felületének hívjuk. Erre a felületre érdemes úgy gondolni, mint egy felhő külső részére: bele nem látunk, de észleljük a felszínének fodrozódásait.
A kozmikus háttérsugárzás közvetlenül a lecsatolódás után 4000 K hőmérsékletű volt, az azóta eltelt idő alatt azonban a fotonok – az Univerzum tágulásából adódó vöröseltolódás következményeként – a mikrohullámú tartományba kerültek, mai hőmérsékletük mindössze 2,7 K. Ennek megfelelően a háttérsugárzás spektrumának maximumát 150 GHz környékén kell keresni, ami 2 mm-es hullámhossznak felel meg. Ezt a hullámhossztartományt a Föld légköre ugyan átereszti, ám már igen kis mennyiségű vízpára is képes elnyelni. A kozmikus háttérsugárzást ezért földi távcsővel csak olyan helyekről lehet megfigyelni, ahol a légkör páratartalma minimális. Nem véletlen, hogy a BICEP-2 távcső épp a Déli-sarkon üzemel, hiszen itt az extrém hideg időjárás miatt a vízpára szinte teljesen kifagy a levegőből. További előnyt jelent a 2800 méteres tengerszint feletti magasság, nem beszélve arról, hogy az Egyesült Államok itt üzemelteti az Amundsen-Scott kutatóállomást, így a távcső személyzetének ellátása is biztosítva van.
Az ősi plazma nem volt teljesen nyugodt, sima és homogén. Az anyagban hanghullámok terjedtek, melyek néhol kissé összetömörítették, máshol kiritkították a plazmát. Ahol a sűrűsége megnőtt, ott enyhén felforrósodott, másutt viszont az átlagos hőmérséklethez képest kissé lehűlt. Ezek a hőmérsékleti ingadozások nem érték el az 0,01 kelvint, vagyis az átlagtól való eltérés a hőmérséklet mindössze egy százezred része lehetett. A korai plazmában a hanghullámok igen gyorsan, a fénysebesség több mint felével terjedtek. Az Univerzum akkori, 380 ezer éves korát figyelembe véve viszont a legnagyobb hullámhosszú hanghullámok két hullámhegye közötti távolság is legfeljebb 380 ezer fényév lehetett. A plazmarezgések hullámhegyeihez a kozmikus háttérsugárzás térképén picit forróbb, hullámvölgyeihez picit hidegebb foltok tartoznak.
Természetesen mi az akkori távolságokat ma a gömb felszínére kivetülve figyeljük meg, ezért hullámhosszak helyett mindent szögben mérünk. Az eredetileg egymástól 380 ezer fényévre levő hullámhegyek (azaz a forró foltok) olyan nagy távolságból, ahonnan mi szemléljük a háttérsugárzást (13,8 milliárd fényév) mindössze kb. 1° alatt látszanak. Ez nagyjából a telihold átmérőjének kétszerese. A valóság persze mindig picit komplikáltabb, hiszen az ősi plazmában nem csak egy-két hanghullám volt jelen, hanem különböző hullámhosszúságú hanghullámok egész spektruma. Ezek alakították ki azt a zajnak tűnő, de valójában összetett, és sok információt hordozó képet, melyet kis felbontással előbb 1992-ben a COBE, később sokkal jobb felbontással 2003-ban a WMAP, majd 2013-ban az európai Planck-műhold is megfigyelt. A COBE-mérést vezető két kutató, George Smoot és John Mather 2006-ban Nobel-díjban részesült.
A pontos hőtérképek birtokában nem túl bonyolult matematikai módszerekkel elkészíthetjük a háttérsugárzás spektrumát. Némi közelítéssel ez azt mondja meg, hogy milyen hullámhosszúságú hanghullámok mekkora arányban voltak jelen a korai plazmában. A spektrum csúcsainak helyéből pontosan meg tudjuk mondani, hogy mekkora volt az Univerzum abban az időben, amikor a kozmikus háttérsugárzás lecsatolódott. Ebből lehet kiszámolni, hogy a Világegyetem kora 13,8 milliárd év, és ebből tudjuk azt is, hogy a tér szinte teljesen sík, azaz a benne levő anyag, bár kis léptékben igen, de az Univerzum egészének skáláján nem képes meggörbíteni a teret, mert a mindent átható sötét energia ebben megakadályozza.
A kozmikus háttérsugárzás polarizációja
A mikrohullámú sugárzás, csak úgy, mint a látható fény, rendelkezhet polarizációval. A polarizációs térkép elkészítése azonban igen nehéz: míg a hőmérséklet fluktuációi az átlagos érték egy százezred részét teszik ki, addig a polarizációs jel ennél még két nagyságrenddel kisebb, az arány mindössze egy a tízmillióhoz. A hírek szerint a BICEP-2 csapata sikerrel vette a technikai akadályokat, és kimérte ezt a hihetetlenül kicsi jelet.
A háttérsugárzásnak kétfajta polarizációs állapota lehet, az egyiket E-módusnak, a másikat B-módusnak nevezzük. Az elnevezés némileg analóg az elektromos és mágneses tér E, illetve B vektorainak jelölésével, de a hasonlóság jobbára csak matematikai, a módusoknak nincsen közük az elektromágneses térhez. A két módust az is megkülönbözteti, hogy a korai Univerzumot kitöltő plazmában terjedő hanghullámok csak E típusú polarizációt képesek okozni. A BICEP-2 mérésben viszont éppen a B-módusokat sikerült kimutatni.
A B-módusok eredetének megértéséhez egészen Einstein általános relativitáselméletéig kell visszamennünk. Az általános relativitáselmélet a téridő szerkezetének leírására szolgál, és bár matematikailag igen bonyolult, már számos fontos jelenséget sikerült vele megmagyarázni. Einstein elméletének egyik, eddig közvetlenül nem igazolt következménye a gravitációs hullámok létezése. A gravitációs hullámok nem valamilyen anyag (pl. hanghullámok) vagy erőtér (pl. elektromágneses tér) hullámai, hanem magának a téridő szövedékének fodrozódásai. Az elméletek szerint ilyen hullámok okozhatják, hogy a kozmikus háttérsugárzás polarizációjában B-módusok is megjelennek. Amennyiben tehát a BICEP-2 mérései igaznak bizonyulnak, úgy közvetlen módon sikerült kimutatni a korai Univerzumban jelen levő gravitációs hullámokat.
A kozmikus háttérsugárzás vizsgálatának egyik fő problémája, hogy a fotonok az egész Univerzumon átutaztak, mielőtt detektálhattuk őket, és számos olyan effektus létezik, amely a fotonok hőmérsékletét és polarizációját befolyásolhatja. A polarizáció B-módusa a legtöbb ilyen effektusra nem érzékeny, egyedül a gravitációs lencsézés képes kissé megváltoztatni. Szerencsére a gravitációsan lencsézett B-módusú jelet a spektrumban más szögeknél várjuk, mint ahol a gravitációs hullámok által okozott csúcs van, így a kettő elkülöníthető.
Az infláció elmélete
A megfigyelések alapján a hullámok spektruma az ég bármely irányába nézve ugyanolyan. Ez egy nagyon fontos megállapítás, ugyanis az ősi plazma két olyan pontja, ami ma 1°-nál nagyobb szög alatt látszik, elvileg soha nem lehetett ok-okozati kapcsolatban egymással, hiszen a kozmikus háttérsugárzás lecsatolódásának pillanatában olyan távolságra voltak egymástól, hogy az Univerzum addigi 380 ezer éve alatt egy fényjel nem juthatott el egyik pontból a másikba. Ennek ellenére mégis azt tapasztaljuk, hogy az ősi plazma egymástól távoli részei hőmérsékleti egyensúlyban voltak. Az Univerzum keletkezését leíró elméletnek meg kell oldania ezt az ún. horizontproblémát. Az elméletnek még két további alapvető dolgot is meg kell magyaráznia: egyfelől választ kell adnia a plazma hullámzásainak eredetére, másrészt arra is, hogy az Univerzum térideje miért majdnem teljesen sík.
A kozmikus inflációnak nevezett elmélet alapjait Alan Guth fektette le 1980-ban. A teória szerint az Univerzum a kezdeti időkben nagyon gyors táguláson ment át, és a másodperc igen kis töredéke alatt az eredeti méretének sokszorosára fúvódott fel. Ha valóban így történt, akkor ez a felfúvódás megmagyarázza a korábban említett hőmérsékleti egyensúly problémáját és az Univerzum sík voltának kérdését, de arra is választ ad, hogy honnan erednek a plazmában terjedő hullámok: a fodrozódások eredetileg apró, véletlenszerű, kvantummechanikai eredetű fluktuációk voltak, melyeket a tér nagyon gyors tágulása sokszorosára növelt. Az infláció elméletét továbbfejlesztve Andrej Linde 1982-ben tisztán elméleti alapon kimutatta, hogy az Univerzum nagyon gyors felfúvódása szükségszerűen gravitációs hullámok keletkezésével járt együtt. Ezek a korai gravitációs hullámok lehetnek felelősek a BICEP-2 által kimutatott B-módusú polarizációs jelért.
A jelenlegi felfedés természetesen még megerősítésre vár más kutatócsoportok, elsősorban a Planck-űrtávcső programjában résztvevők részéről. A Planck műszerei elvileg képesek a B-módusok kimutatására, de a kutatók egyelőre nem találják a keresett jelet az adathalmazban.
A BICEP-2 távcső
Amikor egy csillagász mikrohullámú sugárzás megfigyeléséről hall, szinte automatikusan rádiótávcsövekre, azaz nagy parabolaantennákra gondol. Valóban, a legtöbb mikrohullámú műszer ilyen felépítésű, ezzel szemben a BICEP-2 sokkal inkább egy hagyományos lencsés távcsőre hasonlít. A róla készült fotókon látható nagy fém gallér nem a mikrohullámok fókuszálására, hanem a környező mikrohullámú zaj leárnyékolására szolgál. A 150 GHz-es mikrohullámú sugárzás hullámhossza 2 mm, ami lehetővé teszi, hogy műanyagból készült lencsével fókuszáljuk. A BICEP-2 távcső lencséi nagy sűrűségű polietilénből készültek, és a hullámokat – a rádiócsillagászatban szintén szokatlan módon – képalkotó detektorra fókuszálják. A fókuszsíkban elhelyezett négy detektormátrix összesen 512 pixellel rendelkezik, melyek egyszerre képesek a mikrohullámok mindkét polarizációs állapotának mérésére. A pixelek majdnem 3 milliméteresek, és apró, egymásra merőleges dipólantennákból állnak, melyeket vékony réz hullámvezetők kötnek össze.
Mivel a vizsgált sugárzás hőmérséklete mindössze 2,7 K, a távcső detektorát, és az összes alkatrészt jóval ez alá a hőmérséklet alá kell hűteni. A távcső teljes egészében hőszigetelt, és egy kriosztát hélium-3 izotóp lassú párologtatásával a belső teret 230 mK hőmérsékletűre hűti. A detektor is egy alacsony hőmérsékleten fellépő jelenséget használ ki a mikrohullámú fotonok megszámlálására: a szupravezetést. A szupravezetők olyan speciális anyagok, melyek nagyon kis hőmérsékleten ellenállás nélkül vezetik az elektromos áramot, ám ha egy adott érték fölé melegednek, hirtelen megszűnnek tökéletes vezetők lenni. A szupravezetési hőmérséklet fölött ellenállásuk a hőmérséklet kismértékű emelkedésével is igen gyorsan nő. Ha ilyen anyagból sikerül igen pici detektort építeni, akkor az akár egyedi fotonok detektálására is alkalmassá tehető a következő elv alapján. Hűtsük le a szupravezető detektort pontosan a szupravezetés határhőmérsékletére, és várjunk, míg a detektorra kötött antenna begyűjt egy mikrohullámú fotont. Bár a foton csak igen kis energiával rendelkezik, de éppen elegendővel ahhoz, hogy a picike detektort a szupravezetési hőmérséklet fölé melegítse. A detektor azonnal megszűnik szupravezetőnek lenni, és a hirtelen megnövekedett ellenállása megfelelő elektronikus áramkörrel detektálható. Néhány milliszekundum múlva a detektor visszahűl a szupravezetés hőmérsékletére, és képessé válik újabb foton detektálására.
A kozmikus háttérsugárzás eredete
A “Nagy Bumm” elmélet, azaz a kozmológia standard modellje szerint az Univerzum valaha forró és sűrű volt. Fejlődésének egy korai szakaszában, körülbelül 380 ezer évvel az Ősrobbanás után a teret teljes egészében forró, ionizált hidrogénből és héliumból álló gáz, azaz plazma töltötte ki. A plazma egyik fontos tulajdonsága, hogy minden fényt elnyel, ezért – bár maga is sugároz – teljesen átlátszatlan. A részecskéi által kibocsátott fotonok az optikailag sűrű anyagban csak rövid távolságokra jutnak, majd egy másik részecskével kölcsönhatva elnyelődnek. Ahogy az Univerzum egyre tágult, a forró plazma hőmérséklete csökkenni kezdett, egy idő múlva pedig eléggé lehűlt ahhoz, hogy az elektronok befogódhassanak, és a plazma semleges hidrogén- és héliumgázzá alakuljon, ami viszont már átlátszó. Így ez az a pillanat, ahonnan a kozmikus háttérsugárzás származik: a plazma által kisugárzott fotonokat a neutrális gáz már nem nyelte el, ezért azok sok milliárd fényévnyi csaknem szabad út megtétele után a távcsöveinkkel észlelhetők. A folyamatot a fotonok lecsatolódásának nevezzük, azt a felszínt pedig, ahonnan ezek a fotonok származnak, az utolsó szóródás felületének hívjuk. Erre a felületre érdemes úgy gondolni, mint egy felhő külső részére: bele nem látunk, de észleljük a felszínének fodrozódásait.
A kozmikus háttérsugárzás közvetlenül a lecsatolódás után 4000 K hőmérsékletű volt, az azóta eltelt idő alatt azonban a fotonok – az Univerzum tágulásából adódó vöröseltolódás következményeként – a mikrohullámú tartományba kerültek, mai hőmérsékletük mindössze 2,7 K. Ennek megfelelően a háttérsugárzás spektrumának maximumát 150 GHz környékén kell keresni, ami 2 mm-es hullámhossznak felel meg. Ezt a hullámhossztartományt a Föld légköre ugyan átereszti, ám már igen kis mennyiségű vízpára is képes elnyelni. A kozmikus háttérsugárzást ezért földi távcsővel csak olyan helyekről lehet megfigyelni, ahol a légkör páratartalma minimális. Nem véletlen, hogy a BICEP-2 távcső épp a Déli-sarkon üzemel, hiszen itt az extrém hideg időjárás miatt a vízpára szinte teljesen kifagy a levegőből. További előnyt jelent a 2800 méteres tengerszint feletti magasság, nem beszélve arról, hogy az Egyesült Államok itt üzemelteti az Amundsen-Scott kutatóállomást, így a távcső személyzetének ellátása is biztosítva van.
Az ősi plazma nem volt teljesen nyugodt, sima és homogén. Az anyagban hanghullámok terjedtek, melyek néhol kissé összetömörítették, máshol kiritkították a plazmát. Ahol a sűrűsége megnőtt, ott enyhén felforrósodott, másutt viszont az átlagos hőmérséklethez képest kissé lehűlt. Ezek a hőmérsékleti ingadozások nem érték el az 0,01 kelvint, vagyis az átlagtól való eltérés a hőmérséklet mindössze egy százezred része lehetett. A korai plazmában a hanghullámok igen gyorsan, a fénysebesség több mint felével terjedtek. Az Univerzum akkori, 380 ezer éves korát figyelembe véve viszont a legnagyobb hullámhosszú hanghullámok két hullámhegye közötti távolság is legfeljebb 380 ezer fényév lehetett. A plazmarezgések hullámhegyeihez a kozmikus háttérsugárzás térképén picit forróbb, hullámvölgyeihez picit hidegebb foltok tartoznak.
Természetesen mi az akkori távolságokat ma a gömb felszínére kivetülve figyeljük meg, ezért hullámhosszak helyett mindent szögben mérünk. Az eredetileg egymástól 380 ezer fényévre levő hullámhegyek (azaz a forró foltok) olyan nagy távolságból, ahonnan mi szemléljük a háttérsugárzást (13,8 milliárd fényév) mindössze kb. 1° alatt látszanak. Ez nagyjából a telihold átmérőjének kétszerese. A valóság persze mindig picit komplikáltabb, hiszen az ősi plazmában nem csak egy-két hanghullám volt jelen, hanem különböző hullámhosszúságú hanghullámok egész spektruma. Ezek alakították ki azt a zajnak tűnő, de valójában összetett, és sok információt hordozó képet, melyet kis felbontással előbb 1992-ben a COBE, később sokkal jobb felbontással 2003-ban a WMAP, majd 2013-ban az európai Planck-műhold is megfigyelt. A COBE-mérést vezető két kutató, George Smoot és John Mather 2006-ban Nobel-díjban részesült.
A pontos hőtérképek birtokában nem túl bonyolult matematikai módszerekkel elkészíthetjük a háttérsugárzás spektrumát. Némi közelítéssel ez azt mondja meg, hogy milyen hullámhosszúságú hanghullámok mekkora arányban voltak jelen a korai plazmában. A spektrum csúcsainak helyéből pontosan meg tudjuk mondani, hogy mekkora volt az Univerzum abban az időben, amikor a kozmikus háttérsugárzás lecsatolódott. Ebből lehet kiszámolni, hogy a Világegyetem kora 13,8 milliárd év, és ebből tudjuk azt is, hogy a tér szinte teljesen sík, azaz a benne levő anyag, bár kis léptékben igen, de az Univerzum egészének skáláján nem képes meggörbíteni a teret, mert a mindent átható sötét energia ebben megakadályozza.
A kozmikus háttérsugárzás polarizációja
A mikrohullámú sugárzás, csak úgy, mint a látható fény, rendelkezhet polarizációval. A polarizációs térkép elkészítése azonban igen nehéz: míg a hőmérséklet fluktuációi az átlagos érték egy százezred részét teszik ki, addig a polarizációs jel ennél még két nagyságrenddel kisebb, az arány mindössze egy a tízmillióhoz. A hírek szerint a BICEP-2 csapata sikerrel vette a technikai akadályokat, és kimérte ezt a hihetetlenül kicsi jelet.
A háttérsugárzásnak kétfajta polarizációs állapota lehet, az egyiket E-módusnak, a másikat B-módusnak nevezzük. Az elnevezés némileg analóg az elektromos és mágneses tér E, illetve B vektorainak jelölésével, de a hasonlóság jobbára csak matematikai, a módusoknak nincsen közük az elektromágneses térhez. A két módust az is megkülönbözteti, hogy a korai Univerzumot kitöltő plazmában terjedő hanghullámok csak E típusú polarizációt képesek okozni. A BICEP-2 mérésben viszont éppen a B-módusokat sikerült kimutatni.
A B-módusok eredetének megértéséhez egészen Einstein általános relativitáselméletéig kell visszamennünk. Az általános relativitáselmélet a téridő szerkezetének leírására szolgál, és bár matematikailag igen bonyolult, már számos fontos jelenséget sikerült vele megmagyarázni. Einstein elméletének egyik, eddig közvetlenül nem igazolt következménye a gravitációs hullámok létezése. A gravitációs hullámok nem valamilyen anyag (pl. hanghullámok) vagy erőtér (pl. elektromágneses tér) hullámai, hanem magának a téridő szövedékének fodrozódásai. Az elméletek szerint ilyen hullámok okozhatják, hogy a kozmikus háttérsugárzás polarizációjában B-módusok is megjelennek. Amennyiben tehát a BICEP-2 mérései igaznak bizonyulnak, úgy közvetlen módon sikerült kimutatni a korai Univerzumban jelen levő gravitációs hullámokat.
A kozmikus háttérsugárzás vizsgálatának egyik fő problémája, hogy a fotonok az egész Univerzumon átutaztak, mielőtt detektálhattuk őket, és számos olyan effektus létezik, amely a fotonok hőmérsékletét és polarizációját befolyásolhatja. A polarizáció B-módusa a legtöbb ilyen effektusra nem érzékeny, egyedül a gravitációs lencsézés képes kissé megváltoztatni. Szerencsére a gravitációsan lencsézett B-módusú jelet a spektrumban más szögeknél várjuk, mint ahol a gravitációs hullámok által okozott csúcs van, így a kettő elkülöníthető.
Az infláció elmélete
A megfigyelések alapján a hullámok spektruma az ég bármely irányába nézve ugyanolyan. Ez egy nagyon fontos megállapítás, ugyanis az ősi plazma két olyan pontja, ami ma 1°-nál nagyobb szög alatt látszik, elvileg soha nem lehetett ok-okozati kapcsolatban egymással, hiszen a kozmikus háttérsugárzás lecsatolódásának pillanatában olyan távolságra voltak egymástól, hogy az Univerzum addigi 380 ezer éve alatt egy fényjel nem juthatott el egyik pontból a másikba. Ennek ellenére mégis azt tapasztaljuk, hogy az ősi plazma egymástól távoli részei hőmérsékleti egyensúlyban voltak. Az Univerzum keletkezését leíró elméletnek meg kell oldania ezt az ún. horizontproblémát. Az elméletnek még két további alapvető dolgot is meg kell magyaráznia: egyfelől választ kell adnia a plazma hullámzásainak eredetére, másrészt arra is, hogy az Univerzum térideje miért majdnem teljesen sík.
A kozmikus inflációnak nevezett elmélet alapjait Alan Guth fektette le 1980-ban. A teória szerint az Univerzum a kezdeti időkben nagyon gyors táguláson ment át, és a másodperc igen kis töredéke alatt az eredeti méretének sokszorosára fúvódott fel. Ha valóban így történt, akkor ez a felfúvódás megmagyarázza a korábban említett hőmérsékleti egyensúly problémáját és az Univerzum sík voltának kérdését, de arra is választ ad, hogy honnan erednek a plazmában terjedő hullámok: a fodrozódások eredetileg apró, véletlenszerű, kvantummechanikai eredetű fluktuációk voltak, melyeket a tér nagyon gyors tágulása sokszorosára növelt. Az infláció elméletét továbbfejlesztve Andrej Linde 1982-ben tisztán elméleti alapon kimutatta, hogy az Univerzum nagyon gyors felfúvódása szükségszerűen gravitációs hullámok keletkezésével járt együtt. Ezek a korai gravitációs hullámok lehetnek felelősek a BICEP-2 által kimutatott B-módusú polarizációs jelért.
A jelenlegi felfedés természetesen még megerősítésre vár más kutatócsoportok, elsősorban a Planck-űrtávcső programjában résztvevők részéről. A Planck műszerei elvileg képesek a B-módusok kimutatására, de a kutatók egyelőre nem találják a keresett jelet az adathalmazban.
A BICEP-2 távcső
Amikor egy csillagász mikrohullámú sugárzás megfigyeléséről hall, szinte automatikusan rádiótávcsövekre, azaz nagy parabolaantennákra gondol. Valóban, a legtöbb mikrohullámú műszer ilyen felépítésű, ezzel szemben a BICEP-2 sokkal inkább egy hagyományos lencsés távcsőre hasonlít. A róla készült fotókon látható nagy fém gallér nem a mikrohullámok fókuszálására, hanem a környező mikrohullámú zaj leárnyékolására szolgál. A 150 GHz-es mikrohullámú sugárzás hullámhossza 2 mm, ami lehetővé teszi, hogy műanyagból készült lencsével fókuszáljuk. A BICEP-2 távcső lencséi nagy sűrűségű polietilénből készültek, és a hullámokat – a rádiócsillagászatban szintén szokatlan módon – képalkotó detektorra fókuszálják. A fókuszsíkban elhelyezett négy detektormátrix összesen 512 pixellel rendelkezik, melyek egyszerre képesek a mikrohullámok mindkét polarizációs állapotának mérésére. A pixelek majdnem 3 milliméteresek, és apró, egymásra merőleges dipólantennákból állnak, melyeket vékony réz hullámvezetők kötnek össze.
Mivel a vizsgált sugárzás hőmérséklete mindössze 2,7 K, a távcső detektorát, és az összes alkatrészt jóval ez alá a hőmérséklet alá kell hűteni. A távcső teljes egészében hőszigetelt, és egy kriosztát hélium-3 izotóp lassú párologtatásával a belső teret 230 mK hőmérsékletűre hűti. A detektor is egy alacsony hőmérsékleten fellépő jelenséget használ ki a mikrohullámú fotonok megszámlálására: a szupravezetést. A szupravezetők olyan speciális anyagok, melyek nagyon kis hőmérsékleten ellenállás nélkül vezetik az elektromos áramot, ám ha egy adott érték fölé melegednek, hirtelen megszűnnek tökéletes vezetők lenni. A szupravezetési hőmérséklet fölött ellenállásuk a hőmérséklet kismértékű emelkedésével is igen gyorsan nő. Ha ilyen anyagból sikerül igen pici detektort építeni, akkor az akár egyedi fotonok detektálására is alkalmassá tehető a következő elv alapján. Hűtsük le a szupravezető detektort pontosan a szupravezetés határhőmérsékletére, és várjunk, míg a detektorra kötött antenna begyűjt egy mikrohullámú fotont. Bár a foton csak igen kis energiával rendelkezik, de éppen elegendővel ahhoz, hogy a picike detektort a szupravezetési hőmérséklet fölé melegítse. A detektor azonnal megszűnik szupravezetőnek lenni, és a hirtelen megnövekedett ellenállása megfelelő elektronikus áramkörrel detektálható. Néhány milliszekundum múlva a detektor visszahűl a szupravezetés hőmérsékletére, és képessé válik újabb foton detektálására.
