阿里計劃：探測原初引力波 揭曉宇宙起源奧秘_風聞

今年的諾貝爾物理學獎頒給了天體物理領域，其中一位獲獎者詹姆斯·皮布爾斯在宇宙學領域做出了許多開創性工作，在宇宙微波背景輻射和宇宙結構形成有非常大的貢獻。而今天這篇文章的主角也將為這一領域發揮它的優勢。阿里原初引力波探測計劃（簡稱阿里計劃）是我國第一個地面原初引力波探測實驗，將建設一台國際一流的宇宙微波背景輻射（簡稱CMB）偏振望遠鏡，在我國西藏阿里地區海拔5250米的台址上開展對原初引力波的精確測量，探索宇宙起源。

原初引力波及其探測

1）什麼是原初引力波

當代宇宙學認為宇宙始於暴漲，廣義相對論預言，暴漲過程中時空劇烈的膨脹將產生原初引力波，其物理本質是暴漲過程中時空本身的量子漲落。

暴漲預言的原初擾動為高斯隨機場，分佈於整個宇宙當中，並不侷限在某個特殊的局部領域，因此，原初引力波是一類背景引力波。經過近137億年的演化至今，它的主要頻段分佈在阿赫茲到飛赫茲，屬於引力波家族中頻率最低的一類。它完全不同與美國LIGO實驗組探測到的來自黑洞、中子星併合產生的高頻引力波。

原初引力波是檢驗暴漲，及其他的候選早期宇宙論，如反彈、循環等模型，探索宇宙起源的唯一有效途徑，被譽為當代宇宙學的聖盃（Holy grail of cosmology）。國際上，原初引力波至今未被觀測到，是宇宙學一大熱點前沿。

圖1：探測原初引力波，追溯早期宇宙論（圖片來自網絡）

2）原初引力波的探測

由於原初引力波的存在，將影響光子在最後散射面上的分佈，從而會在CMB上留下特殊的印記——原初B模式偏振，因此，對CMB B模式偏振的精確測量為探測原初引力波提供了有效途徑。

圖2：呈四級矩分佈的光子與電子發生散射產生CMB光子的線偏振（圖片來自網絡）

CMB光子呈黑體分佈，今天温度為2.73k，對CMB 的觀測主要集中於微波波段。微波實驗可以通過空間衞星、高空氣球及地面微波望遠鏡開展觀測。自1965年微波背景被發現以來，已經先後有三代空間衞星，COBE【1】、WMAP【2】及Planck【3】對CMB給出了精確測量，氣球實驗BOOMERanG-98、MAXIMA等，於本世紀初最先提供了大尺度上對CMB功率譜的高信噪比測量，並給出平坦宇宙的測量結果【4】。之後的WMAP和Planck對温度功率譜更為精確的測量，進一步檢驗了標準宇宙學模型，成功將宇宙學研究推進到精確宇宙學時代。

對CMB偏振的精確測量，探測原初引力波是該研究領域下一個重要核心科學目標。然而，在Planck衞星之後，目前尚未有立項的空間CMB衞星項目。而地面CMB觀測，以其精度高、建設週期短、成本較低，風險小等優勢將成為近期研究的主要手段。

地面CMB探測實驗已經給出對微波光子偏振的精確測量。2002年，位於南極的DASI實驗【5】最先測量到E模式偏振，後來被WMAP實驗進一步驗證。位於南極極點的BICEP/KECK望遠鏡給出目前對B模式偏振最為精確的測量【6】，與剛剛結束觀測的Planck衞星的聯合數據分析得到對原初引力波的上限為r< 0.07 (2\σ)【7】。

現在正在開展觀測的CMB實驗包括BICEP/KECK、POLARBEAR【8】、ACT【9】、SPT【10】等，正在建設的有Simons 【11】天文台，以及正在規劃美國CMB S4【12】計劃等，均分佈在南半球的南極極點和智利的阿塔卡瑪沙漠台址。我國的阿里原初引力波探測計劃是目前北半球的地面實驗，主要科學目標為原初引力波以及檢驗CPT對稱性。

圖3：南極極點的CMB觀測實驗（圖片來自網絡）

圖4：智利阿塔卡瑪沙漠的CMB觀測實驗（圖片來自網絡）

3）地面原初引力波探測對觀測環境要求苛刻

地面CMB探測對台址觀測環境要求苛刻，需要極高的大氣透射率。大氣中所含水汽是CMB 偏振觀測的主要噪聲來源，水汽不僅吸收CMB 光子，而且在CMB 觀測的微波頻段產生大量噪聲輻射。海拔高、大氣乾燥是對CMB觀測台址的基本要求。

基於全球大氣模型及氣象數據分析結果【13，14，15】顯示，地球上可以開展CMB觀測的台址包括南半球的南極、智利的阿塔卡馬，和位於北半球的我國青藏高原以及格林蘭島。目前，已經完成或正在運行的以探索原初引力波為主要科學目標的地面CMB偏振實驗都位於南半球的南極或智利，無法覆蓋北半球天區。

圖5. 大氣透射率

我國青藏高原位於岡底斯山脈西部，喜馬拉雅山脈東側背風面，冬季尤其乾燥。阿里地區地域遼闊，地貌豐富，廣袤的山脊為開展微波探測提供了理想的觀測條件。利用NASA氣象衞星數據過去幾十年積累的氣象數據的分析【15】，結果顯示阿里台址在觀測季，從每年10月至次年3月間，大氣平均水汽含量約1毫米左右，保證了開展微波波段觀測所需的大氣透射率，其觀測條件與智利天文台相當（圖6）。

圖6 ：地圖，圖中顏色表示各地水汽的大小

從開展CMB觀測方面考慮，阿里地區處於最理想的中緯度區域，充分利用地球自轉，可見天區覆蓋接近全天的65%，利於開展大天區掃描。並能很好地與南半球已有的觀測台址互補，有助於實現由地面探測CMB的全天覆蓋。基於Planck已有的高頻測量結果顯示，北半球天區存在大片前景輻射低的乾淨天區（圖7）。瞄準乾淨天區進行深度掃描，有助於率先發現原初引力波，同時覆蓋部分南天，與現有南半球實驗形成有力的互補，利於不同實驗間的交叉檢驗。

圖7：阿里、南極和智利台址可覆蓋天區統計

阿里原初引力波探測計劃

1）項目提出

阿里計劃於2014年由中科院高能所張新民團隊提出，2016年正式立項，得到了中國科學院多波段引力波觀測研究專項，國家基金委應急管理項目及科技部政府間國際科技創新合作重點專項的資助【16，17】。阿里計劃將充分利用青藏高原的海拔優勢，建成世界上海拔最高的原初引力波觀測站，打開北天地面原初引力波觀測的新窗口，開展對CMB偏振的精確測量，並與南半球枱址在地域上形成有利的互補，成為地面CMB探測的三大基地之一。

2）阿里原初引力波觀測站建設現狀

阿里原初引力波觀測站海拔5250米，經過兩年多的發展，已完成台址基礎建設（圖8）。觀測站地處獅泉河鎮以南約20 千米，緊鄰國家天文台下屬的阿里天文台A1點，兩者直線距離約2千米，通勤便利（圖9）。A1海拔5100 米，自2009 年建成以來，經過國家天文台的發展建設，已經相對成熟、初具規模，為開展科學實驗提供必要的物質和後勤保障條件。

圖8：阿里原初引力波台址現狀圖

圖9 阿里原初引力波觀測站（B1）與阿里天文台（A1）

3）阿里一號望遠鏡（AliCPT-1）

阿里項目前五年（2016—2021年）將集中於Ali CMB Polarization telescope -1號望遠鏡（簡稱 AliCPT-1）的建設、觀測及相關的科學研究。AliCPT-1是一台口徑為72cm的CMB偏振望遠鏡，包括兩個頻段，95GHz和150GHz，是一台當前國際一流的CMB偏振望遠鏡。

AliCPT-1將採用對微波信號極其靈敏的超導邊緣相變探測器（transition edge sensor，簡稱TES）。TES是當前主流的CMB望遠鏡探測器，主要利用超導材料在臨界温度的相變效應來實現對接收到的微波輻射信號的計量。隨着探測器技術的發展，目前科學家們已經能夠將上千個TES探測器集成在一個4到6英寸的模板上，作成探測器模塊，擺放到望遠鏡的焦平面上，來開展對微波信號的精確測量。AliCPT-1焦平面上將擺放約7000個探測器，是現在正在南極極點開展觀測的BICEP3望遠鏡探測器數目的2.7倍，其探測靈敏度可以達到納K量級。

圖10：望遠鏡與基座整體圖（來自AliCPT-1合作組）

4）AliCPT-1科學目標

AliCPT-1望遠鏡是通過精確測量2度左右角尺度範圍上（CMB多極分佈在l~50至300左右）的CMB B模式偏振角功率譜來探測原初引力波的。理論上，宇宙早期再複合過程形成的原初BB譜在這個尺度上信號最強，同時，在這個尺度上，由於CMB Lensing 帶來的B模式偏振信號不佔主導。因此，在2度尺度上開展對BB角功率的精確測量為探測原初引力波提供了絕佳窗口，AliCPT-1號望遠鏡正是瞄準l~100左右的宇宙再複合峯開展精確測量，從而探測原初引力波。

圖11：理論模型預言的T、和E、B模式功率譜圖

AliCPT-1還將開展B模式偏振相關的宇宙學研究，例如：通過對EE偏振功率譜及EB交叉功率譜的精確測量，開展對CMB偏振旋轉角的測量，檢驗CPT對稱性及相關宇宙學研究。同時，計劃與位於北天的光譜巡天項目DESI開展互相關研究。

5）國際合作

阿里項目是一個國際合作項目，目前的成員包括來自高能所、國家天文台、斯坦福大學、法國CNRS APC實驗室、北京師範大學、國立台灣大學、上海交通大學、中國科大、山東大學、華中師範大學等單位的學者近100人。

圖12：AliCPT-1合作組會合影

6）阿里項目下一步計劃

目前AliCPT-2號望遠鏡正在規劃之中，為下一個五年內的主要研究目標。AliCPT-2將填滿現有AliCPT-1焦平面上預留的19個模塊，屆時探測器數目將達到30，000以上，與現在阿塔卡瑪的Simons天文台相當。同時，還計劃研製更大口徑的CMB 偏振望遠鏡，開展更多頻段的觀測，並在CMB Lensing扣除和前景分析能力上大幅提升，其科學目標將擴展包括中微子質量、暗能量物理本質等宇宙學研究。

Reference：

【1】https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/

【2】https://map.gsfc.nasa.gov/; WMAP collaboratioin, Astrophys.J.Suppl. 208 (2013) 19

【3】http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck; Planck Collaboration, arxiv:1807.06205

【4】A. Jaffe, et al. Phys.Rev.Lett.86:3475-3479,2001

【5】J. Kovac, et al. nature420 (2002), 772

【6】https://www.cfa.harvard.edu/CMB/keckarray/

【7】The Keck Array and BICEP2 Collaborations, Phys. Rev. Lett. 121, 221301, 2018

【8】http://bolo.berkeley.edu/polarbear/

【9】https://act.princeton.edu/

【10】https://pole.uchicago.edu/

【11】https://simonsobservatory.org/

【12】Kevork N. Abazajian, et al. arxiv:1610.02743

【13】Quan-Zhi Ye, Meng Su, Hong Li, Xinmin Zhang, arxiv: 1512.01099;

【14】Chao-Lin Kuo, Astrophys.J. 848 (2017) no.1, 64;

【15】Y.Li, Y.Liu, S.Li, H.Li and X.Zhang, arxiv:1709.09053.

【16】Hong Li, et al. Natl.Sci.Rev. 6 (2019) no.1, 145-154；

【17】Hong Li, Si-yu Li, Yang Liu, Yong-ping Li, Xinmin Zhang, Nat.Astron. 2 (2018) no.2, 104-106.