宇宙微波背景探测实验 | 应用物理前沿推介系列No.40

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本期推介

宇宙微波背景探测实验

宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background - CMB）是一种充斥于整个宇宙的电磁辐射。对宇宙微波背景特定偏振探测，即极化的测量，能够为我们理解早期宇宙提供关键的信息。CMB按极化可以分为电场型无旋的E模式与磁场型有旋的B模式部分。其中B模式被认为是宇宙早期暴胀时产生的原初引力波的重要证据，该模式的信号能够为暴涨模型提供重要的物理信息。但是，B模式的来源不止原初引力波，天体前景发射也会产生非原初B模式信号。因此，为了探测早期宇宙所产生的B模式信号，排除杂散背景干扰，人们需要在多个频率上灵敏地观测B模式信号[1]。

由美国，英国，加拿大，法国科学家参与的BIECP/Keck（Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization/Keck-BK）项目致力于搭建一系列低温下的接收器，对CMB进行高灵敏度测量。在近二十年的时间里，该团队不断搭建并改进小光阑低温宽视场折射望远镜，已经成功观察到在严格控制的系统误差下存在一定角度的CMB极化[2]。实验装置图如图1所示。其中，BICEP2利用500个在150GHz与天线耦合的超导相变边沿探测器（Transition-Edge Senser-TES）在2010年到2012年间观测到了B模式信号，但之后被证明来源于极化尘埃发射[3]。Keck阵列由5个类似于BIECP2的接收器组成，从2012年开始观测150GHz附近的信号，并在2014、2015和2017年发展了针对频率为95GHz、220GHz和270GHz的探测器。2015年，拥有2500个工作在95GHz探测器的更高通量的BIECP3替换了BIECP2。在前期技术积累下，该团队正在搭建并测试目前最先进的装置BICEP阵列。他们通过发展不同频率的探测器，增加探测器的密度，进一步提高对张标比r（一种表示引力波幅度大小的物理量）探测的可靠性与灵敏度。

图1 . BICEP/Keck阵列项目的不同发展阶段，第二行与第三行展示了逐步增加的焦平面面积与探测器密度。第三行中不同颜色代表不同频率，浅红色代表30/40GHz，红色代表95GHz，绿色代表150GHz，蓝色代表220/270GHz。[2]

最新的BICEP阵列由四个接收器组成，共有32000个探测器，覆盖了30/40，95，150和220/270 GHz的频率。每一个接收器都被安装在一个直径0.9 m，高2.1 m的低温恒温器中。接收器的整体截面如图2右图所示，按照温度可以从上到下分为50 K部分，4 K部分以及亚开尔文（以下称亚开）部分。整个装置的真空外桶（橙色）与50 K的屏蔽桶（绿色）被设计得较长，用于容纳探测器的主体。4 K屏蔽桶（蓝色与灰色）纵向分为上下两部分。上半部分为光学部分，顶部放置物镜，中间放置用于减少反射的缓冲环，底部放置尼龙滤片和场镜头，下半部分容纳亚开级，用于放置探测器主体。

光学系统对于振动是非常敏感的。接收器的50 K与4 K部分通过脉管机实现冷却，脉管机在工作时会产生振动，依次通过冷头、冷盘传入系统。为减小振动的传入，脉管机的电机与冷头间是机械隔离的，且使用弹簧波纹管连接，冷头与冷盘之间则使用电子束焊接的柔软铜辫子连接。除对振动的减轻外，过滤电磁波减少发热，并在合适频段进行探测也相当重要。接收器的孔径为560 mm，预计将引入大于100 W的热辐射。在50 K平台上方，一块使用¹/₁₀英寸红外滤片间隔、 12¹/₈英寸厚的堆叠泡沫塑料（Zotefoam HD-30）、以及10 mm厚的氧化铝滤片共同提供了红外波段的滤波。其余的短波长的电磁波将被4 K温区部分的7.45 mm厚的尼龙滤片进一步过滤。最终300 mK温区的金属网滤片会决定该系统频段的上限截止频率。

图2. BICEP阵列光学系统（左图）与低温接收器（右图）的截面图。除了Zetefoam滤波器外所有光学系统都覆以增透膜以减小带间反射。HDPE透镜、尼龙滤片以及光挡被精确地安装在接收器中，并制冷至4 K，以减少探测器的负载。焦平面上装有12个探测器模块，通过吸附式制冷降温到280 mK，并被超导材料铌包裹，用于磁屏蔽。通过主动控温，探测器能够在几个小时内保持温度稳定。[2]

接收器的亚开部分位于4 K冷盘上方，用于为探测器提供低温环境。为减小振动，提高系统稳定性[4]，他们使用了三级（⁴He/³He/³He）氦吸附制冷技术。亚开部分从下到上分为2 K（⁴He级），300 mK（中间制冷级，intermediate cooler-IC）及280 mK（极低温制冷级，ultra cooler-UC）三级，每一级均可为下一级预冷。由于没有回气循环，系统只能单冲程运行，进行观测时最少可以连续运行2.5天。300 mK级与280 mK级设计的热负载分别为75 μW与15 μW。每个层级都提供电磁屏蔽，并为线缆提供热沉，以降低探测器的环境热负载。探测器及其所在焦平面铜盘通过柔软的高纯度铜箔带与UC级进行热连接。其中，铜带与铜盘之间通过一个不锈钢块间接连接，实现与控制模块热噪声的隔离。

在光学部分，接收器使用一个简单的衍射极限双透镜折射仪，如图2左图所示，提供一个宽视场内像差最小的远心焦平面，焦平面直径475.8 mm，中心处平均焦比f/1.57。光学系统使用的HDPE透镜的直径为650 mm，通光孔径为550 mm，视场角29.6度。为减少探测器的热负载，透镜与尼龙滤片被冷却到4 K。同时为减少探测频带内的反射，它们还被覆以增透膜。物镜与场镜之间排列着缓冲环，其上覆盖着Eccosorb^® HR-10微波吸收膜，以抑制远旁瓣反射。根据以往项目的光学设计经验，这种设计能够得到很好的光束准直性，以及稳定的孔径光阑。

BIECP阵列接收器的探测器为双极化天线耦合的相变边沿探测器（TES），在一块150mm的硅晶圆上微纳加工制成。信号的读取基于时间域多路复用（Time-Domain Multiplexing-TDM），通过多通道电子系统（Multi-Channel Electronics-MCE）提供SQUID/TES偏置电压，驱动两级超导量子干涉器件（Superconducting Quantum Interference Device-SQUID），控制SQUID地址并数字化探测信号。150 GHz探测器模块的具体结构如图3所示。探测器晶圆的下方为λ/4的短路板，用于反射信号，使更多的电磁波与探测器耦合。短路板下方为第一级SQUID，置于一块定制电路板上，被超导Nb磁屏蔽板包裹，减少外磁场的干扰。信号被探测器探测，经第一级SQUIDs，通过超导NbTi线传输到4K级的第二级SQUIDs阵列，再通过铜电缆，经过4K温区滤波器，由锰铜线输出给室温的测量单元。

图3。 (a) BICEP阵列150GHz模块的展开图。SQUID被安装在“MUX/NYQ”电路板上，并被超导铌盒子磁屏蔽。95及150GHz的“MUX/NYQ”电路板的为锡-铜走线FR4衬底板材，30/40GHz的为铝走线的氧化铝衬底板材。(b) BICEP阵列150GHz探测器所用晶圆片，有18×18个相阵列槽天线，每一个都带有双极化探测器（共648个）。[2]

对于信号具体的测量及读取过程[5]如下：光波首先通过一系列通过微纳加工制作的多对垂直极化的平面天线阵列小单元与探测器耦合。这些平面天线阵列由槽子辐射器组成，根据Nyquist采样取间隔以抑制光栅波瓣。由天线槽捕获的特定极化的波形通过微带线加法树相干叠加。每个单元的接收能量分布可以通过微带线的阻抗调节为高斯型，以被最大效率利用。天线中的能量经过一个带通滤波器后，被耗散在辐射测量计中。辐射测量计为两个TES，其中铝制的TES超导转变温度为1.2 K，用于测试；钛制的TES转变温度为0.5 K，用于实际接收信号。TES被偏压在超导转变区，在吸收能量后其电阻发生变化，进而引起流经的电流变化，被SQUID读取[6]。SQUID扮演了重要的角色，它们在仅引入次级噪声的情况下将TES的小电流放大，并将约TES约60 mΩ的阻抗转化为与放大器相符的阻抗。此外它们还具有足够的带宽，可以在同一条读出线中混合不同探测器的信号。信号读取电路如图 4所示。每一个探测器都通过输入线圈与SQUID阵列电感耦合（SQ1）。当输入线圈的电流变化导致磁通变化时，补偿线圈会反馈一个补偿的磁通以抵消它，补偿线圈的电流则作为输出进入下一级放大器放大。这种磁通锁回路的优点在于输出与输入线性相关，且可以在这个过程中变换阻抗，与下一级放大器的输入阻抗匹配。由于不同SQUID阵列之间共用一个放大器，它们需要依次输出的信号并放大。MCE通过控制与SQUID阵列并联的磁通开关，改变通过SQUID的偏置电流，决定是否读取SQUID。

图4. （a）SQUID混合处理芯片简图。(b)SQUID混合处理芯片电路接线图，实物图与电路板。[5]

由于SQUID/TES对于外磁场非常敏感，对于地磁场的屏蔽是非常重要的。接收器在50 K夹层外包裹A4K高磁导率材料，在300 mK使用了2 mm厚的超导材料铌制成的杯型屏蔽罩，屏蔽系数大于200，在亚开温区使用了铌屏蔽盒，屏蔽系数大于500。除磁屏蔽外，对于射频信号的屏蔽也同样重要。除了常规的屏蔽桶外，在亚开的层级间还悬挂了镀铝聚酯薄膜屏蔽罩，其冷盘间有电气连接，但是没有热连接，以减少漏热。此外，4K部分的接头还带有滤波器，以减少线缆引入的射频信号。

BICEP阵列预期能达到标张比r的灵敏度约为0.003，在观测灵敏度上超越现有其他项目[2]。未来BK项目还将继续发展，其CMB阶段4（CMB-S4）实验将在现有的研究经验上，在南极与阿塔卡马沙漠搭建接收器，发展更宽频、更高密度的探测器[7]。CMB-S4将通过对于宇宙微波辐射极化的测量，用标张比r量化测量结果，寻找原初引力波存在的证据，为天文及天体物理的发展提供巨大价值[8]。

推介人

魏浩然，中国科学院物理研究所，博士生。

程智刚，中国科学院物理研究所，研究员，博士生导师。主要研究方向为极低温实验技术与科学仪器、量子液体与量子固体（氦物理）。

参考资料

[1] Ade P. A. R., Ahmed Z., Amiri M., et al. “Improved Constraints on Primordial Gravitational Waves using Planck, WMAP, and BICEP/Keck Observations through the 2018 Observing Season”. Physical Review Letters, 2021, 127(15): 151301.

[2] Moncelsi L., Ade P. A. R., Ahmed Z., et al. “Receiver development for BICEP Array, a next-generation CMB polarimeter at the South Pole”. Millimeter, Submillimeter, and Far-Infrared Detectors and Instrumentation for Astronomvy X, 2020: 1145314.

[3] Ade P. A., Aghanim N., Ahmed Z., et al. “Joint analysis of BICEP2/Keck array and Planck Data”. Physical Review Letters, 2015, 114(10): 101301.

[4] Duband L., Prouve T., Bock J., et al. “Sub-Kelvin Cooling for the BICEP Array Project”. Proceedings of the 20th International Cryocooler Conference, 2020: 347.

[5] Hui H., Ade P. A. R., Ahmed Z., et al. “BICEP3 focal plane design and detector performance”. Millimeter, Submillimeter, and Far-Infrared Detectors and Instrumentation for Astronomy VIII, 2016: 99140T.

[6] Li P., Zhong J., Zhang W., et al. “High-performance Superconducting Transition-edge Single-photon Detectors”. Acta Photonica Sinica, 2023, 52(5): 0552201.

[7] Schillaci A., Ade P. A. R., Ahmed Z., et al. “BICEP Array: 150 GHz Detector Module Development”. Journal of Low Temperature Physics, 2023, 213(5): 317-326.

[8] Abazajian K., Addison G., Adshead P., et al. “CMB-S4 Science Case, Reference Design, and Project Plan”. arXiv:1907.04473.

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