QUIET

Частина від	Обсерваторія плато Чайнантор
Координати	23°01′42″ пд. ш. 67°45′42″ зх. д. / 23.02847222224977841° пд. ш. 67.76169444447178591° зх. д. / -23.02847222224977841; -67.76169444447178591
Організація	Інститут радіоастрономії імені Макса Планка[1], Каліфорнійський технологічний інститут[1], Колумбійський університет[1], Фермілаб[1], Лабораторія реактивного руху[1], KEK[1], The Kavli Institute for Cosmological Physicsd[1], Інститут астрофізики та космології частинок імені Кавлі[1], Манчестерський університет[1], Університет Маямі[1], Університет Мічигану[1], Університет Осло[1], Університет Оксфорда[1] і Принстонський університет[1]
Висота	5080 м[2]
Стиль телескопа	радіотелескоп і експеримент з космічного мікрохвильового фонуd
Кількість телескопів	телескоп
Монтування	телескоп
Вебсайт	quiet.uchicago.edu
QUIET у Вікісховищі

QUIET — астрономічний експеримент для вивчення поляризації реліктового випромінювання^[3], який проводив спостереження з кінця 2008 року до грудня 2010 року^[4]. QUIET означає Q/U Imaging Experiment (експеримент фотографування Q/U). Q/U у назві означає здатність телескопа вимірювати параметри Стокса Q та U одночасно. QUIET був розташований на висоті 5080 метрів в обсерваторії плато Чахнантор в чилійських Андах^[5].

QUIET був результатом міжнародної співпраці, яка брала свій початок з проєкту CAPMAP^[en], Cosmic Background Imager і QUaD. Консорціум складався з 7 груп у США (Каліфорнійський технологічний інститут, Чиказький університет, Колумбійський університет, Лабораторія реактивного руху, Університет Маямі, Принстонський університет і Стенфордський університет), 4 груп в Європі (Манчестерський університет, Інститут радіоастрономії Макса Планка, Університет Осло та Оксфордський університет) і однієї групи в Японії (KEK). Також консорціум включав представників Університету Каліфорнії в Берклі, Центру космічних польотів Ґоддарда та Гарвард-Смітсонівського астрофізичного центру^[3].

QUIET мав масиви детекторів на двох частотах: 43 ГГц (Q-діапазон^[en]) і 95 ГГц (W-діапазон). Він використовував чотири телескопи, три з яких були 2-метровими, спеціально виготовленими для цього експерименту, а четвертим був 7-метровий телескоп, який до цього використовувався у проєкті CAPMAP^[en]. У результаті експеримент мав кутову роздільну здатність від кількох кутових хвилин до кількох градусів. Детекторами були когерентні кореляційні поляриметри масового виробництва^[3][6].

Прилад розташований на висоті 5080 м в обсерваторії плато Чахнантор в чилійських Андах. Ділянка належить чилійському уряду та надається в оренду Atacama Large Millimeter Array. Місце було обрано через висоту над рівнем моря, наявну інфраструктуру та доступність, а також низьку вологість місця, що зменшує забруднення сигналів атмосферою^[5].

QUIET виміряв поляризацію реліктового випромінювання. Цю поляризацію зазвичай поділяють на два компоненти: E-моди, які представляють градієнтний компонент, і B-моди, які дають соленоїдальний компонент. Вважається, що B-моди утворюються як з початкових флуктуацій через космічну інфляцію, так і з гравітаційного лінзування реліктового випромінювання. Станом на 2008 рік були виявлені лише E-моди. QUIET мав на меті вперше виявити та охарактеризувати поляризаційну B-моду, а також забезпечити точніші вимірювання E-моду^[6].

B-моди вважаються набагато слабшими, ніж E-моди, оскільки вони утворюються ефектами вищого порядку. Співвідношення поляризаційних E-мод до B-мод наразі невідоме, і мінімальне значення, яке прилад міг би виявити, використовується як міра чутливості приладу реліктового випромінювання. Для QUIET це значення становить r=0,009, що відповідає енергетичному масштабу космічної інфляції близько ${\displaystyle 10^{16))$ ГеВ^[6].

Вимірювання спектра потужності реліктового випромінювання QUIET було розроблено таким чином, щоб реєструвати мультиполі приблизно від 40 до 2500. Вимірювання проводились на ділянці неба, яка має низьке забруднення фоновими астрофізичними джерелами^[6].

За планом, інструмент мав створюватись в три етапи. Перший етап складалася зі створення 7-елементної решітки на 95 ГГц для демонстрації технології. Другий етап був спрямований на встановлення 91-елементної решітки на 95 ГГц (зі смугою пропускання 18 ГГц) і 19-елементної решітки на 43 ГГц (зі смугою пропускання 8 ГГц) на 1,4-метрових кассегренівських^[en] телескопах, фіксованих на тому монтуванні, яке зараз використовує Cosmic Background Imager. Спостереження другого етапу мали розпочатись в 2008 році. Нарешті, на третьому етапі (приблизно до 2010 року) планувалось побудувати ще чотири решітки: дві на 43 ГГц, по 91 елементу кожна, а дві інші на 95 ГГц, по 397 елементів кожна. Потім вони мали бути встановлені на трьох 2-метрових антенах на платформі Cosmic Background Imager і на 7-метровій антені^[7][8].

Спостереження проводилися з жовтня 2008 року по травень 2009 року з використанням 19-елементного приладу на 40  ГГц, встановленого на 1,4-метровому телескопі на плато Чахнантор. Спостереження з 91-елементним приладом на 90 ГГц на тому ж телескопі було завершено в грудні 2010 року. Після цього прилад QUIET був демонтований зі старого кріплення Cosmic Background Imager.

За перший сезон вдалося отримати понад 10 000 годин спостережень і виміряти спектри потужності на 43 ГГц в діапазоні мультиполів ℓ = 25–475^[9]. Результат для E-моди узгоджувався зі стандартною космологічною моделлю. Спектр B-моди виявити не вдалося. Спостереження другого сезону включали дані для 95 ГГц^[10].

• Samtleben, Dorothea; QUIET collaboration (2008). Measuring the Cosmic Microwave Background Radiation (CMBR) polarization with QUIET. Nuovo Cimento B. 122 (12): 1353—1358. arXiv:0802.2657. Bibcode:2007NCimB.122.1359K. doi:10.1393/ncb/i2008-10488-7.