今年的诺贝尔物理学奖颁给了天体物理领域，其中一位获奖者詹姆斯·皮布尔斯在宇宙学领域做出了许多开创性工作，在宇宙微波背景辐射和宇宙结构形成有非常大的贡献。而今天这篇文章的主角也将为这一领域发挥它的优势。阿里原初引力波探测计划（简称阿里计划）是我国第一个地面原初引力波探测实验，将建设一台国际一流的宇宙微波背景辐射（简称CMB）偏振望远镜，在我国西藏阿里地区海拔5250米的台址上开展对原初引力波的精确测量，探索宇宙起源。
原初引力波及其探测
1/ 什么是原初引力波
当代宇宙学认为宇宙始于暴涨，广义相对论预言，暴涨过程中时空剧烈的膨胀将产生原初引力波，其物理本质是暴涨过程中时空本身的量子涨落。
暴涨预言的原初扰动为高斯随机场，分布于整个宇宙当中，并不局限在某个特殊的局部领域，因此，原初引力波是一类背景引力波。经过近137亿年的演化至今，它的主要频段分布在阿赫兹到飞赫兹，属于引力波家族中频率最低的一类。它完全不同与美国LIGO实验组探测到的来自黑洞、中子星并合产生的高频引力波。
原初引力波是检验暴涨，及其他的候选早期宇宙论，如反弹、循环等模型，探索宇宙起源的唯一有效途径，被誉为当代宇宙学的圣杯（Holy grail of cosmology）。国际上，原初引力波至今未被观测到，是宇宙学一大热点前沿。
探测原初引力波，追溯早期宇宙论（图片来自网络）
2/ 原初引力波的探测
由于原初引力波的存在，将影响光子在最后散射面上的分布，从而会在CMB上留下特殊的印记——原初B模式偏振，因此，对CMB B模式偏振的精确测量为探测原初引力波提供了有效途径。
呈四级矩分布的光子与电子发生散射产生CMB光子的线偏振（图片来自网络）
CMB光子呈黑体分布，今天温度为2.73k，对CMB 的观测主要集中于微波波段。微波实验可以通过空间卫星、高空气球及地面微波望远镜开展观测。自1965年微波背景被发现以来，已经先后有三代空间卫星，COBE【1】、WMAP【2】及Planck【3】对CMB给出了精确测量，气球实验BOOMERanG-98、MAXIMA等，于本世纪初最先提供了大尺度上对CMB功率谱的高信噪比测量，并给出平坦宇宙的测量结果【4】。之后的WMAP和Planck对温度功率谱更为精确的测量，进一步检验了标准宇宙学模型，成功将宇宙学研究推进到精确宇宙学时代。
对CMB偏振的精确测量，探测原初引力波是该研究领域下一个重要核心科学目标。然而，在Planck卫星之后，目前尚未有立项的空间CMB卫星项目。而地面CMB观测，以其精度高、建设周期短、成本较低，风险小等优势将成为近期研究的主要手段。
地面CMB探测实验已经给出对微波光子偏振的精确测量。2002年，位于南极的DASI实验【5】最先测量到E模式偏振，后来被WMAP实验进一步验证。位于南极极点的BICEP/KECK望远镜给出目前对B模式偏振最为精确的测量【6】，与刚刚结束观测的Planck卫星的联合数据分析得到对原初引力波的上限为r< 0.07 (2\σ)【7】。
现在正在开展观测的CMB实验包括BICEP/KECK、POLARBEAR【8】、ACT【9】、SPT【10】等，正在建设的有Simons 【11】天文台，以及正在规划美国CMB S4【12】计划等，均分布在南半球的南极极点和智利的阿塔卡玛沙漠台址。我国的阿里原初引力波探测计划是目前北半球的地面实验，主要科学目标为原初引力波以及检验CPT对称性。
南极极点的CMB观测实验（图片来自网络）
智利阿塔卡玛沙漠的CMB观测实验（图片来自网络）
3/ 地面原初引力波探测对观测环境要求苛刻
地面CMB探测对台址观测环境要求苛刻，需要极高的大气透射率。大气中所含水汽是CMB 偏振观测的主要噪声来源，水汽不仅吸收CMB 光子，而且在CMB 观测的微波频段产生大量噪声辐射。海拔高、大气干燥是对CMB观测台址的基本要求。
基于全球大气模型及气象数据分析结果【13，14，15】显示，地球上可以开展CMB观测的台址包括南半球的南极、智利的阿塔卡马，和位于北半球的我国青藏高原以及格林兰岛。目前，已经完成或正在运行的以探索原初引力波为主要科学目标的地面CMB偏振实验都位于南半球的南极或智利，无法覆盖北半球天区。
大气透射率
我国青藏高原位于冈底斯山脉西部，喜马拉雅山脉东侧背风面，冬季尤其干燥。阿里地区地域辽阔，地貌丰富，广袤的山脊为开展微波探测提供了理想的观测条件。利用NASA气象卫星数据过去几十年积累的气象数据的分析【15】，结果显示阿里台址在观测季，从每年10月至次年3月间，大气平均水汽含量约1毫米左右，保证了开展微波波段观测所需的大气透射率，其观测条件与智利天文台相当（图6）。
地图，图中颜色表示各地水汽的大小
从开展CMB观测方面考虑，阿里地区处于最理想的中纬度区域，充分利用地球自转，可见天区覆盖接近全天的65%，利于开展大天区扫描。并能很好地与南半球已有的观测台址互补，有助于实现由地面探测CMB的全天覆盖。基于Planck已有的高频测量结果显示，北半球天区存在大片前景辐射低的干净天区（图7）。瞄准干净天区进行深度扫描，有助于率先发现原初引力波，同时覆盖部分南天，与现有南半球实验形成有力的互补，利于不同实验间的交叉检验。
阿里、南极和智利台址可覆盖天区统计
阿里原初引力波探测计划
1/ 项目提出
阿里计划于由中科院高能所张新民团队提出，正式立项，得到了中国科学院多波段引力波观测研究专项，国家基金委应急管理项目及科技部政府间国际科技创新合作重点专项的资助【16，17】。阿里计划将充分利用青藏高原的海拔优势，建成世界上海拔最高的原初引力波观测站，打开北天地面原初引力波观测的新窗口，开展对CMB偏振的精确测量，并与南半球台址在地域上形成有利的互补，成为地面CMB探测的三大基地之一。
2/ 阿里原初引力波观测站建设现状
阿里原初引力波观测站海拔5250米，经过两年多的发展，已完成台址基础建设（图8）。观测站地处狮泉河镇以南约20 千米，紧邻国家天文台下属的阿里天文台A1点，两者直线距离约2千米，通勤便利（图9）。A1海拔5100 米，自 年建成以来，经过国家天文台的发展建设，已经相对成熟、初具规模，为开展科学实验提供必要的物质和后勤保障条件。
阿里原初引力波台址现状图
阿里原初引力波观测站（B1）与阿里天文台（A1）
3/ 阿里一号望远镜（AliCPT-1）
阿里项目前五年（—）将集中于Ali CMB Polarization telescope -1号望远镜（简称 AliCPT-1）的建设、观测及相关的科学研究。AliCPT-1是一台口径为72cm的CMB偏振望远镜，包括两个频段，95GHz和150GHz，是一台当前国际一流的CMB偏振望远镜。
AliCPT-1将采用对微波信号极其灵敏的超导边缘相变探测器（transition edge sensor，简称TES）。TES是当前主流的CMB望远镜探测器，主要利用超导材料在临界温度的相变效应来实现对接收到的微波辐射信号的计量。随着探测器技术的发展，目前科学家们已经能够将上千个TES探测器集成在一个4到6英寸的模板上，作成探测器模块，摆放到望远镜的焦平面上，来开展对微波信号的精确测量。AliCPT-1焦平面上将摆放约7000个探测器，是现在正在南极极点开展观测的BICEP3望远镜探测器数目的2.7倍，其探测灵敏度可以达到纳K量级。
望远镜与基座整体图（来自AliCPT-1合作组）
4/ AliCPT-1科学目标
AliCPT-1望远镜是通过精确测量2度左右角尺度范围上（CMB多极分布在l~50至300左右）的CMB B模式偏振角功率谱来探测原初引力波的。理论上，宇宙早期再复合过程形成的原初BB谱在这个尺度上信号最强，同时，在这个尺度上，由于CMB Lensing 带来的B模式偏振信号不占主导。因此，在2度尺度上开展对BB角功率的精确测量为探测原初引力波提供了绝佳窗口，AliCPT-1号望远镜正是瞄准l~100左右的宇宙再复合峰开展精确测量，从而探测原初引力波。
理论模型预言的T、和E、B模式功率谱图
AliCPT-1还将开展B模式偏振相关的宇宙学研究，例如：通过对EE偏振功率谱及EB交叉功率谱的精确测量，开展对CMB偏振旋转角的测量，检验CPT对称性及相关宇宙学研究。同时，计划与位于北天的光谱巡天项目DESI开展互相关研究。
5/ 国际合作
阿里项目是一个国际合作项目，目前的成员包括来自高能所、国家天文台、斯坦福大学、法国CNRS APC实验室、北京师范大学、国立台湾大学、上海交通大学、中国科大、山东大学、华中师范大学等单位的学者近100人。
AliCPT-1合作组会合影
6/ 阿里项目下一步计划
目前AliCPT-2号望远镜正在规划之中，为下一个五年内的主要研究目标。AliCPT-2将填满现有AliCPT-1焦平面上预留的19个模块，届时探测器数目将达到30，000以上，与现在阿塔卡玛的Simons天文台相当。同时，还计划研制更大口径的CMB 偏振望远镜，开展更多频段的观测，并在CMB Lensing扣除和前景分析能力上大幅提升，其科学目标将扩展包括中微子质量、暗能量物理本质等宇宙学研究。
Reference：
【1】https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/
【2】https://map.gsfc.nasa.gov/; WMAP collaboratioin, Astrophys.J.Suppl. 208 () 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,
【8】http://bolo.berkeley.edu/polarbear/
【9】https://act.princeton.edu/
【10】https://pole.uchicago.edu/
【11】/
【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 () 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 () no.1, 145-154；
【17】Hong Li, Si-yu Li, Yang Liu, Yong-ping Li, Xinmin Zhang, Nat.Astron. 2 () no.2, 104-106.
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