La colaboración BICEP tiene dos prioridades. Una, desvelar qué parte de la señal de modos B que observaron en marzo de 2014 es debida al polvo galáctico. Y dos, ser los primeros en descubrir los modos B de origen inflacionario. Para lograr ambos objetivos van a usar Keck y BICEP3. Keck tomará datos en 2015 a tres frecuencias (95, 150 y 220 GHz) y BICEP3 tomará datos a 95 GHz para minimizar el efecto del polvo. No conoceremos los resultados hasta dentro de un par de años.
Nos resume brevemente la situación Elizabeth Gibney, «Gravitational-wave hunt enters next phase. The landmark BICEP2 result has turned to dust, but the search for primordial cosmic ripples continues,» News, Nature 518: 16-17, 05 Feb 2015; doi: 10.1038/518016a. Algo más técnico es
La resolución de BICEP1 a 100 GHz no es suficiente para decidir la cuestión sobre la señal observada por BICEP2. Además, tanto BICEP2 como Keck (que equivale a cinco BICEP2) han tomado datos a 150 GHz. Los resultados de Keck 2014, con dos detectores a 95 GHz y tres a 150 GHz aún no se han publicado. Para estimar mejor la contribución del polvo galáctico durante 2015 Keck usará dos detectores a 220 GHz. Gracias a ello a finales de primavera de 2016 se publicarán los datos a tres frecuencias (95, 150 y 220 GHz) en la ventana de BICEP. Gracias a ello obtendremos una muy buena estimación del polvo galáctico en dicha ventana. No sabemos si será suficiente para desvelar alguna señal de modos B primordiales. Pero al menos la colaboración BICEP estará tranquila porque ha hecho todo lo posible para ello.
BICEP3 tiene 20 matrices de detectores en su plano focal. Cada matriz tiene 64 píxeles duales que equivalen a 128 bolómetros a 95 GHz sensibles a la polarización. En total los 1280 píxeles corresponden a 2560 bolómetros. Al ser el área focal más grande que en BICEP2/Keck observará una región de cielo de 28º, un poco mayor que ∼20◦ de BICEP2. La sensibilidad que se espera que alcance rondará ∼7 µK √s por píxel (más o menos el doble de sensibilidad que BICEP2, que alcanza ~16 µK √s por píxel); además, cuenta con el doble de píxeles (1280 en lugar de los 512 de BICEP2). Se estima que durante los dos años de observación del cielo de BICEP3 a 95 GHz se logrará un resultado similar en resolución al logrado por Keck (cinco BICEP2) a 150 GHz en el mismo tiempo.
El resultado del primer año de medidas de BICEP3 a 95 GHz se estima que será unas cuatro veces mejor que el resultado medido por Keck en 2014 (aún no publicado); hay que recordar que los dos detectores tipo BICEP2 ajustados a 95 GHz usados en Keck tienen peor resolución que los detectores a 150 GHz (su frecuencia original de diseño). Por tanto, se espera que los datos de BICEP3 (95 GHz) y Keck (150 GHz) permitan comparar en la misma ventana señales de similar resolución a dos frecuencias. Esto permitirá medir la contribución del polvo y quizás limpiarla. Por supuesto, habrá que esperar a 2017, como pronto, para que se publiquen estos análisis.
Este verano antártico se ha instalado BICEP3, que comenzará a tomar datos a finales de febrero. Observará la polarización del fondo cósmico de microondas a 95 GHz porque la contribución de la emisión del polvo decrece con la frecuencia (BICEP2 midió a 150 GHz). Las medidas de Keck en 2014 a dos frecuencias se publicarán a finales de primavera. No podemos esperar que sean concluyentes en relación con la contribución del polvo en la ventana de BICEP.