Оригинал материала
Планк и Гершель в точке Лагранжа
Два месяца назад произошло важное событие, будем надеяться, для всех, кто интересуется космосом и космологией: 14 мая Европейское космическое агентство (далее — ESA) запустило два сложных и дорогих космических аппарата — «Гершель» и «Планк».
Оба по сути телескопы, хотя работают далеко за пределами оптического диапазона. Оба связаны с криогеникой для охлаждения приемников. Вместе они покрывают диапазон от 55 микрон («Гершель») до 1 сантиметра «Планк». При этом диапазоны перекрываются, однако цели и методы наблюдения совершенно разные.
В данный момент аппараты уже прибыли к месту назначения, каковым является точка Лагранжа L2. Это одна из точек, где движение тел стабилизировано суммарным тяготением Солнца и Земли. L2 находится в 2 млн км от Земли, со стороны, противоположной от Солнца. Она весьма удобна как место размещения космических телескопов — далеко от Земли и Луны, дающих помехи, не требуется лишних затрат топлива для стабилизации орбиты. Если быть более точным, то телескопы размещаются не в самой точке Лагранжа, а вращаются вокруг нее по эллиптическим орбитам, как будто эта точка — тяготеющее тело. «Планк» уже прошел стадию охлаждения детекторов, «Гершель» — еще нет. Первые данные следует ожидать осенью.
«Гершель» — телескоп, видящий в далеком инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах. Из космических телескопов он имеет самое большое зеркало -3,5 м, но из-за большой рабочей длины волны его угловое разрешение не очень высокое. Зато по чувствительности «Гер-шель» на порядки превосходит все предыдущие аппараты, работавшие в данном диапазоне. Его наивысшая частота (длина волны — 55 микрон) соответствует тепловому излучению холодной пыли в современной Вселенной. Это интересно само по себе, поскольку позволит заглянуть внутрь холодных газово-пылевых комплексов, но главная цель «Гершеля» — ранняя Вселенная, ее «темные века».
«Темные века» — это область красных смещений от 6,5 (самые далекие квазары), до 1000 (реликтовое излучение). По времени это первые сотни миллионов лет, когда формировались галактики, образовывались звезды самых первых поколений. Мы ничего не видели оттуда, кроме одного гамма-всплеска с красным смещением 8,2. «Гершель» — первый из приборов, который имеет шанс увидеть эпоху начала формирования галактик.
«Планк» — инструмент более специализированный и не является первопроходцем в своей задаче. Он предназначен для прецезионного измерения неоднородности реликтового излучения. Недавно успешно выполнил свою миссию аппарат WMAP, запущенный NASA. Его результаты позволили существенно уточнить основные космологические параметры, описывающие историю и современное состояние нашей Вселенной. Насколько дальше позволит продвинуться «Планк»? Чтобы разобраться в этом, мы обратились к Игорю Новикову1, который является членом научного координационного совета «Планка»:
— В чем преимущества проекта «Планк» перед WMAP?
— Практически во всех параметрах: чувствительность, угловое разрешение, более широкий диапазон принимаемых частот…
— Чувствительность, вероятно, выше за счет криогеники (WMAP работал при равновесной температуре 50 К, детекторы «Планка» охлаждаются до десятых долей градуса Кельвина), а вот почему угловое разрешение выше — диаметр зеркала примерно тот же?
— За счет использования в том числе более высоких частот — именно там угловое разрешение выше. Это важно, поскольку лучшее разрешение позволит продлить спектр флуктуаций реликта по угловым гармоникам и лучше померить форму этого спектра.
Надо подчеркнуть, что амплитуда флуктуаций очень мала — всего одна стотысячная от среднего значения. Но у более широкого частотного диапазона есть и другое важное значение. Основной фон, загрязняющий карту реликтового излучения, — синхротронное излучение релятивистских электронов, — имеет широкий степенной спектр. Если отойти по частоте чуть в сторону от узкого теплового спектра реликта -этот спектр хорошо виден, может быть проинтерполирован и вычтен.
— Какая часть спектра флуктуаций сильней замусорена фоном?
— Точно этого никто не знает. Пожалуй, малоугловая (высокие мультиполи) — за счет всяких внегалактических объектов и, конечно, аппаратного шума. Впрочем, весь спектр замусорен, включая наиболее важную часть — Сахаровский пик.
— Сахаровский пик… Тут требуется пояснение.
— В плазме, а ранняя Вселенная была заполнена именно плазмой, развиваются со временем звуковые колебания. Причем звуковые волны всех частот начали колебаться одновременно — все во время начала расширения горячей Вселенной. То есть они были синхронизованы. К моменту, когда охлаждающаяся плазма превращается в нейтральный газ (реком-бинирует), волны разной частоты придут в разных фазах, т.е. в момент рекомбинации возникнет периодическая зависимость амплитуды от длины волны. После рекомбинации реликтовое излучение распространяется свободно, и мы потом видим это излучение с соответствующими флуктуациями интенсивности. В ранней Вселенной звук с короткой длиной волны быстро затухает, поэтому самые длинные из возможных звуковых волн будут иметь наибольшую амплитуду. В ранней Вселенной максимально возможная длина волны — расстояние, которое успел пройти звук за время существования Вселенной. Реликтовое излучение — фотография Вселенной в момент, когда плазма реком-бинировала в нейтральный газ. Известно, когда это было, известно расстояние, которое успел пройти звук; следовательно, мы имеем линейку известной длины в ранней Вселенной, которую и наблюдаем как пик в разложении реликта по мультиполям, это и есть Сахаровский пик.
Принципиальные особенности действия описанного механизма были открыты Андреем Дмитриевичем Сахаровым.
Из углового размера, под которым мы видим эту линейку (точнее — положение пика в угловом спектре мощности реликта), и из других особенностей формы спектра определяются важнейшие параметры Вселенной, в частности соотношения между плотностью обычной материи, включая темную, и плотностью темной энергии.
Кстати, очень важное замечание по поводу самого термина «Сахаровский пик». Существуют возражения против этого термина под тем предлогом, что Сахаров в тот момент, когда он делал эту работу, вообще ничего не знал про модель горячей Вселенной. Действительно, та работа посвящена просто плазме в расширяющейся Вселенной вообще, но основной шаг состоит именно в том, чтобы открыть сам эффект, и это было сделано Андреем Дмитриевичем. В мировой литературе используются именно термины «Сахаровский пик», «Сахаровские колебания».
— Есть еще какие-то преимущества у «Планка», кроме лучшей чувствительности, разрешения и широкого частотного диапазона?
— Он способен измерять поляризацию реликта. Это то, на чем я настаивал еще в 1994 г. на одном из первых собраний, ког-до наша специальна комиссия принимала проект «Планк». Поляризация реликтового излучения возникает в процессе рассеяния на электронной плазме, если уже есть анизотропия интенсивности излучения. Интересно, что поляризация также несет информацию о гораздо более поздних временах, чем эпоха рекомбинации. Я имею в виду эпоху вторичной ионизации — на красных смещениях z ~ 10-20, когда водород во Вселенной был ионизован ультрафиолетовым излучением первых звезд и квазаров. Мы практически ничего не знаем об этой эпохе.
— «Планк» проектировался еще 15 лет назад? Я имею в виду специальный приемный комитет в 1994 г. Долго же его делали…
— Да. Запуск, кстати несколько раз откладывался. В 2006 г. мы с уверенностью писали о том, что запуск состоится в 2007 г. .
— Какой прогресс можно ожидать от «Планка» в терминах основных космологических параметров?
— Например, постоянная Хаббла, определяющая масштаб Вселенной, сейчас известная с точностью около 8%, будет определена с точностью порядка 0,5%. Такой же прогресс в определении плотности темной энергии, определяющей ускорение в расширении Вселенной: с 15% сейчас до примерно 1%.
Борис Штерн
1 Игорь Дмитриевич Новиков, чл.-корр. РАН, зам. директора Астрокосмического центра ФИАН, автор нескольких классических книг по теории гравитации и астрофизике