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