Нам посчастливилось жить в то время, когда космология как часть астрофизики и физики вообще заняла одно из доминирующих положений в современном естествознании. Это произошло благодаря последним достижениям техники, электроники, физики и математики, позволившим в конечном итоге измерить с высокой точностью основные параметры Вселенной. Космология — это наука о происхождении и эволюции Вселенной, и ее методы опираются как на теоретические гипотезы, так и на экспериментальные данные, полученные на астрономических телескопах и ускорителях элементарных частиц.
Самым точным экспериментом в области наблюдательной космологии является измерение неоднородностей реликтового излучения, или по-другому космического микроволнового фона (в английской аббревиатуре CMB — Cosmic Microwave Background). Именно поэтому в течение десятков лет многие страны поддерживали и поддерживают исследования в этой области. Особенности формирования флуктуаций CMB отражают физику процессов, происходивших в первые эпохи образования и расширения Вселенной. В реликтовом излучении, отделившегося от вещества 13.8 млрд лет назад или 380 тыс. лет после Большого взрыва, содержится информация о первичных возмущениях, приведших к образованию галактик и скоплений галактик, а значит, звезд и солнечных систем. Эту информацию можно получить, проанализировав слабые неоднородности фона, наблюдаемые в виде горячих и холодных пятен разного размера и с разной амплитудой на картах CMB. О значимости исследований CMB говорят две Нобелевские премии, присужденные по это тематике: за открытие реликтового излучения (Пензиас и Уилсон, 1965), приведшее к признанию горячей модели ранней Вселенной, и за открытие флуктуаций космического микроволнового фона на космической обсерватории COBE (1992) на уровне dT/T~10-5 (в относительных единицах), подтвердившее в конечном итоге теорию образования структур Вселенной.
Множество различных экспериментов, включая и космические, были проведены за последние 15 лет. Наиболее известные из них, чьи результаты особенно интенсивно обсуждаются последний год, — это космический эксперимент NASA WMAP (публикации 2003–2011 годов), наблюдения на антарктическом телескопе международной коллаборации BICEP2 (публикации 2014 года) и наблюдения космической обсерватории ESA Planck, представленные одноименным международным консорциумом в 2011–2014 годах. В результате работы космической миссии WMAP (Wilkinson Microwave Anistropy Probe) космологические параметры (относительная плотность компонентов Вселенной, характеристики роста первичных возмущений материи, время образования первых звезд и другие) были измерены с недостижимой на тот момент точностью в других экспериментах, а также была подтверждена космологическая модель с доминированием темной энергии и темной материи — так называемая космологическая модель ΛCDM (темная энергия в виде Λ-члена в уравнении Эйнштейна и холодная темная материя — Cold Dark Matter). Отметим, что наблюдения Planck подтвердили модель ΛCDM и уточнили результаты измерений WMAP.
Современная теория описывает эволюцию Вселенной, начиная с самых первых моментов (до 10-35 сек. от возникновения мира), и объясняет некоторые наблюдаемые парадоксы: одинаковые законы природы в несвязанных пространственных областях Вселенной, ее практически нулевую кривизну на больших масштабах, крупномасштабную структуру и ряд других. Это теория называется теорией инфляции (от англ. inflation — «раздувание») и описывает очень быстрое расширение Вселенной в первые мгновения ее существования. У основ этой теории стояли А. Старобинский, А. Гут, А. Линде, А. Альбрехт и П. Стейнхарт. Одно из следствий теории заключается в том, что при появлении и росте затравочных квантовых флуктуаций, ставших впоследствии скоплениями галактик, возникают и флуктуации гравитационного поля, которые в период инфляции дают о себе знать в виде гравитационных волн. Эта идея была высказана В. Мухановым и Г. Чибисовым и практически подтверждена результатами миссии Planck.
Как можно проверить теорию инфляции? Ее основные наблюдательные предсказания касаются, во-первых, особенностей распределения сигнала реликтового излучения, а именно гауссовости — свойства статистики распределения амплитуд флуктуаций, и, во-вторых, существования так называемой B-моды поляризации CMB. Поляризация излучения говорит о выделенности плоскости колебания электромагнитных волн. Когда говорят о поляризации реликтового излучения, чаще всего говорят о E-моде (ассоциируя с электрической компонентой электромагнитной волны) и B-моде (с магнитной компонентой). Е-мода возникает, когда фотоны рассеиваются в плазме на сгустках разной плотности, и поэтому наблюдается в разной степени в областях холодных и горячих пятен CMB. Если через эти сгустки проходит гравитационная волна, то возникает вихревая B-мода (в отличие от скалярной Е-моды), которую можно измерить в поляризационных наблюдениях. Поиск сигнала и измерение этой моды — одна из основных задач миссии Planck. Также можно отметить, что на больших угловых масштабах (~90 градусов — так называемая квадрупольная компонента) E-мода поляризации CMB содержит информацию об эпохе вторичной ионизации ультрафиолетовым излучением первых звезд и активных ядер галактик.
Значимость открытия B-моды поляризации, вызванной первичными гравитационными волнами, имеет уровень Нобелевской премии, так как экспериментально подтверждает несколько теоретических идей: теорию инфляции и существование ответственного за нее особого поля — инфлатона, существование первичных гравитационных волн и, как следствие, квантовой гравитации. Именно поэтому заявление об обнаружении B-моды поляризации в эксперименте BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization) в марте 2014 года вызвало большой переполох у физиков, космологов и астрофизиков. Авторы эксперимента учли много различных факторов: это и выбор места наблюдения (Южный полюс) с прекрасным астроклиматом, и подготовку высокочувствительного специализированного приемника на частоте 150 ГГц, и область наблюдения, далекую от плоскости Галактики. При анализе данных был учтен эффект искажения поляризованного излучения, вызванный искривлением пространства при гравитационном линзировании на скоплениях галактик и также вносящий искажения в B-моду, хотя его вклад существенен на более мелких масштабах.
Оценка вклада пыли была проведена по данным WMAP и признана малосущественной на далеких широтах от плоскости Галактики. В результате анализа данных был открыт избыток поляризованного излучения в B-моде на градусных и субградусных масштабах. Это, в принципе, говорило о существовании нового эффекта, наблюдаемого в B-моде на 150 ГГц. Авторы интерпретировали сигнал как имеющий космологическое происхождение, а именно как результат влияния искомых первичных гравитационных волн. Обнаруженный сигнал предполагает больший вклад в анизотропию CMB, чем следовало из данных WMAP и опубликованных данных Planck по анизотропии температуры реликтового фона. Открытие означало усложнение теоретических моделей. С другой стороны, можно было предположить, что в обнаруженном сигнале имеется и другая компонента излучения, не учитываемая в эксперименте с одной наблюдательной частотой, как это было с BICEP2.
Уже в апреле 2014 году появилась работа сотрудников института Нильса Бора Лиу и др., где обсуждалось возможное влияние намагниченной пыли на сигнал в B-моде поляризации на высоких галактических широтах. Следует отметить, что в экспериментах по измерению CMB важным компонентом анализа данных является процедура разделения компонент излучения, имеющих различную природу, для того чтобы получить остаточный сигнал реликтового фона. Здесь необходимо учитывать синхротронное излучение нашей Галактики и точечных радиоисточников, излучение пыли в галактической плоскости и в плоскости эклиптики (нашей Солнечной системы), излучение взаимодействующих свободных заряженных частиц (свободно-свободное излучение), излучение газа (в микроволновом диапазоне — угарного газа, CO).
Но имеется еще и дополнительный вклад в поляризованный фон — это излучение заряженной холодной пыли, представляющей собой облака из микроскопических вытянутых пылинок с вкраплением металлов. Эти облака находятся в остатках сверхновых со сравнительно сильными магнитными полями, что приводит к генерации поляризованного излучения. Угловые масштабы на небе, в которых может быть зарегистрировано подобное излучение, колоссальны — например, Северный Галактический Шпур, образованный остатками сверхновых, наблюдается как аномальная полоса на карте синхротронного излучения, протянувшаяся от северного галактического полюса почти до средних широт южного галактического полушария. Интегральное излучение на таких масштабах как раз дает вклад на градусных и больших масштабах. Как было отмечено в работе Liu и других, наблюдения на Южном полюсе в Антарктиде в эксперименте BICEP2 как раз могут зацепить области неба, где находится такая заряженная пыль. Позднее появились работы Мортонсона и Сельжака, Флаугера и др., где также прорабатывалась идея о том, что избыток излучения в B-моде на градусных масштабах связан с заряженной пылью. Но все ждали публикации коллаборации Planck, посвященной исследованию B-моды поляризации микроволнового фона.
Работа Planck (Planck intermediate results. XXX.) по этой волнующей теме появилась во второй половине сентября 2014 года. В отличие от BICEP2, Planck наблюдал линейную поляризацию на 4 болометрических комплексах на частотах 100, 143, 217 и 353 ГГц. Это позволило учесть вклад различных компонент излучения, имеющих разный спектральный индекс и уровень яркости на разных угловых масштабах. В работе Planck был оценен вклад с различных участков неба с разным уровнем экранирования мешающих зон нашей Галактики. Были построены модели излучения (спектры мощности), уточняющие вклад компонент галактического излучения на различных угловых масштабах. Отдельный раздел работы посвящен излучению в B-моде поляризации в области наблюдений обсерватории BICEP2. В частности, была проведена экстраполяция спектров мощности в B-моде поляризации, построенных по данным Planck на 353 ГГц на круговых участках карт CMB площадью 400 кв. градусов на высоких галактических широтах, в диапазон частоты 150 ГГц (как у BICEP2). Наибольшая частота была выбрана, так как изучать поляризацию пыли проще на более высокой частоте, где соответствующие сигнал и исследуемый эффект сильнее. Имея набор перекрывающих спектр частот, можно без особых проблем проводить интерполяцию на промежуточные частоты. Подробнейшее исследование всех вкладов излучения на галактических широтах, а также на различных угловых масштабах позволило сделать следующие выводы:
— экстраполяция спектров мощности показывает, что в областях высоких галактических широт существует значительное загрязнение пылью на масштабах, наиболее интересных для исследования первичных гравитационных волн;
— поляризованная пыль имеет спектр мощности со значительной дисперсией амплитуды; и, используя лишь данные Planck, невозможно точно выбрать области на поляризованном небе, наиболее чистые от вклада пыли;
— при изучении площадки BICEP2 на градусных и субградусных масштабах (гармоники 40 < L < 120) экстраполяция спектра на частоту 150 ГГц дает величину 1,32×10-2 μK2 со статистической погрешностью +/-0.29×10-2 μK2. Эта величина сравнима с измерениями BICEP2 в заданном диапазоне угловых масштабов;
— зависимость от частоты спектров мощности в B-моде поляризации соответствует ожидаемой в случае поляризованного изучения пыли;
— обнаружены области на небе, где вклад поляризованной пыли меньше в два раза по сравнению с зарегистрированным на площадке BICEP2.
Таким образом, подводя итог, можно сказать, что в эксперименте BICEP2 сигнал B-моды поляризации CMB был измерен правильно, однако при разделении компонент сигнала из-за того, что наблюдения были проведены на одной частоте, чистый поляризованный сигнал CMB выделить не удалось. Оставшемуся после применения некорректной модели пыли сигналу было приписано космологическое происхождение. Данные Planck показали, что в этой области вклад излучения пыли больше, чем предполагали авторы BICEP2. Для дальнейшего исследования (и прояснения) вопроса с влиянием гравитационных волн на B-моду поляризации требуется совместный анализ данных обоих экспериментов.
Автор благодарен за дискуссии Павлу Насельскому и Владиславу Столярову.
