Борис Штерн - Прорыв за край мира

— Зачем выдумывать что-то? Откройте данные, и это решит все проблемы!

В зале наступила слегка затянувшаяся тишина. Наконец, представитель одной из групп разъяснил:

— Это не просто. Дело в том, что эти эксперименты делаются в основном выходцами из физики высоких энергий. А там не принято делиться данными — конкуренция велика, и все боятся упустить приоритет.

На этом дискуссия о способах сотрудничества закончилась. Думаю, если откроют данные Большого адронного коллайдера, держать под замком данные с других больших установок станет совсем неприлично.

Правда, что касается Большого адронного коллайдера — там есть еще одна проблема. Открыть сырые данные физически невозможно из-за их объема. И самостоятельно обработать их практически невозможно. Поэтому речь может идти лишь об открытии данных высокого уровня — адронные струи, мюоны и фотонные ливни.

Однако вернемся к данным WMAP и к их интерпретации. В результате работы многих независимых групп теория с небольшим числом подгоночных параметров великолепно описывает наблюдения. Более того, взгляните снова на рис. 32.2: параметры Вселенной, приведенные выше, найдены только по точкам WMAP, которые идут лишь до мультипольного момента ~1000 (разрешение 0,2°). Однако теоретическая кривая с этими параметрами идет дальше до мультиполей ~2000 и великолепно описывает точки, полученные в других экспериментах, хотя они не учитывались при подгонке! Автор, профессионально занимаясь астрофизикой, впервые сталкивается со случаем, когда сложная кривая, подогнанная по точкам на левой половине рисунка, столь триумфально совпадает с нетривиально расположенными экспериментальными точками на правой половине рисунка.

Успех означает, что космологи действительно хорошо понимают и умеют количественно описывать то, что происходило в ранней Вселенной. На детальном уровне — всё, что происходило после первых долей секунды. На более качественном — ощущают эпоху 10 -35с, когда формировался спектр неоднородностей Вселенной. Мы знаем, какова амплитуда этих неоднородностей, каков наклон спектра, и близки к тому, чтобы сделать выбор в пользу той или иной модели инфляции. Это и есть почва под ногами ученых, которые залезли в такие масштабы мироздания, о возможности исследования которых еще недавно никто не догадывался.

Структуру нынешней Вселенной дали ничтожные квантовые флуктуации метрики, имевшие место на стадии инфляции. Но эти флуктуации образовали не только неоднородности плотности, они же родили реликтовые гравитационные волны, которые тоже растягивались инфляционным «конвейером», тоже имеют изначально плоский спектр и существуют и поныне как реликт ранней Вселенной. В отличие от микроволнового излучения, являющегося реликтом эпохи рекомбинации, имевшей место спустя 380 тыс. лет после Большого взрыва, гравитационные волны — прямой реликт эпохи космологической инфляции, развернувшейся за 10 -35с до Большого взрыва.

Амплитуда этих волн слишком мала, чтобы их можно было зарегистрировать рукотворными детекторами. Но тут на помощь опять приходит тот самый барьер, который закрывает от нас раннюю Вселенную, — плазма эпохи рекомбинации. Она и играет роль детектора, «записывая» результат в том же реликтовом излучении, которое принесло нам остальную информацию. Конкретно, гравитационные волны можно увидеть двумя способами: в поляризации реликтового излучения и в угловом спектре мощности его анизотропии, показанном на рис. 32.1. Первый способ более прямой, с него и начнем.

Поляризация реликтового излучения — довольно тривиальная вещь. Она возникает при последнем комптоновском рассеянии фотонов на электронах: у фотона появляется линейная поляризация, перпендикулярная плоскости рассеяния. Если среда однородна и не движется, никакой поляризации нет — всё замывается, нет выделенного направления. Но среда, как мы видим по карте реликтового излучения, неоднородна и участвует в сложных движениях. И поляризация, как мы видим, тоже есть: WMAP ее прекрасно чувствует. Но причем здесь гравитационные волны?

Оказывается, гравитационные волны дают другую картину поляризации, нежели обыкновенные неоднородности. Их вклад можно отличить и выделить. Грубо говоря, так:

Рис. 35.1. Ограничения, поставленные экспериментом WMAP на амплитуду реликтовых гравитационных волн. По горизонтали — наклон степенного спектра первичных возмущений, который закладывается в теорию. По вертикали — отношение мощности тензорных возмущений (гравитационных волн) к мощности скалярных возмущений, традиционно обозначаемое как r . Красным показана область согласия с экспериментом на уровне 1 σ , розовым — 2 σ . Точками, соединенными пунктирами, показаны разные модели инфляции. Нижняя (обозначенная как R 2) — модель Старобинского. Число N означает число растяжений пространства в е раз от момента, когда данный участок спектра сгенерировался в результате квантовых флуктуаций, до конца инфляции (см. рис. 27.2)

Картинка поляризации на небе выражается полем черточек, имеющих направление и длину. Такое поле может выглядеть как электрическое — может быть представлено как результат статического распределения зарядов. А может выглядеть как магнитное, наведенное статическим распределением токов. Эти поля четко различаются на языке дифференциальной геометрии. Первый тип поля называется Е-модой, второй В-модой. Любое произвольное поле поляризации можно разложить на Е и В составляющие. Оказывается, что В-моду могут дать только гравитационные волны, но никак не неоднородности плазмы и их акустические колебания. Некоторый вклад в В-моду в области высоких мультиполей (малых угловых масштабов) может дать гравитационное линзирование поляризованного реликтового излучения. Пока на карте поляризации существующих экспериментов видна только Е-мода. Лучшее ограничение на В-моду получено с помощью наземного микроволнового телескопа BICEP (на Южном полюсе): предел на отношение спектров мощности гравитационных волн и скалярных неоднородностей плотности r < 0,78 (на уровне достоверность 95%).

Вторую возможность почувствовать первичные гравитационные волны дает так называемый эффект Сакса — Вольфа. Фотон, проходя через возмущения гравитационного поля, меняет частоту, испытывая красное или синее смещение, — это меняет температуру реликтового излучения. Причем эффект сильнее выражен для крупномасштабных возмущений, так как мелкомасштабные гравитационные волны затухают еще до рекомбинации из-за расширения Вселенной. Впервые идею о том, что первичные гравитационные волны могут давать вклад в температурную анизотропию реликтового излучения выдвинули В. Рубаков, М. Сажин и А. Веряскин в 1982 году. Эффект Сакса — Вольфа должен «приподнимать» спектр мощности температурных неоднородностей на малых мультиполях, слева от главного акустического пика (см. рис. 32.1), и затухать к большим мультиполям. Этого не наблюдается в данных WMAP, из чего следует верхний предел r < 0,13 (на уровне достоверности 95%).