Продолжение. Начало в №4/2017 и сл.
Вклад реликтового излучения в фундаментальную физику
Космологическая инфляция работает как исполинский конвейер. Все возмущения плотности рождаются с определенным размером: 10-27сантиметра или около того. Потом каждое возмущение растягивается в e-раз за каждые 10-37 секунды, за это время генерируются новые, еще не растянутые. Пока конвейер работает с постоянной скоростью — спектр флуктуаций получается почти плоским. И когда он останавливается, проработав, скажем, 10-34 секунды, имеем почти плоский спектр, простирающийся от 10-27 см до, например, 10 400 см (последняя цифра очень условна). Нас интересуют те возмущения, которые при остановке составляли от долей микрона до долей миллиметра — именно они растянулись уже после инфляции в те неоднородности, которые видит WMAP. Когда они генерировались, «колесам конвейера» предстояло сделать еще около 50—60 «оборотов», т.е. растяжений в е-раз. И из измеренного значения ns прямо следует, что «конвейер» к тому моменту уже притормаживал — движущее скалярное поле ослабевало. И скорость торможения (характеризуемая отличием ns от 1), зависит от характеристик этого поля. Так люди дотянулись до физики явлений, на десять с лишним порядков выходящих за пределы возможностей Большого адронного коллайдера.
И это еще не все! Физики предполагают, что число нейтрино равно трем и нет других частиц со столь же малой массой. Но это только предположение. Объединенные данные WMAP и других измерений указывают, что число частиц, слабо взаимодействующих с веществом и имеющих малую массу: 3.84±0.40 — то есть указывает на возможность существования еще одной частицы. Однако, эксперимент «Планк» (см. гл. 36) скорректировал этот результат в сторону трех.
В эпоху рекомбинации нейтрино имеют кинетическую энергию примерно в 0.2 электронвольта. Если бы у нейтрино была масса, превышающая эту энергию, то они двигались бы заметно медленнее света, и это опять бы сказалось на карте реликтового излучения. Если брать только данные WMAP, то из них следует ограничение сверху на сумму масс нейтрино 1.3 электронвольта. Это уже лучше, чем ограничение на массу электронного нейтрино, полученное в лаборатории. А если привлечь все данные, то получается, что сумма масс всех нейтрино меньше 0.44 эВ. Это уже тот уровень, который очень непросто достичь в лабораторных условиях. Впрочем, это отнюдь не означает, что лабораторные эксперименты по измерению массы нейтрино надо прекращать: исследователи по своему призванию обязаны испробовать все возможные способы для определения важной фундаментальной величины.
-
Почему это так хорошо получается
Одно из важнейших свойств человека — способность поражаться происходящему в окружающем мире (в смысле впадать в крайнюю степень удивления). Например, автор, будучи в состоянии далеко не первой молодости, поражается тому, как юная гимнастка взлетает со снаряда, крутится вокруг двух осей, приземляется точно на ноги и при этом не разваливается. В детстве автор поражался тому, как стреляет ружье и ездит машина: как щепотка пороха в патроне и капля бензина в цилиндре развивают такую силу. А вот тому, как работает компьютер, я не поражался никогда, поскольку начинал работать с самыми древними машинами, программируемыми в восьмеричных кодах, где работу можно было проследить пошагово, глядя на панель с лампочками, отражающими текущую команду в двоичном виде. Последующий прогресс плавно проистекал на моих глазах.
Вероятно и у тех, кто начинал заниматься космологией в 1980-х, 1990-х годах, триумф теории и эксперимента, изображенный на рис. 32.2 , никакого удивления не вызывает. Однако, ни автор, ни подавляющее большинство читателей к таковым не относятся, и потому, согласие между теоретической кривой с подогнанными шестью параметрами и данными на рис. 2 можно назвать поразительным, фантастическим. Шесть параметров для сложной кривой со многими максимумами с неочевидными соотношениями высоты — это очень экономно, примерно, как убить шестью выстрелами тридцать зайцев. Причем полученные значения параметров близки к тем, которые были найдены раньше, хотя и с меньшей точностью, из данных о современной Вселенной.
Как вообще людям удается так хорошо описать, то, что происходило в интервале истории от долей секунды до сотен миллионов лет? С одной стороны есть облегчающее обстоятельство: все неоднородности плотности относительно малы, поэтому работает теория возмущений в первом порядке. С другой стороны, процессов много и все они не столь просты. Плюс к тем эффектам, которые перечислены выше, есть, например, всякие переходные процессы: когда неоднородность входит под горизонт (от секунд до тысяч лет), когда меняется уравнение состояния Вселенной (80 тысяч лет) — они усиливают контраст распределения темной материи. Дальше, надо точно знать, как протекала во времени рекомбинация водорода и даже гелия — от этого зависит, насколько замыт контраст неоднородностей малых масштабов. Есть еще целый ряд эффектов, влияющих на картину — мы опустим их, чтобы не перегружать читателя подробностями.
И это все тщательно учтено. Конечно, над теорией ранней Вселенной работает много людей, разные независимые группы — все перепроверено по много раз, и достигнут консенсус. И обработкой данных WMAP занимается много народа.
Здесь стоит выразить признательность НАСА, которая уже десятилетиями выкладывает все данные разных экспериментов в открытый доступ. Их может скачать любой исследователь вместе со всей сопутствующей информацией, необходимой для обработки. Это полезно сразу в нескольких отношениях.
Во-первых, если в данных есть «косяки», их обязательно обнаружит «народный контроль» из независимых исследователей разных стран. В частности, на раннем этапе накопления данных, Павел Насельский, Олег Верходанов, Андрей Дорошкевич и Игорь Новиков обнаружили, что карта реликтового излучения, представленная командой WMAP, как вариант, полностью очищенный от фона, на самом деле коррелирует с фоном по фазам гармоник, т.е. очищена плохо. Это заставило чистить лучше. Вообще, сама возможность контроля со стороны заставляет команду вылизывать инструмент и подготовку данных до предела возможного.
Во-вторых, открытость данных мобилизует народ в данную область исследований. И наконец, команда эксперимента, как правило, снимает сливки, но не может выкопать из данных все что там содержится. Это делают многочисленные волонтеры по собственной инициативе.
Вообще принцип открытых данных настолько важен, что заслуживает лирического отступления. По убеждению автора в нем заключается будущее науки, связанной с дорогими экспериментами.
Под открытыми данными следует понимать не обработанную справочную информацию типа каталогов небесных объектов, таблицы сечений ядерных реакций и т.п., а исходные данные: отсчеты частиц в детекторах, сырые снимки обзора неба в цифровом виде прямо с электронной ПЗС-матрицы, гамма-кванты, зарегистрированные космическим гамма-телескопом и многое другое. При современных информационных технологиях нет никаких проблем держать исходные данные в открытом доступе. Данные, о которых идет речь, отличаются от справочной информации тем, что посторонний исследователь самостоятельно может найти в них нечто совершенно новое.
Многие экспериментаторы хотят быть хозяевами своих данных, так что принцип пробивает себе дорогу, преодолевая нешуточное сопротивление. Пожалуй, НАСА была первой крупной организацией, сформулировавшей политику открытых данных примерно с таким лозунгом:
Данные оплачены налогоплательщиками и являются общественным достоянием. Следовательно, они должны быть доступны всему научному сообществу, причем, поскольку национальная и мировая наука неразделимы, то и всему мировому сообществу. Авторам эксперимента — все почести и годичная задержка открытия данных миру, чтобы успели снять сливки и вылизать эксперимент.
Конечно же, далеко не все научные организации ринулись брать пример с НАСА. Возражения всякие:
— Данные будут использоваться неквалифицированными людьми, которые будут на их основе делать неправильные работы, подрывая репутацию эксперимента.
— Авторы эксперимента теряют мотивацию. Зачем вкладывать душу в сложнейшую установку, работая годами, если потом работать с этими данными, лезть в них своими грязными руками, извлекая из них новую физику, смогут все.
— Только авторы эксперимента могут правильно обработать данные, учтя всевозможные тонкости, особенности и погрешности.
Пару слов по поводу последнего аргумента. Он справедлив для очень многих экспериментов из-за всяких «соплей» — подвязочек, подпорочек, короче говоря, халтуры, связанной с желанием сделать побыстрей. Это обычно и есть «тонкости и особенности». Открытость данных требует высокого качества эксперимента: стабильной работы установки, точного знания ее свойств и погрешностей, отличной документации. Если эти условия не соблюдены, то дотошные посторонние исследователи выявят все косяки. Получается, что открытость данных чревата дополнительной ответственностью за качество работы.
Вопрос, открывать данные или нет, связан со смыслом самих экспериментов. Вспомним о налогоплательщике. Что надо добропорядочному налогоплательщику, например, от космического гамма-телескопа «Ферми»? Последний, среди прочего, открыл множество новых источников гамма-излучения на небе. Налогоплательщику вряд ли нужны эти источники. Ему нужно, чтобы общество умнело и развивалось, чтобы его дети и внуки становились не оболтусами или религиозными фанатиками, а образованными, самостоятельно мыслящими гражданами. И добропорядочный налогоплательщик понимает, что наука этому способствует — не конкретный результат, а вовлеченность людей в науку. Поэтому для налогоплательщика гораздо важнее не то, чтобы группа исследователей опубликовала хороший каталог новых источников, а чтобы как можно больше людей имели возможность выявлять эти источники и самостоятельно возиться с ними.
Как бы там ни было, принцип открытости данных постепенно побивает себе дорогу. Он давно практикуется в биологии — открыты данные по всевозможным геномам. И не исключено, что он доберется и до физики высоких энергий, которая до сих пор отличалась закрытостью — даже внутри одной коллаборации «выделение» данных на обработку обычно происходит в порядке жесткой субординации. Уже идут разговоры о том, чтобы открыть данные экспериментов ЦЕРНа, пусть не сразу, а с четырехлетней задержкой, но это все равно стало бы преодолением последнего крепкого рубежа сопротивления.
На одной международной конференции по астрофизике зашла речь о необходимости как-то организовать сотрудничество разных групп, регистрирующих гамма-кванты самых высоких энергий — 100 ГэВ и выше. Это наземные сети телескопов, улавливающих черенковский свет от ливней частиц в атмосфере. Проблема в том, что таких установок несколько, каждая держит свои данные при себе, и их очень трудно объединить. Прозвучал вопрос к аудитории — что делать? В ответ прозвучала реплика:
— Зачем выдумывать что-то? Откройте данные, и это решит все проблемы!
В зале наступила слегка затянувшаяся тишина. Наконец, представитель одной из групп разъяснил:
— Это непросто. 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 градуса). 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 — все, что происходило после первых долей секунды. На более качественном — ощущают эпоху 10-35 секунды, 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.
-
Последний штрих
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», которые тоже имеют изначально плоский спектр и которые живут и поныне, как реликт ранней Вселенной. В отличие от микроволнового излучения, которое является реликтом эпохи рекомбинации, имевшей место через 380 тысяч лет после Большого взрыва, гравитационные волны — прямой реликт эпохи космологической инфляции, развернувшейся за 10-35 секунды 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 — все замывается, нет выделенного направления. Но среда, как мы видим по карте реликтового излучения, неоднородна, и она 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:
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 B-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. Этот эффект в 1982 году описали В.Рубаков, М.Сажин и А.Веряскин. Поэтому эффект Сакса-Вольфа должен «приподнимать» спектр мощности 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%).
Этот предел уже поставил под сомнение некоторые конкретные модели инфляции. Пока наилучшим образом под него укладывается модель Старобинского, правда не она одна.
Следы гравитационных волн в поляризации реликтового излучения надо найти во что бы то ни стало. Если их изначальный спектр — такой же, как и у неоднородностей плотности, т.е. очень близок к плоскому, это будет окончательным подтверждением факта космологической инфляции. Больше таким волнам взяться неоткуда.
Насколько сложно обнаружить следы реликтовых гравитационных волн и насколько это реально в обозримом будущем? Вполне реально, хотя есть серьезные проблемы, связанные с фоном. Некоторые надежды связывают с европейским аппаратом “Planck” аналогичным WMAP, но с лучшим угловым разрешением. Из наземных экспериментов большие надежды дает эксперимент SPTpol, недавно стартовавший на Южном полюсе. Выше уже был упомянут микроволновый телескоп SPT с зеркалом диаметром 10 метров. Сейчас на нем установлена специальная камера для измерения поляризации реликтового излучения. Есть еще несколько экспериментов, специально посвященных поиску гравитационных волн по поляризации реликтового излучения. Несколько из планируемых экспериментов будут тоже проводиться на Южном полюсе — это лучшее место для наблюдения реликтового излучения с земной поверхности.
Из проектов будущих космических экспериментов весьма впечатляет недавно заявленный европейский PRISM (Polarized Radiation Imaging and Spectroscopy Mission). Это будет весьма универсальный инструмент, который по замыслу сможет очень хорошо отделять реликтовое излучение от всякого рода фонов, и в том числе извлекать чистую карту его поляризации. Заявленный уровень детектирования реликтовых гравитационных волн r ~ 0.5 10-3 (даже если подтвердятся наихудшие ожидания по поводу фона). Если обещанное будет исполнено, то PRISM откроет гравитационные волны даже если реализовался один из «пессимистические», но очень интересныех вариантов инфляции, обсуждаемых ниже в интервью с Алексеем Старобинским и Андреем Линде. Эти варианты предсказывают r ~ 3 — 4 10-3.
Время, в которое писалась эта книга, оказалось очень бурным в самых разных отношениях. История разворачивалась на наших глазах. Вместо того, чтобы переписывать главы, приводя их в соответствие с последними фактами, мы даем постскриптумы. Так лучше передается ощущение творящейся истории.
-
PS к главам 31–35
После того, как четыре предыдущие главы были написаны, опубликованы космологические результаты миссии «Планк», полученные по данным за первые 500 дней наблюдений. Качество данных лучше, чем у WMAP, ряд космологических параметров существенно уточнен, гравитационные волны пока не найдены, но сделаны измерения галактического фона, в первую очередь пыли, что должно сильно помочь в обнаружении первичных гравитационных волн.
Рис 36.1 Прогресс в разрешении космических микроволновых телескопов. Один и тот же участок неба, снятый COBE, WMAP и «Планком»
Несколько увеличилась доля темной материи и уменьшилась доля темной энергии, однако разница лишь немного выходит за одно стандартное отклонение. Предел на примесь реликтовых гравитационных волн остался примерно тем же, что и по данным WMAP. Оценка возраста Вселенной чуть увеличилась (до 13.8 млрд. лет). Сравнение значений важных космологические параметров по данным WMAP и «Планк» дано на рис. 31.1. Значения с ошибками даны в двух вариантах: если брать только данные миссии и если дополнить их данными других наблюдений, в том числе, касающихся современной Вселенной: они обозначены как WMAP + и Планк +. Что существенно для физиков, подтверждена оценка эффективного числа типов «нейтрино» — она тяготеет к трем, которые уже известны. Искать четвертую легкую слабовзаимодействующую частицу вроде бы нет резона. Почти вдвое уменьшен верхний предел на сумму масс трех типов нейтрино: если привлечь все силы, то натягивается предел 0.24 электронвольта. Хорошо и важно, что «Планк» подтверждает результат WMAP по наклону спектра первичных возмущений плотности Вселенной. Показатель наклона спектра n = 0.96 отличается от плоского на 0.04 как по данным WMAP +, так и по результатам «Планк +», но «Планк» поднял статистическую значимость этого отклонения до 6 сигма. Верхний редел на вклад реликтовых гравитационных волн немного снизился, до r < 0.11. Радикально снижен предел на негауссовость флуктуаций реликтового излучения. Свойство гауссовости означает, что карта излучения является случайной суммой независимых флуктуаций и выражается в том, что фазы угловых мультиполей не коррелируют друг с другом. Возможно, это самый важный результат на настоящий момент. О значении нового предела говорится ниже в интервью с Андреем Линде.
Рис. 36.1 сравнение результатов «Планка» с результатами WMAP
Пока обработаны лишь 2/5 от накопленных данных «Планка». Поэтому есть надежда на дальнейшее уточнение параметров Вселенной, а может быть и на открытие новых эффектов. С особым нетерпением народ ждет публикации результатов по поляризации реликтового излучения — это внесет ясность в мистерию реликтовых гравитационных волн, освещенную в следующем постскриптуме.
-
PPS к главам 31 — 36: Гравитационные волны обнаружены?
Когда книга близилась к завершению, 17 мая 2014 года мировые масс-медиа обошла сенсация: открыты реликтовые гравитационные волны! Авторы сенсации — коллектив эксперимента BICEP2, продолжающего упомянутый выше BICEP. В их электронном препринте (ArXiv.org/1403.3985v2) сообщается об обнаружении В-моды поляризации реликтового излучения, которое интерпретируется как «отпечаток» реликтовых гравитационных волн. BICEP — довольно маленький по размеру микроволновый телескоп, расположенный на Южном полюсе. Угловое разрешение всего полградуса, зато очень низкие шумы и высокая чувствительность. Это, в частности, достигается за счет охлаждения жидким гелием основных элементов телескопа. Измерения, результаты которых опубликованы, проводились три сезона с 2010 по 2012 год.
На рисунке 38.1 показаны снятые карты поляризации, разложенные на Е-моду (слева вверху) и В-моду (слева внизу). Длина черточек пропорциональна степени линейной поляризации, направление указывает направление поляризации. Справа — результат численного моделирование Е и В мод для случая, когда гравитационные волны отсутствуют (напомним, В-мода в этом случае появляется за счет гравитационного линзирования).
Невооруженным глазом видно, что В-мода заметно превышает фон от гравитационного линзирования. По отношению к скалярным возмущениям результат по гравитационным волнам выражается как r = 0.2+0.07—0,05, что неожиданно много. Научная общественность уже настроилась на то, что уровень, на котором будет обнаружен эффект от первичных гравитационных волн, окажется ниже. В комментариях по поводу открытия преобладает торжествующий тон. Действительно, детектирование реликтовых гравитационных волн — важнейший результат, ставящий точку в космологической революции, связанной с теорией инфляции. С виду результат выглядит надежным. Но в отличие от триумфа теории и эксперимента, состоявшегося в результате экспериментов WMAP и «Планк», в данном случае остаются вопросы. Главный из них: не противоречит ли результат данным вышеупомянутых экспериментов? Иными словами, сигнал от гравитационных волн оказался подозрительно большим.
В принципе, величина r ~ 0.2 вполне вписывается в простейшие варианты теории инфляции. Но она на три стандартных отклонения противоречит верхнему пределу «Планка», поставленному с опорой на эффект Сакса — Вольфа из углового спектра мощности температурных флуктуаций. Вероятность случайного отскока результата на три стандартных отклонения — два шанса из тысячи. Маловато. Правда, ограничение r < 0.11 справедливо только в предположении, что распределение неоднородностей реликтового излучения по угловому размеру (спектр мощности) описывается чисто степенным законом. Если отказаться от этого предположения, можно сильно смягчить противоречие. В препринте BICEP2 приведена картинка из статьи по результатам «Планка» именно в той версии, где предположение о чисто степенном спектре снято. Поэтому возникает впечатление согласия.
Однако, для согласия между BICEP2 и «Планком» требуется так изогнуть спектр мощности, что это требует изрядного насилия над теорией. А если не делать этого насилия, то эффект Сакса-Вольфа «задерет» спектр, показанный на рис. 32.1 слева (l <150) примерно на 10%, что при данной точности будет явно противоречить данным.
Где возможна ошибка эксперимента, завышающая результат? Сразу надо сказать, что В-мода обнаружена достаточно уверенно, сам по себе результат сомнений не вызывает. Сомнения могут быть лишь в том, справедлива ли гравитационно-волновая интерпретация — нет ли других причин, дающих этот тип поляризации. Первое, что приходит в голову — недооценили эффект гравитационного линзирования, способного имитировать В-моду. Вряд ли: эффект линзирования исследован вдоль и поперек, он дает основной вклад в более мелкие детали, чем те, на которых видят В-моду.
Авторы статьи рассматривают и другой возможный источник фона, имитирующего эффект: поляризованная пыль в Галактике, частицы которой ориентируются в космическом магнитном поле. Рассеяние фотонов на этой пыли дает поляризацию, способную имитировать любую моду. BICEP 2 не может выделить ее вклад, поскольку принимает только одну частоту. Это может сделать «Планк». Авторы е-принта констатируют, что карты распределения пыли для исследованного участка неба нет — она вскоре появится в следующем релизе «Планка». Пока они используют модели распределения пыли и получают успокоительный вывод о том, что этот фон относительно безопасен для главного результата.
Но не будем гадать и забегать вперед — вряд ли вопрос о подозрительно большом вкладе реликтовых гравитационных волн зависнет на долгие годы. Во-первых, вскоре «Планк» должен прояснить ситуацию с фоном поляризованной пыли. Во-вторых, параллельно идут аналогичные эксперименты, в том числе и на Южном полюсе. Будут исследованы другие участки неба, появятся независимые результаты. Наверняка большие силы мобилизуются на изучение всевозможных эффектов, влияющих на результаты измерений. Вряд ли ответы заставят себя долго ждать.
Попробуем подытожить. Сделана серьезная заявка на важнейшее открытие, возможно ставящее точку в космологической эпопее, начавшейся более 30 лет назад. Уже раздается звон бокалов, но с окончательным празднованием победы очередной революции в космологии, пожалуй, следует немного повременить. Еще не все концы сведены с концами и не все подозрения развеяны. Если результат подтвердится, то некоторые конкретные модели инфляции, обсуждаемые в этой книге, как весьма перспективные и красивые, будут поставлены под сомнение или отвергнуты. Это модель Старобинского, обсуждаемая в главе 19 и ряд других, затронутых в интервью с Андреем Линде. Но стоит ли спешно переписывать соответствующие главы? Пожалуй, лучше оставить все как есть: взгляды, мнения и высказывания ключевых участников процесса имеют наибольшую историческую ценность, когда они не редактируются в связи с новыми обстоятельствами.
Кстати, даже если результат не подтвердится — он все равно явится полезной встряской, мобилизующей людей на прорыв в этой важнейшей задаче. Такое уже случалось в космологии. И привлеченное внимание широкой публики дорогого стоит. В этом смысле, сенсацию можно назвать здоровой, вне зависимости от того, подтвердится она или нет.
(продолжение следует)
Оригинал: http://7i.7iskusstv.com/2017-nomer10-bshtern/
