Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://jet.sao.ru/hq/lrk/plank1b.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Sun Apr 10 00:44:42 2016
Кодировка: koi8-r

Поисковые слова: внешние планеты
Radioteleskope
Как ПЛАНК будет измерять излучение всего неба?

По счастливой случайности, в природе максимум чернотельного спектра реликтового фона лежит вблизи минимума микроволнового излучения нашей Галактики и внегалактических источников. В частотном интервале между 70 и 100 ГГц (длины волн от 3 до 4мм) в сигналах, которые мы принимаем вне галактической плоскости, доминируют старые реликтовые фотоны. Но в этом, самом прозрачном из всех окон, галактические и внегалактические источники добавляют "ближний фон" порядка нескольких процентов от уровня космических фотонов. Чтобы эту астрофизическую "грязь" увидеть и устранить, эксперименты по реликтовому фону проводятся на многих частотах с целью отделить затем не-космологические компоненты по их аномальному энергетическому спектру.

В случае ПЛАНКа кроме запланированной чувствительность требуются еще и высокоточные измерения источников переднего плана, да еще внутри очень широкого диапазона частот. Моделирование показало, что научные цели миссии ПЛАНКа будут достигнуты в 9 частотных диапазонах наблюдений, соответствующих длинам волн от 1 см до 0.35 мм (частоты от 30 до 850 ГГц). Это - одно из важнейших требований к аппаратуре миссии. Чтобы измерить анизотропию температуры и поляризацию реликтового фона, а также его статистические свойства с точностью, существенно превосходящей таковую в более ранних экспериментах (особенно WMAP), для ПЛАНКа был просто необходим прогресс во многих областях техники. Важнейшие из них:

  • Высокая чувствительность детекторов.
    Детекторы нужно было охладить до очень низких температур, чтобы получить максимальную чувствительность, и это определило конструкцию зонда, вплоть до деталей. Благодаря важному прогрессу в технологии детекторов и электронике сбора информации, ПЛАНК сможет обнаруживать в 10 раз более слабые сигналы, нежели WMAP.
  • Высокое угловое разрешение.
    ПЛАНК сможет разрешать источники сигналов, угловое расстояние между которыми в 3 раза меньше, чем это сделал WMAP. Это достигнуто с помощью большего телескопа, отражающая поверхность которого очень точна и при сверхнизких температурах.
  • Широкий частотный диапазон.
    ПЛАНК может принимать длины волн в 10 раз короче, чем WMAP. Это стало возможным путем использования двух видов приемников, оптимизированных на свой частотный диапазон.

Комбинация этих факторов позволит ПЛАНКу получить в 5 раз больше информации из спектра мощности, чем это удалось в настоящее время WMAP. Конечно, такого рода чувствительный инструмент будет изучать небо через большое число мешающих сигналов. Но ПЛАНК способен контролировать и подавлять систематические эффекты. В это вносят свой вклад и выбор далекой от Земли орбиты, и термические системы инструмента, и способ обзора неба, и большие оптические экраны, и безвибрационные охладители, и масса других деталей, сделавших этот эксперимент серьезнейшей технической разработкой. В том, что такая разработка удалась, подтвердили наземные исследования аппарата, показавшие, что ПЛАНК превзошел ожидаемые параметры. В третьей части этой публикации мы отразим важнейшие элементы аппаратуры ПЛАНКа и некоторые аспекты ее развития за последнее десятилетие.

План работы космического зонда

Приведение телескопа и аппаратуры ПЛАНКа к законченной системе, учитывая многочисленные ограничения по спутнику, было трудной технической задачей, претерпевшей в течение многих лет непрерывные доработки. С точки зрения расчетной чувствительности, недостижимой прежде, главной целью была минимизация систематических эффектов, которые нужно так контролировать, что их влияние на детекторы должно оставаться ниже уровня в 1 микрокельвин. Наряду с термическими эффектами свое влияние оказывают оптические искажения, рассеянный свет, электрическая интерференция, ошибки наведения, завязки между приемниками и т.д.

Первой мерой для контроля систематических эффектов стал выбор "места работы" ПЛАНКа, далекого от Земли и Луны, являющихся источниками интенсивного мешающего теплового излучения. ПЛАНК будет наблюдать небо, находясь вблизи внешней точки Лагранжа системы Земля-Солнце, удаленной от нас на расстояние в 4 раза большее, чем Луна. В этой точке ПЛАНК сможет быть постоянно обращен "спиной" не только к Земле и Луне, но и к Солнцу, а чувствительную приемную аппаратуру всегда держать в тени. Обратная сторона ПЛАНКа, на которой размещены солнечные батареи, будет всегда освещенной и горячей, в то время, как, расположенные на противоположной стороне, телескоп и приемники будут всегда в темноте и холодными. Чтобы еще больше понизить температуру на холодной части и оградить приборы от мешающего теплового излучения, система из трех, вложенных друг в друга отражающих поверхностей (V-профилей), изолирует теплую часть от холодной (см. рис.10 и 11).

Рис.10. Научная аппаратура миссии ПЛАНК включает в себя первичное и вторичное зеркала телескопа и два комплекта измерительной техники. Значительная часть приемных систем расположена вблизи фокальной плоскости телескопа, но большинство их компонентов распределено по всему зонду и на этой картинке не видны. К важнейшим частям относятся и криогенные агрегаты, которые охлаждают приемники до предельно низких температур.

Благодаря такой конструкции приборный отсек пассивно охлаждается до температур ниже 50К (предварительное охлаждение), а от этого уровня активные ступени охлаждения уже могут реализовать температуры, необходимые для работы детекторов в фокальной плоскости. Различие между теплыми частями космического зонда (где при температурах порядка 350К выделяется около 200 Вт электрической мощности) и его холодными частями (где охладитель расширительного типа отбирает последние 100 нановатт при температуре 0.1К) наглядно показывает удивительную эффективность термических развязок ПЛАНКа.

Рис.11. Телескоп ПЛАНКа принимает излучение неба и направляет его на фокальную плоскость. Весь он высотой 3м и диаметром 3м, оба его зеркала, покрытых алюминием, состоят из искусственного материала, упрочненного углепластиком.

В отличие от большинства обсерваторий, наблюдающих большое число отдельных объектов на небе, ПЛАНК будет наблюдать единственный, всеобъемлющий объект - все небо. Чтобы обозреть все небо и при этом сохранить стабильное термическое положение, зонд будет вращаться с частотой 1 оборот в минуту вокруг оси, направленной на Солнце. За один оборот поле зрения телескопа очерчивает кольцо диаметром 170 градусов (рис.5). Это кольцо в течение 45 минут повторно наблюдается всеми приемниками. В течение этого времени движение спутника по орбите вокруг Солнца позаботится о том, чтобы ось вращения сместилась от Солнца на 2.5 дуговые секунды. Это смещение будет корректироваться периодическим включением реактивных двигателей зонда, из-за чего и наблюдаемое кольцо будет сдвигаться на тот же угол.

Рис.5. ПЛАНК вращается с частотой 1 оборот в минуту вокруг оси, направленной на Солнце. Поле зрения телескопа отклонено на 85 градусов от оси вращения и потому описывает при вращении круговую полосу на небе. Двигаясь по орбите вокруг точки L2 и вокруг Солнца, этими полосками за 6-7 месяцев покроется все небо (рис. справа).

Таким образом, за 6 месяцев будет очерчено все небо. Фактически же, описанный способ работы несколько сложнее: дополнительно еще нужно обеспечить постоянную связь ПЛАНКа с наземными станциями, а также тот случай, когда нужно посмотреть какие-то части неба дополнительно. Последнее условие необходимо, чтобы контролировать чувствительность приемников во времени. Совместно с космической обсерваторией ГЕРШЕЛЬ на борту ракеты Ариан-5 ПЛАНК будет запущен с космодрома во Французской Гвиане. Через несколько минут после старта оба космических зонда отделятся от ракеты-носителя и продолжат свой путь к своим окончательным орбитам вокруг внешних точек Лагранжа L2. ПЛАНК достигнет места назначения через два месяца. За это время его аппаратура будет два месяца калиброваться и настраиваться. После этого начнется обзор неба, которое будет полностью просмотрено минимум дважды.

Аспекты редукции данных

Анализ данных, собранных ПЛАНКом, станет экстремальным упражнением по "компрессии данных". Детекторы ПЛАНКа будут собирать примерно 1012 измерений неба, чтобы определить дюжину констант космологического значения (рис.6). Чтобы достичь этой цели, данные должны сжиматься примерно в 1011 раз. Во время этой процедуры не должно быть внесено ни одного заметного систематического эффекта в конечные результаты. При этом должны быть надежно измерены и погрешности определения космологических констант. Путь "компрессии данных" тесно связан с полезной нагрузкой космического зонда, ее работой и от всего этого зависит. Все эти аспекты должны быть разработаны в комплексе и рассмотрены с максимальной тщательностью.

Рис.6. При каждом шаге процедуры оцифровки число данных редуцируется на несколько порядков. В итоге 1012 файлов данных сводятся всего к дюжине интересующих космологию чисел. При такой компрессии данных ничего из первоначальной информации не должно потеряться и не должна добавиться даже ничтожная часть ложной информации. Схематично процедуру оцифровки можно разделить на 5 больших шагов, но на практике они все тесно связаны друг с другом:

  • Чистка данных и калибровка.

    Данные должны быть освобождены от некомплектностей, присущих любому измерительному процессу и преобразованы в физические величины. Для калибровки данных будет применен СМВ диполь, амплитуда и вариации которого при движении по орбите хорошо известны.

  • Составление карт.

    Данные должны быть упорядочены в карты неба. Оптимальное решение математически существует, но требует таких программных усилий, что его невозможно осуществить. Поэтому потребовалась разработка приближенных решений, получающих преимущество от того, как ПЛАНК будет снимать картину неба. От оптимального решения они будут отличаться незначительно, но несравнимо быстрее по скорости.

  • Разделение компонентов.

    Наша система Млечного пути, как и огромное число других галактик и скоплений галактик, ярко засвечивает большую часть неба. Эти сигналы должны быть измерены и вычтены из общего сигнала, чтобы добраться до реликтового фона. Решающим в этом вопросе является спектральное разделение: каждый источник имеет свою спектральную характеристику, отличающую его от микроволнового фона. В основном по этой причине ПЛАНК оснащен детекторами, каналы которых чувствительны в широких частотных диапазонах. Тем самым появляется возможность идентифицировать источники ближнего фона, картографировать их и отделить от реликта.

  • Оценка спектра мощности реликтового фона.

    Как только будет получена карта микроволнового фона, она будет затем сжата до, примерно, 2000 чисел (спектр мощности), которые покажут, как велики вариации сигнала на каждом из имеющихся на карте. Если популярные сегодня модели возникновения реликтового фона верны, то спектр мощности содержит всю информацию, содержащуюся в картах фона. Было бы весьма интересным, найти отклонения от этого предположения, и тогда интенсивно исследовать их. Оптимальное определение спектра мощности из очень больших и неравномерно покрытых карт ПЛАНКа, состоящих из более чем 10 миллионов точек, требует очень большой мощности компьютеров. Трудность состоит в том, что нужно нанести на карту спектр и, одновременно, надежную оценку ошибок, присущих каждой измеренной точке. Как и при составлении карт, здесь нужны новые методы, и они уже разрабатываются и тестируются.

  • Оценка космологических параметров.

    Каждая космологическая модель предполагает свою специфическую форму спектра мощности реликтового фона, которую следует сравнивать с измеренной. Прогнозы моделей зависят от предположений и значений ряда "космологических параметров", которые можно получить из измеренных данных. Здесь появляется необходимость научного обсуждения для выбора самых стройных и отчетливых из них, поскольку их набор очень широк. Особенно значительно влияет на прозрачность модели число ее параметров.

Все перечисленные выше шаги тесно связаны друг с другом. Так, например, некоторые инструментальные эффекты становятся видимыми лишь тогда, когда исследуется различие в картах идентичных приемников, или спектр мощности оказывается искаженным. Придется провести множество итераций, прежде чем станет понятен аспект проблемы. Поэтому процесс анализа получается повторяющимся и чувствительным к обратным связям, а вся цепочка операций многократно циклируется, причем каждый раз добавляется новая информация. Решающим для успеха всей операции является то, чтобы от начала до конца анализа определить ошибки всех используемых величин. Доверительный предел в этой операции получают на основе постоянного моделирования, в котором все вводимые величины цепочки анализа известны и позволяют исследовать влияние специфических эффектов на конечный результат. Такое моделирование, опять-таки, очень дорогостоящее. Но принципом анализа должно быть правило: доверяй новому и сенсационному результату лишь тогда, когда многие команды это проверили многими способами и весьма тщательно! Нет ни одного заранее очевидного конечного результата оценки данных. Нужно повторять всю цепочку расчетов снова и снова, пока не останется открытым ни одного вопроса, а результаты не станут солидными, законченными и достойными публикации в научной литературе.

Перспективы

Со своими на порядки большими наблюдательными возможностями миссия ПЛАНК откроет захватывающий, может быть, даже революционный прогресс в нашем понимании Вселенной. Она значительно повлияет и на другие области астрофизики, и оставит после себя огромное наследие. Аппаратура и программное обеспечение, с помощью которых будут приниматься и обрабатываться данные с ПЛАНКа, отработаны и проверены. Остальное будет зависеть от Природы, которая, несомненно, приготовила нам интересные открытия, и от творческого потенциала участвующих команд, который уже проявился в течение прошедших десятилетий подготовки к эксперименту.

По многим показателям проект ПЛАНК открывает новые области в астрофизическом сообществе. По числу ученых и научных институтов, участвующих в нем, ПЛАНК относится к самым большим, когда-либо проводившимся в астрофизике, экспериментам и, как по тематике, так и по способу сотрудничества сродни миру физики высоких энергий. Организация этого эксперимента с его многочисленными научными сообществами, охватывающими различные институты, страны, власти и культуры - это такой же большой успех, как и разработка аппаратуры и программ обработки данных.
По настоящему плану ПЛАНК и ГЕРШЕЛЬ должны стартовать летом 2008 года* и, если все пойдет хорошо, первые космологические результаты будут опубликованы в 2012 году.

*Старт космических зондов несколько раз откладывался, но должен состояться в самое ближайшее время, поэтому научный мир всей планеты замер в ожидании. Следует отметить, что крупнейший радиотелескоп России РАТАН-600 уже активно участвует в наземной поддержке этого эксперимента (прим. перев.)
**Запуск космических аппаратов "Планк" и "Гершель" успешно произведен 14 мая 2009 года.