Введение

Телескоп на Южном полюсе

Телескоп Южного полюса (SPT) – телескоп диаметром, расположенный на станции Амундсена-Скотта на Южном полюсе, в Антарктиде. Телескоп предназначен для наблюдений в микроволновом, миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах электромагнитного спектра, с основной целью измерения слабого, диффузного излучения космического микроволнового фона (CMB). Первый крупномасштабный обзор, выполненный с помощью SPT, был направлен на поиск удаленных, массивных скоплений галактик посредством их взаимодействия с CMB, с целью уточнения уравнения состояния темной энергии, и был завершен в октябре 2011 года. В начале 2012 года на SPT была установлена новая камера (SPTpol) с еще большей чувствительностью и возможностью измерения поляризации входящего света. Эта камера работала с 2012 по 2016 год и использовалась для создания беспрецедентно глубоких карт высокого разрешения сотен квадратных градусов южного неба. В 2017 году на телескоп была установлена камера третьего поколения SPT 3G, обеспечивающая почти десятикратное увеличение скорости картографирования по сравнению с SPTpol. Сотрудничество SPT объединяет более десятка (в основном североамериканских) институтов, включая Чикагский университет, Калифорнийский университет в Беркли, Кейс-Уэстерн-Резервский университет, Гарвард-Смитсоновскую астрофизическую обсерваторию, Университет Колорадо в Боулдере, Университет Макгилла, Мичиганский государственный университет, Университет Иллинойса в Урбане-Шампейне, Калифорнийский университет в Дэвисе, Университет Людвига-Максимилиана в Мюнхене, Национальную лабораторию Аргонн и Национальную ускорительную лабораторию Ферми. Финансирование осуществляется Национальным научным фондом и Министерством энергетики.

Микроволновые и миллиметровые наблюдения на Южном полюсе

Регион Южного полюса – лучшее в мире место для наблюдений на миллиметровых длинах волн. Большая высота полюса над уровнем моря обеспечивает тонкую атмосферу, а экстремальные холода поддерживают низкое содержание водяного пара в воздухе. Это особенно важно для наблюдений в миллиметровом диапазоне, поскольку входящие сигналы могут поглощаться водяным паром, а водяной пар излучает помехи, которые можно спутать с астрономическими сигналами. Поскольку солнце не совершает ежедневных восходов и заходов, атмосфера на полюсе особенно стабильна. Кроме того, в период полярной ночи в миллиметровом диапазоне отсутствует солнечное излучение, создающее помехи.

Телескоп

Телескоп представляет собой грегорианский телескоп с диаметром 10 метров (394 дюйма) и внеосевой схемой, установленный в алтазимутальной монтировке (на полюсах алтазимутальная монтировка фактически идентична экваториальной монтировке). Он был разработан для обеспечения широкого поля зрения (более 1 квадратного градуса) при одновременной минимизации систематических погрешностей, вызванных отражением от земли и рассеянием света на оптике телескопа. Поверхность зеркала телескопа отшлифована с точностью до примерно 0,7 микрометра, или около одной тысячной дюйма (т.е. одна тысячная), что позволяет проводить наблюдения на субмиллиметровых длинах волн. Ключевым преимуществом стратегии наблюдений SPT является сканирование всего телескопа, благодаря чему луч не смещается относительно зеркал телескопа. Быстрое сканирование телескопа и его широкое поле зрения делают SPT эффективным инструментом для обзора больших участков неба, что необходимо для достижения научных целей обследования скоплений SPT и измерений поляризации космического микроволнового фона.

Камера SPT-SZ

Первая камера, установленная на НПТ, содержала 960-элементную матрицу болометров на основе сверхпроводящих сенсоров переходного края (TES), что сделало её одной из крупнейших матриц болометров TES, когда-либо созданных. Фокусная плоскость этой камеры (именуемая камерой SPT SZ, поскольку она была разработана для проведения обзора скоплений галактик по их сигнатуре эффекта Сюняева — Зельдовича) была разделена на шесть клиновидных сегментов, каждый из которых содержал 160 детекторов. Эти сегменты осуществляли наблюдения на трех различных частотах: 95 ГГц, 150 ГГц и 220 ГГц. Модульность фокусной плоскости позволяла формировать различные частотные конфигурации. На протяжении большей части времени работы камеры фокусная плоскость SPT SZ состояла из одного сегмента на частоте 95 ГГц, четырех на 150 ГГц и одного на 220 ГГц. Камера SPT SZ использовалась главным образом для обзора 2500 квадратных градусов южного неба (от 20h до 7h по прямому восхождению, от −65° до −40° по склонению) с уровнем шума около 15 микрокельвинов на пиксель размером 1 угловая минута при 150 ГГц.

Камера СПТпола

Вторая камера, установленная на SPT, также разработанная с использованием сверхпроводящих массивов TES, была ещё более чувствительной, чем камера SPT SZ, и, что критически важно, обладала способностью измерять поляризацию входящего света (отсюда и название SPTpol – Южно-полюсный телескоп-поляриметр). 780 пикселей, чувствительных к поляризации (каждый из которых содержит два отдельных TES-болометра, один чувствительный к каждой линейной поляризации), были распределены между частотами наблюдения 90 ГГц и 150 ГГц, при этом пиксели на этих двух частотах имеют различные архитектуры детекторов. Пиксели на частоте 150 ГГц представляли собой гофрированные TES-поляриметры, соединенные с волноводными рогами, изготовленные в виде монолитных массивов в Национальном институте стандартов и технологий. Пиксели на частоте 90 ГГц были разработаны в Национальной лаборатории Аргонн как индивидуально упакованные поляриметры с двойным поглощением поляризации. Пиксели на частоте 90 ГГц были соединены с оптикой телескопа через индивидуально изготовленные профилированные волноводные рога. Первый год наблюдений с помощью SPTpol был использован для обзора области в 100 квадратных градусов, центрированной на R.A. 23h30m и деклинации −55d. Последующие четыре года были посвящены обзору области в 500 квадратных градусов, в которую входят первоначальные 100 квадратных градусов. В настоящее время это самые глубокие карты миллиметрового неба высокого разрешения, охватывающие площадь более нескольких квадратных градусов, с уровнем шума при 150 ГГц около 5 микрокельвинов на угловую минуту и в √2 раза ниже на области в 100 квадратных градусов.

Камера SPT-3G

В январе 2017 года на Южно-Полярный Телескоп (SPT) была установлена камера третьего поколения SPT 3G. Благодаря сочетанию усовершенствований оптической системы (обеспечивающей значительно большее дифракционно-ограниченное поле зрения) и новой детектора технологии (позволяющей регистрировать излучение в нескольких наблюдательных диапазонах в одном пикселе), массив детекторов SPT 3G содержит более чем в десять раз больше сенсоров, чем SPTpol, что почти напрямую соответствует десятикратному увеличению скорости, с которой телескоп и камера могут картографировать участок неба с заданным уровнем шума. Камера состоит из более чем 16 000 детекторов, равномерно распределенных между диапазонами 90, 150 и 220 ГГц. В 2018 году началось новое обследование с использованием камеры SPT 3G, целью которого было охватить 1500 квадратных градусов с глубиной менее 3 микрокельвинов угловой минуты при 150 ГГц. Важно отметить, что эта область полностью перекрывает поле обзора массива BICEP, что позволяет проводить совместный анализ данных SPT и BICEP, который даст значительно более строгие ограничения на потенциальный сигнал от первичных гравитационных волн, чем может обеспечить каждый инструмент по отдельности.

Научные цели и результаты

Первым ключевым проектом для SPT, завершенным в октябре 2011 года, стал обзор в 2500 квадратных градусов для поиска скоплений галактик с использованием эффекта Сюняева — Зельдовича, искажения космического микроволнового фонового излучения (CMB) из-за взаимодействия между фотонами CMB и внутрикластерной средой в скоплениях галактик. В ходе обзора были обнаружены сотни скоплений галактик в очень широком диапазоне красных смещений. В сочетании с точными значениями красных смещений и оценками массы скоплений, этот обзор позволит наложить интересные ограничения на уравнение состояния темной энергии. Данные обзора SPT SZ также использовались для получения наиболее чувствительных на сегодняшний день измерений спектра мощности CMB в угловых масштабах менее примерно 5 угловых минут (число мультиполей больше 2000) и для обнаружения популяции далеких, гравитационно линзированных, пылевых, звездообразующих галактик. Данные камеры SPTpol были использованы для проведения ряда прорывных измерений, включая первое обнаружение так называемой "B-моды" или "вихревой" компоненты поляризованного CMB. Этот сигнал B-моды генерируется в малых угловых масштабах гравитационным линзированием гораздо более крупного первичного сигнала поляризации "E-моды" (генерируемого скалярными возмущениями плотности в момент излучения CMB), а в больших угловых масштабах — взаимодействием CMB с фоном гравитационных волн, образовавшихся в эпоху инфляции. Измерения крупномасштабного сигнала B-моды потенциально могут ограничить энергетический масштаб инфляции, тем самым исследуя физику Вселенной в самые ранние времена и при самых высоких достижимых энергетических масштабах, однако эти измерения ограничены загрязнением линзовыми B-модами. Используя большую компоненту поляризации E-моды и измерения потенциала гравитационного линзирования CMB, можно оценить линзовые B-моды и использовать их для очистки крупномасштабных измерений. Это разделение B-мод было впервые продемонстрировано с использованием данных SPTpol. Данные SPTpol также использовались для получения наиболее точных измерений спектра мощности E-моды и спектра корреляции температуры и E-моды CMB, а также для создания карт высокой контрастности проекционной плотности материи с использованием реконструкций потенциала гравитационного линзирования CMB. Обзор SPT 3G на площади 1500 квадратных градусов будет использоваться для достижения множества научных целей, включая беспрецедентные ограничения на фон первичных гравитационных волн, совместный анализ поляризации B-моды с массивом BICEP, уникальную выборку далеких скоплений галактик для космологических и эволюционных исследований скоплений, а также ограничения на фундаментальную физику, такие как масса нейтрино и существование легких реликтовых частиц в ранней Вселенной. Телескоп Атакама имеет схожие, но взаимодополняющие научные цели.

Финансирование

Телескоп Южного полюса финансируется через Управление полярных программ Национального научного фонда и Министерство энергетики США, а также при поддержке Фонда Кавли и Фонда Гордона и Бетти Мур. Финансирование инструментов SPTpol и SPT 3G, а также их эксплуатации также предоставляется Управлением науки Министерства энергетики США, Управлением физики высоких энергий.

Операции

16 февраля 2007 года телескоп Южного полюса получил первый свет. Формальные научные наблюдения начались в марте 2007 года. Настройка и первоначальный небольшой обзор были завершены в течение антарктической зимы 2007 года при участии зимовщиков Стивена Падина и Зака Станишевски. В 2008 году более крупные поля обзора были завершены с участием зимовщиков Кейта Вандерлинде и Даны Хрубс, а в 2009 году – Эрика Широкоффа и Росса Уильямсона. В декабре 2009 года камера была модернизирована для сезона наблюдений 2010 года. Полный обзор SPT SZ на площади 2500 квадратных градусов был завершен в течение сезонов наблюдений 2010 и 2011 годов при участии зимовщиков Даны Хрубс и Дэниела Луонг Ван. Первый свет (первое наблюдение) с камерой SPTpol был получен 27 января 2012 года. В течение первого сезона наблюдений команда зимовщиков, Синтия Чян и Николас Хуан, собрали данные на поле обзора площадью 100 квадратных градусов. Зимой 2013 года Дана Хрубс и Джейсон Галликио провели обследование более крупного поля в рамках полного обзора SPTpol. Этот более крупный обзор был завершен зимовщиками 2014 года Робертом Ситроном и Николасом Хуаном, зимовщиками 2015 года Чарли Сиверсом и Тоддом Вичем, а также зимовщиками 2016 года Кристин Корбет Моран и Эми Ловиц. Первую зиму наблюдений с использованием SPT 3G провели зимовщики Даниэль Михалик и Эндрю Надолски. В 2018 году их сменили Адам Джонс и Джошуа Монтгомери, в 2019 году зимовали Дуглас Хоу и Дэвид Рибель, в 2020 году – Джефф Чен и Аллен Фостер, в 2021 году – Саша Ралин и Мэтт Янг, в 2022 году – Аман Чокши и Аллен Фостер, а в 2023 году – Кайл Фергюсон и Алекс Поллак.