Archeops

Телескоп Archeops совершил несколько испытательных и 3 основных (научно-исследовательских) полёта с помощью стратостатов на высотах более 30 км в 1999—2002 годах. Чтобы уменьшить влияние излучения Солнца и атмосферы Земли научные полёты проводились зимой во время полярных ночей.

Первый запуск телескопа состоялся в провинции Трапани (Сицилия) 17 июля 1999 года, после 4-часового испытательного полёта телескоп приземлился в Испании^[3]. Все последующие запуски производились Национальным центром космических исследований Франции (CNES) на полигоне Эсрейндж, расположенном в окрестностях города Кируна на севере Швеции. Следующие 2 испытательных полёта состоялись 3 марта и 4 апреля 2000 года^[4]. Ещё один неудачный полёт был совершён 12 января 2001 года, однако из-за технических проблем был прерван над территорией Финляндии^[5].

Первый полёт, в ходе которого были выполнены научные исследования, состоялся 29 января 2001 года. Телескоп провёл 7,5 часов на максимальной высоте 31,5 км и за это время осуществил наблюдения примерно 20% небесной сферы, после чего приземлился в районе Уральских гор^[5]. Следующий полёт состоялся 17 января 2002 года на высоте 34,5 км и был прерван из-за проблем со стратостатом, однако позволил собрать некоторые научные данные^[6]. Последний и наиболее продуктивный полёт состоялся 7—8 февраля 2002 года^[7] и длился 21,5 часа, из которых научные наблюдения проводились в течение 11,7 часа на высоте около 34 км. Всего было исследовано около 30% небесной сферы^[8]. В конце полёта стратостат с телескопом приземлился в Сибири около Норильска, где был подобран французско-российской группой участников проекта^[8].

Конструкция телескопа и его приёмной аппаратуры представляла собой прототип более позднего высокочастотного инструмента (HFI) космической обсерватории «Планк» и была основана на технологиях, разрабатывавшихся для HFI^[1].

Телескоп сконструирован по схеме Грегори. Внеосевое параболическое главное зеркало телескопа диаметром 1,5 м было установлено под углом 41° к горизонту и с помощью эллиптического вторичного зеркала и рупорных облучателей направляло излучение к детекторам. Угловое разрешение телескопа составляло 15′, что позволяло измерять анизотропию реликтового излучения на малых угловых масштабах. Вся конструкция вращалась вокруг вертикальной оси, описывая полный круг, со скоростью 2 оборота в минуту. Вследствие вращения Земли данный круг также дрейфовал по небесной сфере, что позволяло осуществлять сканирование широкой области наблюдений, достигающей 30% небесной сферы, в течение примерно 12 часов полёта^[8][5].

Регистрация излучения осуществлялась паутинными болометрами, которые охлаждались до температуры ~0,1 К с помощью криостата, содержащего жидкий гелий. Вспомогательная оптика и облучатели также охлаждались до низких температур, составляющих 0,1, 1,6 и 10 К. Болометры регистрировали излучение в 4 полосах частот со средними значениями 143, 217, 353 и 545 ГГц. Причём, измерения реликтового излучения проводились на частотах 143 и 217 ГГц, в то время как частоты 353 и 545 ГГц использовались для наблюдений радиоизлучения межзвёздной пыли Галактики и атмосферы Земли^[1]. При этом детектор с частотой 353 ГГц позволял измерять также поляризацию радиоволн. Весь инструмент был защищён от излучения Земли и самого стратостата крупными отражателями.

По результатам наблюдений телескопа Archeops была построена карта анизотропии реликтового излучения для участка небесной сферы с угловым разрешением 15′ (рис. 1) и построен угловой спектр мощности анизотропии в интервале мультиполей ${\displaystyle l=15-350}$ с чётко выраженным пиком при ${\displaystyle l\approx 200}$^[8]. Таким образом, полученные данные впервые (и раньше космической обсерватории WMAP) позволили связать крупномасштабную анизотропию реликтового излучения, ранее измеренную аппаратом COBE, с первым доплеровским (акустическим) пиком углового спектра мощности анизотропии^[8][9]. Также анализ данных показал, что трёхмерное пространство Вселенной обладает плоской геометрией (нулевой кривизной), т. е. параметр плотности Вселенной (отношение суммарной средней плотности энергии всех компонентов Вселенной к критической плотности) близок к единице (${\displaystyle \Omega =1}$ с точностью 3%). Это подкрепляло инфляционные модели ранней Вселенной. В сочетании с дополнительными данными относительно значения постоянной Хаббла, результаты Archeops накладывали ограничения на параметры плотности тёмной энергии и барионного вещества Вселенной, находящиеся в хорошем согласии с другими, независимыми оценками (основанными на наблюдениях сверхновых звёзд Ia типа и сравнении теории первичного нуклеосинтеза с наблюдательными данными о распространённости лёгких химических элементов во Вселенной)^[10].

Кроме того, по данным Archeops удалось построить первые карты поляризации радиоизлучения межзвёздной пыли Галактики с разрешением в несколько угловых минут^[11][12].