Кратко — что ищут и почему сложно: цель — измерить "вторичные" B‑моды в поляризации СВЧ(КМБ), порождаемые примордальными гравитационными волнами (параметризуются tensor-to-scalar ratio $r$). Сигнал очень слаб и накрыт другими компонентами: лензингом, галактическими и инструментальными шумами и систематиками.
1) Что является наблюдаемой величиной
- B‑спектр от тензоров пропорционален $r$: $$C_{\ell }^{BB,\mathrm{tensor}}=r{C}_{\ell }^{BB,(r=1)}.$$ - Два ключевых масштаба: "реобинизационный" пик при $\ell \lesssim 10$ (широкое небо) и "рекомбинационный" пик $\ell \sim 50\text{–}200$ (мелкие поля).
2) Основные физические ограничения
- Космическая дисперсия (sample/cosmic variance): для измерения спектра $C_{\ell }$ дисперсия приблизительно равна
$$\Delta C_{\ell }=\sqrt{\frac{2}{(2\ell +1)f_{\mathrm{sky}}}}\left(C_{\ell }+N_{\ell }\right),$$ где $f_{\mathrm{sky}}$ — покрытие неба, $N_{\ell }$ — шум.
- Лензинговые B‑моды: слабые E‑моды преобразуются гравитационным линзированием в B‑моды и задают «фон» $C_{\ell }^{BB,\mathrm{lens}}$, который не убрать статистически без делензинга.
- Атмосфера и земная помеха ограничивают чувствительность на низких $\ell$ для наземных инструментов; особенно критично для реобинизационного пика.
3) Инструментальные шумы и их модель
- Карта поляризации имеет характерную глубину ${\Delta }_P$ (µK‑arcmin). Белый шум даёт спектр
$$N_{\ell }=({\Delta }_P{)}^2\exp \left[\ell (\ell +1){\sigma }_b^2\right],{\sigma }_b=\frac{{\theta }_{\mathrm{FWHM}}}{\sqrt{8\ln 2}}.$$ - 1/f‑шум и атмосферный шум дают коррелированные низкочастотные ошибки (проблема на больших углах). Их снижают быстрым сканированием и модуляцией поляризации.
4) Галактические и внегалактические фоновый сигналы
- Основные: поляризованный термический пылевой излучение и синхротрон. Их спектры различаются по частоте, но имеют пространственно меняющиеся индексы и возможную декорреляцию частот:
- Пыль: доминирует >70–100 GHz.
- Синхротрон: доминирует <70 GHz.
- Необходим многочастотный охват ~20–400 GHz и сложные методы компонентного разделения (параметрические модели и blind‑методы). Простая подгонка одномодельной СЭД может давать смещение r.
5) Систематические эффекты и их влияние
- Неправильная калибровка угла поляризации $\alpha$: небольшая ротация переводит E в B; для малых $\alpha$ $$C_{\ell }^{BB,\mathrm{rot}}\approx (2\alpha {)}^2{C}_{\ell }^{EE}.$$ Требуется калибровка угла до $\lesssim 0.1^{\circ }$ (в зависимости от цели по $r$).
- Непараллельные или асимметричные лучи (beam mismatch, differential pointing, ellipticity) вызывают утечку I→P и E→B. Утечку моделируют и деконволюируют, но нужно точное знание луча.
- Несовпадение полос пропускания детекторов (bandpass mismatch) в присутствии разных спектров фонов вызывает ложную поляризацию.
- Нестабильность усиления, побочные лепестки, отражения и зашумление от земли/сайда‑лоб — требует экранов, дизайна и шаблонного вычитания.
- Поляризационные модуляторы (rotating half‑wave plate) снижают многие систематики, но сами вводят свои (включая гармоники, нелинейности).
6) Делензинг и требуемая чувствительность
- Делензинг уменьшает вклад $C_{\ell }^{BB,\mathrm{lens}}$ на фактор $A_{\mathrm{delens}}$ (остаток). Оставшийся шум ограничивает минимально достижимое $r$.
- Для достижения $\sigma (r)\sim 10^{-3}$ примерно требуется картовая глубина ${\Delta }_P\lesssim 1\mu \mathrm{K}-\mathrm{arcmin}$ на достаточном покрытии и делензинг ~70–90% (зависит от стратегии). Практическая целевая формула для оценки погрешности сложна, но масштабны требования именно такие.
7) Экспериментальные подходы и стратегии
- Наземные обсерватории (BICEP/Keck, Simons Observatory, CMB‑S4): высокое разрешение, глубокие малые поля, хороши для делензинга и борьбы с инструментальным шумом; проблемы — атмосфера, большие углы.
- Баллоны (SPIDER): более тихая атмосфера, среднее покрытие.
- Спутники (LiteBIRD, возможный PICO): полный охват неба и стабильность, критичны для реобинизационного пика ($\ell \lesssim 10$) и контроля систематик на больших углах, дают лучший контроль над атмосферой.
- Комбинация: глубокие наземные карты для делензинга + широкий и многочастотный покров со спутника — оптимальная комбинация.
8) Аналитика, проверки и валидация
- Многочастотный компонентный разбор, апостериорные маргинализации по параметрам фонов.
- Кросс‑спектры между инструментами/частями данных (снижают несинхронные систематики).
- End‑to‑end симуляции инструментов и систематик; null‑тесты; deprojection шаблонов утечек.
- Валидация калибровки поляризации на источниках (планеты, искусственные источники) и саморазвертка (self‑calibration) с E‑B спектрами.
9) Реалистичные ограничения и перспективы
- Текущие верхние пределы на $r$ порядка $\lesssim 0.03$ (эксперименты BICEP/Keck + Planck; уточнения зависят от даты).
- Дальнейшее продвижение к $r\sim 10^{-3}$ потребует: многочастотного покрытия, глубокой чувствительности ${\Delta }_P\lesssim 1\mu \mathrm{K}-\mathrm{arcmin}$, эффективного делензинга и подавления систематик до уровней << целевого сигнала.
- Главное практическое ограничение: сложность галактических сигналов (частотно‑пространственная вариативность) и контролируемые систематики; даже при нулевом инструментальном шума остаётся необходимость делензинга и точной компонентной модели.
Коротко: успех требует согласованной стратегии — полный спектр частот, сочетание пространства и земли, агрессивный делензинг, строгая калибровка угла и лучей, подробные симуляции и кросс‑проверки — иначе слабый тензорный сигнал будет маскироваться фонами и систематиками.