Начало работы BICEP обеспечило нам комфортное лидерство в этой области. У нас не было конкурентов, никто не пытался нас опередить. Обладая монополией на поиск В-мод, мы были полны оптимизма. С самого начала эксперимент, казалось, был обречен на успех. Ежедневно BICEP поставлял нам гигабайты данных, и четыре талантливых аспиранта, написавших диссертации на основе этого эксперимента, — Эван Бирман, Синтия Чан, Ки Вон Юн и Юки Такахаси — анализировали эти данные почти в режиме реального времени. Телескоп работал отлично. Мы были уверены, что в скором времени раскроем тайну инфляции — космической, разумеется.

Хотя мы помнили о ложноотрицательной ошибке, которая стоила Эду Ому Нобелевской премии, гораздо больше мы боялись совершить ложноположительную ошибку — увидеть сигнал, которого не было. К сожалению, в космосе не было недостатка в ложных сигналах, которые имитировали признаки инфляции, но исходили вовсе не от первичных гравитационных волн, а из куда более банальных источников.

Мой аспирант Эван Бирман занимался поисками источников космического загрязнения. Мы с ним часами обсуждали физику межзвездной пыли и магнитных полей в Млечном Пути. Вычислить их влияние казалось безнадежно сложным делом. Пыль, которая нас волновала, и близко не напоминала «железные волоски» Хойла с их предсказуемыми характеристиками. Существование такой пыли, которая, согласно теории Хойла, заполняла все пространство между галактиками и преобразовывала звездный свет в микроволновое фоновое излучение, было опровергнуто экспериментальными данными DASI, показавшими незначительный уровень поляризации реликта так называемого E-типа (этот вид поляризации отражает возмущения в плотности ранней Вселенной, а не воздействие первичных гравитационных волн, следы которых должны были остаться в форме B-мод). Нас интересовала та пыль, которая присутствовала непосредственно в нашей Галактике. Если ее частицы обладали даже самыми слабыми магнитными свойствами, сложные магнитные поля, пронизывающие галактику Млечный Путь, могли выстроить их неким упорядоченным образом. Эти упорядоченные облака пыли могли сгенерировать B-моды поляризации, очень похожие на те, которые предположительно могли возникнуть под воздействием инфляционных гравитационных волн в первичной плазме.

После второго сезона наблюдений мы с Эваном отправились на Южный полюс, чтобы установить на BICEP дополнительные детекторы, работающие исключительно на частоте 220 ГГц. На этой частоте сигнал поляризованного теплового излучения пыли Млечного Пути был наиболее сильным, так что нам было проще его обнаружить и исключить из данных BICEP. Это были первые детекторы такого рода, которые позволяли уловить поляризованное излучение пыли и зарегистрировать в нем похожие B-моды, хотя эффективность этих детекторов была ограничена только пыльным диском Млечного Пути. В своей диссертации Эван показал, что нельзя с уверенностью экстраполировать поляризационные данные, полученные для галактического диска, на удаленные от него регионы, т. е. именно на те, где мы искали инфляционные B-моды. Но экстраполяция была единственным, что мы могли сделать; никаких других данных о поляризованном излучении пыли у нас не было.

Задолго до того как мы опубликовали наши результаты, я осознал две вещи. Как и в игре в теннис, с которой начался BICEP, в научном эксперименте можно совершить два типа ошибок: вынужденные ошибки и невынужденные ошибки.

Невынужденных ошибок было множество. Проведенный Эваном анализ данных BICEP на частоте 220 ГГц показал, что галактическая пыль может генерировать большое количество ложных поляризованных В-мод, маскирующихся под следы инфляционных гравитационных волн. Даже если мы уловим сигнал B-мод, как точно определить его происхождение? Чтобы предотвратить невынужденную ложноположительную ошибку, нам нужно было научиться отделять B-моды микроволнового фона от В-мод Млечного Пути.

Опасность вынужденных ошибок была ничуть не меньше: в каждой точке измерения неизбежно присутствовал случайный шум. Этот шум, исходящий от излучающей тепло земной атмосферы, от самих детекторов телескопа и даже ото льда, означал, что BICEP мог обнаружить сигнал инфляционных B-мод, только если тот был достаточно сильным — намного сильнее, чем все возможные шумовые сигналы. Требовалось снизить шум и повысить чувствительность нашего инструмента — только так мы могли преодолеть ту планку знаний о реликтовом излучении, которая была установлена несколько лет назад зондом NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe.

Чтобы избежать вынужденных ошибок, иными словами, добиться большей чувствительности, мы начали проектировать BICEP2 — поляриметр, с пятикратным количеством детекторов, причем более продвинутой конструкции, чем те болометры, что использовались в BICEP и Planck. План состоял в том, чтобы определить границу или, что более оптимистично, обнаружить сигнал с низким отношением сигнал/шум (конечно, это не то, о чем обычно мечтают ученые, но все же лучше, чем ничего) с помощью BICEP, а затем, опираясь на эти предварительные данные, вернуться и исследовать тот же участок неба с помощью более чувствительного BICEP2, чтобы попытаться достичь приемлемого уровня С/Ш.

Итак, в 2007 году, через шесть лет после того как я «продал» идею BICEP Эндрю и Джейми, я представил новый проект. К тому времени я сам стал профессором и преподавал физику и астрономию в Калифорнийском университете в Сан-Диего. Большую часть жизни я даже не знал, что можно быть профессиональным астрономом, а теперь был одним из них. (Мне всегда казалось, что астрономия — это какая-то мифологическая профессия, вроде звездочета. Кто будет платить деньги за столь приятное занятие?) И вот я уже был не постдоком, а работал на себя. И под моим руководством была группа.

Я предложил, чтобы моя группа в университете Сан-Диего и группа Эндрю в Калтехе объединили усилия и вместе построили новую версию BICEP, чьи детекторы станут работать только на высоких частотах. Эта высокочастотная версия BICEP будет чувствительной только к пылевому шуму Млечного Пути и позволит застраховаться от ошибки в том случае, если BICEP обнаружит ложные сигналы В-мод.

Но на этот раз Эндрю отклонил мое предложение, заявив, что оно «прямо противоречит тщательно продуманной логике нашего эксперимента, которая состоит в том, чтобы обнаружить В-моды с минимальными затратами и в короткие сроки» на одной полосе микроволновых частот в 150 ГГц.

Что-то изменилось между нами, после того как в 2004 году я покинул Калтех и стал преподавать в Калифорнийском университете в Сан-Диего. Было ли это результатом влияния Джейми, который считал, что своим участием в проекте POLARBEAR я предал команду BICEP, или просто Эндрю теперь больше заботила научная карьера его нынешних постдоков Джона Ковача и Чао-Линь Куо, я так и не узнал.

После этой встречи мне пришлось пережить тревожные дни, казалось, я зря сделал предложение: группа в Калтехе убедила Эндрю в том, что они не нуждаются во мне для реализации проекта BICEP2. К счастью, вскоре Эндрю изменил свое решение. «Твоя позиция мне ближе, чем моя, — сказал он. — Ты имеешь полное право на дальнейшее участие в проекте BICEP2. Но я хочу найти для тебя такой режим участия, который устраивал бы всех».

Меня это тоже вполне устраивало. Я не стремился возглавлять проект BICEP2, который, по сути, представлял собой модификацию оригинала. Основное изменение состояло в усовершенствованных сверхпроводящих детекторах, позволяющих нам втиснуть в такую же криостатную трубу небольшого диаметра в пять раз больше болометров, чем в BICEP (рис. 48). «Главное — это оригинальная идея», — успокаивал я себя, надеясь на то, что в случае успеха мне достанется заслуженная мной доля признания. Но пока что приходилось думать не столько об успехе, сколько о том, чтобы не потерпеть неудачу. Чтобы не стать Эдом Омом своего времени, на этот раз приписав космологическое происхождение банальному ложному сигналу, мне нужно было выбросить из головы все прошлые обиды и возможные проблемы в будущем и сосредоточиться на настоящем. Перед моей группой, и в частности перед моим новым аспирантом Джоном Кауфманом, стояли сложные задачи, и мы с головой погрузились в работу.

В отличие от BICEP, который имел три частотных канала, BICEP2 работал только на одной частоте в 150 ГГц, где сигнал реликтового излучения самый сильный. На этой частоте его чувствительность в десять раз выше, чем у старшего собрата, но во всем остальном они полностью идентичны.

Стратегия была ясна: обнаружить B-моды любого рода, а затем определить, имеют ли они космологическую или локальную природу, т. е. являются ли следами инфляционных гравитационных волн или сгенерированы пылью внутри Млечного Пути. Мы назвали эту стратегию «B-моды или провал». BICEP2, как и BICEP, по сути, представлял собой галилеевский рефрактор, размещенный внутри криостатной трубы. Он устанавливался на такой же станине, что и BICEP, поэтому мы могли и дальше пользоваться выделенной нам зоной в Лаборатории Темного сектора на Южном полюсе, что было самой ценной космологической недвижимостью на планете.

В то же время казалось, что наша монополия на поиск реликтовых B-мод закончилась. У BICEP2 появился мощный конкурент — космическая обсерватория Planck стоимостью в 1 млрд долларов, выведенная на космическую орбиту в том же 2009 году, в котором BICEP2 увидел свет. Летая в 1,5 млн км над Землей с ее зашумленной атмосферой, обсерватория Planck имела куда больше шансов, чем мы, в поисках отзвуков родовых мук Большого взрыва.

Благодаря тому что за предыдущие три года работы BICEP мы отладили все системы в обсерватории и проделали большую работу по анализу данных, мы могли сразу же сосредоточиться на функционировании нового компонента BICEP2 — его сверхпроводящих детекторов. То, что мы увидели, глубоко нас обескуражило — всех, кроме нашего лидера Эндрю Ланге. Он продолжал верить в нас, в то время как мы сами перестали верить в себя.