Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 37 (vyšlo 25. září), ročník 7 (2009)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Planck – první světlo

Jiří Hofman

Když 14. května 2009 startovala sonda Planck Evropské kosmické agentury (ESA), vkládaly se do ní veliké naděje (AB 21). Věřilo se, že má obrovskou šanci velmi podrobně proměřit ze svého stanoviště v Langrangeově bodě L2 soustavy Slunce-Země celou oblohu na frekvencích odpovídajících reliktnímu zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, tedy v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence Vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Backgroud, mikrovlnné záření pozadí)..

ESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1973 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008.

Planck – mikrovlnná observatoř ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Je určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování Vesmíru v mikrovlnné oblasti. Má úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK při frekvenčním pásmu 30÷857 GHz. Zrcadlo sondy má rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Sonda je pojmenována podle významného kvantového fyzika Maxe Plancka. Je umístěna je v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce.

Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO).

Již během letu k bodu L2Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). se sonda začala plánovaně ochlazovat, aby mohla začít co nejdříve měřit. Na své místo dorazila 9. června a pokračovala v ochlazování. Od 29. června probíhala fáze kalibrací a ověřování obou měřicích přístrojů, LFILFI – Low Frequency Instrument, nízkofrekvenční přístroj.HFIHFI – High Frequency Instrument, vysokofrekvenční přístroj.. Proces ochlazování byl dokončen 3. července, kdy chladič dosáhl teploty 0,1 K (–273,05 °C). Přibližně ve stejné době byla sonda usazena na její konečnou oběžnou dráhu okolo bodu L2. Fáze kalibrací a ověřování měla být završena dvoutýdenním zkušebním měřením nazvaným „First Light Survey“ (buď První světelná přehlídka, nebo Přehlídka prvního světla; zřejmě jde o lingvistický vtip). Tato první přehlídka začala s mírným skluzem oproti plánu, 13. srpna. Dokončena byla 27. srpna ve 14:49 SEČSEČ – středoevropský čas. SEČ je roven světovému času + 1 hodina. V období od poslední březnové neděle do poslední říjnové neděle platí tzv. letní čas (SELČ), který je roven světovému času + 2 hodiny.. Od prvních chvil bylo zřejmé, že vše, jak měření, tak přenos výsledků na Zemi, proběhlo v naprostém pořádku a získaná data mají vynikající kvalitu.

Kompletní analýza dat z prvního měření skončila 7. září. Potvrdilo se, že Planck pracuje na výbornou a pro další měření nebude třeba žádných úprav ani na detektorech, ani na kryogenice. Data byla shledána tak kvalitními, že byla zařazena na počátek první celkové prohlídky oblohy trvající sedm měsíců. Tato prohlídka tak bude moci být dokončena o dva týdny dříve oproti plánu, čímž se ušetří helium nutné pro fungování sondy po dobu druhé celkové prohlídky.

Měření „First Light Survey“ trvalo dva týdny. Výsledkem je devět map proužku o šířce asi 15° okolo celé oblohy. Mapy byly pořízeny na milimetrových a submilimetrových frekvencích 30, 45, 70, 100, 140, 220, 350, 550 a 850 GHz.

Sonda se po odeslání dat z prvního měření dostala do fáze rutinní práce. Po dobu nejméně patnácti měsíců bude bez přestávky mapovat celou oblohu. První celooblohová mapa bude moci být sestavena po šesti měsících měření. Po té se sonda pustí do tohoto úkolu ještě jednou. Získáme tak dvě nezávisle vytvořené celooblohové mapy reliktního záření. Protože měření je ale velice náročné, budou se naměřená data zpracovávat až do konce roku 2012. I poté budou mnoho let cenným zdrojem pro kosmology a astrofyziky.

První proužek

Mapa celé oblohy ve viditelném oboru proložená pásem znázorňujícím v nepravých barvách oblast, kterou proměřila sonda Planck při svém prvním pozorování. Červená barva znamená teplejší a modrá studenější záření, než je průměrná teplota reliktního záření. V obrázku jsou vybrány dvě oblasti, jedna z naší Galaxie, která reliktní záření přesvítí, a druhá ze směru mimo Galaxii, kde jsou vidět drobné změny v teplotě samotného reliktního záření. Zdroj: ESA, LFI and HFI Consortia (Planck); pozadí: Axel Mellinger.

LFI/HFI

Oblast o rozměru 10°×10° ve směru mimo naší Galaxii. Levý obrázek pochází z měření LFILFI – Low Frequency Instrument, nízkofrekvenční přístroj. na 70 GHz, pravý z HFIHFI – High Frequency Instrument, vysokofrekvenční přístroj. na 100 GHz. Obě mapy obsahují zhruba totéž, drobné rozdíly jsou způsobené nepřesnou kalibrací při postprocesingu naměřených dat a velmi slabým zářením naší Galaxie. Zdroj: ESA, LFI & HFI Consortia (Planck).

LFI/HFI

Výřez oblohy o rozměru 20°×20° ve směru, ze kterého velmi září naše Galaxie. Mapy se liší použitým detektorem a frekvencí, na které bylo měření provedeno. Obrázky jsou vzájemně mírně posunuty kvůli rozestavení detektorů v ohniskové rovině. Na nízkých frekvencích září elektrony interagující s plynem a magnetickým polem. Na vyšších frekvencích tepelně září prach. Možnost proměřit záření naší Galaxie na mnoha frekvencích nám dává možnost pochopit fyzikální děje v ní probíhající. Zdroj: ESA, LFI & HFI Consortia (Planck).

Spektrum

Graf závislosti intenzity reliktního záření na frekvenci. Sonda Planck jej proměřuje v devíti frekvenčních pásmech. Šest pásem se měří pomocí přístroje HFI, tři pomocí přístroje LFI. Zdroj: ESA.

Přístroj HFI

Vysokofrekvenční přístroj, HFI, má 52 detektorů a měří na šesti mikrovlnných frekvencích 100, 140, 220, 350, 550 a 850 GHz (vlnové délky 3, 2, 1,5, 0,9, 0,5 a 0,3 mm). Čtyři nejnižší kanály mohou proměřovat i polarizaci záření. Každý detektor je vlastně velmi citlivým bolometremBolometr – neselektivní detektor tepelného (infračerveného) záření pracující na principu měření změny elektrického odporu v závislosti na změně teploty čidla bolometru v důsledku absorpce záření. Závislost lze vyjádřit přibližným vztahem ΔR/R = αΔT, kde α je teplotní součinitel změny odporu R, jehož velikost je určena materiálem čidla bolometru a pracovní teplotou (α = 0,5 ÷ 5 000 K−1). Současné možnosti (1. polovina roku 2013) komerčně dostupných nechlazených detektorů: zobrazování v rozsahu 7÷14 μm v rozlišení 680×480 pixelů, velikost pixelu až 25 μm.. Dopadající záření drobně ohřeje kousek materiálu s velmi silnou závislostí měrného elektrického odporu na teplotě. Kvůli tomuto principu měření musí být chlazení velmi stabilní. HFI je chlazen na teplotu 0,1 K. Vyroben byl ve Francii.

HFI

HFI (High Frequency Instrument). Zdroj: ESA/AOES Medialab.

Přístroj LFI

Nízkofrekvenční přístroj, LFI, má 22 detektorů a měří na třech radiových frekvencích 30, 45 a 70 GHz (vlnové délky 10, 7 a 4 mm). Každý detektor je unipolární tranzistor typu HEMT (High Electron Mobility Transistors), který zesiluje zachycený signál. Tyto tranzistory se používají například i v mobilních telefonech. LFI je chlazen na teplotu 20 K. Vyroben byl v Itálii.

HFI+LFI

LFI (Low Frequency Instrument) společně s HFI. Zdroj: ESA/AOES Medialab.

Chlazení

Sonda Planck je chlazena jak pasivně, tak aktivně. Při pasivním chlazení by teplota dalekohledu byla okolo 50 K. Aktivní kryogenický systém je třístupňový a chladí samotné detektory. První aktivní stupeň využívá metalhydridy, které při nízkých teplotách absorbují vodík a při vyšších ho zase uvolňují. Kaskáda plátů z metalhydridu tak předchladí stlačený vodík, který je poté dále ochlazen Jouleovým-ThomsonovýmJouleův-Thomsonův jev – ochlazení plynu, který podléhá adiabatické (bez výměny tepla s okolím) expanzi. Jev je pojmenován podle Jamese Prescotta Joulea (1818–1889) a Williama Thomsona (1824–1907), který byl povýšen do šlechtického stavu na lorda Kelvina. Proto se někdy jevu říká Jouleův-Kelvinův jev. procesem až na 20 K. Tato teplota stačí pro provoz přístroje LFILFI – Low Frequency Instrument, nízkofrekvenční přístroj.. Takový způsob chlazení neobsahuje žádné pohyblivé části, takže vibrace nemohou ovlivnit samotné měření. Stupeň byl vyroben v USA (Pasadena). Další dva stupně ochlazují detektory v přístroji HFIHFI – High Frequency Instrument, vysokofrekvenční přístroj.. První z nich je klasická Jouleova-Kelvinova chladnička s vyváženým mechanickým kompresorem. Jako chladivo je použito 4He. Takto se dosáhne teploty 4 K. Tento stupeň pochází ze Spojeného království. Poslední chladicí stupeň je tzv. zřeďovací chladnička. Využívá směs 3He a 4He, která se díky svým kvantovým vlastnostem spontánně rozděluje na fázi bohatou na 3He a fázi na něj chudou. Toto rozdělení spotřebovává energii. Stačí tak do fáze chudé na 3He dodávat další 3He a celá směs se ochlazuje. Na sondě Planck je tento proces nevratný a použité helium se vypouští do vesmíru. Využívá se přitom opět Jouleova-Thomsonova jevuJouleův-Thomsonův jev – ochlazení plynu, který podléhá adiabatické (bez výměny tepla s okolím) expanzi. Jev je pojmenován podle Jamese Prescotta Joulea (1818–1889) a Williama Thomsona (1824–1907), který byl povýšen do šlechtického stavu na lorda Kelvina. Proto se někdy jevu říká Jouleův-Kelvinův jev. k předchlazování celého třetího stupně. Právě toto chlazení omezuje životnost sondy, zásoby stačí na 15 měsíců provozu. Díky němu ale mohou detektory v přístroji HFI pracovat při teplotě pouhých 0,1 K. Stupeň vyrobili ve Francii.

Dalekohled

Dalekohled sondy Planck je Gregoryho typuDalekohled Gregoryho – zrcadlový dalekohled, který navrhl skotský matematik James Gregory v roce 1663. Má vrtané primární zrcadlo a konkávní sekundární zrcadlo za primárním ohniskem. Světelný svazek se odráží od sekundárního zrcadla a vrací se pak otvorem v primárním zrcadle do okuláru. Na rozdíl od jiných dalekohledů není obraz převrácený. se dvěma mimoosými parabolickými zrcadly o velikostech 1,9×1,5 m a 1,1×1,0 m. Dalekohled je mírně skloněn, takže to vypadá, jakoby trochu šilhal. Důvodem k  tomu je umožnění ostrého pozorování na poměrně velké ploše ohniskové roviny. Dalekohled je důmyslně odstíněn, aby do něj nedopadalo světlo od okolních zdrojů, ale ani aby ho neovlivňovalo záření z chladičů umístěných na sondě. Zrcadla jsou chlazená pasivně na 50 K. Dalekohled byl vyroben v Dánsku.

Harmoniky

Ukázka předpokládaného rozvoje intenzity reliktního záření pozadí do sférických harmonických. První pík je kolem 200 (fluktuace s rozměrem 1°), druhý kolem 550 (fluktuace cca 0,3°). Polohu třetího píku již sonda WMAP nebyla schopna spolehlivě nalézt. U Plancku bude možné proměřit spektrum mnohem dále. Z polohy píků se určují základní parametry našeho vesmíru (křivost, složení, stáří, atd.). Zdroj: ESA.

Animace týdne: Sonda Planck

Sonda Planck (AVI/XVID, 5 MB)

Sonda Planck. V animaci vidíte sondu Planck otáčející se při měření rychlostí jedné otáčky za minutu, animace je zrychlená. Dalekohled na její palubě svírá s osou rotace úhel zhruba 85°. Protože osa rotace sleduje Slunce, stáčí se asi o 1° za den. Celooblohová přehlídka tak trvá přibližně půl roku. Za dobu své životnosti, asi 15 měsíců, než se spotřebuje helium nutné k chlazení, sonda stihne provést dvě takového přehlídky. Zdroj: ESA/AOES Medialab. (AVI/XVID, 5 MB)

Odkazy

Planck (Cardiff University)

ESA Protal: Planck first light yields promising results; 17 Sep 2009

ESA: Research and Scientific Support Department

ESA Science and Technology: Planck Instruments in Brief

Wikipedia: Joule-Thomson Effect

ESA: Planck, the Scientific Programme; ESA-SCI(2005)1

Fórum – diskuze k tomuto bulletinu

Valid HTML 4.01 Transitional Valid CSS!

Aldebaran Homepage