OBSAH Principy Kosmologie Problémy standardního modelu

STANDARDNÍ KOSMOLOGICKÝ MODEL

Separator

Na této stránce naleznete:
     Olbersův paradox
Fridmanovo řešení
Kosmologická konstanta
Červený posuv galaxií
Scénář horkého Vesmíru
Reliktní záření (CMBR)
Logo
 
Separator

Olbersův paradox (Heinrich Olbers, 1832)

Počet hvězd v sférické slupce roste s kvadrátem vzdálenosti slupky. Intenzita záření přicházející k pozorovateli naopak klesá s kvadrátem vzdálenosti. Oba jevy by se tak měly vyrušit a k pozorovateli by všechny sférické slupky z celého vesmíru (je jich nekonečně mnoho) měly přispět stejnou intenzitou. Výsledkem by měl být nekonečný jas denní i noční oblohy. Provedeme-li opravu na zákryty hvězd, absorpci světla atd., stejně dostaneme alespoň konstantní konečný jas oblohy ve dne i v noci. Přesto je v noci tma. Proč?

Tento paradox zformuloval Heinrich Olbers, jeho závěry však byly chybné. Již dříve o tomto paradoxu hlouběji uvažoval Kepler, a proto se také někdy nazývá Keplerův paradox.

  • Ve vesmíru dochází evidentně k vývoji jednotlivých objektů, stáří hvězd není neomezené. Hvězdy tedy nevyzařují po nekonečně dlouhou dobu, jak vyžaduje Olbersův paradox.
  • Úvaha platí navíc jen pro vesmír nekonečný v prostoru i čase (= neomezeně trvající). Světlo od jednotlivých slupek k nám „cestuje“ určitou dobu. Jestliže vesmír někdy vznikl, ze vzdálenějších slupek k nám žádné světlo nedolétlo, protože vesmír ještě neexistoval. Počet slupek tedy není nekonečný.
  • Vesmír se rozpíná, dochází ke kosmologickému červenému posuvu záření a dalšímu snížení intenzity záření.

Nejjednodušším důkazem vývoje objektů ve vesmíru a jeho proměnlivosti s časem je proto fakt, že v noci je tma.

Olbersův paradox
Separator

Fridmanovo řešení (Alexandr Fridman, 1922)

V roce 1922 ukázal sovětský vědec Alexandr Fridman (německý přepis jména je Friedmann), že Einsteinovy rovnice obecné relativity neposkytují konstantní řešení pro homogenní isotropní vesmír. Vesmír musí být nestacionární, buď se rozpíná nebo se smršťuje. Je to obdobné jako pohyb kamene hozeného vzhůru. Nikdy nezůstane viset ve vzduch v konstantní vzdálenosti od Země, buď poletí vzhůru, nebo bude padat dolů. Charakter expanze nebo kolapsu prostorových souřadnic popisuje tzv. expanzní funkce a(t). Můžeme si ji představit jako poměr vzdálenosti libovolných dvou objektů ve vesmíru dnes a v minulosti. Charakter řešení záleží na průměrné hustotě vesmíru ρ a popisuje ho Einsteinova-Fridmanova rovnice:

H 2 − (8/3)πGρ = −c2k/a2;       H ≡ (da/dt)/a.

Význam jednotlivých proměnných v rovnici je následující:

  a(t)   expanzní funkce (bezrozměrná),
  da/dt   změna expanzní funkce s časem (1/s),
  ρ   průměrná hustota vesmíru (kg/m3),
  k   skalární křivost vesmíru (1/m2),
  G   gravitační konstanta (Nm2kg–2).

Analogii této rovnice je možné odvodit i v klasické mechanice:

Newtonovské odvození

Představme si dvě galaxie ve vzdálenosti a. Pohyb galaxie B vzhledem k galaxii A je dán jen hmotou rozprostřenou uvnitř koule se středem v A a poloměrem AB. Předpokládejme, že celková hmotnost v této oblasti je M a průměrná hustota ρ. Zákon zachování energie pro galaxii B je

m(da/dt)2/2 − GmM/a = E;       M = ρV = ρ (4/3)πa3

Po dosazení za hmotnost a jednoduché úpravě vyjde rovnice

H 2 − (8/3)πρG = const/a2,

která je svým tvarem identická s Einsteinovou-Fridmanovou rovnicí, jen interpretace jednotlivých proměnných se významně liší (vzdálenost ↔ expanzní funkce, celková energie ↔ mínus křivost). Einsteinova-Fridmanova rovnice je diferenciální rovnicí, která spolu s další rovnicí pro hustotu umožňuje nalézt závislost expanzní funkce na čase. V řešení Einsteinovy-Fridmanovy rovnice mohou nastat tři odlišné případy:

  • Členy na levé straně rovnice jsou si přesně rovny, vesmír má kritickou hustotu ρc = 3H2/8πG. Křivost na pravé straně je nulová, vesmír je plochý a bude se rozpínat stále. Objem vesmíru je nekonečný.
  • Potenciální (druhý) člen převládá nad kinetickým (prvním) členem. Hustota je vyšší než kritická, vesmír má kladnou křivost (ve dvourozměrné analogii by tomu odpovídal tvar povrchu míče). Rozpínání se po nějaké době zastaví a vesmír se začne smršťovat. Objem vesmíru je konečný.
  • Kinetický (první) člen převládá nad potenciálním (druhým). Hustota je nižší než kritická, vesmír má zápornou křivost (ve dvourozměrné analogii by tomu odpovídal tvar koňského sedla). Vesmír se bude rozpínat stále. Objem vesmíru je nekonečný, je-li topologie vesmíru jednoduše souvislá (každou křivku lze stáhnout do bodu). Připustíme-li i topologie, které nejsou jednoduše souvislé, může být objem vesmíru konečný i v tomto případě.
Fridmanovy modely
Křivosti

Poznámka: Hmotnost a energie jsou provázány Einsteinovým vztahem E = mc2 a mezi hustotami obou veličin platí vztah ρE = ρmc2. V tzv. normální soustavě jednotek (c = 1) obě veličiny splývají. V dosavadních vztazích znamenal symbol ρ hustotu hmoty, která má jednotku kg/m3. V následujícím textu budeme symbolem ρ označovat hustotu energie, která má jednotku J/m3. Čtenář by měl při čtení astronomických textů vždy zvážit, o kterou z obou hustot jde.

Vesmír se skládá z entit, které se při expanzi chovají různě. Hustota běžné látky (složené z částic s nenulovou klidovou hmotností) klesá při expanzi se třetí mocninou narůstajících rozměrů. Hustota energie záření (reprezentují ho polní částice s nulovou klidovou hmotností) klesá se čtvrtou mocninou, tedy rychleji. Hustota tzv. temné energie s největší pravděpodobností při expanzi neklesá vůbec. Obecně můžeme pokles hustoty dané entity vyjádřit vztahem ρ ~ 1/a α. Z jednoduchých termodynamických úvah (viz sylabus Astrofyzika v příkladech) lze ukázat, že entita klesající při expanzi s mocninnou závislostí na vzdálenostech splňuje jednoduchý vztah p = mezi hustotou energie a tlakem (tzv. stavovou rovnici). Koeficient w je podíl tlaku a hustoty energie a patří k velmi důležitým kosmologickým parametrům, jeho hodnota je α/3 − 1.

Pro hmotu (α = 3) je parametr w nulový a tato entita nepřispívá při expanzi žádným tlakem. Pro záření (α = 4) je w = +1/3. Jde o známý vztah mezi tlakem záření a hustotou jeho energie p = ρ/3. Pro temnou energii (α < 3) je koeficient w, a tedy i tlak, záporný. Záporný tlak podporuje expanzi vesmíru. Hodnota koeficientu w pro temnou energii je velmi důležitá. Aby docházelo k pozorované zrychlené expanzi vesmíru, musí podle rovnic obecné teorie relativity platit, že w < −1/3. Pro vakuovou energii spojenou s kvantově mechanickými procesy ve vakuu je w = −1 a expanzní funkce roste exponenciálně. Pokud by dokonce bylo w < −1 bude expanze natolik překotná, že zasáhne strukturu látky a rozerve v budoucnu samotná atomová jádra. Této situaci říkáme big rip – velké rozervání. Z měření WMAP, Planck, CBI, 2dFSDSS vychází, že parametr w se pro temnou energii nachází v intervalu hodnot <−1;−0,78) a scénář velkého rozervání je s nejvyšší pravděpodobností experimentálně vyloučen.

Látce, záření a vakuové hustotě energie odpovídají různá řešení Einsteinovy rovnice pro expanzní funkci:

  α
(ρ ~ 1/aα)
expanzní
funkce (1)   
Hubblova
konstanta
stavová
rovnice (J/m3)
parametr
w (1)
obecná entita α ~ t2/α 2/αt p = α/3 − 1
záření 4 ~ t1/2 1/2t p = ρ/3 1/3
látka 3 ~ t2/3 1/3t p = 0 0
křivost (k<0) 2 ~ t2/3 1/t p = –ρ/3 –1/3
energie vakua   0 ~ exp[χt] χ p = −ρ −1
Separator

Kosmologická konstanta

Einsteinovy rovnice obecné relativity mají jednoduchý tvar

Gμν = κTμν.

Člen nalevo (Einsteinův tenzor) popisuje zakřivení časoprostoru a skládá se z různých kombinací metriky gμν a jejích derivací. Napravo je tzv. tenzor energie a hybnosti, který popisuje rozložení látky ve vesmíru. Einsteinovy rovnice OTR jsou pouze matematickým vyjádřením skutečnosti, že látka kolem sebe zakřivuje prostor a čas. Koeficient úměrnosti mezi Einsteinovým tenzorem G a tenzorem T vychází (z požadavku, aby v případě slabých polí daly Einsteinovy rovnice Newtonův gravitační zákon) κ = 8πG/c4. V roce 1917 dodal Einstein na levou stranu navíc člen úměrný metrickému tenzoru, který měl zajistit statické řešení Einsteinových rovnic, neboť i Einstein věřil, že vesmír je statisckiý:

Gμν + Λgμν = κTμν.

Koeficient úměrnosti Λ se nazývá kosmologická konstanta (v SI má rozměr má 1/m2) a pro některé její hodnoty poskytují „nové“ rovnice OTR i stacionární řešení. Řešením Einsteinových rovnic s nenulovou kosmologickou konstantou se zabýval například belgický kněz Georges Lemaitre (1894–1966). V oné době mnoho lidí (včetně Alberta Einsteina) věřilo, že vesmír je neměnný v čase. Po objevu Hubblova rozpínání vesmíru Albert Einstein tento člen z rovnic opět vyškrtl a prohlásil, že šlo o největší omyl jeho života. Dnešní doba znamená velkou renesanci kosmologické konstanty. Člen úměrný metrickému tenzoru do rovnic skutečně patří, je však pravděpodobně způsoben kvantově polními projevy vakua a jeho původ je v kvantových procesech. Pro kvantové vakuum není střední hodnota tenzoru energie a hybnosti na pravé straně Einsteinových rovnic nulová, ale je úměrná metrickému tenzoru:

<Tμν> = ρvakua gμν.

Střední hodnota vakuové energie se proto chová stejně jako člen s kosmologickou konstantou na levé straně rovnic. Kvantové procesy tak do rovnic přirozeným způsobem zavádějí člen úměrný metrickému tenzoru. Otevřenou otázkou zůstává, zda jsou kvantové procesy jediným zdrojem kosmologického členu. Na velkých měřítcích se člen pro některé hodnoty Λ projevuje jako jakási „odpudivá“ gravitace, nebo chcete-li záporný tlak či antigravitace. Projevy tohoto členu jsou dnes pozorovány jako zrychlená expanze vesmíru. K hustotě vesmíru způsobující jeho zakřivení přispívá záření (R), látka (M) a kvantové efekty (Λ)

Ωρ/ρc = ΩR + ΩM + ΩΛ.

Pro plochý vesmír by bylo Ω = 1. Dnešní vesmír se zdá být přibližně plochý (Ω = 1,02 ± 0,02) a kosmologická konstanta přispívá hodnotou (Adam Riess – 1998, Saul Perlmutter – 1999, WMAP 2003, Planck 2013)

ΩΛ = c2Λ / 3H 2 ~ 0,68.

Měření byla prováděna na souboru supernov typu Ia, ve kterých je exploze způsobena rozmetáním bílého trpaslíka, který překročil Chandrasekharovu mez. Shodná hmotnost trpaslíků vede ke stejné absolutní magnitudě všech supernov. Vzdálenější supernovy byly méně jasné než podle propočtů. Z toho lze usuzovat na zrychlování expanze vesmíru způsobené nenulovou kosmologickou konstantou. Zrychlování expanze může v budoucnu přerůst v exponenciální fázi expanze vesmíru. Nezávislé měření hodnoty kosmologické konstanty bylo provedeno z rozboru fluktuací reliktního záření měřených sondami WMAPPlanck. Podrobněji se s oběma experimenty seznámíme v kapitole Současná kosmologie.

Einsteinova-Fridmanova rovnice (Λ ≠ 0). Rovnice pro expanzní funkci má v přítomnosti kosmologické konstanty tvar (hustota je opět v kg/m3)

H 2 − (8/3)πρGΛ/3 = −c2k/a2.

Pokud členy přeskupíme a nalevo ponecháme jen časový vývoj, dostaneme rovnici

H 2 = (8/3)πρRG + (8/3)πρMGc2k/a2 + Λ/3.

Probíhající expanzi nejprve ovlivňuje záření (~1/a4), poté látka (~1/a3), pokud je křivost nenulová, následuje éra vlivu zakřivení vesmíru (~1/a2) a nakonec éra zrychlené expanze (~1/a0) daná kosmologickým členem (tzv. de Sitterův vesmír). Na levé straně rovnosti je kvadrát Hubblovy konstanty. Pokud jím vydělíme, získáme rovnost:

1 = ΩR + ΩM  − Ωk + ΩΛ.

Pro plochý Vesmír je Ωk nulové a vztah přejde ve výše uvedenou relaci pro plochý vesmír.

Separator


Červený posuv galaxií (Edwin Hubble, 1929)

Edwin Hubble pozoroval galaxie na observatoři Mt. Wilson v zrcadlovém dalekohledu o průměru 250 cm. V té době šlo o největší dalekohled na světě. E. Hubble dokázal, že spirální a eliptické mlhoviny jsou ve skutečnosti galaxie složené z hvězd. Navrhl první metody odhadu vzdálenosti galaxií podle nejjasnějších hvězd. V roce 1929 experimentálně zjistil červený posuv vzdálených galaxií. Všechny spektrální čáry jsou u vzdálených galaxií posunuty k červenému konci spektra. To podle Dopplerova jevu znamená, že se všechny vzdálené galaxie od nás vzdalují. Obdobná měření konal již dříve Vesto Slipher, ale nedokázal je správně interpretovat.
 

Dopplerův jevZměna frekvence periodického signálu (posuv spektrálních čar u světla) je zpravidla způsobena Dopplerovým jevem. Přibližuje-li se zdroj a pozorovatel, dojde k zvýšení frekvence, vzdaluje-li se zdroj a pozorovatel, dojde k snížení frekvence signálu. Může jít o zvuk, světlo, ale třeba i o autobusy, které z nádraží vyjíždějí pravidelně každou minutu. Půjdeme-li proti nim, budeme je potkávat častěji než půjdeme-li ve směru jejich jízdy. U zvuku tento jev známe ze změny frekvence automobilu, který nás míjí. Při přibližování má jeho zvuk vyšší frekvenci než při vzdalování. Máte-li zvukovou kartu, klepněte myší na obrázek automobilu: Auto. U světla dochází při vzdalování k posuvu spektrálních čar k červenému konci spektra a při přibližování k modrému konci spektra.

Edwin Hubble zjistil, že čím jsou galaxie vzdálenější, tím větší červený posuv ve spektru mají, tj. tím rychleji se vzdalují. To vystihuje Hubbleův vztah V = H d. Dnešní hodnota Hubbleovy konstanty a veličin z ní odvozených (viz dále) je:

Hubbleova konstanta  H  (67±1) km s−1 Mpc−1 
Hubbleův čas  1/H  14,6 miliard let 
Hubbleova vzdálenost c/H  4 500 Mpc 
kritická hustota  ρc = 3H2/(8πG 0,84×10−26 kg/m3  (5 nukleonů na 1 m3

Hubblův čas je maximální doba stáří vesmíru, Hubblova vzdálenost je velikost pozorovatelného vesmíru a kritická hustota je hustota hmoty ve vesmíru nutná k jeho uzavření. V průběhu experimentů se hodnota Hubblovy konstanty výrazně měnila podle zpřesňování metod odhadu vzdálenosti galaxií. Poslední a nejpřesnější hodnota je z pozorování sondy Planck. Rozpínání vesmíru s rychlostí úměrnou vzdálenosti je geometricky možné jen ve vesmíru, který se současně rozpíná z každého bodu. Ve dvourozměrné analogii si můžeme představit povrch nafukujícího se balónku, na kterém jsou namalovány tečky, představující galaxie. Každý bod se zdá být středem rozpínání a čím vzdálenější bod, tím rychleji se vzdaluje. Střed balónku nemá žádný hlubší význam, protože je mimo povrch balónku tvořícího „vesmír“. Povšimněte si, že vesmír jako celek se rozpíná. Rozměry jednotlivých galaxií se však nemění. Jsou dány hodnotou gravitační konstanty, která se v průběhu rozpínání nemění. Stejně tak se nemění expanzí vesmíru rozměry člověka. Ty jsou dány elektromagnetickou interakcí, tj. hodnotou elektromagnetického náboje a permitivitou či permeabilitou vakua (resp. hodnotou rychlosti světla ve vakuu). Představte si prádelní gumu s navěšenými sponkami. Pokud gumu natahujeme, je každé místo středem expanze. Expanduje guma, nikoli sponky.

Expanze vesmíru

Hubblovo pozorování je jedním z nejdůležitějších experimentálních důkazů rozpínání vesmíru. Hubblova konstanta souvisí s kritickou hustotou (dosadíme Hubblův vztah H = V/d = (da/dt)/a do vztahu pro kritickou hustotu) rovnicí

 ρc = 3H2/(8πG).

S kritickou hustotou souvisí další dva významné kosmologické parametry:

Ω ≡ ρ/ρc ,
ε ≡ Ω − 1 .
(Ω = 1  a ε = 0 pro plochý vesmír).

Kdybychom extrapolovali dnešní rozpínání do minulosti, určili bychom stáří vesmíru jako dobu 1/H. Rozpínání vesmíru se však v první polovině jeho existence zpomalovalo, v druhé polovině naopak dochází ke zrychlené expanzi.Proto je skutečné stáří vesmíru jiné než hodnota 1/H. Dnes se z rozboru fluktuací reliktního záření odhaduje stáří vesmíru na 13,8 miliard let.

Fridmanovo rozpínání

Edwin Hubble měřil tzv. červený posuv z = Δλ/λ. Červené posuvy naměřené Hubblem byly menší než 0,003. Pro takto blízké galaxie lze červený posuv galaxií interpretovat jako Dopplerův jev z ~ v/c. Pro vzdálenější objekty a vyšší hodnoty z je změna frekvence způsobena rozpínáním geometrie vesmíru (kosmologický červený posuv) a hodnotu z je třeba interpretovat jako [a(t)−a(t0)]/a(t0). Nejvzdálenější dosud pozorovanou galaxií je objekt UDFy-38135539 s červeným posuvem z = 8,6. Světlo opustilo tento objekt pouhých 600 milionů let po Velkém třesku.

Separator

Scénář horkého Vesmíru (Ralph Alpher, Hans Bethe, George Gamow, 1948)

AtomGeorge Gamow vytvořil spolu se svým asistentem Ralphem Alpherem první scénář horkého vzniku vesmíru. Na slavném článku se podepsal na naléhání Gamowa i jaderný fyzik Hans Bethe. Tím se autory stali Alpher, Bethe a Gamow, což připomíná řecká písmena alfa, beta a gama a naznačuje principiální důležitost modelu...

Gamow se zabýval tvorbou prvků v průběhu Velkého třesku. Za teplot miliard stupňů došlo k vytvoření vodíku, helia a dalších lehkých prvků. Gamow určil procentuální zastoupení jednotlivých lehkých prvků ve vesmíru (podle tehdejších modelů silné interakce), které ne zcela odpovídalo skutečnosti, ale podle dnešních modelů silné interakce je v dobré shodě se skutečností. (Těžké prvky vznikaly až v nitru hvězd). Byl-li vesmír ve svých raných fázích horký, záření bylo vázáno na hmotu. Tím se rozumí, že kvanta záření – fotony – silně interagovala s hmotou (například záchyt fotonu a následná excitace elektronu nebo ionizace, vyzáření fotonu a deexcitace). Záření mělo charakter rovnovážného záření černého tělesa. Spolu s rozpínáním Vesmíru docházelo k chladnutí hmoty se zářením. Asi 380 000 let po vzniku Vesmíru končí jeho plazmatická éra (a tím i Velký třesk). Volné elektrony se stávají součástí atomárních obalů a látka je od této chvíle elektricky neutrální. Právě volné elektrony doposud udržovaly kontakt záření s látkou. Vesmír se stal pro záření průhledným a interakce záření s hmotou minimální. Záření se oddělilo od látky a započalo svou samostatnou pouť Vesmírem.

Přibližně v téže době také poprvé poklesla hustota energie záření (ρ ~ 1/a4) pod hodnotu hustoty energie hmoty (ρ ~ 1/a3). Proto období před oddělením záření od hmoty nazýváme éra záření, následné období éra látky. Podle Stefanova-Boltzmannova zákona je celková energie záření úměrná čtvrté mocnině teploty. Z toho je zřejmé, že teplota záření musí klesat jako 1/a. Gamow teoreticky předpověděl, že záření z období oddělení záření od hmoty by dnes mělo být pozorovatelné jako všudypřítomné záření absolutně černého tělesa o teplotě cca 6 K. Toto záření nazýváme reliktní záření, jeho skutečná teplota je 2,73 K.

Současné procentuální zastoupení lehkých prvků a později objevené reliktní záření o teplotě 2,73 K lze řadit k dalším experimentálním důkazům expanze našeho vesmíru.

Separator

Reliktní mikrovlnné záření (Cosmic Microwave Background Radiation)

  • 1965: A. Penzias, R. Wilson Penzias and Wilson Reliktní záření objevili na vlnové délce 73,5 mm v Bell Telephone Laboratories, Murray Hill, New Jersey. Se speciální radiovou anténou z roku 1960 (konstrukci navrhl A. B. Crawford) byly zpočátku sledovány odrazy signálu od družice Echo. Anténa měla trychtýřovitý tvar se sběrnou plochou 25 m2. Poměr citlivosti v dopředném a zpětném směru byl 3000:1. Úroveň šumu tisícinásobně převyšovala vlastní signál. V roce 1963 byly ukončeny práce s družicí Echo. Arno Penzias a Robert Wilson chtěli pokračovat s radiovým mapováním Mléčné dráhy a sledováním radiových signálů galaxií. Při měření mikrovlnného pozadí vyloučili vlastní šum antény, vlnovodu, maseru, konvertoru, oblohy, atmosféry a známých zdrojů. Přesto zůstalo ještě všesměrové záření pozadí, které se chovalo jako záření absolutně černého tělesa o teplotě 2,7 K. Toto záření nevymizelo ani po dvojím rozebrání a vyčištění antény. Šlo právě o reliktní záření, jehož teplota řádově souhlasí s prvním Gamowovým odhadem. Za tento objev získali Arno Penzias a Robert Wilson v roce 1978 Nobelovu cenu za fyziku.
  • 1989, družice COBE (Cosmic Background Explorer) COBEPenzias a Wilson měřili na jediné vlnové délce. Mnohem podrobnější měření byla provedena koncem 90. let po vypuštění družice COBE v roce 1989. Družice provedla detailní průzkum reliktního záření. COBE V průběhu prvních osmi minut provozu zjistila, že reliktní záření je zářením absolutně černého tělesa o teplotě 2,73 K s přesností 10−3. V roce 1992 byla objevena anisotropie reliktního záření. Záření je nepatrně teplejší v jednom směru a nepatrně chladnější v opačném směru. Tomu odpovídá naše rychlost pohybu vzhledem k záření 390 km/s. Odečteme-li známý pohyb Slunce kolem středu Galaxie, vychází pro vlastní pohyb naší Galaxie rychlost 600 km/s. Jinak je záření vysoce isotropní. Záření sledované družicí COBE není zcela homogenní. Na mapě intenzity reliktního záření označují červené oblasti teplejší fluktuace a modré a černé oblasti chladnější fluktuace než je průměr. Odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000. Pravděpodobně jde o primordiální fluktuace z období oddělení záření od hmoty, které vedly ke vzniku galaxií. Družice COBE tak přispěla k lepšímu poznání mikrovlnného reliktního záření hlavně dvěma objevy: Objevem anizotropie záření a objevem fluktuací teploty záření. Rozlišovací schopnost COBE: 7°. Autoři experimentů na družici COBE (George Smoot a John Mather) získali Nobelovu za fyziku pro rok 2006.
  • 1998 – 2000: balónová měření (BOOMERang, MAXIMA a další)
    BOOMERang: balónem vynesený dalekohled 35 km nad Antarktidu v prosinci 1998. Hmotnost 1 400 kg, doba pobytu 10 dní. Balóny jsou schopné vynést poměrně rozměrná zařízení. Vyšší rozlišovací schopnost než u COBE, asi 1/6°. Zpřesnění teploty reliktního záření a hodnoty fluktuací (70 μK). Měření podpořila inflační teorii a plochost našeho vesmíru.
  • Mapa fluktuací reliktního záření - WMAP2001: sonda WMAP (Wilkinsin Microwave Anisotropy Probe)
    Tato sonda, která se původně jmenovala MAP (Microwave Anisotropy Probe), byla po oznámení prvních výsledků přejmenována na počest Davida Wilkinsona, hlavního autora projektu, na WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). WMAP sledovala anisotropii, fluktuace a polarizaci reliktního záření. Úhlové rozlišení sondy bylo 0,3° a teplotní citlivost 20 μK. Sonda pozorovala v pěti oddělených frekvenčních pásmech od 22 do 90 GHz a byla umístěna v blízkosti Lagrangeova bodu L2L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálen 1,5 milionů kilometrů od Země. Na stanovišti pracovala od 14. září 2001. Plánovaná délka celé mise byla 27 měsíců (měla zásoby paliva na více než 3 roky): 3 měsíce na let a 24 měsíců na samotné pozorování. První výsledky byly zveřejněny 11. 2. 2003, šlo o první přesnější určení parametrů našeho vesmíru za pomoci rozboru spektra fluktuací reliktního záření. Detaily naleznete v kapitole Současná kosmologie.
  • 2009: sonda Planck
    Sonda Planck, která byla pojmenována podle německého vědce Maxe Plancka, je nejnovější sondou pozorující reliktní záření. Úhlové rozlišení sondy je 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Misi pořádá Evropská kosmická agentura. Sondu Planck (spolu s infračerveným dalekohledem Herschel o průměru zrcadla 3,5 metru) vynesla nosná raketa Arian 5 ECA dne 14. května 2009. Planck pozoroval, stejně jako sonda WMAP, v Lagrangeově bodě L2L2 soustavy Země-Slunce. Sonda uskutečnila 4 celé přehlídky oblohy. Chlazení došlo v prosinci 2012. Sonda poskytla dosud nejpřesnější hodnoty parametrů našeho vesmíru, nejpodrobnější mapu fluktuací reliktního záření a vynikající mapu vesmíru v mikrovlnném oboru. Definitivní výsledky by měly být známy na konci roku 2014. Detaily naleznete v kapitole Současná kosmologie.

Fluktuace reliktního záření, Planck


 
Separator
 
OBSAH Principy Kosmologie Problémy standardního modelu