Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 17 (vyšlo 21. května, ročník 8 (2010)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Herschel a Planck po prvním roce pozorování

Petr Kulhánek

Dne 14. května tomu byl přesně rok, co z evropského kosmodromu v jihoamerickém Kourou odstartovala nosná raketa ArianeAriane – nosná raketa využívaná Evropskou kosmickou agenturou. Její název pochází z francouzského přepisu jména mytologické postavy Ariadne. Nosič byl vyvíjen od 70. let dvacátého století. První úspěšný start Ariane 1 proběhl v roce 1979. Dnes je k dispozici nosič Ariane 5 ECA s výškou 59 metrů, průměrem 5,4 metru, celkovou hmotností 770 tun a užitečným nákladem 10 tun. Rakety startují ze základny Kourou ve Francouzské Guianě. s infračervenou observatoří Herschel a mikrovlnnou observatoří Planck na palubě. Po zhruba půlhodině letu se od nosné rakety oddělila observatoř Herschel a dvě minuty po ní ji následovala observatoř Planck. Sondy se vydaly do Lagrangeova boduLagrangeovy 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). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. L2, kde nyní provádí pozorování. Oba přístroje jsou unikátní a patří k tomu nejlepšímu, co lidské společenství vytvořilo. Observatoř Herschel je největším dalekohledem, který byl vyslán do vesmíru, jeho hlavní zrcadlo má průměr 3,5 metru. Observatoř Planck je dosud nejcitlivějším přístrojem pro pozorování reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, 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 Background, mikrovlnné záření pozadí)., které pochází ze samotného konce Velkého třesku, kdy se ve vesmíru formovaly atomární obaly a končila éra počáteční plazmatické koule. O přípravě sond, jejich startu a práci jsme psali v AB 42/2005, AB 35/2007AB 21/2009, a AB 37/2009. Zaměřme se nyní na stav těchto observatoří rok po jejich startu a pojďme se pokochat fascinujícími záběry, které pořídily.

Herschel a Planck

Herschel a Planck. Zdroj: ESA.

Herschel – sonda ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Jde o obří infračervenou observatoř se zrcadlem o průměru 3,5 metru, která byla umístěna do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Observatoř pokrývala obor vlnových délek od 55 μm do 672 μm a byla pojmenována po vynikajícím anglickém astronomovi a objeviteli infračerveného záření Williamu Herschelovi. Šlo o vůbec největší dalekohled umístěný lidstvem ve vesmíru. Mise byla po spotřebování zásob tekutého hélia používaného na chlazení ohniska ukončena dne 29. dubna 2013.

Planck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013.

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 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008.

Ariane – nosná raketa využívaná Evropskou kosmickou agenturou. Její název pochází z francouzského přepisu jména mytologické postavy Ariadne. Nosič byl vyvíjen od 70. let dvacátého století. První úspěšný start Ariane 1 proběhl v roce 1979. Dnes je k dispozici nosič Ariane 5 ECA s výškou 59 metrů, průměrem 5,4 metru, celkovou hmotností 770 tun a užitečným nákladem 10 tun. Rakety startují ze základny Kourou ve Francouzské Guianě.

Herschel

V tomto článku se seznámíme především se snímky dosud pořízenými infračervenou observatoří Herschel. Při jejich zpracování se skládá obraz ze tří různých vlnových délek, kterým se přiřadí červená, zelená a modrá barva. Výsledný obraz vznikne složením snímků do jediné barevné kompozice. Barvy jsou samozřejmě nepravé, lidské oko není schopné vnímat infračervené záření. Technické detaily o observatoři lze nalézt buď na www stránkách sondy Herschel nebo v dřívějších článcích (AB 42/2005, 35/200721/2009). Základní údaje o sondě proto čtenáři připomeneme jen v krátké tabulce:

Základní údaje o observatoři
start 14. 5. 2009, kosmodrom Kourou, Jižní Amerika
nosná raketa Ariane 5 ECA
první „světlo“ 14. 6. 2009, Vírová galaxie M 51
umístění Lagrangeův bod L2 soustavy Země-Slunce
pracovní fáze přípravná
průměr zrcadla 3,5 m
hmotnost sondy 3 500 kg
rozměry sondy 4,6×7,6 m
zásoby kapalného helia 2 300 l
vlnový rozsah 55÷572 μm
životnost 3 (4) roky
cena 1,1 miliardy €
Přístrojová část observatoře (viz AB 42/2005)
HIFI Zkratka z anglického Heterodyne Instrument for the Far Infrared. Jde o spektrometr pro vzdálený infračervený obor s rozlišením 5 až 13″.
PACS Zkratka z anglického Photodetector Array Camera and Spectrometer.  Jde o pole fotometrů s mřížkovým spektrometrem. Rozlišení je 18 až 36″.
SPIRE Zkratka z anglického Spectral and Photometric Imaging Receiver. Jde o zobrazovací spektrometr a frekvenční analyzátor.

Pořízené snímky (Herschel)

M 51

První světlo – Vírová galaxie M 51. Na snímku je vůbec první záběr pořízený ještě neseřízenou observatoří přístrojem PACS. Barevná kompozice byla vytvořena snímky na vlnových délkách 70 μm (modrá), 100 μm (zelená) a 160 μm (červená). Kolem jádra jsou dvě spirální ramena, jejichž prach je zahřátý světlem právě se rodících hvězd. Výrazná modrá skvrna v horní části je jádro menší galaxie, jež prochází v těsné blízkosti Vírové galaxie. Galaxie je vzdálená 23 milionů světelných roků a nachází se v souhvězdí Honících psů. Zdroj: ESA/Herschel/PACS.

Jižní kříž

Jižní kříž, pole 2°×2°. Na snímku je oblast, která ve vizuálním oboru vůbec nezáří a jeví se na obloze jako zcela temný flíček. Pohled infračervenýma očima observatoře Herschel nám umožnil spatřit aktivní oblast rodících se hvězd s kroutícími se vlákny plynu a prachu. Oblast je několik tisíc světelných roků daleko od Země ve směru souhvězdí Jižního kříže. Obraz byl složen z pěti barevně okódovaných snímků v rozmezí vlnových délek 70 až 500 μm. Zdroj: ESA/Herschel/SPIRE&PACS.

GOODS

Jižní hluboké pole GOODSGOODS – Great Observatories Origins Deep Survey, program zaměřený na sledování vývoje velmi starých objektů, vedlejším produktem je řada pozorování supernov SN Ia. Do projektu jsou zapojeny 4 vynikající vesmírné dalekohledy: HST (vizuální obor), SST (IR obor), Chandra (RTG obor) a XMM Newton (RTG obor). K pozorování byly vybrány dvě malé oblasti (20×16') oblohy: na severní obloze ve Velké Medvědici a na jižní obloze v souhvězdí Pece.. Tato malá oblast v souhvězdí Pece byla opakovaně snímkována mnoha dalekohledy (HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009., SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology., ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″., XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5.). Na výsledných snímcích se nachází tisíce galaxií v nejrůznějších vývojových stádiích. V lednu 2010 tuto oblast vyfotografovala i observatoř Herschel přístrojem PACS na vlnových délkách 70 μm, 100 μm a 160 μm. Jednotlivým vlnovým délkám byly přiřazeny různé barvy (modrá, zelená a červená) a složením snímků vznikla výsledná barevná fotografie s nepřeberným množstvím velmi vzdálených galaxií zářících v infračerveném oboru. Zdroj: ESA/Herschel/PACS.

NGC 133

Otevřená hvězdokupa NGC 133. Hvězdokupa se nachází v souhvězdí Kasiopeja a je propojena s mlhovinou, ve které i dnes vznikají hvězdy. Na pozadí je snímek oblasti pořízený Spitzerovým dalekohledemSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology.. Přístroj HIFI observatoře Herschel pořídil spektra vybraných členů hvězdokupy a nalezl v nich čáry vody. Voda je nedílnou součástí hvězdných porodnic. Snímek byl zveřejněn 6. května 2010. Zdroj: ESA/Herschel/HIFI.

Bublina RCW 120

Obří bublina RCW 120. Tato bublina ionizovaného vodíku se nachází v souhvězdí Štíra ve vzdálenosti 4 300 světelných roků. Bublinu vytvořila hvězda v jejím středu (v infračerveném oboru je neviditelná), jejíž záření z oblasti vytlačuje plyn a prach. Na okrajích bubliny dochází ke vzniku hvězd. V pravé dolní části okraje bubliny je zřetelná vznikající hvězda, jejíž hmotnost se odhaduje na 8÷10 MS. V okolí hvězdy je dostatek materiálu, který může v budoucnu hmotnost hvězdy ještě zvýšit. Zdá se, že v této rodící se hvězdě ještě nebyla zažehnuta termojaderná syntéza v jejím nitru. Snímek byl pořízen 23. dubna 2010 – jde o kompozici složenou z vlnových délek 70 μm, 160 μm (PACS) a 250 μm (SPIRE). Zdroj: ESA/Herschel/SPIRE&PACS.

Rosetta

Mlhovina Rosetta, NGC 2244. Na tomto fascinujícím snímku vidíme rozsáhlé molekulární mračno s mnoha hvězdnými zárodky, které mají podobu „prstíků“ vznikajících na ostrých hranách mračna. Oblast se nachází v souhvězdí Jednorožce ve vzdálenosti 5 000 světelných roků a jako nenápadná hvězdokupa s mlhovinou byla objevena Johnem Flamsteedem již v roce 1690. Snímek byl pořízen 12. dubna 2010, jde o kompozici složenou z vlnových délek 70 μm, 160 μm (PACS) a 250 μm (SPIRE). Zdroj: ESA/Herschel/SPIRE&PACS.

Planck

Mikrovlnná observatoř Planck je určena především pro pořízení mapy fluktuací reliktního zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, 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 Background, mikrovlnné záření pozadí).. Má dvakrát lepší úhlové rozlišení a desetkrát lepší teplotní rozlišení než její předchůdce WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010.. Oblohu skenuje v pásech o šířce 15°. Když mezi 13. srpnem a 27. srpnem 2009 pořídila první testovací pás. Po jeho vyhodnocení se ukázalo, že data jsou bez jediné chybičky, a tak mohl být tento testovací pás rovnou použit jako první pás celooblohové mapy reliktního záření. V květnu 2010 dokončila sonda první radiovou přehlídku oblohy a započala druhou. Při skenování se samozřejmě k mikrovlnnému záření přidá i záření z Mléčné dráhy, které je třeba od signálu odečíst. Za tím účelem se pořizují referenční snímky Mléčné dráhy, které jsou cenným vedlejším produktem rutinního skenování oblohy. Životnost sondy byla původně plánována na 15 měsíců, ale v lednu 2010 byla mise prodloužena až do konce roku 2011. Detaily o sondě Planck nalezne čtenář na www stránkách sondy nebo v dřívějších článcích (AB 35/2007, AB 21/2009, AB 37/2009). Zde se budeme věnovat především pořízeným snímkům, a proto shrneme základní údaje o sondě jen do stručné tabulky:

Základní údaje o observatoři
start 14. 5. 2009, kosmodrom Kourou, Jižní Amerika
nosná raketa Ariane 5 ECA
první „světlo“ 13. 8. až 27. 8. 2009 (první testovací pás)
umístění Lagrangeův bod L2 soustavy Země-Slunce
pracovní fáze rutinní skenování
průměr zrcadla 1,5 m
hmotnost sondy 1 800 kg
rozměry sondy 4,2×4,2 m
vlnový rozsah 0,3÷10 mm
úhlové rozlišení 0,17°
teplotní rozlišení 2 μK
teplota ohniska 0,1 K
životnost původně 15 měsíců, mise prodloužena do konce roku 2011
cena 700 milionů €
Přístrojová část observatoře (viz AB 37/2009)
LFI Zkratka z anglického Low Frequency Instrument. Jde o 52 detektorů, které 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).
HFI Zkratka z anglického High Frequency Instrument.  Jde o 22 detektorů, které měří na třech radiových frekvencích 30, 45 a 70 GHz (vlnové délky 10, 7 a 4 mm).

Pořízené snímky (Planck)

Fluktuace reliktního záření

Fluktuace reliktního záření. Na snímku je zobrazena oblast o rozměru 10°×10° ve směru mimo rovinu Mléčné dráhy. Viditelné fluktuace jsou otiskem struktur, které byly ve vesmíru přítomny již na konci Velkého třesku. Jde o barevné kompozice z několika frekvencí. Data byla pořízena při skenování prvního testovacího pásu v období od 13. 8. do 27. 8. 2009. Levý obrázek pochází z měření LFILFI – Low Frequency Instrument, nízkofrekvenční přístroj. na frekvenci 70 GHz, pravý z HFIHFI – High Frequency Instrument, vysokofrekvenční přístroj. na frekvenci 100 GHz. Zdroj: ESA/Planck/LFI&HFI.

Prach v Mléčné dráze

Prachová vlákna v Mléčné dráze. Zobrazená oblast má rozměr 15°×15°. Snímek byl pořízen dne 17. 3. 2010 přístrojem HFIHFI – High Frequency Instrument, vysokofrekvenční přístroj. na frekvenci 857 GHz. Nejde o barevnou kompozici, ale o monochromatický snímek (na jediné frekvenci). Barvou je kódována intenzita signálu (modrá nejnižší, tmavočervená nejvyšší). Zdroj: ESA/Planck/HFI.

Snímkování Mléčné dráhy

Snímkování Mléčné dráhy. Při rutinním skenování fluktuací reliktního záření se do souboru dat dostává i mikrovlnné záření Mléčné dráhy. Proto se pořizují referenční snímky Mléčné dráhy, pomocí kterých se na mapě fluktuací reliktního záření tento „šum“ z Mléčné dráhy odčítá. K nejznámějším snímkům tohoto druhu patří netradiční fotografie Velké mlhoviny v Orionu a fotografie oblasti rodících se hvězd v Perseu. Můžete si je prohlédnout na následujících snímcích. Zdroj: ESA/Planck.

Velká mlhovina v Orionu

Velká mlhovina v Orionu M 42. Povšimněte si postupu skládání obrazu. V prvním řádku jsou monochromatické snímky (na jediné frekvenci), barvy v nich vyjadřují intenzitu signálu. V druhém řádku jsou snímky obarveny – každé frekvenci je přiřazena určitá barva. V posledním řádku je výsledek – barevný snímek oblasti o velikosti 15°×15° složený z frekvencí 30, 353 a 857 GHz. Zdroj: ESA/Planck.

Perseus

Perseus. Oblast rodících se hvězd o rozměru 30°×30° v souhvězdí Persea. Barevná kompozice byla získána stejnou technikou jako u minulého snímku. Obraz je složený z frekvencí 30, 353 a 857 GHz. Zdroj: ESA/Planck.

Animace týdne: Observatoř Planck skenuje oblohu

Planck

Observatoř Planck skenuje oblohu. Planck je mikrovlnná observatoř Evropské kosmické agentury, která byla vypuštěna v květnu 2009. Je umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, 1,5 milionu kilometrů za Zemí směrem od Slunce. Hlavním úkolem sondy je pořízení mapy fluktuací reliktního záření, které se oddělilo od látky v období konce Velkého třesku, když se formovaly atomární obaly. Sonda skenuje oblohu v pásech širokých 15°, po dokončení skenování je třeba od pořízených dat odečíst radiový šum přicházející z Mléčné dráhy. V animaci si prohlédněte sondu Planck a princip skenování oblohy. Fluktuace reliktního záření jsou cenným zdrojem informací o raném vesmíru. Lze z nich například určit stáří vesmíru, jeho složení i křivost. (mpg, 12 MB)

Literatura

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage