Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 6 (vyšlo 11. února, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Planck – první výsledky I

Petr Kulhánek

Sonda Planck je mikrovlnná observatoř Evropské kosmické agentury, která je pojmenována po vynikajícím německém fyzikovi Maxu Planckovi. 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. ji vynesla do vesmíru spolu s infračervenou observatoří HerschelHerschel – 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.. Podrobnosti se dočtete v AB 35/2007, AB 21/2009, AB 37/2009, AB 36/2010. Dominantním cílem sondy Planck je výzkum reliktního záření pocházejícího z období konce Velkého třesku. Planck ale může pozorovat i chladná zákoutí Vesmíru, prach v galaxiích, zárodečné hvězdné mlhoviny a velmi staré objekty, jejichž vlnové délky byly probíhající expanzí Vesmíru posunuty do mikrovlnné oblasti. Sonda Planck je v tuto chvíli nejcitlivější sondou v mikrovlnném oboru, pracuje na vlnových délkách od 0,3 mm do 10 mm. Startovala 14. května 2009 z evropského kosmodromu v jihoamerickém Kourou, po necelých dvou měsících letu byla navedena do tzv. Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, kde je na samostatné oběžné dráze kolem SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Po více než roce pozorování byly zveřejněny první předběžné výsledky, které jsou námětem tohoto článku.

Logo sondy Planck

Reliktní 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).

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.

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). 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.

Základní údaje o sondě

Parametry
průměr zrcadla 1,5 m  
hmotnost zrcadla 28 kg  
rozměry sondy 4,2×4,2 m  
hmotnost sondy 1 800 kg včetně kapalného hélia pro chlazení
úhlové rozlišení 5′  
tepelné rozlišení 2 μK  
obor 0,3 až 10 mm 30 GHz až 857 GHz
plánovaná životnost 15 měsíců byla prodloužena na 30 měsíců
teplota ohniska 0,1 K vysokofrekvenční část
cena 700 milionů € vývoj sondy a start
Důležitá data
14. 5. 2009 start na palubě Ariane 5 ECA
9. 6. 2009 Lagrangeův bod L2
3. 7. 2009 sonda na definitivní dráze
13. 8. 2009 první „světlo“
27. 8. 2009 oskenován testovací pás
7. 9. 2009 konec analýzy testovacích dat
15. 1. 2010 prodloužení mise o rok
leden 2011 většina míst oblohy změřena třikrát
leden 2012  dojde chlazení  pro vysokofrekvenční část ohniska

Porovnání s předchůdci

První družicí, která zkoumala reliktní záření, byla americká COBECOBE – Cosmic Background Explorer, družice NASA vypuštěná v  roce 1989. Pomocí družice bylo zjištěno, že reliktní záření má teplotu 2,73 K a že jde s vysokou přesností o záření absolutně černého tělesa. V roce 1992 družice objevila fluktuace reliktního záření a jeho anizotropii způsobenou naším vlastním pohybem. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. Činnost sondy byla ukončena v roce 1993. (Cosmic Background Explorer) z roku 1989. Hned v prvních minutách provozu určila teplotu reliktního záření na 2,73 K s relativní přesností 10–3 a zjistila, že závislost intenzity na vlnové délce má charakter záření absolutně černého tělesa. Největší objev učinila družice COBE v roce 1992, když detekovala anizotropii reliktního záření. V různých směrech má reliktní záření různou teplotu (jde o nepatrné rozdíly, liší se až na pátém desetinném místě). Tyto fluktuace jsou první vesmírné struktury, ze kterých se později vyvinuly hvězdy, galaxie a kupy galaxií. Struktury vznikaly v době, kdy byla ještě látka provázána se zářením, a představují proto nejen fluktuace elektromagnetického signálu, ale i prvotní fluktuace hustoty látky. Pohled na ně znamená pohled na samotný závěr Velkého třesku. Autoři experimentů na družici COBE, George SmootJohn Mather, byli odměněni Nobelovou cenou za fyziku pro rok 2006. Družice COBE měla úhlové rozlišení 7°, což nedostačovalo k harmonické analýzeHarmonická analýza – rozklad signálu do násobků základní frekvence. Z harmonické analýzy lze určit mnoho informací o zdroji a vlastnostech signálu. U reliktního záření jde o zjištění zastoupení různě velikých fluktuací na obloze. fluktuací reliktního záření (velikost průměrné fluktuace je kolem 1°). Družice COBE byla aktivní přibližně 4 roky.

Přímým následovníkem družice COBE je sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Byla vypuštěna v roce 2001 a je umístěna v Lagrangeově bodě 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). 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., ve vzdálenosti 1.5 milionu kilometrů za ZemíZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičićovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. směrem od SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Sonda má úhlové rozlišení 15′ a teplotní 20 μK. Na základě harmonické analýzy fluktuací reliktního záření určila v roce 2003 základní kosmologické parametry Vesmíru (stáří, zakřivení, složení, dobu trvání Velkého třesku a další parametry). Z polarizacePolarizace světla – jde o vlastnost, pomocí níž popisujeme určitou chaotičnost světla. Elektromagnetické záření je příčným vlněním, které lze ve vakuu popsat kmity vektorů E a B kolmých na sebe a na směr šíření vlny. U nepolarizované vlny opisují koncové body obou vektorů chaotické křivky. U polarizovaného světla je naproti tomu průmět obou vektorů do roviny kolmé na směr šíření vlny přesně definován. Podle tohoto průmětu pak rozlišujeme polarizaci rovinnou, kruhovou, a eliptickou. Polarizaci posuzujeme dohodou podle roviny kmitů elektrického vektoru. Při kruhové polarizaci opisuje konec elektrického vektoru v prostoru kružnici. Příkladem polarizovaného záření je například záření odražené od rovinného zrcadla. 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). bylo možné datovat i období vzniku prvních hvězd, viz AB 10/2003). Sonda WMAP znamenala průlom v našich kosmologických znalostech. Před jejími měřeními se odhadovalo stáří Vesmíru na 10 až 20 miliard roků. Od 11. února 2003 (tehdy proběhla slavnostní tisková konference, na které byly zveřejněny výsledky analýzy dat ze sondy WMAP) víme, že Vesmír je starý (13.7±0.3)×109 let.

Sonda Planck se nachází, stejně jako WMAP, na dráze kolem Lagrangeova 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). 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.. Jde dosud o nejcitlivější mikrovlnnou observatoř postavenou člověkem. S úhlovým rozlišením 5′ je třikrát citlivější než WMAP a teplotní rozlišení 2 μK je dokonce desetkrát lepší. Od prvních testovacích měření fungují všechny přístroje rok a půl bez nejmenší chybičky a sonda doslova chrlí vědecky nesmírně cenná data. Na šesti mikrovlnných frekvencích oskenovala třikrát většinu oblohy.

COBE, WMAP a Planck

Obr. 1. COBE, WMAP a Planck. Nákresy tří generací observatoří, které zkoumaly nebo zkoumají reliktní záření.

Mikrovlnná obloha

Obr. 2. Pohled na oblohu v mikrovlnném oboru. Nahoře COBE (4 roky pozorování),
uprostřed WMAP (8 let pozorování) a dole Planck (1 rok pozorování).

Jak Planck  funguje

Sonda Planck má zadní (horkou) část namířenou ke Slunci. V ní jsou například panely slunečních baterií a zdroj energie pro sondu. Od pracovní části je zadní část oddělená trojitým pasivním chladičem (je dobře patrný na Obr. 1). Mikrovlnný signál nejprve přichází na primární zrcadlo o průměru 1,5 metru a z něho se po odrazu od sekundárního zrcadla dostane do srdce sondy – ohniska se soustavou mikrovlnných antén. Ohnisko je rozdělené na nízkofrekvenční část LFI (Low Frequency Instrument) a vysokofrekvenční část HFI (High Frequency Instrument). Nízkofrekvenční část je chlazena na teplotu 18 K sorpčním chlazením, vysokofrekvenční část je vychlazena na pouhou desetinu stupně nad absolutní nulou, tj. 0.1 K. Poslední stupeň třístupňového aktivního chlazení je založen na ochlazení kapalného hélia po jeho protlačení přes porézní látku.

Cesta paprsku

Obr. 3. Světlo jde z primárního zrcadla na sekundární a poté do mikrovlnného ohniska.

Ohnisko

Obr. 4. Detail mikrovlnného ohniska sondy Planck. Nízkofrekvenční přijímač LFI tvoří 11 větších antén (A až C) na periferii. Vysokofrekvenční přijímač HFI tvoří 36 menších antén umístěných ve vnitřním kruhu. Antény nízkofrekvenční části jsou citlivé na frekvence 30 GHz (A), 44 GHz (B) a 70 GHz (C). Antény vysokofrekvenční části pracují na šesti frekvencích: 100, 143, 217, 353, 545 a 857 GHz. Obraz je tak snímán celkem na devíti frekvencích.

Anténa

Obr. 5. Signál z antény je v oblasti OMT (Ortho Mode Transducer, převodník na kolmé mody) rozdělen na dvě vzájemně kolmé složky a dále je veden ve dvou oddělených vlnovodech, což umožňuje změření polarizace signálu. V oblasti FEM (Front End Module, přední modul) se k signálu z antény přidá signál ze dvou pomocných referenčních antén, za touto oblastí je proto signál veden již ve čtyřech vlnovodech. Referenční signál umožňuje například odečet šumu. K vlastnímu zpracování signálu dochází až za oblastí BEM (Back End Module, zadní modul).

Spektrum

Obr. 6. Obor pokrytý šesti pásmy vysokofrekvenčního (HFI) a třemi pásmy nízkofrekvenčního (LFI) přístroje. Oba přístroje pokrývají rozsah od 0.3 mm do 10 mm. Zkratkou FIR je označeno vzdálené infračervené záření (Far Infra Red).

Jupiter

Obr. 7. Kalibrace jedenácti antén nízkofrekvenčního přístroje LFI proběhla ve dnech 24. října až 1. listopadu 2009. Jako zdroj mikrovlnného signálu byla použita planeta Jupiter. Barvami je označen odstup intenzity signálu od maximální hodnoty (v decibelech).

Signál získaný sondou Planck pochází z mnoha zdrojů, nejde jen o reliktní záření. V mikrovlnném oboru září prach v naší vlastní Galaxii i v cizích galaxiích, volné elektrony podléhající srážkám, elektrony vykonávající šroubovicový pohyb v magnetickém poli (tzv. cyklotronní a synchrotronní emiseSynchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum.), různé bodové nebo kompaktní zdroje, chladná jádra galaxií a nebo velmi vzdálené galaxie, jejichž světlo bylo posunuto do mikrovlnné oblasti. Přes tyto užitečné signály se překládá vlastní mikrovlnný šum sondy. Každý ze signálů má předem známou frekvenční závislost. Vzhledem k tomu, že se data pořizují současně na devíti frekvencích, je možné specializovanými matematickými postupy od sebe signály z jednotlivých skupin zdrojů oddělit. Odděleně se pořizuje mapa fluktuací reliktního záření, katalog kompaktních zdrojů (galaktických i mimogalaktických), mapa prachu a plynu v Mléčné dráze, databáze Sunjajevových-Zeldovičových objektůSunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru. (podrobněji se jimi budeme zabývat v příštím pokračování), mapy synchrotronních emisí atd.

Rozklad

Obr. 8. Celkový signál je možné separovat na jednotlivé zdroje.

Mikrovlnný obraz na devíti frekvencích

Obr. 9. Obraz mikrovlnné oblohy v jednotlivých frekvencích po roce měření. Fluktuace reliktního záření jsou odečteny.
Ostré hrany jsou dány hranicí mezi dvakrát nebo třikrát naskenovanou oblohou.

Mikrovlnná obloha

Obr. 10. Celkový mikrovlnný obraz oblohy na všech frekvencích po roce měření. Na obrázku vidíte polohu některých známých mikrovlnných zdrojů. Zkuste si je vyhledat na podrobné fotografii bez popisků nebo s popisky!

Pokračování příště

Animace týdne: Sonda Planck skenuje oblohu

Sonda Planck (AVI/XVID, 5 MB)

Sonda Planck skenuje oblohu. Sonda Planck je mikrovlnná sonda ESA určená zejména pro výzkum reliktního záření. Startovala 14. května 2009 a pracuje v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce (1,5 milionu kilometrů za Zemí směrem od Slunce). V animaci vidíte sondu Planck otáčející se rychlostí jedné otáčky za minutu, animace je zrychlená. Dalekohled na její palubě svírá s osou rotace úhel zhruba 85°. Protože se sonda pohybuje na samostatné dráze kolem Slunce a osa rotace sleduje Slunce, stáčí se asi o 1° za den. Jedna celooblohová přehlídka tak trvá přibližně půl roku. V lednu 2011 byla většina oblohy naskenována třikrát. Zdroj: ESA/AOES Medialab, 2011. (AVI/XVID, 5 MB)

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage