Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 41 (vyšlo 27. prosince, ročník 11 (2013)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Fenomenální sonda Planck

Petr Kulhánek

Planck je jednou z nejvýznamnějších evropských a z hlediska kosmologie i světových sond. Sonda Planck byla především zaměřena na výzkum 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)., přesto ale odkryla kompletní pohled na mikrovlnný vesmír, který se velmi liší od světa viditelného ve vizuálním oboru. První balík výsledků byl zveřejněn 11. 1. 2011 (pokud je rok zapsán jen dvojicí čísel, je datum tvořeno pěti jedničkami). Výsledky se týkaly zejména nekosmologických jevů a popisovaly různé zdroje mikrovlnného záření jak v Galaxii, tak mimo ni. Dne 21. 3. 2013 (povšimněte si zajímavé kombinace číslic 1, 2 a 3) byla zveřejněna druhá várka výsledků, tentokráte převážně kosmologických. Jde o sérii devětadvaceti rozsáhlých článků, z nichž se každý věnuje jinému výzkumu prováděnému sondou Planck. Na článcích je podepsána tzv. „kolaborace Planck“, která čítá 276 autorů. Některé z článků mají mnoho desítek stran. Všechny jsou volně stažitelné ze serveru Kalifornského technologického institutuCALTECH – California Institute of Technology, prestižní americká univerzita, která vznikla v roce 1921. Založil ji chemik Arthur A. Noyes spolu s významným fyzikem Robertem A. Millikanem. Předchůdcem byla Throopova univerzita z roku 1891. Univerzita sídlí v kalifornské Pasadeně. Univerzita zajišťuje provoz JPL (Jet Propulsion Laboratory) americké NASA, analyzuje data ze Spizerova vesmírného dalekohledu a spravuje hanfordskou část detektoru gravitačních vln LIGO.  [1] nebo ze serveru Evropské kosmické agenturyESA – 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.  [2]. Tato druhá sada výsledků je založena na datech posbíraných mezi 12. srpnem 2009, kdy sonda začala měřit, a 27. listopadem 2010, kdy byly dokončeny dvě kompletní přehlídky oblohy. Kompletní analýza ze všech čtyř přehlídek doplněná o výsledky měření polarizace by měla být zveřejněna v třetí sadě výsledků kolem poloviny roku 2014.

Sonda Planck zkoumá mikrovlnný vesmír

Sonda Planck zkoumá mikrovlnný vesmír. Dobře je patrné primární zrcadlo,
sekundární zrcadlo i ohnisko (žluté). Zdroj: ESA..

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.

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.

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.

Malé opakování

O sondě Planck jsme psali mnohokrát, Velmi podrobně je popsána zejména v trojici navazujících článků [12–14], kde je diskutována první sada výsledků. Proto se o sondě samotné zmíníme jen velmi stručně. Sonda Planck byla vynesena spolu s infračerveným dalekohledem 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. do vesmíru dne 14. května 2009 na palubě evropské nosné rakety Ariane 5 ECAAriane – 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. . Jejím cílem byl Lagrangeův bod 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., kde prováděla skenování oblohy v mikrovlnném oboru do konce roku 2011, kdy došlo chlazení, což sondě znemožnilo pracovat dále v celém oboru vlnových délek (0,2 mm až 10 mm). Původně bylo plánováno, že Planck pořídí dvě přehlídky oblohy (to trvá přibližně rok), nakonec se podařilo pořídit čtyři kompletní přehlídky a část páté. Primární zrcadlo sondy má průměr 1,5 metru, z něho jsou paprsky vedeny na sekundární zrcadlo a dále do ohniska, jehož vysokofrekvenční část byla chlazena na neuvěřitelnou teplotu 0,1 K. V ohnisku se nachází 74 mikrovlnných antén (radiometrů) pro devět frekvenčních oborů se středy pásem na frekvencích 30, 44, 70, 100, 143, 217, 353, 545, 857 GHz. V době plné funkčnosti chlazení tedy bylo možné současně pořídit devět snímků (v různých oborech spektra) z každého místa oblohy. Pořizování devíti snímků současně je mimořádně důležité. Každý zdroj signálu má jinou frekvenční závislost a vícekanálové snímkování umožňuje od sebe jednotlivé signály oddělit. Většina antén v ohnisku byla uzpůsobena pro měření roviny polarizace signálu. Sonda dosáhla teplotního rozlišení 2 μK (dřívější 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. 20 μK) a nejlepšího úhlového rozlišení 5′ (WMAP měla 15′). Její vývoj stál 700 milionů euro.

Ohnisko sondy Planck

Ohnisko sondy Planck je složeno z mnoha mikrovlnných antének. Pomocné antény určené ke sledování šumu sondy nejsou na fotografii patrné. Na vnitřním kruhu jsou malé vysokofrekvenční antény, vně jsou větší nízkofrekvenční antény. Zdroj: ESA.

Nekosmologické výsledky

Sonda Planck byla určena především k výzkumu reliktního záření, proto by se mohlo zdát, že výzkum ostatních zdrojů je na okraji zájmu. Opak je ale pravdou – v mikrovlnné oblasti svítí plyn a prach kumulující se v rovině Mléčné dráhy a nacházející se i v ostatních galaxiích. Z plynoprachých mračen a molekulárních oblaků se rodí hvězdy i planety a výzkum jejich zrodu je v přední linii zorného pole astronomů. V mikrovlnném oboru svítí i mnoho galaxií, například velmi dobře známá Velká galaxie v Andromedě se v mikrovlnném obrazu světa jeví jako úzká tenká čárka. Jsou ale i galaxie, které září v mikrovlnách a radiovlnách dominantně. Sonda Planck pořídila souhrnnou mapu veškerých mikrovlnných zdrojů na obloze a na základě této mapy vznikl podrobný katalog kompaktních galaktických a extragalaktických mikrovlnných zdrojů CSC (Compact Source Catalogue). Podrobně jsme o něm informovali v AB 7/2011.

V mikrovlnné oblasti září i elektrony kroužící podél siločar magnetického pole. Při malých rychlostech hovoříme o cyklotronním záření a při vysokých rychlostech o synchrotronním zářeníSynchrotronní 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.. V takovém signálu je uložena cenná informace o rozložení magnetických polí ve vesmíru. Dodnes je velkou neznámou vznik prvotních polí, které se podílely na formování prvních hvězd a prvních galaxií. Měření 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 směru elektrického vektoru. Při kruhové polarizaci opisuje konec elektrického vektoru v prostoru kružnici. Příkladem polarizovaného záření je například záření odražené od rovinného zrcadla. elektromagnetického signálu, která nejsou dosud zpracovaná, by mohla přinést důležité informace k této záhadě.

Naprostý průlom znamenalo využití Sunjajevova-Zeldovičova jevuSunjajevův-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. k objevování nejvzdálenějších kup galaxií. Horký plyn v těchto jinak neviditelných kupách interaguje s reliktním zářenímReliktní 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). a vytvoří v něm nepatrná, ale charakteristická navýšení teploty oproti okolí. Pokud je nalezen v daném místě jinými sondami také rentgenový signál (za něj jsou zodpovědné horké elektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932.), je vyhráno a v tomto směru se ve velké vzdálenosti nachází kupa galaxiíKupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.
Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je miliardy až stovky miliard Sluncí.
, která je tak daleko, že je běžnými prostředky neviditelná. Sonda Planck objevila celkem 1227 takových objektů (kup galaxií nebo kandidátů na ně).

Mapa mikrovlnného vesmíru pořízená sondou Planck

Kompletní mapa oblohy v mikrovlnné oblasti pořízená sondou Planck v prvním roce pozorování. Jde o souhrnný signál od 0,2 mm do 10 mm. Na zvětšenině mapy jsou označeny některé známé objekty. Zdroj: ESA/Planck.

Sunjajevovy-Zeldovičovy objekty

Mapa 1227 Sunjajevových-Zeldovičových objektů nalezených sondou Planck. Jde o kandidáty na extrémně vzdálené kupy galaxií. Černou barvou jsou maskována Magellanova mračna a rovina Mléčné dráhy. V těchto směrech nebylo možné SZ jev pozorovat. Zdroj: ESA/Planck.

Kosmologické výsledky

Z prvních dvou mikrovlnných přehlídek byl nejprve oddělen signál neodpovídající reliktnímu záření. Taková procedura se dělá počítačově s využitím známé frekvenční závislosti některých signálů (prachu, synchrotronního záření atd.). Při pořizování záznamu se pomocnými radiometry nahrává šum vlastní sondy, který se od dat také odečte. Po těchto a dalších úpravách vznikla zatím nejpodrobnější mapa 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).. Z takové mapy se pořizuje tzv. výkonnostní spektrum, které ukazuje, jak jsou zastoupeny fluktuace různých velikostí. Matematicky jde o frekvenční analýzu, signál se rozvíjí do tzv. kulových funkcí, které jsou na sféře obdobou sinů a kosinů, jež představují základní vlnové mody obdélníkové oblasti při běžné harmonické analýze. První pík je kolem jednoho stupně, což znamená, že nejvíce jsou zastoupeny přibližně jednostupňové fluktuace. Další pík je kolem 0,3° atd. Z polohy a velikosti jednotlivých píků je možné určit základní kosmologické parametry. Data ze sondy Planck jsou ve velmi dobré shodě s šestiparametrovým ΛCDM modelem. Tak se označuje matematický model vesmíru s nenulovou kosmologickou konstantouKosmologická konstanta – člen v Einsteinových rovnicích obecné relativity, který je úměrný metrickému tenzoru. Albert Einstein ho zavedl v roce 1917. Jeho účelem bylo, aby rovnice poskytovaly stacionární řešení. Po objevu expanze vesmíru v roce 1929 se tento člen jevil jako zbytečný. Moderní kosmologie o něm opět uvažuje v souvislosti s popisem zrychlené expanze vesmíru. Její hodnota se odhaduje na Λ ~ 2×10−52 m−2. (písmeno Λ v názvu modelu), která v modelu popisuje zrychlenou expanzi vesmíru. Podstatnou složkou modelu je chladná temná hmota (CDM, Cold Dark Matter). „Chladný“ zde znamená, že odpovídající částice mají velmi malé rychlosti v porovnání s rychlostí světla. Celý model je určen šesticí parametrů, z nichž je možné dopočítat podíl jednotlivých složek ve vesmíru, Hubbleovu konstantuHubbleův zákon – Edwin Hubble zjistil v roce 1929, že čím vzdálenější galaxie, tím vyšší rychlostí se od nás vzdaluje. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubbleova konstanta a označujeme ji H. Tento vztah samozřejmě platí jen pro velmi vzdálené galaxie, pro blízké galaxie je rychlost expanze malá a převládají vzájemné pohyby galaxií., křivost vesmíru a další důležité údaje. Některé zjištěné hodnoty se částečně rozcházejí s předchozími měřeními, z dat pořízených Planckem vychází například o 18 % vyšší hodnota podílu temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou., poněkud nižší hodnota Hubbleovy konstanty atd. Rozdíly nejsou zásadní, jde o řádově srovnatelné hodnoty, navíc při kombinaci s jinými měřeními se diskrepance snižuje. V každém případě jsou zapotřebí další analýzy, které zahrnou i dvě dosud nezpracované přehlídky oblohy.

Mapa fluktuací reliktního záření

V současnosti nejpodrobnější mapa fluktuací reliktního záření,
která byla pořízená sondou Planck. Zdroj ESA/Planck.

Výkonnostní spektrum fluktuací reliktního záření

Výsledek frekvenční analýzy. Představujeme si, že fluktuace jsou složené z vln různých vlnových délek. Na vodorovné ose je číslo l, které je rovno počtu uzlů dané vlny, jenž se vejdou na obvod sféry. Toto číslo je nepřímo úměrné úhlovému rozměru fluktuace. Na svislé ose je veličina úměrná intenzitě signálu s danou vlnovou délkou (úhlovým rozměrem). Z poloh jednotlivých píků se určují základní kosmologické parametry. Zdroj: ESA/Planck.

Jaké jsou tedy dosavadní nejvýznamnější výsledky? 1) Analýza fluktuací reliktního záření ukázala, že tyto fluktuace nejsou škálově invariantní, tj. že na různých škálách se chovají různě. To je základním indikátorem existence inflační fázeInflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10−35 s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 1090 až 10120 a k zvětšení rozměrů faktorem 1030 až 1050. Uvolněná energie je minimálně 1060 GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru. ve velmi raném vesmíru. Měření sondy Planck jsou tedy silnou podporou inflačních hypotéz. 2) V pořízených datech je dobře patrné gravitační čočkováníGravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979. obrazců fluktuací reliktního záření mezilehlou temnou hmotou. Jde o další nezávislý důkaz její existence. 3) Ve fluktuacích jsou patrné anizotropie, ty ale nijak nevybočují z normálního (Gaussova) statistického rozdělení a jsou tedy očekávaným jevem. 4) Některé parametry se poněkud odlišují od předchozích měření, týká se to zejména nižší hodnoty Hubbleovy konstanty a jiného poměrného zastoupení základních tří složek vesmíru (atomární látky, temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou.temné energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací.). U Hubbleovy konstanty je rozptyl hodnot z různých zdrojů značný, například z Klíčového projektu na HST vychází (74,3±2) km s–1 Mp–1, z WMAP (69,7±2,4) km s–1 Mp–1 a nyní z Plancku (67±2) km s–1Mp–1. Zde jde s největší pravděpodobností o problémy s určováním kosmologických vzdáleností, které se v různých měřeních určují různě. U složení vesmíru je třeba provést další  analýzy a zahrnout další data. 5) Data z Plancku potvrdila existenci několika velkorozměrových anomálií (chladných a horkých skvrn v reliktním záření), o jejichž existenci se již vědělo z měření sondy 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., ale měření nebyla dostatečně průkazná. 6) Analýza potvrdila existenci tří generací neutrin a tím tří generací elementárních částic. Jde o další nezávislý důkaz, že v přírodě existují jen tři generace částic (na úrovni elektronů je to normální elektronElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932., těžký elektron neboli mionMion – těžký elektron, hmotnost má 207 me. Střední doba života je přibližně 2×10−6 s. Těžký elektron se rozpadá na stabilní elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino. Mion se vyskytuje v sekundárních sprškách z kosmického záření. Mion byl objeven C. Andersonem v kosmickém záření za pomoci mlžné komory v roce 1936. a supertěžký elektron neboli tauonTauon – supertěžký elektron, hmotnost má 3 484 me. Jde o nestabilní částici se střední dobou života 3×10−13 s. Rozpadá se na své lehčí dvojníky (elektron nebo mion) a neutrina. Byl objeven v roce 1977 Martinem Perlem.).

Počítačově zesílené anomálie

Počítačově zesílené anomálie ve fluktuacích reliktního záření. Napravo dole je zakroužkována jedna z výrazných chladných skvrn, která byla slabě zřetelná již při zpracování dat ze sondy WMAP. Zdroj: ESA/Planck.

Parametr WMAP Planck
stáří vesmíru 13,7×109 let 13,8×109 let
trvání Velkého třesku 380 000 let 380 000 let
Hubbleova konstanta 69,7 km s–1Mp–1 67 km s–1Mp–1
množství atomární látky 4,5 % 4,9 %
množství temné hmoty 22,7 % 26,8 %
množství temné energie 72,8 % 68,3 %

Změny hodnot některých parametrů

Polarizace – nejistá naděje na závěr

Většina mikrovlnných antén byla konstrukčně připravena tak, aby bylo možné zjistit polarizaci přicházejícího signálu (signál se po průchodu anténou dělil do dvou kolmých směrů). K polarizaci signálu může přispět celá řada jevů od pouhých hustotních fluktuací přes interakci s gravitačními vlnami až po hypotetické projevy strun. Obecně dochází ke vzniku polarizace díky kvadrupólové asymetrii a ta může být tří typů: 1) skalární (způsobená hustotními vlnami); 2) vektorová (způsobená topologickými defekty nebo strunami) a tenzorová (způsobená gravitačními vlnami). Při samotném zpracování se polarizační obrazec rozkládá do dvou základních modů. První se nazývá E mód, rovina polarizace je buď kolmá na vlnoplochu nebo rovnoběžná s vlnoplochou. Tuto polarizaci typicky způsobují skalární a tenzorové fluktuace. Druhým módem je tzv. B mód, ten má nenulové složky pod úhlem 45° k rovině vlnoplochy. B mód je důsledkem vektorových a tenzorových fluktuací. Zatímco hustotní vlny generují pouze E mód, gravitační vlny generují oba módy polarizace.

E mód a B mód polarizace

Rozklad polarizace do dvou nezávislých módů. Modrá barva na pozadí představuje rovinnou vlnu. E mód je s ní rovnoběžný nebo k ní kolmý, B mód je naopak skloněn pod úhlem 45°. Zdroj: University of Chicago.

Tolik teorie, jenže s vyhodnocováním polarizace v podstatě neexistují žádné zkušenosti a jde o výzkum na „zelené louce“. Přestože má ESA již některé předběžné výsledky, chce před zveřejněním vše ještě ověřit a provést mnohé další analýzy. V každém případě je na velkých úhlových škálách dobře patrný pík v polarizaci, který odpovídá E módu způsobenému opětovnou ionizací vesmírného prostředí při vzniku prvních hvězd. V principu je ale z polarizace reliktního záření možné získat celou řadu dalších zajímavých výsledků a pokud bychom měli štěstí, teoreticky by se mohl v polarizačním signálu nalézt otisk reliktních gravitačních vln, které vznikly v prvních okamžicích Velkého třesku. Nakolik ale budou vědci schopni takový záznam vůbec rozeznat a dekódovat, je velkou neznámou. Ať již analýza polarizačního záznamu dopadne jakkoli, budeme si muset na výsledek počkat až do poloviny roku 2014, kdy ESA uvolní třetí a pravděpodobně poslední  „balíček“ objevů sondy Planck. Třeba se tak opět stane v den, který bude zajímavou hříčkou číslic, jako tomu bylo u dvou předchozích várek výsledků ze sondy Planck.

Vynikající video popisující nejvýznamnější výsledky získané sondou Planck.
Zdroj ESA/Planck. (mp4/h264, 81 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage