Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 42 (vyšlo 28. prosince, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Další ohlédnutí za Planckem

Petr Kulhánek

Evropská sonda PlanckPlanck – 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.  startovala dne 14. května 2009 z evropského kosmodromu v jihoamerickém Kourou. Deaktivována byla v říjnu 2013. Sonda pořídila 4 kompletní přehlídky oblohy v devíti frekvenčních pásmech a enormní množství pořízených dat se zpracovává dodnes. Její příprava stála 700 milionů euro. O činnosti sondy a jejích průběžných výsledcích jsme pravidelně informovali (viz AB 35/2007, AB 21/2009, AB 37/2009, AB 17/2010, AB 36/2010, AB 6/2011, AB 7/2011, AB 8/2011, AB 41/2013). Na počátku prosince 2014 se konala v italské Ferraře konference „PLANCK 2014 – The microwave sky in temperature and polarization“, na které byly zveřejněny další interpretace naměřených dat. Jejich stručnému přehledu se budeme věnovat v následujícím textu.

Oficiální logo mise Planck

Oficiální logo mise Planck. 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.

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).

Magnetický prach

Sonda Planck zachytávala mikrovlnný signál v devíti pásmech se středy na frekvencích 30 GHz, 44 GHz, 70 GHz, 100 GHz, 143 GHz, 217 GHz, 353 GHz, 545 GHz a 857 GHz. Sonda Planck tak pokryla vlnové délky od 0,3 mm do 11,1 mm, což bylo šité na míru reliktnímu 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)., jehož maximum vyzařování je na vlnové délce 1 mm. Nahrávky Plancku ale obsahují kromě mikrovlnného reliktního záření z období konce Velkého třesku i mnoho dalších signálů, například šum samotné sondy, mikrovlnné emise prachu z naší Galaxie, signál pocházející ze srážek elektronůElektron – 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., synchrotronní záření elektronů v magnetickém poli Galaxie a samozřejmě i mimogalaktické signály (velmi intenzivním zdrojem mikrovlnného signálu je například Velké Magellanovo mračnoLMC – Large Magellanic Cloud, Velké Magellanovo mračno. Trpasličí souputník naší Galaxie ve vzdálenosti 180 000 l.y. Jde o nádherný objekt viditelný spolu s Malým Magellanovým mračnem na jižní obloze.).

Sonda Planck se od svých předchůdců (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., 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.) výrazně odlišuje množstvím snímaných pásem. Pokud je pro daný signál známá závislost jeho intenzity na frekvenci, je možné z dat získaných na devíti různých frekvencích jednotlivé zdroje signálu oddělit. Děje se tak specializovanými matematickými postupy.

Na vlnových délkách kraších než 3 milimetry je nejsilnějším zdrojem signálu prach z naší Galaxie. Tento prach obsahuje atomy železaŽelezo – Ferrum, kovový prvek významně zastoupený na Zemi i ve vesmíru. Má všestranné využití při výrobě slitin pro výrobu většiny základních technických prostředků používaných člověkem. Objev výroby a využití železa byl jedním ze základních momentů vzniku současné civilizace., a jeho zrnka se proto chovají jako malé rotující magnety. Prach vydává intenzivní polarizovaný signál, který lze za normálních okolností v okolí frekvencí 100 GHz až 200 GHz (vlnové délky 1,5 mm až 3 mm) jen obtížně oddělit od mikrovlnného záření pozadí (reliktního záření). Tyto signály lze však dobře rozlišit v kanálu se středem na frekvenci 353 GHz (0,85 mm) a extrapolací pak separovat oba signály až do frekvence 100 GHz (3 mm). Právě toto oddělení obou signálů patří k nejvýznamnějším výsledkům oznámeným v prosinci 2014.

Mikrovlnné signály

Nejvýznamnější mikrovlnné signály na obloze. Reliktní záření (CMB) dominuje v okolí frekvence 100 GHz, kde je nejsnadněji měřitelné. Nad frekvencí 200 GHz dominuje záření prachu. Svislé zelené pruhy znázorňují jednotlivá pásma, ve kterých měří sonda Planck. Nakresleno podle ESA Planck Blue Book [8].

Provedená analýza ukázala, že tzv. B mod polarizace reliktního záření měřený zařízením BICEP 2 na jižním pólu (viz AB 13/2014) je z drtivé většiny signálem pocházejícím z prachu v Mléčné dráze, tedy není signálem z „pozadí“, ale z „popředí“. Sen o zachycení otisku reliktních gravitačních vln v reliktním záření se nerozplynul zcela, ale na jeho realizaci si budeme muset ještě nějakou dobu počkat (snad několik let). Na hledání podpisu reliktních gravitačních vln nyní obě kolaborace (BICEP 2, Planck) velmi intenzivně spolupracují.

Negativní výsledek má ale svou pozitivní stránku. Z polarizovaného signálu galaktického prachu, který se podařilo oddělit od reliktního záření, bylo možné vůbec poprvé zkonstruovat podrobnou mapu magnetického pole v rovině naší Galaxie. Na první pohled vypadají zveřejněné výseky mapy jako krásná abstraktní umělecká díla.

Polarizace prachu v Mléčné dráze Siločáry magnetického pole

Na horním obrázku je polarizace prachu v Mléčné dráze určená z měření sondy Planck. Na spodním obrázku je detailní průběh siločar magnetického pole v oblasti označené bílým čtvercem na horním snímku. Siločáry byly počítány metodou LIC (Line Integral Convolution). Barevný podklad na dolním snímku koresponduje s intenzitou záření prachu, která byla určena z pásem v okolí frekvencí 353, 545 a 857 GHz. Směr magnetického pole byl určován pouze z pásma o středové frekvenci 353 GHz. Zdroj: ESA.

Další výsledky

Z frekvenční analýzy fluktuací reliktního záření, která byla z prvních dvou přehlídek oblohy dokončena v roce 2013, byly určeny základní parametry našeho vesmíru (Hubblova konstanta, stáří vesmíru, množství 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., doba trvání Velkého třesku atd.) Tyto parametry byly většinou v dobré shodě s obdobně získanými parametry ze 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., nicméně u některých hodnot byla odchylka až 6 % (viz AB 41/2013). Při další analýze byla tato diskrepance snížena pod 1 %. Konkrétní hodnoty budou teprve zveřejněny.

Analýza fluktuací reliktního záření dále potvrdila vliv reliktních neutrin na charakter fluktuací. Výsledek má nejen kvalitativní, ale i kvantitativní charakter: ukázalo se, že součet hmotností všech druhů neutrin má horní mez přibližně 0,23 eVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV), teraelektronvolt TeV (1012 eV) nebo petaelektronvolt PeV (1015 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kBT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.. Dosud byla tato horní mez stanovena na přibližně 1 eV. Nová hodnota má důležité důsledky: 1) vylučuje existenci čtvrtého neutrina. 2) experiment KATRIN (viz AB 41/2014) nemá dostatečnou rozlišovací schopnost pro určení hmotnosti elektronového neutrina.

Poslední výsledek, kterého si v dnešním bulletinu povšimneme, souvisí s temnou hmotouTemná 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.. Za nejžhavější kandidáty na částice temné hmoty jsou považovány wimpyWIMP – zkratka z Weakly Interacting Massive Particle, vážný kandidát na částice temné hmoty. Mělo by jít o reliktní superpartnery z období po Velkém třesku, kterým fyzikální zákony zabránily v následném rozpadu. Wimpy by měly s běžnou látkou interagovat gravitační a slabou interakcí. Jsou usilovně hledány v několika desítkách experimentů, tři z nich mají nenulový signál, jehož interpretace je zatím nejasná.. Podle některých modelů by mohl být wimp sám sobě antičásticí, což by vedlo k anihilaciAnihilace – proces zániku částice a antičástice, při kterém se obě přemění na záření. O existenci antičástic poprvé teoreticky uvažoval Paul Adrien Maurice Dirac v roce 1928. wimpů v raném období existence našeho vesmíru a k genezi rentgenového signálu. Za jedno z možných vysvětlení nadbytku pozitronůPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932., měřeného v experimentech PAMELAPAMELA – sonda pro zkoumání částic kosmického záření. Název vznikl jako zkratka z anglického Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics. Detektor PAMELA byl umístěn na palubě ruské družice Resurs-DK1. Dne 15. června 2006 navedla nosná raketa Sojuz družici na eliptickou dráhu ve výšce mezi 350 až 610 km. Na vývoji sondy se podíleli vědci z Itálie, Německa, Ruska, Švédska, USA a Indie.AMS 2, byla považována právě anihilace wimpů (viz AB 34/2006, AB 14/2013). Analýza dat ze sondy Planck bohužel takovou interpretaci vyloučila.

Sonda Planck byla zcela výjimečným přístrojem, na jehož konstrukci se podílely desítky pracovišť. Desetinásobné teplotní rozlišení a trojnásobné úhlové rozlišení v porovnání se sondou WMAP, spolu s devíti snímanými frekvenčními pásmy, učinily z Plancku mikrovlnnou observatoř, která nemá konkurenci. V pořízených datech se mohou skrývat další dosud neobjevené poznatky o vesmíru. Planck, i když deaktivovaný, rozhodně ještě neřekl své poslední slovo.

Na tomto videu si můžete prohlédnout, jak probíhá postupné oddělování signálů z jednotlivých mikrovlnných zdrojů. Nakonec zůstane jen signál mikrovlnného záření pozadí (reliktního záření). Zdroj: ESA. (mp4/h264, 6 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage