Sonda WMAP je určena k detailnímu zkoumání fluktuací a polarizace reliktního záření. Stala se výkonným následovníkem družice COBE. Výsledky z první sady měření, která trvala rok, byly oznámeny 11. 2. 2003 (viz Petr Kulhánek: WMAP - co víme o vesmíru v roce 2003?). Dlouho očekávané výsledky druhé sady měření byly zveřejněny na tiskové konferenci dne 17. 3. 2006. Došlo k výraznému zpřesnění všech dřívějších hodnot. K jediné podstatné změně dochází u odhadu doby vzniku prvních megahvězd. Podle druhé sady došlo k překotné tvorbě prvních hvězd 400 milionů let po Velkém třesku (hodnota z první sady byla 200 milionů let).
|
WMAP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 0,3° a citlivostí 20 µK. Zrcadlo sondy má rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části je nižší než 95 K. Data sondy jsou nejdůležitějším zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR. Reliktní záření (CMB - Cosmic Microwave Background) - záření, které se od hmoty oddělilo 380 000 let po vzniku vesmíru, dnes má teplotu 2,73 K a z jeho fluktuací usuzujeme na vlastnosti našeho vesmíru. |
Po druhé sadě měření zůstávají nezměněny odhady množství temné energie (73 %) a temné hmoty (23 %) ve vesmíru. Zpřesnil se odhad stáří vesmíru na 13,7 miliardy let s přesností pouhých 200 milionů let. Zcela novým výsledkem po třech letech měření bylo zveřejnění první mapy reliktního záření. Mikrovlnné záření pozadí bylo částečně polarizováno již v době svého vzniku, kdy se oddělilo od látky v důsledku vytvoření atomárních obalů z volných elektronů v době 380 000 let po Velkém třesku. Další polarizaci záření získalo při své cestě vesmírem k Zemi, kdy se rozptylovalo na oblastech horkého plazmatu, které obsahuje ionizovaný vodík. Toto horké plazma vznikalo převážně při zažehnutí prvních megahvězd. Po zapálení termonukleární syntézy v nitru začaly první hvězdy intenzivně zářit v ultrafialové oblasti. Všudypřítomné pronikavé záření ukončilo tzv. temný věk vesmíru a reionizovalo látku ve vesmíru. Z polarizace reliktního záření, ke které došlo právě při průchodu touto ionizovanou látkou, můžeme určit dobu vzniku prvních hvězd, která je nyní datována na 400 milionů let po Velkém třesku. Je to podstatně dříve, než uváděly starší kosmologické teorie.
 |
| Mapa polarizace reliktního záření. Bílé čárky ukazují směr polarizace reliktního záření. Barva odpovídá fluktuacím reliktního záření v rozsahu ± 200 μK. Zdroj NASA/WMAP, 2006. |
Dalším důležitým zdrojem informací je spektrum fluktuací. Nejjednodušším modelem je ploché spektrum (fluktuace mají stejné amplitudy na všech škálách, tzv. Harrisonův-Zeldovičův model). Spektrum tohoto typu je neslučitelné s inflační fází. Právě druhá sada dat ukázala, že spektrum fluktuací jeví odchylky od plochého spektra ve shodě s inflačním modelem. Střední fluktuace mají velikost kolem 1°, což je ve shodě s plochým vesmírem. Je to opět inflace, v průběhu níž se vesmír stane efektivně plochý. Zdá se tedy, že data z WMAP poskytují dnes silné argumenty ve prospěch inflační fáze v minulosti vesmíru. Inflační fázi zpravidla klademe do času 10−35 s po Velkém třesku.
 |
| Velikost fluktuací závisí na celkovém zakřivení vesmíru. |
 |
| V raném vesmíru pravděpodobně proběhla inflační fáze – prudké rozepnutí všech rozměrů. |
Reliktní záření je významným zdrojem našich informací o historii vesmíru. Družice COBE měla rozlišovací schopnost pouhých 7°. Sonda WMAP měla rozlišení 0,3°. V současnosti se připravuje pro další výzkum reliktního záření sonda Evropské kosmické agentury Planck, která by měla startovat v roce 2007 a mít rozlišovací schopnost pouhých 0,17°. V brzké době lze tedy očekávat významné zpřesnění našich představ o vzniku světa.
Polarizace - jde o vlastnost, pomocí níž popisujeme určitou chaotičnost světla. Elektromagnetické záření je příčným vlněním, které lze 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. Příkladem polarizovaného záření je například záření odražené od rovinného zrcadla.
Temná energie - entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru. Tvoří 73 % 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 vakua.
Temná hmota - hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování "temná hmota".
Temný věk - období mezi vznikem atomárních obalů (380 000 let po Velkém třesku) a reionizací plynu v důsledku vzniku prvních megahvězd (400 milionů let po Velkém třesku). V tomto období látka ve vesmíru nezářila a byla temná.
Inflační fáze - prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10-35s po Velkém třesku. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 1087 a k zvětšení rozměrů faktorem 1029. Uvolněná energie 1056÷1060 GeV způsobí opětovné ohřátí vesmíru.
