|
ESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1973 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. Planck – sonda ESA, která startovala v květnu 2009. Je určena k výzkumu fluktuací reliktního záření. Má rozlišovací schopnost 0,17° a teplotní rozlišení 2 μK při frekvenčním pásmu 325÷1000 GHz. Je pojmenována podle významného kvantového fyzika Maxe Plancka. Umístěna je v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. 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 sondy do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel, TPF). |
Již během letu k bodu L2 se sonda začala plánovaně ochlazovat, aby mohla začít co nejdříve měřit. Na své místo dorazila 9. června a pokračovala v ochlazování. Od
29. června probíhala fáze kalibrací a ověřování obou měřicích přístrojů, LFI a HFI
. Proces ochlazování byl dokončen 3. července, kdy chladič dosáhl teploty 0,1 K (–
273,05 °C). Přibližně ve stejné době byla sonda usazena na její konečnou oběžnou dráhu okolo bodu L2. Fáze kalibrací a ověřování měla být završena dvoutýdenním zkušebním měřením nazvaným „First Light Survey“ (buď První světelná přehlídka, nebo Přehlídka prvního světla; zřejmě jde o lingvistický vtip). Tato první přehlídka začala s mírným skluzem oproti plánu, 13. srpna. Dokončena byla 27. srpna ve 14:49 SEČ. Od prvních chvil bylo zřejmé, že vše, jak měření, tak přenos výsledků na Zemi,
proběhlo v naprostém pořádku a získaná data mají vynikající kvalitu.
Kompletní analýza dat z prvního měření skončila 7. září. Potvrdilo se, že Planck pracuje na výbornou a pro další měření nebude třeba žádných úprav ani na detektorech, ani na kryogenice. Data byla shledána tak kvalitními, že byla zařazena na počátek první celkové prohlídky oblohy trvající sedm měsíců. Tato prohlídka tak bude moci být dokončena o dva týdny dříve oproti plánu, čímž se ušetří helium nutné pro fungování sondy po dobu druhé celkové prohlídky.
Měření „First Light Survey“ trvalo dva týdny. Výsledkem je devět map proužku o šířce asi 15° okolo celé oblohy. Mapy byly pořízeny na milimetrových a submilimetrových frekvencích 30, 45, 70, 100, 140, 220, 350, 550 a 850 GHz.
Sonda se po odeslání dat z prvního měření dostala do fáze rutinní práce. Po dobu nejméně patnácti měsíců bude bez přestávky mapovat celou oblohu. První celooblohová mapa bude moci být sestavena po šesti měsících měření. Po té se sonda pustí do tohoto úkolu ještě jednou. Získáme tak dvě nezávisle vytvořené celooblohové mapy reliktního záření. Protože měření je ale velice náročné, budou se naměřená data zpracovávat až do konce roku 2012. I poté budou mnoho let cenným zdrojem pro kosmology a astrofyziky.
 |
| Mapa celé oblohy ve viditelném oboru proložená pásem znázorňujícím v nepravých barvách oblast, kterou proměřila sonda Planck při svém prvním pozorování. Červená barva znamená teplejší a modrá studenější záření, než je průměrná teplota reliktního záření. V obrázku jsou vybrány dvě oblasti, jedna z naší Galaxie, která reliktní záření přesvítí, a druhá ze směru mimo Galaxii, kde jsou vidět drobné změny v teplotě samotného reliktního záření. |
 |
| Oblast o rozměru 10°×10° ve směru mimo naší Galaxii. Levý obrázek pochází z měření LFI na 70 GHz, pravý z HFI na 100 GHz. Obě mapy obsahují zhruba totéž, drobné rozdíly jsou způsobené nepřesnou kalibrací při postprocesingu naměřených dat a velmi slabým zářením naší Galaxie. |
 |
| Výřez oblohy o rozměru 20°×20° ve směru, ze kterého velmi září naše Galaxie. Mapy se liší použitým detektorem a frekvencí, na které bylo měření provedeno. Obrázky jsou vzájemně mírně posunuty kvůli rozestavení detektorů v ohniskové rovině. Na nízkých frekvencích září elektrony interagující s plynem a magnetickým polem. Na vyšších frekvencích tepelně září prach. Možnost proměřit záření naší Galaxie na mnoha frekvencích nám dává možnost pochopit fyzikální děje v ní probíhající. |
 |
| Graf závislosti intenzity reliktního záření na frekvenci. Sonda Planck jej proměřuje v devíti frekvenčních pásmech. Šest pásem se měří pomocí přístroje HFI, tři pomocí přístroje LFI. |
| Přístroj HFI |
Vysokofrekvenční přístroj, HFI, má 52 detektorů a 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). Čtyři nejnižší kanály mohou proměřovat i polarizaci záření. Každý detektor je vlastně velmi citlivým bolometrem. Dopadající záření drobně ohřeje kousek materiálu s velmi silnou závislostí měrného elektrického odporu na teplotě. Kvůli tomuto principu měření musí být chlazení velmi stabilní. HFI je chlazen na teplotu 0,1 K. Vyroben byl ve Francii.
 |
| HFI (High Frequency Instrument). |
| Přístroj LFI |
Nízkofrekvenční přístroj, LFI, má 22 detektorů a měří na třech radiových frekvencích 30, 45 a 70 GHz (vlnové délky 10, 7 a 4 mm). Každý detektor je unipolární tranzistor typu HEMT (High Electron Mobility Transistors), který zesiluje zachycený signál. Tyto tranzistory se používají například i v mobilních telefonech. LFI je chlazen na teplotu 20 K. Vyroben byl v Itálii.
 |
| LFI (Low Frequency Instrument). |
| Chlazení |
Sonda Planck je chlazena jak pasivně, tak aktivně. Při pasivním chlazení by teplota dalekohledu byla okolo 50 K. Aktivní kryogenický systém je třístupňový a chladí samotné detektory. První aktivní stupeň využívá metalhydridy, které při nízkých teplotách absorbují vodík a při vyšších ho zase uvolňují. Kaskáda plátů z metalhydridu tak předchladí stlačený vodík, který je poté dále ochlazen Jouleovým-Thomsonovým procesem až na 20 K. Tato teplota stačí pro provoz přístroje LFI . Takový způsob chlazení neobsahuje žádné pohyblivé části, takže vibrace nemohou ovlivnit samotné měření. Stupeň byl vyroben v USA (Pasadena). Další dva stupně ochlazují detektory v přístroji HFI. První z nich je klasická Jouleova-Kelvinova chladnička s vyváženým mechanickým kompresorem. Jako chladivo je použito 4He. Takto se dosáhne teploty 4 K. Tento stupeň pochází ze Spojeného království. Poslední chladicí stupeň je tzv. zřeďovací chladnička. Využívá směs 3He a 4He, která se díky svým kvantovým vlastnostem spontánně rozděluje na fázi bohatou na 3He a fázi na něj chudou. Toto rozdělení spotřebovává energii. Stačí tak do fáze chudé na 3He dodávat další 3He a celá směs se ochlazuje. Na sondě Planck je tento proces nevratný a použité helium se vypouští do vesmíru. Využívá se přitom opět Jouleova-Thomsonova jevu k předchlazování celého třetího stupně. Právě toto chlazení omezuje životnost sondy, zásoby stačí na 15 měsíců provozu. Díky němu ale mohou detektory v přístroji HFI pracovat při teplotě pouhých 0,1 K. Stupeň vyrobili ve Francii.
| Dalekohled |
Dalekohled sondy Planck je Gregoryho typu se dvěma mimoosými parabolickými zrcadly o velikostech 1,9×1,5 m a 1,1×1,0 m. Dalekohled je mírně skloněn, takže to vypadá, jakoby trochu šilhal. Důvodem k tomu je umožnění ostrého pozorování na poměrně velké ploše ohniskové roviny. Dalekohled je důmyslně odstíněn, aby do něj nedopadalo světlo od okolních zdrojů, ale ani aby ho neovlivňovalo záření z chladičů umístěných na sondě. Zrcadla jsou chlazená pasivně na 50 K. Dalekohled byl vyroben v Dánsku.
 |
| Ukázka předpokládaného rozvoje intenzity reliktního záření pozadí do sférických harmonických. První pík je kolem 200 (fluktuace s rozměrem 1°), druhý kolem 550 (fluktuace cca 0,3°). Polohu třetího píku již sonda WMAP nebyla schopna spolehlivě nalézt. U Plancku bude možné proměřit spektrum mnohem dále. Z polohy píků se určují základní parametry našeho vesmíru (křivost, složení, stáří, atd.). |
