Sonda Planck je mikrovlnná observatoř Evropské kosmické agentury, která je pojmenována po vynikajícím německém fyzikovi Maxu Planckovi. Nosná raketa Ariane ji vynesla do vesmíru spolu s infračervenou observatoří Herschel. 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 Slunce. Po více než roce pozorování byly zveřejněny první předběžné výsledky, které jsou námětem tohoto článku.
|
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 maximum v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Backgroud, 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 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. 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). |
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 COBE (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 Smoot a John Mather, byli odměněni Nobelovou cenou za fyziku pro rok 2006. Družice COBE měla úhlové rozlišení 7°, což nedostačovalo k harmonické analýze 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 L2, ve vzdálenosti 1.5 milionu kilometrů za Zemí směrem od Slunce. 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 polarizace reliktního záření bylo možné datovat i období vzniku prvních hvězd). 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 L2. 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.
Obr. 1. COBE, WMAP a Planck. Nákresy tří generací observatoří, které zkoumaly nebo zkoumají reliktní záření.
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.
Obr. 3. Světlo jde z primárního zrcadla na sekundární a poté do mikrovlnného ohniska.
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 současně na devíti frekvencích.
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).
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).
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 emise) , 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 objektů (podrobněji se jimi budeme zabývat v příštím pokračování), mapy synchrotronních emisí atd.
Obr. 8. Celkový signál je možné separovat na jednotlivé zdroje.
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.
Obr. 10. Celkový mikrovlnný obraz oblohy na všech frekvencích po roce měření. Fluktuace reliktního záření jsou odečteny. Na obrázku vidíte polohu některých známých mikrovlnných zdrojů. Zkuste si je vyhledat na podrobné fotografii bez popisků nebo s popisky!
Pokračování příště
Zdroje:
