Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 12 – vyšlo 27. března, ročník 4 (2006) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

12/2006

Ještě jednou WMAP

Petr Kulhánek

Sonda 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. je určena k detailnímu zkoumání fluktuací a 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 roviny kmitů elektrického vektoru. Při kruhové polarizaci opisuje konec elektrického vektoru v prostoru kružnici. Příkladem polarizovaného záření je například záření odražené od rovinného zrcadla. reliktního záření. Stala se výkonným následovníkem družice COBE. Výsledky z první sady měření, která trvala rok, byly oznámeny 11. 2. 2003 (viz AB 2003/10). 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 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. 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).

Po druhé sadě měření zůstávají nezměněny odhady množství 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. (73 %) a 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. (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 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 roviny kmitů elektrického vektoru. Při kruhové polarizaci opisuje konec elektrického vektoru v prostoru kružnici. Příkladem polarizovaného záření je například záření odražené od rovinného zrcadla. 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 věkTemný věk – období mezi vznikem atomárních obalů na konci velkého třesku (400 000 let po vzniku vesmíru) a reionizací plynu v důsledku vzniku prvních megahvězd (550 milionů let po vzniku vesmíru). V tomto období látka ve vesmíru nezářila a byla temná. 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 fázíInflace – 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.. 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 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. 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., která by měla startovat v roce 2008 a mít rozlišovací schopnost pouhých 0,17°. V brzké době lze tedy očekávat významné zpřesnění našich představ o vzniku světa.

Klip týdne: Parkerova spirála

Parkerova spirála. V rovníkové rovině Slunce je plocha nulového pole (tzv. nulová plocha). Na jedné straně nulové plochy mají silokřivky směr od Slunce, na druhé směr ke Slunci. Plocha je díky rotaci Slunce zvlněná do podoby spirály, kterou nazýváme Parkerova spirála – podle Eugena N. Parkera (1927), který ji jako první popsal. První sondy mající magnetometr zaznamenávaly při průchodu nulovou plochou zdánlivě nevysvětlitelnou změnu orientace magnetického pole. Dnes víme, že nulovou plochou procházejí při oběhu kolem Slunce všechny planety sluneční soustavy. (avi, 8 MB)

Odkazy