Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 21 – vyšlo 22. května, ročník 7 (2009) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

21/2009

Herschel a Planck ve vesmíru!

Petr Kulhánek

Tak jsme se po mnoha odkladech konečně dočkali. Dne 14. května vynesla nosná raketa Ariane 5 ECA z jihoamerického kosmodromu v Kourou ve Francouzské Guianě do vesmíru hned dvě významné sondy 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. – Planck a Herschel. O přípravě sond jsme Vás již informovali (AB 42/2005, AB 35/2007). Půl hodiny po úspěšném startu se Herschel oddělil od nosné rakety a 2,5 minuty poté ho následovala sonda Planck. Obě sondy se vydaly se do Lagrangeova boduLagrangeovy 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-Louis Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. L2 soustavy Země–Slunce, kde 1,5 milionu kilometrů za Zemí (směrem od Slunce) budou konat svá pozorování. Tato cesta bude trvat přibližně dva měsíce. Sonda Planck je určena k výzkumu reliktního 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). a sonda Herschel je obří infračervenou observatoří.

Start sond Planck a Herschel dne 14. 5. 2009. Zdroj: ESA.

Dráhy sond Planck a Herschel. 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. Ariane – nosná raketa využívaná Evropskou kosmickou agenturou. Její název pochází z francouzského přepisu jména mytologické postavy Ariadne. Nosič byl vyvíjen od 70. let dvacátého století. První úspěšný start Ariane 1 proběhl v roce 1979. Poslední využívaná varianta je nosič Ariane 5 ECA s výškou 59 metrů, průměrem 5,4 metru, celkovou hmotností 770 tun a užitečným nákladem 10 tun. Tento nosič vynesl na orbitu například dalekohled Jamese Webba. Poslední start rakety proběhl 6. července 2023. Připravuje se další verze rakety, Ariane 6. Starty probíhají z kos­mod­ro­mu Guyanského kosmického centra v blízkosti Kourou ve Francouzské Guyaně. 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).

Planck

Sonda Planck je pojmenována po Maxu Planckovi (1858–1947), významném německém fyzikovi. Max Planck zformuloval vztah popisující vyzařování absolutně černého tělesa za předpokladu, že energie je kvantována a elementární kvantum je úměrné frekvenci. Tento předpoklad zavedl ryze matematicky, aby rovnice byly řešitelné. Fyzikální interpretaci příliš nedůvěřoval. V roce 1918 získal Nobelovu cenu za svou kvantovou teorii, úspěšně vyzkoušenou Einsteinem na fotoelektrickém jevuFotoelektrický jev – vyrážení elektronů z povrchu některých látek (zejména kovů) světlem. Při tomto jevu se projevují částicové vlastnosti světla, jednotlivý foton musí mít energii vyšší než je výstupní práce nutná k vytržení elektronu z atomu. Jev poprvé objevil Heinrich Hertz v roce 1887 a vysvětlil Albert Einstein v roce 1905. a Bohrem na prvním modelu atomu. Planck byl kritikem pravděpodobností interpretace entropie. V roce 1900 poprvé použil univerzální plynovou konstantu a Avogadrovu konstantuAvogadrova konstanta – konstanta udávající počet molekul, popřípadě jiných částic, v látkovém množství jeden mol. Značí se N_A. Někdy se také nesprávně označuje jako Avogadrovo číslo. Nejpřesnější metody jejího měření byly založeny na rentgenové difrakci aplikované na vzorky monokrystalů křemíku nebo kalcitu. V roce 2018 byla (s platností od 20. května 2019) Avogadrova konstanta zafixována na hodnotě N_A = 6,022 140 76×10²³ mol⁻¹. Tato hodnota určuje látkové množství jednoho molu v soustavě SI..

Sonda Planck je především určena k výzkumu reliktního záření. Po družici 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. a 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. jde již o třetí observatoř určenou pro výzkum reliktního 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)., které pochází ze závěrečného období Velkého třesku a je největším zdrojem informací o raném vesmíru. Srdcem sondy je zrcadlo o rozměrech 1,9×1,5 metru. Rozlišovací schopnost bude pouhých 0,17° (COBE měla 7° a WMAP 0,3°). Relativní přesnost měření teplotních fluktuací reliktního záření by měla dosáhnout 2×10^–6 K (COBE měla 10^–5 K a WMAP 2×10^–5 K). Sonda je schopna pracovat od radiových vlnových délek až po submilimetrovou oblast. Vysokofrekvenční detektor HFI pracuje v oboru 83 GHz až 1 THz a nízkofrekvenční přístroj LFI v oboru 27÷77 GHz. Hmotnost sondy při staru byla 1 900 kg. Sonda je 4,2 m vysoká a 4,2 m široká. Doba mise je plánována na 15 měsíců.

Hlavním cílem sondy je výzkum reliktního záření, které se oddělilo od látky v období formování atomárních obalů, tj. 400 000 roků po vzniku vesmíru. Z 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 by mělo být možné nepřímo nalézt gravitační vlnyGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. z období inflaceInflace – 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. vesmíru (prvopočáteční exponenciální expanze). Z rozboru fluktuací reliktního záření bude snad možné určit vlastnosti 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., která je zodpovědná za současnou zrychlenou expanzi vesmíru a přispět k objasnění podstaty temné energie. K dalším cílům mise patří zjišťování velkorozměrové struktury vesmíru, výzkum 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., vyhledávání topologických defektů a studium galaxií v mikrovlnném oboru. Příprava sondy stála 700 milionů €.

Mikrovlnná sonda Planck

Herschel

Sonda Herschel je pojmenována po významném anglickém astronomovi, Williamu Herschelovi (1738–1822). Herschel zkonstruoval ve své době největší zrcadlový dalekohled na světě. V roce 1781 objevil planetu UranUran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5^m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a  je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety., v roce 1787 nalezl Uranovy měsíce Oberon a Titania, v roce 1789 měsíce Enceladus a Mimas. Byl mimořádně pečlivý pozorovatel a na základě jeho pozorování byl vybudován katalog NGC (New General Catalog of Nebulae and Clusters of Stars). V roce 1800 objevil infračervené záření ve slunečním spektru (pomocí zvýšení teploty na teploměru, na který dopadaly neviditelné paprsky z této oblasti spektra). Dále jako první zjistil, že krystaly mohou stáčet rovinu polarizace světla.

Sonda Herschel navazuje na úspěšné infračervené observatoře ISOISO – Infrared Space Observatory, infračervený dalekohled na oběžné dráze vypuštěný Evropskou kosmickou agenturou v roce 1995 pomocí nosné rakety Ariane 44P ve francouzské Guianě. Dalekohled byl funkční do roku 1998, kdy došla chladicí kapalina (2 286 litrů kapalného helia). Dalekohled pracoval na vlnových délkách 2,5÷240 μm, přístroje byly chlazeny na −273 °C a primární zrcadlo mělo rozměr 60 cm. Ve své době šlo o nejcitlivější IR přístroj vůbec., AkariAkari – japonsko-evropská družice z roku 2006, která je určena pro sledování infračerveného oboru spektra. Na stavbě se podílely kosmické agentury JAXA a ESA. Zrcadlo má průměr 68 cm, přístroje jsou chlazeny 170 litry kapalného helia. a SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology.. Jejím základem je zrcadlo o průměru 3,5 metru, dosud největší zrcadlo dopravené do vesmíru vůbec. Sonda je dlouhá 7,5 metru a má průměr 4,5 metru. Hmotnost při startu činila 3 400 kg (včetně 2 300 litrů kapalného heliaHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi. určeného k chlazení přístrojů. Na palubě jsou tři hlavní přístroje: PACS, SPIRE a HIFI. PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer) je kamera a spektrometr nízkého až středního rozlišení pro vlnové délky kolem 205 mikrometrů. SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver) je kamera a spektrometr nízkého až středního rozlišení pro vlnové délky kolem 200 mikrometrů. HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared) je spektrometr s velmi vysokým rozlišením, pomocí kterého bude určováno chemické složení látky v okolí infračervených zdrojů. Součástí všech tří detektorů jsou pole bolometrůBolometr – neselektivní detektor tepelného (infračerveného) záření pracující na principu měření změny elektrického odporu v závislosti na změně teploty čidla bolometru v důsledku absorpce záření. Závislost lze vyjádřit přibližným vztahem ΔR/R = αΔT, kde α je teplotní součinitel změny odporu R, jehož velikost je určena materiálem čidla bolometru a pracovní teplotou (α = 0,5 ÷ 5 000 K⁻¹). Současné možnosti (1. polovina roku 2013) komerčně dostupných nechlazených detektorů: zobrazování v rozsahu 7÷14 μm v rozlišení 680×480 pixelů, velikost pixelu až 25 μm.. Plánovaná doba činnosti sondy je 3 roky. Příprava sondy stála 1,1 miliardy €.

Hlavním cílem mise Herschel je pozorování neviditelného vesmíru v infračervené oblasti. Předpokládá se studium formování a vývoje eliptických galaxií a centrálních výdutí spirálních galaxií v první třetině existence vesmíru. Dalším cílem je studium vztahu hvězd a galaxií, zejména procesů vzniku hvězd a planet v naší i dalších galaxiích. S tím souvisí výzkum mezihvězdných mračen a protoplanetárních disků, včetně zjišťování chemického složení a vyhledávání složitých organických molekul.

Vesmírná observatoř Herschel

Klip týdne: Planck a Herschel

Planck a Herschel. V květnu 2009 startovala dvojice významných sond Evropské kosmické agentury. Obě sondy byly vyneseny současně nosnou raketou Ariane dne 14. května 2009. Půl hodiny po startu byly sondy odděleny a vydaly se na samostatnou pouť do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, kde budou pracovat. V animaci vidíte nejprve infračervenou observatoř Herschel následovanou sondou Planck, která opustila nosnou raketu o 2,5 minuty později. Observatoř Herschel je určena k výzkumu vzniku galaxií, hvězd a planetárních systémů. Observatoř je schopna detekovat složité chemické molekuly v protohvězdných mlhovinách. Sonda Planck je určena k výzkumu reliktního záření, temné energie a hmoty a k nepřímé detekci gravitačních vln z inflačního období vesmíru, které by měly polarizovat reliktní záření. Herschel má zrcadlo o průměru 3,5 metru a Planck o průměru 1,5 metru. Zdroj ESA. (avi/divx, 4 MB)

Odkazy