Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 8 – vyšlo 25. února, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Planck – první výsledky III

Petr Kulhánek

V minulých dvou dílech trilogie o Plancku jsme se zmínili o tom, jak Planck funguje a o některých předběžných výsledcích z této výjimečné mikrovlnné observatoře, na jejíž konstrukci se podílelo přes 50 společností z Evropy, USA a Kanady. Diskutovali jsme o novém katalogu kompaktních objektů, o vzdálených kupách galaxiíKupy galaxií – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru tvořené třemi hlavními složkami:
– stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
– obrovskými mraky horkých plynů,
– temnou hmotou zatím neznámé povahy.
Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, radiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je miliardy až stovky miliard Sluncí. objevených Planckem za pomoci Sunjajevova-Zeldovičova jevuSunjajevův-Zeldovičův jev – výsledek vzájemného ovlivnění vysoce energetických elektronů s fotony reliktního záření prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu. Nízkoenergetické mikrovlnné fotony reliktního záření získávají energii při průletu horkým mezigalaktickým plynem v kupě a tuto změnu lze rozpoznat ve spektru. a nových pohledech na naši Mléčnou dráhu. V dnešním závěrečném díle se seznámíme s některými dalšími výsledky a zaměříme se na to, co lze od Plancku ještě očekávat v budoucnosti.

Planck – 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.

Kosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ₀)/λ₀, kde λ₀ je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu.

AME – Anomalous Microwave Emission, anomální mikrovlnná emise. Jde o mikrovlnný signál v okolí 1 milimetru, který přichází z některých molekulárních mračen. Tento signál je pozorován od poloviny 90. let. Sonda Planck v roce 2011 potvrdila hypotézu, že je tento signál generován rotujícími prachovými zrnky s elektrickým dipólovým momentem.

Studium molekulárních mračen, výzkum prachu, AME

Mikrovlnná observatoř Planck je velmi vhodná pro výzkum prachu a molekulárních mračen nejenom v naší, ale i v dalších blízkých galaxiích. Prachová zrna mají nejrůznější velikosti – od několika spojených molekul až po desítky mikrometrů. Od poloviny devadesátých let je z prachových oblastí pozorován v některých místech anomální signál v milimetrové oblasti, který zjevně nemá tepelný původ. Pro tento signál se ujala zkratka AME (Anomal Microwave Emission – anomální mikrovlnná emise). Planck pečlivě sledoval dvě známé oblasti tohoto signálu – molekulární mračno v Perseu a molekulární mračno v okolí hvězdy ρ Hadonoše. Observatoř objevila i dvě úplně nové oblasti anomálního signálu G173.6+2.8 a G107.1+5.2. Pečlivou analýzou dat se podařilo potvrdit jednu z dřívějších hypotéz. Zdrojem anomálního signálu je elektrický dipólový moment rotujících prachových zrnek. Každé zrnko se chová jako elektrický dipól a rotující dipól vyzařuje charakteristický signál.

Čtyři zdroje anomální mikrovlnné emise AME, dva z nich (G107.1+5.2 a G173.6+2.8) objevila sonda Planck. Na snímcích jsou odečteny známé zdroje signálu: tepelný signál, signál způsobený volnými srážkami elektronů a synchrotronní záření.

Fotografie vláknitých struktur v okolí mléčné dráhy. Snímek je složen ze dvou snímků z Plancku (557 GHz, 857 GHz) a jednoho snímku z družice IRAS (1 200 GHz). Na obloze tato oblast zaujímá 50°. Barvami je dobře kódována teplota přítomného prachu. Červené oblasti odpovídají teplotě prachu 10 K a bílé několika desítkám kelvinů. Viditelné prachové struktury se nacházejí ve vzdálenosti do 500 světelných roků od Země. Zdroj: ESA/IRAS.

Infračervené záření pozadí (CIB)

Reliktní 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). (mikrovlnné záření pozadí) vzniklo na konci Velkého třesku, když se plazmatickéPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. skupenství měnilo v plynné a lehká atomová jádra se spojovala s elektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. v neutrální atomyAtom – základní strukturní jednotka hmoty, jádro je složeno z neutronů a protonů, obaly z elektronů. Rozměry atomu jsou 10⁻¹⁰ m, rozměry jádra 10⁻¹⁴ m, hustota atomu je 10¹¹ g·cm⁻³, hustota jádra 10¹⁴ g·cm⁻³. Elektrony nejsou v atomárnáím obalu lokalizovány, můžeme určit jen pravděpodobnosti jejich výskytu v tzv. orbitalech.. V té době zde již byly počáteční zárodky budoucích struktur, které objevila družice 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. jako fluktuace reliktního záření. Z těchto fluktuací se v období po Velkém třesku rodily první vesmírné struktury a z nich obří hvězdy a galaxie. Zrod prvních struktur byl doprovázen uvolněním záření, kterému dnes říkáme infračervené záření pozadí (anglická zkratka je CIB – Cosmic Infrared Background). Charakteristický svit prvních struktur se s expanzí vesmíru přesunul do infračervené oblasti. Čím dříve struktura vznikala, tím delší má dnes vlnovou délku. Planck není infračervenou sondou, nicméně na svých nejvyšších pozorovacích frekvencích (přístroj HFI) dokáže tento signál zachytit a díky znalosti jeho frekvenční závislosti ho jde oddělit od ostatních mikrovlnných signálů (viz AB 6/2011). K pozorování infračerveného záření pozadí bylo vybráno šest oblastí oblohy s relativně vysokou galaktickou šířkou (daleko od roviny Galaxie), kde se nachází nejméně zdrojů rušivého signálu z Mléčné dráhy. Těchto šest vybraných oblastí bylo pojmenováno N1, AG, SP, LH2, Bootes 1 a Bootes 2.

Šest vybraných oblastí, ve kterých bylo zkoumáno infračervené záření pozadí.
Jde o první struktury vznikající po Velkém třesku.

Planck není schopen pozorovat v infračervené oblasti, ale až v mikrovlnné. V pravé části obrázku je typické spektrum rodících se galaxií pro různé kosmologické posuvyKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ₀)/λ₀, kde λ₀ je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu., tedy pro různé vzdálenosti. Čím vyšší frekvenci použijeme, tím bližší objekty sledujeme. V animaci proto vidíme obrácený časový vývoj vznikajících struktur (zárodků galaxií) – se snižující frekvencí se díváme stále do větší vzdálenosti, tj. na mladší a mladší struktury.

Budoucnost

Na koci roku 2011 dojde Plancku chlazení pro vysokofrekvenční přístroj HFI a nadále již bude pracovat jen omezeně. Do té doby by ale měla stihnout dokončit čtyři kompletní přehlídky oblohy v mikrovlnném oboru. Hlavním cílem sondy Planck je výzkum fluktuací a polarizace reliktního záření, který teprve započne. Zde jsou vkládány veliké naděje do harmonické analýzy dat, ze které lze určit stáří našeho Vesmíru, podíl temné hmoty a temné energie, stavovou rovnici temné energie, zakřivení Vesmíru a další důležité kosmologické parametry. Z rozboru polarizace reliktního záření je možné monitorovat vznik prvních hvězd, hledat otisk reliktních gravitačních vln z inflační fáze nebo ze samotného počátku existence Vesmíru nebo zkoumat zachování levopravé symetrieP invariance – symetrie vzhledem k záměně levého a pravého směru. O symetrii hovoříme, pokud by se přístroj vytvořený podle zrcadlového obrazu choval shodně s původním přístrojem. Z této symetrie plyne existence zachovávající se veličiny, kterou nazýváme parita (odsud písmenko P, paritní symetrie). Pokud by symetrie platila, parita by se zachovávala. Narušení levopravé symetrie prokázala čínská fyzička C. S. Wu z Kolumbijské univerzity v roce 1957 v experimentu s rozpadem kobaltu 60. a CPT symetrieCPT invariance – kombinovaná symetrie, podle které by měl experiment dopadnout stejně, pokud vyměníme všechny částice za antičástice (C = Charge, nábojová symetrie), levé směry za pravé (P = Parity, levopravá symetrie) a časový sled událostí pustíme pozpátku (T = Time, časová symetrie). ve Vesmíru. Planck tak čekají další nemalé úkoly a o této sondě dozajista ještě uslyšíme.

Konec

Odkazy