Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 11 – vyšlo 30. března, ročník 16 (2018) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

11/2018

Observatoř Planck, kosmologie a další výsledky

Petr Kulhánek

Reliktní záření z konce velkého třesku je jedním z nejvýznamnějších zdrojů informací o raném vesmíru. Postupně ho zkoumaly z vesmíru tři přístroje: americká 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., americká 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. a evropská sonda 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.. Každá z těchto observatoří výraznou měrou přispěla k našemu poznání počátku světa. Družice COBE startovala v roce 1989, proměřila závislost intenzity reliktního záření na vlnové délce a prokázala, že jde skutečně o reliktní záření o teplotě 2,73 K. V roce 1992 objevila anizotropii tohoto signálu, tj. fakt, že v různých směrech je reliktní záření různě teplé (jde o nepatrnou změnu až na pátém místě za desetinnou čárkou) a je v něm přítomen otisk zárodečných struktur (tzv. fluktuace) z konce velkého třesku, které se později vyvinuly v dnešní útvary – hvězdy, galaxie a kupy galaxií. Sonda WMAP z roku 2001 dokázala jako první naměřit tak detailní data, že bylo možné udělat v roce 2003 jejich frekvenční analýzu. Z ní jsme se dozvěděli stáří vesmíru, jeho zakřivení a procentuální zastoupení jednotlivých entit ve vesmíru. Sonda WMAP také měřila polarizaci reliktního záření a z ní vyplynulo, kdy ve vesmíru vznikaly první hvězdy. V roce 2009 odstartovala na svou misi sonda Planck, která na palubě nesla již třetí generaci velmi sofistikovaných přístrojů. Sondě se podařilo zatím nejpodrobněji zmapovat reliktní záření, ale nejen to. Objevila i mnoho dalších zajímavých astronomických jevů.

Porovnání fluktuací reliktního záření pozorovaných na části oblohy
o hraně 10° observatořemi COBE, WMAP a Planck. Zdroj: NASA.

	COBE	WMAP	Planck
start	18. 11. 1989	30. 6. 2001	14. 5. 2009
deaktivace	23. 12. 1993	28. 10. 2010	23. 10. 2013
umístění	oběžná dráha	L2Lagrangeovy 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.	L2Lagrangeovy 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.
teplotní rozlišení	400 μK	20 μK	1 μK
úhlové rozlišení	7°	15′	5′
počet pásem	3	5	9

COBE – 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. 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. 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.

Jaká byla sonda Planck?

Před zahájením skenování byly přístroje sondy kalibrovány za pomoci rádiového signálu přicházejícího z radiačních pásů planety Jupiter. Jde o velmi silný a dobře rozpoznatelný signál známých vlastností, který byl objeven už v roce 1954. Sonda Planck snímkovala oblohu v devíti frekvenčních pásmech se středy frekvencí od 30 do 857 gigahertzů, čímž pokryla vlnové délky v rozsahu 0,2 až 10 milimetrů. Množství pásem je důležité pro další zpracování signálu, při němž se odfiltrovávají jiné složky, než je reliktní záření (například svit galaxií, volných elektronů nebo prachu z roviny Mléčné dráhy).

Mikrovlnný signál soustředilo zrcadlo o průměru 1,5 metru do ohniska složeného z řady radiometrů – antének ve tvaru malých trychtýřků. Čtyřstupňové chlazení umožnilo teplotu ohniska udržet na 0,1 kelvinu. Poslední chladicí stupeň využíval změnu teploty kapalného helia při jeho expanzi po protlačení kapilárami, takže životnost sondy byla dána především zásobou kapalného helia. Z ohniska byl signál veden mikrovlnnými vlnovody ke zpracování, při němž bylo možné – díky rozdělení signálu do dvou svazků s odlišnou rovinou kmitů elektrického pole – určit polarizaci signálu.

Sonda Planck pracovala v Lagrangeově libračním bodě L2Lagrangeovy 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. (1,5 milionu kilometrů od Země směrem od Slunce), kde skenovala oblohu v pásech širokých 15°. Jedno oskenování trvalo zhruba půl roku. Při skenování se využívaly tři pohyby: 1) vlastní rotace sondy, 2) oběh sondy kolem libračního bodu a 3) pohyb sondy spolu s libračním bodem okolo Slunce. Původně bylo plánováno, že sonda Planck uskuteční dvě přehlídky oblohy, ve skutečnosti se podařilo dokončit celé přehlídky čtyři a zaznamenat polovinu páté.

Příprava sondy Planck trvala dvacet roků. Zdroj: ESA/Planck.

Skvělé výsledky

Přestože byla sonda Planck určena především k pozorování mikrovlnného záření z konce velkého třesku, přinesla obrovské množství nových poznatků. Především se jí podařilo vytvořit kompletní mapu mikrovlnné oblohy v rozsahu vlnových délek od 0,2 do 10 milimetrů, na níž na první pohled upoutá svítící prach v Mléčné dráze, rozsáhlá molekulární mračna v Hadonoši a Perseu, radiogalaxie, Magellanova mračna, kvazary a mnohé další objekty. Na základě práce observatoře Planck vznikl katalog kompaktních objektů zářících v mikrovlnném oboru, který nemá svým rozsahem obdoby.

Sonda Planck detekovala spirální ramena Velkého Magellanova oblakuLMC – Large Magellanic Cloud, Velké Magellanovo mračno. Trpasličí souputník naší Galaxie ve vzdálenosti 180 000 l.y. Jde o nádherný objekt viditelný spolu s Malým Magellanovým mračnem na jižní obloze. – trpasličí galaxie nacházející se v blízkosti naší Mléčné dráhy, která je patrná i pouhým okem na jižní obloze. Dále se jí podařilo podrobně zmapovat anomální mikrovlnnou emisiAME – 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. galaktického prachu. Z dat sondy je možné pořídit detailní snímky molekulárních oblaků, v nichž se rodí hvězdy. V datech jsou ale ukryty i informace o velmi vzdáleném vesmíru. Horké řídké plazmaPlazma – 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. mezi galaxiemi těch nejvzdálenějších kup a nadkup ovlivňuje signál 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 vytváří v něm charakteristické oblasti s posunutou frekvencí (tzv. Sunjajevův-Zeldovičův jevSunjajevův-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.). Z jejich analýzy bylo možné objevit mnoho extrémně vzdálených nadkup galaxií, jejichž detekce by ve vizuálním oboru byla zcela vyloučená. Reliktní záření se na své pouti také pohybuje průhlednými oblastmi zaplněnými temnou hmotou. Tyto oblasti sice elektromagnetický signál snadno propouštějí, ale posunou a zdeformují fluktuace obsažené v signálu. Analýza pozměněných fluktuací přináší cenné informace o rozložení 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. ve vesmíru.

Sonda Planck skenovala oblohu v devíti frekvenčních pásmech. U většiny zdrojů je známa jejich frekvenční závislost, proto bylo možné matematickými metodami rozumně oddělit jednotlivé zdroje signálu a získat extrémně podrobnou mapu fluktuací reliktního záření. První verze byla publikována v roce 2013. Sonda pořizovala i data o polarizaci záření, v roce 2015 byla zveřejněna podrobná mapa polarizace reliktního záření. Z těchto dat vyplynulo, že polarizace reliktního záření pozorovaná v roce 2014 zařízením BICEP II (viz AB 13/2014) na jižním pólu nijak nesouvisí s reliktními gravitačními vlnami, ale je způsobena magnetickým prachem v rovině Mléčné dráhy. Prachová zrnka v sobě obsahují atomy železa a chovají se jako malé magnety precedující kolem siločar našeho galaktického pole. Přitom vydávají polarizovaný elektromagnetický signál, který má shodou okolností vlnovou délku v okolí jednoho milimetru – přesně tam, kde je maximum signálu 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).. Vše špatné je ale pro něco dobré. Z polarizace signálu bylo možné určit průběh siločar magnetického pole Galaxie v těch oblastech, kde se nachází magnetizovaný prach. Znalost magnetického pole Galaxie je velmi důležitá při analýze směru, odkud přicházejí nabité částice kosmického záření, jejichž pohyb magnetické pole dominantně ovlivňuje.

Další část polarizace reliktního záření je způsobena volnými elektrony vznikajícími při interakci hvězdného větru prvních hvězd s okolním prostředím. Z polarizace tohoto typu (lze ji snadno odlišit od polarizace vzniklé reliktními vlnami či magnetizovaným prachem) bylo přesně datováno období vzniku prvních hvězd na 550 milionů let po počátku vesmíru.

Mapa polarizace reliktního záření získaná z dat pořízených sondou Planck. Linie
na mapě reprezentují rovinu kmitů elektrického pole. Zdroj: ESA/Planck.

Celooblohová mapa siločar magnetického pole Galaxie pořízená na frekvenci 857 GHz
ze záření magnetického prachu v naší Galaxii – Mléčné dráze. Zdroj: ESA/Planck.

Magnetické pole Mléčné dráhy (60×60°) vypočtené z měření sondy Planck. Bíle je
ohraničena oblast analyzovaná zařízením BICEP 2. Zdroj: ESA/Planck.

Některá data ze sondy Planck (2018)
stáří vesmíru	13,8 miliardy roků
trvání velkého třesku	380 tisíc roků
vznik prvních hvězd	550 milionů roků
atomární látka	4,8 %
temná hmota	25,8 %
temná energie	69,4 %
Hubblova konstanta	67,7 km·s−1Mpc−1

Porovnání s WMAP

Obě sondy pozorovaly stejnou oblohu, ale různými prostředky. Především ke svému měření využívaly různá frekvenční pásma (s částečným překryvem), dále každá ze sond byla citlivější v jiné oblasti multipólového rozvojeMultipólový rozvoj – rozvoj signálu do jednotlivých frekvenčních módů na sféře. Módy jsou číslovány číslem l, které je analogií vedlejšího kvantového čísla v kvantové mechanice. Toto číslo souvisí s rozměrem fluktuací vztahem φ = 180°/ℓ., při zpracování dat bylo použito jiné maskování zdrojů na obloze, přístroje měly odlišný šum a jejich kalibrace byla prováděna různým způsobem. Měřená data z obou sond na první pohled dobře souhlasí, ale při podrobnější analýze jsou zde patrné odchylky. Například Hubblova konstantaHubblova konstanta – koeficient úměrnosti mezi rychlostí vzdalování a vzdáleností objektů při expanzi vesmíru (H = v/R). Přesnější definice je dána přes expanzní funkci a: H = (da/dt)/a. Dnes se hodnota Hubblovy konstanty odhaduje na přibližně 70 km/s na megaparsek. Různé metody dávají poněkud odlišné výsledky, což je buď způsobeno systematickými chybami v odhadu vzdáleností, nebo nepřesným kosmologickým modelem.  určená z měření WMAP vychází 70±2,2 km·s^-1Mpc^-1, zatímco ze sondy Planck vyplynula hodnota 67,7±0,5 km·s^-1Mpc^-1. Obdobně je to i s ostatními parametry – hodnoty z obou sad se nevylučují, ale jsou v nich malé rozdíly. Ty jsou patrné zejména pro multipólový rozvoj s ℓ > 100. Zveřejněné výsledky podrobně analyzovala skupina Davida Larsona z Univerzity Johnse Hopkinse [4]. Není vyloučeno, ale je to velmi málo pravděpodobné, že nepatrné odlišnosti ve výsledcích získaných v různých frekvenčních pásmech mohou mít fyzikální původ a znamenají odchylky od ?CDMΛCDM – všeobecně uznávaný model vesmíru obsahující temnou energii popisovanou kosmologickou konstantou (Λ), chladnou temnou hmotu (CDM – Cold Dark Matter) a baryonovou hmotu. Model ΛCDM věrně popisuje náš vesmír, a proto je často nazýván standardním kosmologickým modelem.  modelu, ale skupina považuje za nejpravděpodobnější zdroj rozdílů systematické reziduální chyby, které při zpracování datových sad vznikají vždy a jsou u obou sond různé. Skupině se bohužel nepodařilo získat originální data z Plancku, která nejsou vědecké komunitě mimo kolaboraci Planck k dispozici. Původně zveřejněné výsledky (2013) měly větší odchylky od výsledků udávaných z měření sondy WMAP než v současnosti prezentované hodnoty (2018), neboť došlo k opakovanému přepočtu dat a potlačení některých systematických chyb. Pro kosmologickou interpretaci nejsou přetrvávající drobné rozdíly vypočtených parametrů nijak podstatné.

Fluktuace reliktního záření viděné družicí COBE a sondami WMAP a Planck.
Zdroj: ESA/Planck.

Finále

Sonda Planck byla pojmenována po vynikajícím německém fyzikovi Maxu Planckovi (1858–1947). Jeho jméno nese nejen největší síť vědeckých ústavů v sousedním Německu, ale nyní i nejvýkonnější mikrovlnná observatoř všech dob. Z několika zde uvedených výsledků je patrné, jak enormní rozsah dat pořídila. Jejich zpracování bude trvat ještě mnoho let a můžeme se dočkat i dalších zajímavých objevů. Na konci roku 2011 se sonda začala potýkat s nedostatkem kapalného helia pro chlazení. Od ledna 2012 fungovala už jen nízkofrekvenční část detektorů mikrovlnného záření. Ta poskytovala data až do října 2013. Pak byl vydán povel pro vypuštění zbytků paliva, odpojení baterií a provedeny další kroky k deaktivaci sondy. Poslední příkaz ukončující činnost sondy byl vyslán 23. října 2013.