Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 41 – vyšlo 23. prosince, ročník 20 (2022)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Z raného vesmíru na jižní pól a do Atacamy

Miroslav Havránek

Co má společného jižní pól a poušť Atacama? Jsou to výhodné podmínky pro pozemská pozorování kosmického 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).. Právě na těchto místech je plánována stavba nového experimentu CMB-S4 (Cosmic Microwave Background Stage 4), který bude zaměřen na studium reliktního záření pocházejícího z období raného vesmíru. CMB-S4 není jediným osamoceným experimentem, ale spíše observatoří složenou z řady mikrovlnných dalekohledů. Na tomto mezinárodním projektu v současné době pracuje 425 vědců z 19 zemí světa a zahájení prvních pozorování se plánuje kolem roku 2030.

Místa stavby experimentu CMB-S4. Nahoře jižní pól, dole poušť Atacama.
Zdroj: Debra Kellner, Simons Foundation, SPT, Wikipedia.

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).

Kosmologie – nauka o vesmíru jako celku, o jeho struktuře, minulosti a budoucnosti. Slovní základ této vědecké disciplíny pochází z řečtiny. Slovo „kosmos“ v tomto jazyku znamená svět, ale také řád, eleganci a krásu. Stejný slovní základ má kosmetika. Současné pozorovací možnosti posunuly kosmologii do nejbouřlivěji se rozvíjejících vědeckých disciplín. K největším problémům současné kosmologie patří nejasnosti kolem podstaty temné hmoty a temné energie, které by měly být největší součástí vesmíru. Naopak jsou relativně dobře prozkoumány poslední fáze Velkého třesku.

Mikrovlny – část spektra s vlnovou délkou od 0,4 mm do 15 cm (frekvencí od 2 GHz do 750 GHz). Hranice mezi infračervenou a mikrovlnnou oblastí, stejně tak jako hranice mezi mikrovlnnou a rádiovou oblastí, není přesně definována a různí autoři používají různé hodnoty. Mikrovlnným vlnovým délkám odpovídá velikost hmyzu. S mikrovlnami se v praxi setkáme při televizním vysílání, u polohovacího systému GPS nebo při ohřevu potravin v mikrovlnné troubě (vlnová délka 12.24 cm). Ve vesmíru září v mikrovlnné oblasti reliktní záření z období konce Velkého třesku (maximum má na vlnové délce 1 mm), plyn a prach v galaxiích, rodící se hvězdy a nejchladnější zákoutí hlubin vesmíru.

Reliktní záření

Podle současných kosmologických představ vznikl vesmír v průběhu horkého velkého třesku, kdy ještě neexistovaly atomy a vesmír po první desetitisíce let tvořily volné protony, tu a tam nějaké jádro hélia, elektrony a množství fotonů (10¹⁰ na nukleon), které s touto látkou interagovaly. Hmota a záření byly v termodynamické rovnováze a vesmír byl téměř dokonale homogenní a izotropní. S expanzí vesmíru záření ztrácelo energii a začaly se formovat první atomy a záření postupně přestalo interagovat s látkou. V době kolem 380 000 let od počátku vesmíru se záření zcela oddělilo od látky. Toto reliktní (zbytkové) záření má dnes maximum vyzařování na vlnové délce přibližně jeden milimetr a jeho spektrum velmi přesně odpovídá vyzařování černého tělesa o teplotě 2,73 K. Tato teplota reliktního záření má v různých směrech téměř stejnou hodnotu, kde odchylky dosahují hodnot pouze 1:100 000. Celooblohovou mapu těchto teplotních fluktuací reliktního záření známe s vysokou přesností díky sérii třech kosmických sond 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., 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 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..

Mapa teplotních fluktuací reliktního záření. Zdroj: Planck, ESA.

Mapa teplotních fluktuací ukazuje, jak vesmír vypadal v době, když byl starý pouze asi 380 000 let. 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). však v sobě může obsahovat stopy ještě mnohem dávnějších událostí. Jednou z nich je zatím hypotetická inflační fáze, kdy vesmír v čase kolem 10⁻³⁵ sekundy zvětšil svůj objem 10⁶⁰ až 10¹⁰⁰krát. Taková událost by dala vzniknout charakteristickým gravitačním vlnámGravitační 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., které dnes zatím přímo neumíme detekovat, ale podle současných teorií by se měly otisknout charakteristickým způsobem do polarizacePolarizace – vlastnost, pomocí níž popisujeme určitou chaotičnost elektromagnetického vlnění. Elektromagnetické záření je příčným vlněním, které lze ve vakuu popsat kmity vektorů elektrického a magnetického pole, které jsou kolmé jak na sebe, tak na směr šíření vlny. U nepolarizované vlny opisují koncové body obou vektorů chaotické křivky. U polarizované vlny 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.

V polarizaci reliktního záření rozlišujeme dva druhy módů: tzv. E módy a B módy. E módy vznikly například fluktuacemi hustoty látky – tedy skalární veličiny. B módy mohou vznikat tenzorovými fluktuacemi, za které jsou zodpovědné například gravitační vlny. Právě detekce B módů by mohla přinést nepřímé svědectví o průběhu inflační fáze vesmíru z období kolem 10⁻³⁵ sekundy. V roce 2014 obletěla svět zpráva o detekci B módů na pozemním experimentu Bicep2. Bohužel se jednalo o nesprávnou interpretaci výsledků měření (viz AB 13/2014) a revoluční objev se nekonal. To ovšem neznamená, že by myšlenka měření polarizace reliktního záření z povrchu Země byla špatná.

Pozemní experimenty

Pozorování 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). není pouze doménou kosmických družic a sond (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., 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 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.), ale pozemní experimenty (případně balónové) zde mají také své místo, a to už od samého objevu reliktního záření v roce 1964. Zatímco kosmické experimenty jsou velmi nákladné, musejí se připravovat desetiletí dopředu, tak pozemní experimenty jsou v tomto směru mnohem flexibilnější a mohou pružněji reagovat na nové technologické možnosti detekce reliktního záření. Pozemní experimenty je možné také postupně rozšiřovat a upgradovat. Příkladem toho může být řada experimentů Bicep, kde první z nich (Bicep1) začal pracovat na jižním pólu v letech 2006 až 2008 a obsahoval 98 detektorů (pixelů). Tento experiment byl dále několikrát upgradován až na současný Bicep Array, který obsahuje 32 000 detektorů. Často se hovoří o Bicep Array jako o experimentu úrovně 3 (stage-3). Jednotlivé detektory nemohou mít libovolnou velikost, což je do velké míry dáno vlnovou délkou pozorovaného záření. Hlavní složkou šumu jednotlivých detektorů je náhodný charakter příchodu fotonu v čase (je to tedy fyzikální hranice, nikoli technická). Citlivost celého experimentu v tomto případě určuje právě počet detektorů. Vzhledem k tomu, že technologie výroby jednotlivých detektorů je poměrně dobře zvládnutá, tak je možné počet detektorů v experimentech zvyšovat. V současné době se uvažuje o experimentu čtvrté generace s názvem CMB-S4 s celkovým počtem detektorů kolem 500 000.

Mikrovlnné dalekohledy

CMB-S4 je pozemní experiment, jehož největší ambicí je přesné měření polarizace reliktního záření. Mikrovlnné dalekohledy budou umístěny na dvou pozorovacích základnách. Jedna základna se nachází v poušti Atacama v Chile ve výšce 5 200 metrů nad mořem, asi 10 km od mikrovlnné observatoře ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Llano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012 a dnes je radioteleskopické pole v plném provozu.. Druhá část observatoře CMB-S4 bude postavena na jižním pólu v nadmořské výšce 2 800 metrů a bude součástí infrastruktury South Pole Observatory. Obě pozorovací základny se vyznačují řídkou atmosférou (díky nadmořské výšce) a velmi nízkou vlhkostí vzduchu, která jinak účinně pohlcuje záření milimetrových vlnových délek, jež se mají pozorovat.

Mikrovlnnou observatoř CMB-S4 budou tvořit celkem tři velké dalekohledy. Dva šestimetrové dalekohledy CHLAT (Chilean Large Aperture Telescope) budou pracovat v poušti Atacama a jeden pětimetrový přístroj SPLAT (South Pole Large Aperture Telescope) bude umístěn na jižním pólu. Dále bude observatoř vybavena osmnácti menšími přístroji.

Model šestimetrového dalekohledu CHLAT (nalevo) a pětimetrového
dalekohledu SPLAT (napravo). Zdroj: CMB-S4.

Velké dalekohledy svojí aperturou mnohonásobně předčí kosmické sondy, jako například Planck, a dosáhnou tak mnohem většího úhlového rozlišení pro zkoumání teplotních fluktuací odpovídajících vysokým multipólům. Optická soustava obou dalekohledů se bude skládat ze tří zrcadel v uspořádání CD (Crossed Dragon) pro dalekohled CHLAT a v uspořádání TMA (Three Mirror Anastigmat) pro dalekohled SPLAT. V obou konfiguracích leží sekundární a terciální zrcadlo mimo optickou osu primárního zrcadla, neruší proto difrakcí a dalekohled také nezachytává rušivý signál přicházející mimo jeho zorné pole. Osmnáct menších dalekohledů zase pokryje větší zorné pole a více frekvenčních pásem. Měření na více frekvencích je stěžejní pro odstranění nechtěného mikrovlnného signálu pocházejícího z naší Galaxie. Observatoř pokryje frekvenční rozsah od 30 do 300 GHz.

Uspořádání dalekohledu typu CD (Crossed Dragon) a TMA (Three Mirror Anastigmat).
Zdroj: Aritoki Suzuki/ArXiv, Bradford Benson/University of Chacago.

Supravodivá kamera

Záření milimetrových vlnových délek má příliš nízkou energii na to, abychom je mohli měřit, podobně jako viditelné světlo, pomocí fotoefektu v polovodičovém detektoru, ale zase má příliš vysokou frekvenci na to, abychom je mohli zesílit tranzistorovým zesilovačem. Detektor reliktního záření se proto skládá z několika prvků. Milimetrové vlny z optické soustavy dopadnou nejprve na pole trychtýřových antén, kde velikost signálu v každé z antén nese prostorovou informaci.

Nalevo: pole 430 trychtýřových antén. Napravo: průřez jednou trychtýřovou anténou.
Zdroj: UNM, SLAC, LBNL, Fermilab UChi, [4].

Z pole antén je signál přiveden na pole rozbočovačů módů, které rozdělí původní signál na dva signály s navzájem kolmými polarizacemi. Tímto získáme informaci o polarizaci signálu.

Prototyp rozbočovače módů mikrovlnného signálu, který rozděluje signál
v závislosti na jeho polarizaci. Zdroj: [4].

Z rozbočovače je signál přiveden na pole senzorů TES (Transition Edge Sensor), které bolometricky detekují mikrovlnné záření. Senzory TES pracují při teplotě 0,1 K, těsně pod kritickou teplotu přechodu mezi supravodivým a nesupravodivým stavem. Pokud se mikrovlnný foton absorbuje v TES senzoru, tak se senzor ohřeje nad kritickou teplotu, a tím se zvýší elektrický odpor a změní se elektrický proud. Změna proudu ale není nijak závratná a nelze ji změřit běžným ampérmetrem. Proud se zde měří prostřednictvím magnetického pole kvantovým magnetometrem SQUIDSQUID – citlivý magnetometr, kterým se měří velmi slabá magnetická pole za pomoci supravodivé smyčky obsahující Josephsonův spoj. Zařízením lze změřit i extrémně slabá pole až do 5×10^–18T. Název zařízení je zkratkou z anglického „Superconducting Quantum Interference Device“. Samotné slovo „squid“ znamená v češtině krakatice (hlavonožec žijící v oceánech).. Dále signál vystupuje z kryogenní části a je zpracován relativně běžnou elektronikou. Detektor CMB-S4 bude mít takovýchto měřicích kanálů přibližně půl milionu.

Fyzikální program

Čtvrtá generace observatoří pro pozorování reliktního záření vyniká svou citlivostí, která atakuje hranici 10⁻⁴ µK. Jedná se ovšem o instrumentální citlivost, nikoliv o přesnost měření teploty reliktního záření, kterou nám sníží pozorovací podmínky (atmosféra, mezihvězdný prach a jiné vlivy). I v případě, že by se nepodařilo B módy detekovat, tak nová data pomohou zpřesnit horní hranici poměru tenzorových a skalárních fluktuací, a vyloučit tak některé inflační modely.

Citlivost experimentu CMB-S4 v porovnání s jinými experimenty. Zdroj: [2].

Spektrum fluktuací reliktního záření měřené různými experimenty. CMB-S4 výrazně
zpřesní data v oblastech vysokých multipólů. Zdroj: [2].

CMB-S4 ale není jen o detekci B módů v polarizaci reliktního záření. V detailním mikrovlnném obraze vesmíru je možné rozpoznat efekty gravitační čočkyGravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979., které způsobují vzdálené kupy 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.. Tímto způsobem bude možné přesněji zmapovat rozložení hmoty ve vesmíru a dozvědět se více o růstu velkorozměrové struktury. Podobné měření již v minulosti prováděla 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..

Spektrum teplotních fluktuací nám může poodhalit více informací také o hmotnostech neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy.. Z neutrinových experimentů víme, že existují tři hmotnostní stavy neutrin. První dva hmotnostní stavy jsou si velmi blízké, zatímco třetí hmotnostní stav odpovídá výrazně jiné hmotnosti. Zároveň však nevíme, jestli třetí stav odpovídá vyšší, nebo nižší hmotnosti neutrina, než stav předchozích dvou. Rozlišujeme proto dvě hierarchie hmotnostních stavů neutrin: normální a invertovanou.

Hmotnostní hierarchie neutrin. Zdroj: [2].

Právě data z velmi citlivého měření spektra teplotních fluktuací reliktního záření pomohou zpřesnit horní hranici součtu hmotností všech druhů neutrin a případně tak vyloučit jednu z možných hierarchií. Takový objev by byl velkým posunem ve fyzice neutrin. Data z CMB-S4 mohou přinést i nějaká překvapení v podobě objevu topologických defektů nebo jiných reliktů, které tu zůstaly z bouřlivých fází vývoje vesmíru.

V listopadu roku 2021 byl experiment CMB-S4 podpořen v rámci hodnocení astronomických a astrofyzikálních projektů pro příští desetiletí (Decadal Survey), které pořádá Národní akademie věd v USA jednou za deset let. Experiment má proto velkou šanci na realizaci a patrně o něm v budoucnosti uslyšíme častěji.

Odkazy