Fluktuace reliktního záření

Reliktní záření je dnes pravděpodobně nejdůležitějším zdrojem informací z minulosti našeho vesmíru. Mnoho kosmologických parametrů se dá zjistit rozborem fluktuací reliktního záření a polarizace reliktního záření (COBE 1998, WMAP 2001, Planck 2009). V raném vesmíru se vyskytovaly zárodečné fluktuace hmoty, které se v budoucnu vyvinuly v dnes známé vesmírné struktury – galaxie a kupy galaxií. Pokud látka interagovala intenzivně se zářením, přenesl se obraz těchto struktur i do elektromagnetického záření vesmíru. Po oddělení záření od hmoty (380 000 let po Velkém třesku) zůstaly fluktuace hmoty vtištěny do reliktního záření podobně jako paleolitický otisk trilobita v prvohorní usazenině. Odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000. Informace nesená fluktuacemi reliktního záření je nesmírně cenná.

Fluktuace reliktního záření jsou otiskem fluktuací hmoty v raných fázích vývoje vesmíru, které jsou v podstatě zvukovými vlnami šířícími se vesmírem. A tak jako u zvukových vln můžeme rozkladem do jednotlivých harmonických určit charakteristiky nástroje, ze kterého zvuk přichází, můžeme ze zastoupení různě velikých (úhlově) fluktuací usuzovat na vlastnosti vesmíru. Matematicky se tato analýza provádí pomocí spektra fluktuací – jejich rozkladu do kulových funkcí neboli do jednotlivých harmonických.

Výsledek rozboru fluktuací reliktního záření z dat sondy WMAP byl oznámen 11. 2. 2003 na slavnostní tiskové konferenci. Výsledky ze sondy Planck byly zveřejněny téměř přesně o deset let později – 22. března 2013. Potvrdila se nenulová hodnota kosmologické konstanty zjištěná již ze sledování červeného kosmologického posuvu supernov typu Ia. Ukázalo se, že hustota atomární (baryonové) hmoty činí pouhých 5 % hustoty vesmíru a pouhé 1 % představuje hmotu svítící. Podobně jako se kdysi ukázalo, že Země není středem vesmíru, nyní bezpečně víme, že vesmír není tvořen z hmoty, kterou běžně vidíme. Celých 27 % hmoty je zde nebaryonové povahy, jde o tzv. temnou hmotu, jejíž projevy jsou pozorovány od roku 1933 (Fritz Zwickey) a jejíž podstatu neznáme. Plných 68 % pak tvoří temná energie souvisící buď s kvantovými projevy vakua, nebo dalšími neznámými jevy. Sonda Planck měla desetkrát lepší teplotní rozlišení a čtyřikrát lepší úhlové rozlišení než sonda WMAP.

Reliktní mikrovlnné záření (Cosmic Microwave Background Radiation)

1965: A. Penzias, R. Wilson Penzias and Wilson

Reliktní záření objevili na vlnové délce 73,5 mm v Bell Telephone Laboratories, Murray Hill, New Jersey. Se speciální radiovou anténou z roku 1960 (konstrukci navrhl A. B. Crawford) byly zpočátku sledovány odrazy signálu od družice Echo. Anténa měla trychtýřovitý tvar se sběrnou plochou 25 m2. Poměr citlivosti v dopředném a zpětném směru byl 3000:1. Úroveň šumu tisícinásobně převyšovala vlastní signál. V roce 1963 byly ukončeny práce s družicí Echo. Arno Penzias a Robert Wilson chtěli pokračovat s radiovým mapováním Mléčné dráhy a sledováním radiových signálů galaxií. Při měření mikrovlnného pozadí vyloučili vlastní šum antény, vlnovodu, maseru, konvertoru, oblohy, atmosféry a známých zdrojů. Přesto zůstalo ještě všesměrové záření pozadí, které se chovalo jako záření absolutně černého tělesa o teplotě 2,7 K. Toto záření nevymizelo ani po dvojím rozebrání a vyčištění antény. Šlo právě o reliktní záření, jehož teplota řádově souhlasí s prvním Gamowovým odhadem. Za tento objev získali Arno Penzias a Robert Wilson v roce 1978 Nobelovu cenu za fyziku.

1989, družice COBE (Cosmic Background Explorer) COBE

Penzias a Wilson měřili na jediné vlnové délce. Mnohem podrobnější měření byla provedena koncem 90. let po vypuštění družice COBE v roce 1989. Družice provedla detailní průzkum reliktního záření. COBE V průběhu prvních osmi minut provozu zjistila, že reliktní záření je zářením absolutně černého tělesa o teplotě 2,73 K s přesností 10−3. V roce 1992 byla objevena anisotropie reliktního záření. Záření je nepatrně teplejší v jednom směru a nepatrně chladnější v opačném směru. Tomu odpovídá naše rychlost pohybu vzhledem k záření 390 km/s. Odečteme-li známý pohyb Slunce kolem středu Galaxie, vychází pro vlastní pohyb naší Galaxie rychlost 600 km/s. Jinak je záření vysoce isotropní. Záření sledované družicí COBE není zcela homogenní. Na mapě intenzity reliktního záření označují červené oblasti teplejší fluktuace a modré a černé oblasti chladnější fluktuace než je průměr. Odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000. Pravděpodobně jde o primordiální fluktuace z období oddělení záření od hmoty, které vedly ke vzniku galaxií. Družice COBE tak přispěla k lepšímu poznání mikrovlnného reliktního záření hlavně dvěma objevy: Objevem anizotropie záření a objevem fluktuací teploty záření. Rozlišovací schopnost COBE: 7°. Autoři experimentů na družici COBE (George Smoot a John Mather) získali Nobelovu za fyziku pro rok 2006.

1998 – 2000: balónová měření (BOOMERang, MAXIMA a další)

BOOMERang: balónem vynesený dalekohled 35 km nad Antarktidu v prosinci 1998. Hmotnost 1 400 kg, doba pobytu 10 dní. Balóny jsou schopné vynést poměrně rozměrná zařízení. Vyšší rozlišovací schopnost než u COBE, asi 1/6°. Zpřesnění teploty reliktního záření a hodnoty fluktuací (70 μK). Měření podpořila inflační teorii a plochost našeho vesmíru.

Mapa fluktuací reliktního záření - WMAP2001: sonda WMAP (Wilkinsin Microwave Anisotropy Probe)

Tato sonda, která se původně jmenovala MAP (Microwave Anisotropy Probe), byla po oznámení prvních výsledků přejmenována na počest Davida Wilkinsona, hlavního autora projektu, na WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). WMAP sledovala anisotropii, fluktuace a polarizaci reliktního záření. Úhlové rozlišení sondy bylo 0,3° a teplotní citlivost 20 μK. Sonda pozorovala v pěti oddělených frekvenčních pásmech od 22 do 90 GHz a byla umístěna v blízkosti Lagrangeova bodu L2L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálen 1,5 milionů kilometrů od Země. Na stanovišti pracovala od 14. září 2001. Plánovaná délka celé mise byla 27 měsíců (měla zásoby paliva na více než 3 roky): 3 měsíce na let a 24 měsíců na samotné pozorování. První výsledky byly zveřejněny 11. 2. 2003, šlo o první přesnější určení parametrů našeho vesmíru za pomoci rozboru spektra fluktuací reliktního záření. Detaily naleznete v kapitole Současná kosmologie.

2009: sonda Planck

Sonda Planck, která byla pojmenována podle německého vědce Maxe Plancka, je nejnovější sondou pozorující reliktní záření. Úhlové rozlišení sondy je 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Misi pořádá Evropská kosmická agentura. Sondu Planck (spolu s infračerveným dalekohledem Herschel o průměru zrcadla 3,5 metru) vynesla nosná raketa Arian 5 ECA dne 14. května 2009. Planck pozoroval, stejně jako sonda WMAP, v Lagrangeově bodě L2L2 soustavy Země-Slunce. Sonda uskutečnila 4 celé přehlídky oblohy. Chlazení došlo v prosinci 2012. Sonda poskytla dosud nejpřesnější hodnoty parametrů našeho vesmíru, nejpodrobnější mapu fluktuací reliktního záření a vynikající mapu vesmíru v mikrovlnném oboru. Definitivní výsledky by měly být známy na konci roku 2014. Detaily naleznete v kapitole Současná kosmologie.