Průzkumník kosmického pozadí - Cosmic Background Explorer

Průzkumník kosmického pozadí
Kosmické pozadí Explorer kosmická loď model.png
Umělcova koncepce kosmické lodi COBE
JménaExplorer 66
Typ miseCMBR Astronomie
OperátorNASA
ID COSPARU1989-089A
SATCAT Ne.20322
webová stránkalambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe
Trvání miseKonečné: 4 roky, 1 měsíc, 5 dní
Vlastnosti kosmické lodi
VýrobceGSFC
Odpalovací mše2270 kg (5000 lb)[1]
Suchá hmota1408 kg (3104 lb)[2]
Rozměry5,49 × 2,44 m (18,0 × 8,0 ft)
Napájení542 W.
Začátek mise
Datum spuštění18. listopadu 1989, 14:34 (1989-11-18UTC14: 34) UTC[1]
RaketaDelta 5920-8
Spusťte webSLC-2W Vandenberg
Konec mise
LikvidaceVyřazeno z provozu
Deaktivováno23. prosince 1993 (1993-12-24)[3]
Orbitální parametry
Referenční systémGeocentrický
RežimSynchronní se sluncem
Poloviční hlavní osa7255 km (4508 mi)
Excentricita0.0009394
Perigeová nadmořská výška877,8 km (545,4 mil)
Apogee nadmořská výška891,4 km (553,9 mil)
Sklon98,9808 stupňů
Doba102,5 minut
RAAN215,4933 stupňů
Argument perigeu52,8270 stupňů
Střední anomálie351,1007 stupňů
Střední pohyb14,04728277 rev / den
Epocha21. července 2015, 15:14:58 UTC[4]
Revoluce Ne.31549
Hlavní dalekohled
Typmimo osu gregoriánský (DIRBE)
Průměr19 cm (7,5 palce)
Vlnové délkyMikrovlnná trouba, Infračervený
Nástroje
Průzkumník kosmického pozadí logo.jpg
Logo NASA COBE
← AMTPE / CCE
EUVE  →
 

The Průzkumník kosmického pozadí (COBE /ˈkoʊbi/), označovaný také jako Explorer 66, byl satelit věnovaná kosmologie, který fungoval od roku 1989 do roku 1993. Jeho cílem bylo vyšetřit kosmické mikrovlnné záření na pozadí (CMB) vesmír a poskytnout měření, která by pomohla utvářet naše chápání kosmos.

Měření COBE poskytla dva klíčové důkazy, které podporovaly Velký třesk teorie vesmíru: že CMB má téměř dokonalou černé tělo spektrum, a že je velmi slabý anizotropie. Dva z hlavních vyšetřovatelů COBE, George Smoot a John Mather, obdržel Nobelova cena za fyziku v roce 2006 za práci na projektu. Podle Výboru pro Nobelovu cenu „lze projekt COBE také považovat za výchozí bod pro kosmologie jako přesná věda “.[5]

Po COBE následovaly dvě pokročilejší kosmické lodě: Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda provozována v letech 2001–2010 a Planckova kosmická loď v letech 2009–2013.

Dějiny

V roce 1974 NASA vydal Oznámení příležitosti pro astronomické mise, které by používaly malé nebo střední velikosti Badatel kosmická loď. Ze 121 přijatých návrhů se tři zabývaly studiem kosmologického záření na pozadí. Ačkoli tyto návrhy prohrály s Infračervený astronomický satelit (IRAS), jejich síla přiměla NASA tuto myšlenku dále prozkoumat. V roce 1976 NASA vytvořila výbor členů z každého ze tří návrhových týmů z roku 1974, aby spojili své nápady pro takový satelit. O rok později tento výbor navrhl polární oběžná dráha satelit s názvem COBE vypustí buď a Delta raketa nebo Raketoplán. Obsahoval by následující nástroje:[6]

Nástroje
NástrojAkronymPopisVrchní vyšetřovatel
Diferenciální mikrovlnný radiometrDMRA mikrovlnná trouba nástroj, který by mapoval variace (nebo anizotropie) v CMBGeorge Smoot
Daleko infračervený absolutní spektrofotometrFIRASspektrofotometr používaný k měření spektra CMBJohn Mather
Experiment s difúzním infračerveným pozadímDIRBEinfračervený detektor s více vlnovými délkami používaný k mapování emise prachuMike Hauser
Zahájení kosmické lodi COBE 18. listopadu 1989.

NASA návrh přijala za předpokladu, že náklady budou udržovány pod 30 miliony dolarů, s výjimkou spouštěče a analýzy dat. Kvůli překročení nákladů v programu Explorer kvůli IRAS pracujte na konstrukci satelitu v Goddardovo vesmírné středisko (GSFC) začala až v roce 1981. Aby se ušetřily náklady, infračervené detektory a kapalina hélium Dewar na COBE by byly podobné těm, které se používají na IRAS.

Zahájení provozu COBE bylo původně plánováno na Raketoplán mise STS-82-B v roce 1988 od Vandenbergova letecká základna, ale Výbuch vyzyvatele zdržel tento plán, když byly raketoplány uzemněny. NASA zabránila inženýrům COBE v tom, aby šli do jiných kosmických agentur zahájit COBE, ale nakonec byl přepracovaný COBE umístěn do sluneční synchronní oběžná dráha 18. listopadu 1989 na palubě rakety Delta. Tým amerických vědců oznámil 23. dubna 1992, že našel prvotní „semena“ (CMBE anizotropie) v datech z COBE. Toto oznámení bylo celosvětově označeno jako zásadní vědecký objev a bylo zveřejněno na titulní stránce časopisu The New York Times.

Nobelova cena za fyziku za rok 2006 byla společně udělena Johnovi C. Matherovi, NASA Goddard Space Flight Center a George F. Smoot, University of California, Berkeley „za objev formy černého tělesa a anizotropie kosmického mikrovlnného záření na pozadí.“[7]

Kosmická loď

Část série na
Fyzická kosmologie
Celá obloha odvozená z devítiletých dat WMAP
Experimenty
  • Kategorie Kategorie
  • Krabí mlhovina.jpg Astronomický portál

COBE byl satelit třídy Explorer s technologií vypůjčenou z velké části od IRAS, ale s některými jedinečnými vlastnostmi.

Potřeba kontrolovat a měřit všechny zdroje systematických chyb vyžadovala důsledný a integrovaný design. COBE by musel fungovat minimálně 6 měsíců a omezit množství rádiového rušení ze země, COBE a jiných satelitů, jakož i radiačního rušení z Země, slunce a Měsíc.[8] Přístroje vyžadovaly teplotní stabilitu a udržení zisku a vysokou úroveň čistoty, aby se snížil vstup rozptýleného světla a tepelné emise z částic.

Potřeba kontrolovat systematickou chybu v měření anizotropie CMB a měření zodiakální mrak při různých úhlech prodloužení pro následné modelování bylo nutné, aby se satelit otáčel rychlostí otáčení 0,8 ot./min.[8] Osa rotace je také nakloněna zpět z vektoru orbitální rychlosti jako preventivní opatření proti možným usazeninám zbytkového atmosférického plynu na optice a také proti infračervené záři, která by byla výsledkem rychlých neutrálních částic dopadajících na její povrch extrémně vysokou rychlostí.

COBEDiagram.jpg

Aby bylo možné splnit dvojí požadavky pomalé rotace a tříosého řízení polohy, byla použita sofistikovaná dvojice úhlových natočení hybná kola byly použity s osou orientovanou podél osy rotace.[8] Tato kola byla použita k přenášení momentu hybnosti, který je opačný k momentu celé kosmické lodi, aby se vytvořil systém nulového momentu hybnosti.

Oběžná dráha se ukázala být určena na základě specifik mise kosmické lodi. Prvořadými úvahami byla potřeba úplného pokrytí oblohy, potřeba eliminovat rozptýlené záření z nástrojů a potřeba udržovat tepelnou stabilitu Dewar a nástrojů.[8] Kruhový Sluneční synchronní oběžná dráha splnil všechny tyto požadavky. Byla zvolena oběžná dráha 900 km se sklonem 99 °, protože zapadala do schopností buď a Kyvadlová doprava (s pomocným pohonem na COBE) nebo raketa Delta. Tato nadmořská výška byla dobrým kompromisem mezi radiací Země a nabitými částicemi v Zemi radiační pásy ve vyšších nadmořských výškách. Vzestupný uzel v 18:00 byl vybrán, aby umožnil COBE sledovat hranici mezi slunečním světlem a temnotou na Zemi po celý rok.

Oběžná dráha v kombinaci s osou rotace umožnila udržovat Zemi a Slunce neustále pod rovinou štítu, což umožnilo každých šest měsíců skenovat celou oblohu.

Poslední dvě důležité součásti mise COBE byly Dewarův štít a štít Slunce-Země. Dewar byl 650litrový supratekutý hélium kryostat navržený tak, aby udržoval nástroje FIRAS a DIRBE ochlazené během mise. Byl založen na stejném designu jako ten použitý na IRAS a byl schopen ventilovat hélium podél osy rotace poblíž komunikačních polí. Kónický štít Slunce-Země chránil přístroje před přímým slunečním a pozemským zářením i před rádiovým rušením ze Země a vysílací antény COBE. Jeho vícevrstvé izolační přikrývky poskytovaly dewarovi tepelnou izolaci.[8]

Vědecké poznatky

Slavná mapa anizotropie CMB vytvořená z dat pořízených kosmickou lodí COBE.

Vědecká mise byla prováděna pomocí tří dříve popsaných nástrojů: DIRBE, FIRAS a DMR. Přístroje se překrývaly v pokrytí vlnovými délkami, což zajišťovalo kontrolu konzistence měření v oblastech spektrálního překrývání a pomoc při rozlišování signálů z naší galaxie, sluneční soustavy a CMB.[8]

Nástroje COBE by splňovaly každý z jejich cílů a také prováděly pozorování, která by měla důsledky mimo původní oblast působnosti COBE.

Křivka černého těla CMB

Data z COBE ukázala perfektní shodu mezi křivkou černého těla předpovězenou teorií velkého třesku a pozorovanou na mikrovlnném pozadí.

Během přibližně 15 let dlouhého období mezi návrhem a spuštěním COBE došlo k dvěma významným astronomickým vývojům. Nejprve, v roce 1981, dva týmy astronomů, jeden vedený Davidem Wilkinsonem z Univerzita Princeton a další Francesco Melchiorri z University of Florence, současně oznámili, že zjistili a kvadrupól distribuce CMB pomocí balonových nástrojů. Tímto zjištěním by byla detekce distribuce černého těla CMB, kterou měl měřit FIRAS na COBE. Florentská skupina požadovala zejména detekci středních úhlových scaleanizotropií na úrovni 100 mikrokelvinů [9] po dohodě s pozdějšími měřeními provedenými BOOMERANG experiment.

Srovnání CMB výsledky z COBE, WMAP a Planck - 21. března 2013.

Řada dalších experimentů se však pokusila duplikovat své výsledky a nedokázala to.[6]

Zadruhé, v roce 1987 japonsko-americký tým pod vedením Andrew Lange a Paul Richards z UC Berkeley a Toshio Matsumoto z Nagojská univerzita oznámil, že CMB není skutečným černým tělem.[10] V znějící raketa experiment, zjistili nadměrný jas při vlnové délce 0,5 a 0,7 mm.

Vzhledem k tomu, že tento vývoj sloužil jako pozadí mise COBE, vědci netrpělivě očekávali výsledky FIRAS. Výsledky FIRASu byly překvapivé v tom, že vykazovaly dokonalé přizpůsobení CMB a teoretické křivky pro černé těleso při teplotě 2,7 K, což dokazuje, že výsledky Berkeley-Nagoya byly chybné.

Měření FIRAS byla provedena měřením spektrálního rozdílu mezi 7 ° oblastí oblohy proti vnitřnímu černému tělesu. Interferometr ve FIRASu pokrýval mezi 2 a 95 cm−1 ve dvou pásech oddělených 20 cm−1. Existují dvě délky skenování (krátké a dlouhé) a dvě rychlosti skenování (rychlé a pomalé) pro celkem čtyři různé režimy skenování. Údaje byly shromažďovány po dobu deseti měsíců.[11]

Vnitřní anizotropie CMB

Data získaná na každé ze tří frekvencí DMR - 31,5, 53 a 90 GHz - po odečtení dipólu

DMR byl schopen strávit čtyři roky mapováním detekovatelné anizotropie záření kosmického pozadí, protože to byl jediný nástroj nezávislý na dewarově dodávce hélia, aby se ochladilo. Tato operace dokázala vytvořit mapy celé oblohy CMB odečtením galaktických emisí a dipólu na různých frekvencích. Kolísání kosmického mikrovlnného pozadí je extrémně slabé, pouze jedna část ze 100 000 ve srovnání s 2,73 kelvinů průměrná teplota radiačního pole. Kosmické mikrovlnné záření je pozůstatkem Velký třesk a fluktuace jsou otiskem kontrastu hustoty v raném vesmíru. Předpokládá se, že vznikly vlnky hustoty formování struktury jak je dnes pozorováno ve vesmíru: shluky galaxií a rozsáhlé oblasti bez galaxií (NASA).

Detekce časných galaxií

DIRBE také detekoval 10 nových galaxií emitujících vzdálené IR v oblasti nezkoumané IRAS a dalších devět kandidátů ve slabém vzdáleném IR, které mohou být spirální galaxie.

Galaxie, které byly detekovány na 140 a 240 μm, byly také schopny poskytnout informace o velmi studeném prachu (VCD). Na těchto vlnových délkách lze odvodit hmotnost a teplotu VCD.

Když byla tato data spojena s daty 60 a 100 μm převzatými z IRAS, bylo zjištěno, že zářivost ve vzdálené infračervené oblasti vzniká ze studeného (≈ 17–22 K) prachu spojeného s difúzní AHOJ cirrusové mraky, 15–30% ze studeného (≈ 19 K) prachu spojeného s molekulárním plynem a méně než 10% z teplého (≈ 29 K) prachu v rozšířené nízké hustotě Regiony HII.[12]

DIRBE

Hlavní článek: Experiment s difúzním infračerveným pozadím
Model galaktického disku, jak je patrný z naší pozice

Kromě poznatků, které měl DIRBE o galaxiích, přispěl k vědě také dvěma dalšími významnými příspěvky.[12]Přístroj DIRBE byl schopen provádět studie o meziplanetární prach (IPD) a určit, zda jeho původ pocházel z asteroidu nebo kometárních částic. Data DIRBE shromážděná při 12, 25, 50 a 100 μm byla schopna dojít k závěru, že zrna asteroid origin naplnit pásma IPD a hladký cloud IPD.[13]

Druhým příspěvkem, který DIRBE poskytl, byl model Galaktický disk jak je patrné z naší pozice. Podle modelu, pokud je naše Slunce 8.6 kpc od galaktického středu, pak je Slunce 15,6 pc nad středovou rovinou disku, který má radiální a vertikální délku měřítka 2,64, respektive 0,333 kpc, a je zdeformován způsobem konzistentním s vrstvou HI. Neexistuje také žádný údaj o silném disku.[14]

K vytvoření tohoto modelu bylo nutné IPD odečíst z dat DIRBE. Bylo zjištěno, že tento mrak, který při pohledu ze Země je Zvěrokruhové světlo, nebyl zaměřen na Slunce, jak se dříve myslelo, ale na místo ve vesmíru vzdálené několik milionů kilometrů. To je způsobeno gravitačním vlivem Saturn a Jupiter.[6]

Kosmologické důsledky

Kromě výsledků vědy podrobně popsaných v poslední části existuje řada kosmologických otázek, které zůstaly nezodpovězeny výsledky COBE. Přímé měření extragalaktické pozadí (EBL) může také poskytnout důležitá omezení integrované kosmologické historie vzniku hvězd, výroby kovů a prachu a přeměny světla hvězd na infračervené emise prachem.[15]

Při pohledu na výsledky z DIRBE a FIRAS v rozmezí 140 až 5 000 μm můžeme zjistit, že integrovaná intenzita EBL je ≈16 nW / (m2· Sr). To je v souladu s energií uvolněnou během nukleosyntézy a představuje přibližně 20–50% celkové energie uvolněné při tvorbě helia a kovů v celé historii vesmíru. Tato intenzita připisovaná pouze jaderným zdrojům znamená, že více než 5–15% hustoty baryonové hmoty implikované analýzou nukleosyntézy velkého třesku bylo zpracováno ve hvězdách na helium a těžší prvky.[15]

Došlo také k významným důsledkům tvorba hvězd. Pozorování COBE poskytují důležitá omezení rychlosti tvorby kosmických hvězd a pomáhají nám vypočítat spektrum EBL pro různé historie vzniku hvězd. Pozorování provedená COBE vyžadují, aby rychlost tvorby hvězd při červených posunech o z ≈ 1,5 je větší než to, které lze odvodit z UV-optických pozorování faktorem 2. Tato přebytečná hvězdná energie musí být generována hlavně hmotnými hvězdami v dosud nezjištěných galaxiích obklopených prachem nebo extrémně prašnými oblastmi tvořícími hvězdy ve pozorovaných galaxiích.[15] Přesnou historii vzniku hvězd nemůže COBE jednoznačně vyřešit a v budoucnu je nutné provést další pozorování.

30. června 2001 zahájila NASA navazující misi na COBE vedenou zástupcem hlavního vyšetřovatele DMR Charles L. Bennett. The Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda objasnil a rozšířil úspěchy COBE. Po WMAP, sondě Evropské kosmické agentury, Planck nadále zvyšovala rozlišení, při kterém bylo pozadí mapováno.[16][17]

Viz také

Poznámky

  1. ^ A b „Návrh mise COBE, kosmická loď a oběžná dráha“. Goddardovo vesmírné středisko. 18. dubna 2008. Citováno 21. července 2015.
  2. ^ Crouse, Megan (16. července 2015). „Kosmická loď týdne: Průzkumník kosmického pozadí“. Návrh a vývoj produktu. Citováno 21. července 2015.[trvalý mrtvý odkaz ]
  3. ^ „Mise - COBE - NASA Science“. NASA. 28. května 2015. Citováno 21. července 2015.
  4. ^ „Podrobnosti o satelitu HST 1989-089A NORAD 20322“. N2YO. 21. července 2015. Citováno 21. července 2015.
  5. ^ „Nobelova cena za fyziku 2006“. Královská švédská akademie věd. 2006-10-03. Citováno 2011-08-23.
  6. ^ A b C Leverington, David (2000). Nové kosmické obzory: vesmírná astronomie od V2 po Hubbleův vesmírný dalekohled. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN  0-521-65833-0.
  7. ^ „Nobelova cena za fyziku 2006“. Nobelova nadace. Citováno 2008-10-09.
  8. ^ A b C d E F Boggess, N.W .; J.C. Mather; R. Weiss; C.L. Bennett; E.S. Cheng; E. Dwek; S. Gulkis; M.G. Hauser; Janssen; T. Kelsall; SS Meyer; S.H. Moseley; T.L. Murdock; R.A. Shafer; R.F. Silverberg; G.F. Smoot; D.T. Wilkinson & E.L. Wright (1992). „Mise COBE: její design a výkon dva roky po uvedení na trh“. Astrofyzikální deník. 397 (2): 420. Bibcode:1992ApJ ... 397..420B. doi:10.1086/171797.
  9. ^ Melchiorri, Francesco; Melchiorri, Bianca O .; Pietranera, Luca; Melchiorri, B. O. (listopad 1981). „Kolísání mikrovlnného pozadí v mezilehlých úhlových měřítcích“ (PDF). Astrofyzikální deník. 250: L1. Bibcode:1981ApJ ... 250L ... 1M. doi:10.1086/183662. Citováno 2011-08-23.
  10. ^ Hayakawa, S .; Matsumoto, T .; Matsuo, H .; Murakami, H .; Sato, S .; Lange A. E. & Richards, P. (1987). „Kosmologická implikace nového měření záření pozadí submilimetru“. Publikace Astronomické společnosti Japonska. 39 (6): 941–948. Bibcode:1987 PASJ ... 39..941H. ISSN  0004-6264. Citováno 17. května 2012.
  11. ^ Fixsen, D. J .; Cheng, E. S .; Cottingham, D. A .; Eplee, R. E. ml .; Isaacman, R. B .; Mather, J. C .; Meyer, S. S .; Noerdlinger, P. D .; Shafer, R. A .; Weiss, R .; Wright, E. L .; Bennett, C. L .; Boggess, N. W .; Kelsall, T .; Moseley, S. H .; Silverberg, R. F .; Smoot, G. F .; Wilkinson, D. T. (1994). "Kosmické mikrovlnné pozadí dipólového spektra měřené přístrojem COBE FIRAS". Astrofyzikální deník. 420 (2): 445–449. Bibcode:1994ApJ ... 420..445F. doi:10.1086/173575.
  12. ^ A b T. J. Sodroski; et al. (1994). „Charakteristiky mezihvězdného prachu ve velkém měřítku z pozorování COBE DIRBE“. Astrofyzikální deník. 428 (2): 638–646. Bibcode:1994ApJ ... 428..638S. doi:10.1086/174274.
  13. ^ Spiesman, W. J.; M.G. Hauser; T. Kelsall; CM. Lisse; S.H. Moseley Jr.; W.T. Reach; R.F. Silverberg; S.W. Stemwedel & J.L.Weiland (1995). "Blízká a vzdálená infračervená pozorování meziplanetárních prachových pásů z experimentu COBE Diffuse Infrared Background Experiment". Astrofyzikální deník. 442 (2): 662. Bibcode:1995ApJ ... 442..662S. doi:10.1086/175470.
  14. ^ Freudenreich, H.T. (1996). "Tvar a barva galaktického disku". Astrofyzikální deník. 468: 663–678. Bibcode:1996ApJ ... 468..663F. doi:10.1086/177724. Viz také Freudenreich, H.T. (1997). „Tvar a barva galaktického disku: Erratum“. Astrofyzikální deník. 485 (2): 920. Bibcode:1997ApJ ... 485..920F. doi:10.1086/304478.
  15. ^ A b C Dwek, E .; R. G. Arendt; M. G. Hauser; D. Fixsen; T. Kelsall; D. Leisawitz; Y. C. Pei; E. L. Wright; J. C. Mather; S. H. Moseley; N. Odegard; R. Shafer; R. F. Silverberg a J. L. Weiland (1998). „COBE Difúzní infračervené pozadí Experimentální hledání kosmického infračerveného pozadí: IV. Kosmologické důsledky“. Astrofyzikální deník. 508 (1): 106–122. arXiv:astro-ph / 9806129. Bibcode:1998ApJ ... 508..106D. doi:10.1086/306382. S2CID  14706133.
  16. ^ Thomas, Christopher. „Planck's Probe Map - A Picture of the Universe“. Spider Magazine. Citováno 28. května 2013.
  17. ^ „Planckova HFI dokončuje svůj průzkum raného vesmíru“. ESA. Citováno 28. května 2013.

Reference

Další čtení

externí odkazy