Cosmic Background Explorer - Cosmic Background Explorer
Jména | Explorer 66 | ||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Typ mise | CMBR astronomie | ||||||||
Operátor | NASA | ||||||||
COSPAR ID | 1989-089A | ||||||||
SATCAT č. | 20322 | ||||||||
webová stránka | lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe | ||||||||
Délka mise | Finále: 4 roky, 1 měsíc, 5 dní | ||||||||
Vlastnosti kosmických lodí | |||||||||
Výrobce | GSFC | ||||||||
Spustit hmotu | 2270 kg (5000 lb) | ||||||||
Suchá hmota | 1408 kg (3104 lb) | ||||||||
Rozměry | 5,49 × 2,44 m (18,0 × 8,0 ft) | ||||||||
Napájení | 542 W | ||||||||
Začátek mise | |||||||||
Datum spuštění | 18. listopadu 1989, 14:34 UTC | ||||||||
Raketa | Delta 5920-8 | ||||||||
Spusťte web | SLC-2W Vandenberg | ||||||||
Konec mise | |||||||||
Likvidace | Vyřazen z provozu | ||||||||
Deaktivováno | 23.prosince 1993 | ||||||||
Orbitální parametry | |||||||||
Referenční systém | Geocentrický | ||||||||
Režim | Slunce synchronní | ||||||||
Poloviční hlavní osa | 7255 km (4508 mi) | ||||||||
Excentricita | 0,0009394 | ||||||||
Nadmořská výška | 877,8 km (545,4 mi) | ||||||||
Apogee výška | 891,4 km (553,9 mil) | ||||||||
Sklon | 98,9808 stupňů | ||||||||
Doba | 102,5 minut | ||||||||
RAAN | 215,4933 stupňů | ||||||||
Argument perigee | 52,8270 stupňů | ||||||||
Střední anomálie | 351,1007 stupňů | ||||||||
Střední pohyb | 14,04728277 ot/den | ||||||||
Epocha | 21. července 2015, 15:14:58 UTC | ||||||||
Revoluce č. | 31549 | ||||||||
Hlavní dalekohled | |||||||||
Typ | mimo osu Gregorian (DIRBE) | ||||||||
Průměr | 19 cm (7,5 palce) | ||||||||
Vlnové délky | Mikrovlnná trouba , infračervená | ||||||||
Nástroje | |||||||||
| |||||||||
Logo NASA COBE |
COBE ( COBE / k oʊ b i / ), označovaný také jako Explorer 66 , byl satelit věnována kosmologii , která fungovala od roku 1989 do roku 1993 svých cílů bylo zkoumat záření vesmírného mikrovlnného pozadí (CMB) z vesmír a poskytovat měření, které by pomohly formovat naše chápání vesmíru .
Měření COBE poskytla dva klíčové důkazy, které podporovaly teorii velkého třesku vesmíru: že CMB má téměř dokonalé spektrum černého tělesa a že má velmi slabé anizotropie . Dva hlavní vyšetřovatelé COBE, George Smoot a John Mather , obdrželi v roce 2006 za práci na projektu Nobelovu cenu za fyziku . Podle výboru pro Nobelovu cenu „projekt COBE lze také považovat za výchozí bod kosmologie jako přesné vědy“.
COBE byl druhým satelitem CMB po RELIKT-1 a následovaly dvě pokročilejší kosmické lodě: Wilkinsonova mikrovlnná anizotropní sonda provozovaná v letech 2001-2010 a kosmická loď Planck v letech 2009–2013.
Dějiny
V roce 1974 vydala NASA Oznámení o příležitosti pro astronomické mise, které by používaly malou nebo střední kosmickou loď Explorer . Ze 121 obdržených návrhů se tři zabývaly studiem záření kosmologického pozadí. Ačkoli tyto návrhy prohrály s infračerveným astronomickým satelitem (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 sestavili své nápady pro takový satelit. O rok později tento výbor navrhl vypuštění polární družice s názvem COBE pomocí rakety Delta nebo raketoplánu . Obsahoval by následující nástroje:
Nástroj | Akronym | Popis | Vrchní vyšetřovatel |
---|---|---|---|
Diferenciální mikrovlnný radiometr | DMR | mikrovlnný přístroj, který by mapoval variace (nebo anizotropie) v CMB | George Smoot |
Far-InfraRed Absolutní spektrofotometr | FIRAS | spektrofotometr používaný k měření spektra CMB | John Mather |
Difúzní experiment s infračerveným pozadím | DIRBE | vícevlnný infračervený detektor sloužící k mapování emise prachu | Mike Hauser |
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 začaly práce na konstrukci satelitu v Goddard Space Flight Center (GSFC) až v roce 1981. Aby se ušetřily náklady, infračervené detektory a kapalné helium dewar na COBE budou podobné těm, které se používají na IRAS .
COBE bylo původně plánováno k vypuštění na misi raketoplánu STS-82-B v roce 1988 z letecké základny Vandenberg , ale výbuch Challengeru tento plán zpozdil, když byly raketoplány uzemněny. NASA bránila technikům COBE v cestě do jiných vesmírných agentur, aby vypustily COBE, ale nakonec byl přepracovaný COBE umístěn na sluneční synchronní oběžnou dráhu 18. listopadu 1989 na palubě rakety Delta. Tým amerických vědců oznámil, 23. dubna 1992, že v datech z COBE našli prvotní „semena“ (anizotropie CMBE). Toto oznámení bylo celosvětově hlášeno jako zásadní vědecký objev a proběhlo na titulní stránce The New York Times .
Nobelovu cenu za fyziku za rok 2006 společně udělili John C. Mather, NASA Goddard Space Flight Center a George F. Smoot z Kalifornské univerzity v Berkeley „za objev formy černého tělesa a anizotropii kosmického mikrovlnného záření pozadí“ . "
Kosmická loď
Část série na |
Fyzikální kosmologie |
---|
COBE byl satelit třídy Explorer s technologií vypůjčenou od IRAS, ale s některými jedinečnými vlastnostmi.
Potřeba kontrolovat a měřit všechny zdroje systematických chyb vyžadovala přísný a integrovaný návrh. COBE by musel fungovat minimálně 6 měsíců a omezovat množství rádiového rušení ze země, COBE a dalších satelitů, jakož i radiační rušení ze Země , Slunce a Měsíce . Přístroje vyžadovaly teplotní stabilitu a udržení zisku a vysokou úroveň čistoty, aby se omezil vstup rozptýleného světla a tepelné emise z částic.
Potřeba řídit systematickou chybu v měření anizotropie CMB a měření zodiakálního oblaku v různých úhlech prodloužení pro následné modelování vyžadovala, aby se satelit otáčel rychlostí odstřeďování 0,8 ot / min. Osa otáčení je také nakloněna zpět z vektoru orbitální rychlosti jako prevence před možnými usazeninami zbytkového atmosférického plynu na optice a také proti infračervené záři, která by byla důsledkem rychlých neutrálních částic narážejících na její povrchy extrémně vysokou rychlostí.
Aby se splnily dvojí požadavky na pomalé otáčení a tříosé řízení polohy, byla použita sofistikovaná dvojice kol s momentovou hybností vybočení, jejichž osa byla orientována podél osy otáčení. Tato kola byla použita k přenášení momentu hybnosti opačného než u celé kosmické lodi, aby se vytvořil nulový čistý momentový momentový systém.
Dráha by se ukázala být určena na základě specifik mise kosmické lodi. Prvořadými úvahami byla potřeba úplného pokrytí oblohy, potřeba eliminovat zbloudilé záření z nástrojů a potřeba udržovat tepelnou stabilitu Dewarových a nástrojů. Kruhová sluneční synchronní oběžná dráha splňovala všechny tyto požadavky. Byla vybrána oběžná dráha 900 km se sklonem 99 °, protože vyhovovala schopnostem buď raketoplánu (s pomocným pohonem na COBE) nebo rakety Delta. Tato nadmořská výška byla dobrým kompromisem mezi zářením Země a nabitými částicemi v radiačních pásech Země ve vyšších nadmořských výškách. Vzestupný uzel v 18 hodin byl vybrán, aby umožnil COBE sledovat hranici mezi slunečním zářením a temnotou na Zemi po celý rok.
Dráha kombinovaná s osou rotace umožnila udržet Zemi a Slunce nepřetržitě pod rovinou štítu, což umožňuje každých šest měsíců úplné skenování oblohy.
Poslední dvě důležité části týkající se mise COBE byly Dewarův štít a štít Slunce-Země. Dewar byl 650litrový supratekutý hélium kryostat navržený tak, aby udržoval nástroje FIRAS a DIRBE během mise v chladu. Byl založen na stejném designu jako ten, který byl použit na IRAS, a byl schopen ventilovat helium podél osy rotace v blízkosti komunikačních polí. Kónický štít Slunce-Země chránil přístroje před přímým slunečním zářením a zářením na Zemi, jakož i před rádiovým rušením ze Země a vysílací antény COBE. Jeho vícevrstvé izolační přikrývky zajišťovaly tepelnou izolaci pro Dewar.
Vědecké poznatky
Vědeckou misi řídily tři dříve popsané nástroje: DIRBE, FIRAS a DMR. Přístroje se překrývaly v pokrytí vlnových délek, což poskytovalo kontrolu konzistence měření v oblastech spektrálního překrývání a pomoc při rozlišování signálů z naší galaxie, sluneční soustavy a CMB.
Nástroje COBE by splnily všechny jejich cíle a také by poskytly pozorování, která by měla důsledky mimo původní rozsah COBE.
Křivka černého těla CMB
Během přibližně 15 let dlouhého období mezi návrhem a spuštěním COBE došlo ke dvěma významným astronomickým vývojům. Za prvé, v roce 1981 dva týmy astronomů, jeden vedený Davidem Wilkinsonem z Princetonské univerzity a druhým Francescem Melchiorrim z Florentské univerzity , současně oznámili, že detekovali kvadrupólovou distribuci CMB pomocí balónových nástrojů. Toto zjištění by bylo detekováním distribuce CMB v černém těle, kterou měla měřit FIRAS na COBE. Zejména skupina z Florencie tvrdila detekci mezilehlých anizotropií úhlového měřítka na úrovni 100 mikrokelvinů v souladu s pozdějšími měřeními provedenými experimentem BOOMERanG .
Řada dalších experimentů se však pokusila duplikovat své výsledky a nebyla toho schopna.
Za druhé, v roce 1987 japonsko-americký tým vedený Andrewem Langeem a Paulem Richardsem z UC Berkeley a Toshio Matsumoto z Nagoyské univerzity oznámil, že CMB není skutečným černým tělesem. Ve znějícím raketovém experimentu detekovali přebytečný jas na vlnových délkách 0,5 a 0,7 mm.
Vzhledem k tomu, že tento vývoj slouží jako pozadí mise COBE, vědci netrpělivě očekávali výsledky FIRAS. Výsledky FIRAS byly zarážející v tom, že ukázaly dokonalé přizpůsobení CMB a teoretické křivky pro černé těleso při teplotě 2,7 K, což dokazuje, že výsledky Berkeley-Nagoya jsou chybné.
Měření FIRAS byla provedena měřením spektrálního rozdílu mezi 7 ° skvrnou oblohy proti vnitřnímu černému tělu. Interferometr ve FIRASu pokrýval 2 až 95 cm -1 ve dvou pásmech oddělených při 20 cm -1 . K dispozici jsou dvě délky skenování (krátké a dlouhé) a dvě rychlosti skenování (rychlé a pomalé) pro celkem čtyři různé režimy skenování. Data byla sbírána po dobu deseti měsíců.
Vnitřní anizotropie CMB
DMR byl schopen strávit čtyři roky mapováním detekovatelné anizotropie kosmického záření na pozadí, protože to byl jediný nástroj, který nebyl závislý na dewarově dodávce helia, aby jej udržel ochlazený. Tato operace byla schopna vytvořit úplné oblohy mapy 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 průměrnou teplotou radiačního pole 2,73 kelvinů . Kosmické mikrovlnné záření na pozadí je pozůstatkem Velkého třesku a kolísání je otiskem hustotního kontrastu v raném vesmíru. Předpokládá se, že vlnky hustoty způsobily formování struktury, jak je dnes pozorováno ve vesmíru: kupy galaxií a obrovské oblasti bez galaxií (NASA).
Detekce raných galaxií
DIRBE také detekoval 10 nových galaxií emitujících daleko IR v oblasti, kterou IRAS nezkoumal, a také devět dalších kandidátů ve slabém IR, což mohou být spirální galaxie .
Galaxie, které byly detekovány na 140 a 240 μm, byly také schopny poskytnout informace o velmi chladném 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 světelná záře na dálkové infračervené záření vzniká z chladného (≈17–22 K) prachu spojeného s difuzními oblaky HI cirrus, 15-30% z chladu (≈ 19 K) prach spojený s molekulárním plynem a méně než 10% z teplého (≈29 K) prachu v rozšířených oblastech s nízkou hustotou HII .
DIRBE
Kromě zjištění, která měla DIRBE o galaxiích, přinesla také dva další významné příspěvky do vědy. Přístroj DIRBE byl schopen provést studie meziplanetárního prachu (IPD) a určit, zda jeho původ byl z asteroidů nebo kometárních částic. Data DIRBE shromážděná na 12, 25, 50 a 100 μm dokázala dospět k závěru, že zrna asteroidního původu naplňují pásma IPD a hladký oblak IPD.
Druhým příspěvkem, který DIRBE poskytl, byl model galaktického disku, který je z naší pozice vidět bokem . 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 stupnice 2,64, respektive 0,333 kpc, a je zdeformovaný v souladu s HI vrstvou. Neexistuje ani náznak silného disku.
K vytvoření tohoto modelu bylo nutné IPD odečíst z dat DIRBE. Zjistilo se, že tento oblak, který, jak je vidět ze Země, je zvěrokruhové světlo , nebyl soustředěn na Slunce, jak se dříve myslelo, ale na místo ve vesmíru vzdálené několik milionů kilometrů. To je způsobeno gravitačním vlivem Saturnu a Jupitera .
Kosmologické důsledky
Kromě výsledků vědy podrobně popsaných v poslední části existuje mnoho kosmologických otázek, které na výsledky COBE zůstaly nezodpovězeny. Přímé měření extragalaktického pozadí (EBL) může také poskytnout důležitá omezení integrované kosmologické historie vzniku hvězd, výroby kovů a prachu a přeměny světla hvězd na infračervené emise prachem.
Při pohledu na výsledky z DIRBE a FIRAS na 140 až 5 000 μm můžeme zjistit, že integrovaná intenzita EBL je ≈16 nW/(m 2 · sr). To je v souladu s energií uvolňovanou během nukleosyntézy a tvoří asi 20–50% celkové energie uvolněné při tvorbě helia a kovů v historii vesmíru. Tato intenzita, připisovaná pouze jaderným zdrojům, znamená, že více než 5–15% hustoty baryonické hmotnosti implikované analýzou nukleosyntézy velkého třesku bylo zpracováno ve hvězdách na helium a těžší prvky.
Existovaly také významné důsledky pro vznik hvězd . Pozorování COBE poskytují důležitá omezení rychlosti vzniku kosmických hvězd a pomáhají nám vypočítat spektrum EBL pro různé historie vzniku hvězd. Pozorování provedené COBE vyžaduje, aby rychlost tvorby hvězd při červených posunech z ≈ 1,5 byla větší než rychlost odvozená z UV-optických pozorování faktorem 2. Tuto přebytečnou hvězdnou energii musí generovat hlavně masivní hvězdy v dosud nezjištěných prachem obklopených galaxiích nebo extrémně prašné oblasti tvořící hvězdy v pozorovaných galaxiích. Přesnou historii vzniku hvězd nemůže COBE jednoznačně vyřešit a v budoucnu je třeba provést další pozorování.
30. června 2001 zahájila NASA navazující misi na COBE vedenou zástupcem hlavního vyšetřovatele DMR Charlesem L. Bennettem . Wilkinson Microwave Anisotropy Probe vyjasnila a rozšířila na COBE úspěchy. V návaznosti na sondu Evropské vesmírné agentury WMAP Planck pokračoval ve zvyšování rozlišení, při kterém bylo zmapováno pozadí.
Viz také
- 9997 COBE , malá planeta pojmenovaná po experimentu.
- S150 Galaktické rentgenové mapování
Poznámky
Reference
- Arny, Thomas T. (2002). Zkoumání: Úvod do astronomie (3. vyd.). Dubuque, Iowa: McGraw-Hill. ISBN 978-0-07-241593-3.
- Liddle, AR; Lyth, DH (1993). „Perturbace hustoty studené studené hmoty“. Zpráva o fyzice - přehled sekce fyzikálních písmen . 231 (1–2): 1–105. arXiv : astro-ph/9303019 . Bibcode : 1993PhR ... 231 .... 1L . doi : 10,1016/0370-1573 (93) 90114-S . S2CID 119084975 .
- Odenwald, S .; J. Newmark & G. Smoot (1998). „Studie vnějších galaxií detekovaná experimentem s difuzním infračerveným pozadím COBE“. Astrofyzikální časopis . 500 (2): 554–568. arXiv : astro-ph/9610238 . Bibcode : 1998ApJ ... 500..554O . doi : 10,1086/305737 .
Další čtení
- Mather, John C .; Boslough, John (1996). Úplně první světlo: Pravdivý vnitřní příběh vědecké cesty zpět na úsvit vesmíru . New York: Základní knihy. ISBN 0-465-01575-1.
- Smoot, George; Davidson, Keay (1993). Vrásky v čase . New York: W. Morrow. ISBN 0-688-12330-9.
- WMAP
externí odkazy
- Web NASA na COBE
- Informační video NASA před spuštěním COBE
- COBE Mission Profile by NASA Solar System Exploration
- APOD obrázek COBE dipólu , ukazující pohyb Země 600 km/s vzhledem k záření kosmického pozadí
- Článek Cosmic Background Explorer od Scholarpedia