Nobelova cena pro rok 2006 udělena za výzkum reliktního záření

Petr Kulhánek, 13. 10. 2006

Mikrovlnné reliktní záření pozadí se stalo dnes nejdůležitějším zdrojem informací o raném vesmíru. Jde o záření, které se oddělilo od látky 384 000 let po Velkém třesku v okamžiku, kdy se ve vesmíru vytvářely atomární obaly. S tím související rapidní úbytek volných elektronů způsobil omezenou možnost interakce fotonů záření s látkou. V tomto dnes všudypřítomném záření nacházíme obraz zárodečných fluktuací vesmíru obdobně jako biolog nachází paleolitické otisky dávných živočichů v druhohorních usazeninách. Z fluktuací a polarizace reliktního záření je možné určit obrovské množství informací, uveďme například stáří vesmíru, složení vesmíru, klíčové okamžiky jeho formování, období vzniku prvních hvězd, atd.

John. C. Mather (1946)

John C. Mather vystudoval fyziku na Swarthmore CollegeSwarthmore College – univerzitní kolej založená v roce 1864 kvakery 20 kilometrů jihozápadně od Filadelfie. Univerzita je pojmenována podle anglické usedlosti ze 17. století, která byla sídlem kvakerů. Dnes jde o špičkovou univerzitu, ze které vzešlo několik nositelů Nobelových cen.  v roce 1968 a doktorát získal na Kalifornské univerzitě v BerkeleyUCB – University of California at Berkeley. Požadavky na vznik Kalifornské univerzity pocházejí již z roku 1849, vlastní univerzita byla založena v roce 1866, nejznámější část (UCLA) sídlí v Los Angeles. Berkeleyská část vznikla v roce 1873. v roce 1974. Poté začal pracovat v NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, založen byl v roce 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších. pro Goddardovo letové středisko. Zde byl vůdčí osobností při návrhu 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 anizotropii reliktního záření způsobenou naším vlastním pohybem a fluktuace reliktního záření. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°., kde přímo vyvíjel spektrometr FIRASFIRAS – Far Infrared Absolute Spectrophotometer, spektrometr pro vzdálenou infračervenou oblast umístěný na americké družici COBE urřčenou pro výzkum reliktního záření.. Na základě měření družice ukázal, že reliktní záření má charakter záření absolutně černého tělesa s přesností 10⁻³. Je vynikajícím astrofyzikem a kosmologem, zejména specialistou na infračervenou astronomii. Podílel se na vývoji dalekohledu JWSTJWST (James Webb Space Telescope) – James Webbův kosmický dalekohled, následovník HST připravovaný kosmickými agenturami NASA a ESA, který má být v roce 2013 umístěn do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Plánované rozměry zrcadla jsou 6,5 m, půjde o segmentované zrcadlo., sítě radioteleskopů ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 64 radioteleskopů, která se buduje v Chilských Andách ve výšce 5000 m nad mořem. Jde o projekt ESA, smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003. i dalších významných přístrojů. Je nositelem řady prestižních cen, například v roce 2006 získal Gruberovu cenu na zasedání Mezinárodní astronomické unie v Praze. Spolu s Georgem Smootem je nositelem Nobelovy ceny za fyziku pro rok 2006 za výzkum reliktního záření, zejména za objev jeho anizotropie a za proměření jeho spektra a zjištění, že jde o záření absolutně černého tělesa.

George F. Smoot (1945)

George F. Smoot se narodil v Yukonu ve státě Filadelfie. Studoval fyziku a matematiku na několika univerzitách (Georgetown University, Stetson University). Doktorát z fyziky získal na MITMIT – Massachusetts Institute of Technology, prestižní americká univerzita v americkém Cambridge, skládající se z pěti škol a jedné koleje. Založena byla v roce 1861. v roce 1970. Jeho profesní kariéra je svázána s Kalifonskou univerzitou v BerkeleyUCB – University of California at Berkeley. Požadavky na vznik Kalifornské univerzity pocházejí již z roku 1849, vlastní univerzita byla založena v roce 1866, nejznámější část (UCLA) sídlí v Los Angeles. Berkeleyská část vznikla v roce 1873., kde pracuje v Laboratoři kosmických věd. Je odborníkem na kosmologii a částicovou fyziku. Zabývá se výzkumem reliktního záření. Zpracovával výsledky z 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 anizotropii reliktního záření způsobenou naším vlastním pohybem a fluktuace reliktního záření. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°., na které je autorem přístroje DMRDMR – Differential Microwave Radiometer, rozdílový mikrovlnný radiometr, přístroj na družici COBE určený ke sledování reliktního záření.. Účastnil se dalších leteckých, balónových a pozemních experimentů s reliktním zářením. Jeho zásluhou byla výrazně zpřesněna měření anizotropie a spektra reliktního záření. Podílel se na balónových experimentech, při kterých bylo reliktní záření zkoumáno pomocí spektrometrů se supravodivými magnety. Dále výrazným podílem přispěl při přípravě družic HEAOHEAO – High Energy Astronomy Observatory, tři rentgenové družice NASA. HEAO 1: 1977-1979, 0,2 keV ÷ 10 MeV. HEAO 2 (Einstein): 1978-1981, 0,2÷20 keV, první družice schopná zobrazovat objekty v RTG oboru, naprostý průlom v RTG astronomii. HEAO 3: 1979-1981, 50 keV ÷ 10 MeV, obdoba první družice. určených k výzkumu kosmického záření. Zde navrhoval a testoval kryostat se supravodivým magnetem a dobou života 1 rok. Byl konstruktérem absorpčních čítačů spršek kosmického záření a kalorimetrů pro BevatronBevatron – synchrotron pro urychlování nabitých částic zkonstruovaný v roce 1954 v Lawrence Berkeley Laboratory. Název je zkratkou z anglického "Billion ElectronVolt synchroTRON" (synchrotron urychlující na miliardy elektronvoltů). Maximální dosažitelná energie protonů byla 6,3 GeV. Provoz urychlovače byl ukončen v roce 1993. a SLACSLAC – Stanford Linear Accelerator Center, přes 3 kilometry dlouhý lineární urychlovač patřící Stanfordské universitě v Kalifornii. Urychlovač je v provozu od roku 1962. . Také vyvíjel spektrometr se supravodivým magnetem pro Mezinárodní kosmickou stanici. Je nositelem řady prestižních cen, v roce 2006 získává spolu s Johnem Matherem Nobelovu cenu za fyziku za výzkum reliktního záření, zejména za objev jeho anizotropie a za proměření jeho spektra a zjištění, že jde o záření absolutně černého tělesa.

Historie

1948, α-β-γ model

První teoretické úvahy o možnosti oddělení záření od látky při vzniku atomárních obalů pochází z modelu horkého původu vesmíru, na kterém pracoval Ralph Alpher v rámci svých PhD studií pod vedením George Gamowa. Alpher ne zcela korektně uvažoval o vzniku prvků, myšlenka uvolnění záření souvisící s vytvořením atomárních obalů byla ale správná.

Alpherův článek na toto téma se stal fyzikální legendou. Jeho školitel George Gamow totiž na článek vtipně připsal svého kolegu Hanse Betheho. Vznikl tak článek se jmény autorů Alpher, Bethe a Gamow připomínajícími začátek řecké abecedy (alfa, beta, gama). Bethe se o tom dozvěděl až z kopie článku a nic nenamítal. Nicméně Alpher s tím nesouhlasil a nikdy to Gamowovi neodpustil. Dnes se o celé teorii většinou mluví jako o „α-β-γ“ modelu. Pro úplnost je třeba připomenout, že numerické výpočty na počítačích prováděl Robert Herman. Podle Gamowa se ale odmítl přejmenovat na Deltera...

1965, objev reliktního záření

K objevu reliktního záření posloužila trychtýřovitá anténa patřící společnosti Bell Telephone Laboratories. Anténa byla postavena v roce 1960 podle návrhu A. B. Crawforda v Murray Hill ve státě New Jersey. S touto radiovou anténou byly zpočátku sledovány odrazy signálu od družice Echo na vlnové délce 73,5 mm. Anténa měla trychtýřovitý tvar se sběrnou plochou 25 m². Poměr citlivosti v dopředném a zpětném směru byl 3 000 : 1. Úroveň šumu tisícinásobně převyšovala vlastní signál. V roce 1963 byly ukončeny práce s družicí Echo. Arno Penzias a Robert Wilson chtěli anténu využít pro radiové mapování Mléčné dráhy a sledování 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 (včetně opakovaného odstranění párku hnízdících holubů a jejich trusu). Šlo právě o reliktní záření jehož teplota řádově souhlasí s prvním Gamowovým odhadem.

Objev byl oznámen v roce 1965 v prestižním časopise Astrophysical Journal ve formě dvojčlánku. A. Penzias a R. Wilson oznámili objev neznámého záření spolu s jeho parametry. R. Dicke, P. G. Roll, D. T. Wilkinson a P. J. E. Peebles ve stejném čísle publikovali teoretický článek zdůvodňující, že nalezené záření může být reliktním zářením. Ani experimentální ani teoretická skupina neznala práce svých předchůdců o reliktním záření. Za objev reliktního záření získali A. Penzias a R. Wilson Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1965.

Past použitá A. Penziasem a R. Wilsonem na chytání holubů sídlících v anténě.

1989, COBE (rozlišení 7°, ΔT = 30 μK, frekvence 30÷3000 GHz)

Mnohem podrobnější měření byla provedena po vypuštění 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 anizotropii reliktního záření způsobenou naším vlastním pohybem a fluktuace reliktního záření. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. v roce 1989. Družice provedla detailní průzkum reliktního záření. V průběhu prvních osmi minut provozu zjistila, že reliktní záření je zářením absolutně černého tělesa o teplotě 2,73 K (λ = 1 mm) s přesností 10⁻³. V roce 1992 byla družicí objevena anizotropie reliktního záření. Záření je nepatrně teplejší v jednom směru a nepatrně chladnější v opačném směru (2,7251 K a 2,7249 K). 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, jeví fluktuace objevené v roce 1992. Odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000. Pravděpodobně jde o primordiální fluktuace z období oddělení záření od hmoty, které vedly později ke vzniku galaxií. Rozlišovací schopnost družice COBE byla pouhých 7°.

Samotná družice COBE byla chlazena kapalným héliem a na palubě měla tři základní přístroje: FIRASFIRAS – Far Infrared Absolute Spectrophotometer, spektrometr pro vzdálenou infračervenou oblast umístěný na americké družici COBE urřčenou pro výzkum reliktního záření. – spektrofotometr v daleké IR oblasti, DIRBEDIRBE – Diffuse Infrared Background Experiment, přístroj ke sledování difúzního IR pozadí umístěný na družici COBE určené k výzkumu mikrovlnného záření pozadi. – přístroj ke sledování difúzního IR pozadí a DMRDMR – Differential Microwave Radiometer, rozdílový mikrovlnný radiometr, přístroj na družici COBE určený ke sledování reliktního záření. – diferenciální mikrovlnný radiometr.

Za podrobné prozkoumání reliktního záření družicí COBE byla udělena Nobelova cena za fyziku pro rok 2006 Johnu Matherovi a Georgi Smootovi.

2001, WMAP (rozlišení 0,3°, ΔT = 20 μK, frekvence 22÷90 GHz)

Následovníkem 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 anizotropii reliktního záření způsobenou naším vlastním pohybem a fluktuace reliktního záření. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. se v roce 2001 stala sonda WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 0,3° a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy má rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části je nižší než 95 K. Data sondy jsou nejdůležitějším zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR.. Výsledek rozboru fluktuací reliktního záření z dat této sondy byl oznámen v roce 2003. Potvrdila se nenulová hodnota kosmologické konstanty zjištěná již ze sledování červeného kosmologického posuvuKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ - λ₀)/λ₀, kde λ₀ je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. supernov typu IaSupernova typu la – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 M_S) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C, O na Ni 56 v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra.. Ukázalo se, že hustota atomární (baryonové) hmoty činí pouhá 4 % hustoty vesmíru a pouhé 1 % představuje hmotu svítící. Podobně jako se kdysi přišlo na to, že ZeměZemě – je největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 0,4 TPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. není středem vesmíru, nyní bezpečně víme, že vesmír není tvořen z hmoty, kterou běžně vidíme. Celých 23 % hmoty je zde nebaryonové (neatomární) povahy. Jde o tzv. temnou hmotuTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“., jejíž projevy jsou pozorovány od roku 1933 (F. Zwickey) a jejíž podstatu neznáme. Plných 73 % pak tvoří temná energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru. Tvoří 73 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakua. souvisící s kvantovými projevy vakua nebo dalšími neznámými jevy. V roce 2006 byla zveřejněna měření polarizace reliktního záření sondou WMAP, ze kterých plyne, že první hvězdy ve vesmíru vznikaly 400 milionů let po Velkém třesku.

2007, Planck (rozlišení 0,17°, ΔT = 2 μK, frekvence 30÷900 GHz)

Sonda Planck, která byla pojmenována podle německého fyzika Maxe Plancka, bude další sondou, která bude pozorovat reliktní záření. Měla by být ještě přesnější než předchozí WMAP (rozlišení 0,3°). Misi pořádá ESAESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 15 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1973 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane.. Start se plánuje na rok 2007. Poletí v nosné raketě Ariane-5Ariane – nosná raketa využívaná Evropskou kosmickou agenturou. Její název pochází z francouszkého přepisu jména mytologické postavy Ariadne. Nosič byl vyvíjen od 70. let dvacátého století. První úspěšný start Ariane 1 proběhl v roce 1979. Dnes je k dispozici nosič Ariane 5 s výškou 52 metrů, průměrem 5,4 metru, celkovou hmotností 745 tun a užitečným nákladem 6 tun. Rakety startují ze základny Kourou ve Francouzské Guajaně. společně se sondou Herschel (infračervená observatoř). Planck bude umístěn stejně jako sonda WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 0,3° a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy má rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části je nižší než 95 K. Data sondy jsou nejdůležitějším zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR., tj. na dráze kolem Lagrangeova bodu 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-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sondy do Lagrangeova bodu L2 soustavy země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel, TPF). soustavy Země-Slunce. Plánovaná délka mise je 1,5 roku. Prvních 4 až 6 měsíců je počítáno na let, zbytek na samotné pozorování. Přesnost měření fluktuací bude 2 μK. Další předností sondy je skutečnost, že bude pozorovat v širokém spektru frekvencí 30÷900 GHz.

Tři významné sondy pro výzkum reliktního záření.

Závěr

Mikrovlnné záření pozadí je zkoumáno mnoha dalšími experimenty, například balónovými (BOOMERANGBOOMERANG – Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation ANd Geophysics. Jde o radioteleskop vynesený stratosférickým balónem v roce 1998 do výšky 37 km nad Antarktidu. Přesná poloha radioteleskopu byla sledována pomocí družic. Let trval 10,5 dne a byl ukončen přistáním radioteleskopu do sněhu na padáku. Primární zrcadlo mělo průměr 1,2 m s detektory chlazenými na teplotu 0,28 K. Přístroj byl schopen detekovat mikrovlnné záření na čtyřech vlnových délkách: 0,75 mm, 1,25 mm, 2 mm a 3 mm a jeho rozlišovací schopnost byla 10’. Celková vynášená hmotnost byla 1 400 kg., MAXIMAMAXIMA – Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array. Jde o balónový experiment, který zjišťoval úhlové spektrum fluktuací reliktního záření. MAXIMA jako detektor využívá šestnáctipixlové pole bolometrů chlazených na teplotu 100 mK a je schopné detekovat fluktuace v rozmezí 10′ až 4°. Maximum fluktuací bylo pozorováno pro 1°, což odpovídá plochému Vesmíru. Lety byly provedeny v roce 1995 (MAXIMA-0), 1998 (MAXIMA-1) a 1999 (MAXIMA-2). Ve všech případech šlo o noční krátkodobé lety.) nebo pozemskými (CBICBI – Cosmic Background Imager. Přístroj určený zejména k pozorování reliktního záření. Je umístěn v Atacamské poušti na planině Llano de Chajnantor ve výšce 5 080 metrů. Jde o soustavu třinácti radioteleskopů o průměru 90 cm na společné montáži. CBI je společným projektem univerzit California Institute of Technology, Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Chicago, Universidad de Chile a observatoře National Radio Astronomy Observatory.). Letošní udělení Nobelovy ceny právě za výzkum reliktního záření podtrhuje mimořádný význam tohoto cenného zdroje informací o chování raného vesmíru. Doufejme, že další průzkum reliktního záření nám umožní odpovědět mnohé kosmologické otázky, zpřesní naše informace o raném vesmíru a pomůže nám odhadnout skutečnou topologiiTopologie – nauka o globálních vlastnostech a struktuře množin, v našem případě o chování vesmíru jako celku. Za topologicky ekvivalentní považujeme množiny, které lze spojitě deformovat jednu na druhou. vesmíru.

Bonus: Klip „Fluktuace reliktního záření“

Fluktuace reliktního záření. Fluktuace zjištěné v reliktním záření jsou prazárodky budoucích vesmírných struktur staré jen 400 000 let. Z nich se později vyvinuly galaxie a galaktické kupy. Nejčastěji jsou zastoupené fluktuace o velikosti jednoho prostorového stupně. To podle kosmologických modelů odpovídá plochému vesmíru. Ze zastoupení jednotlivých fluktuací se dá určit procentuální složení hmoty a energie ve vesmíru i další důležité kosmologické parametry. Klip byl vytvořen na základě měření sondy WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 0,3° a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy má rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části je nižší než 95 K. Data sondy jsou nejdůležitějším zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR., která startovala v roce 2001 a pořídila mapu fluktuací s přesností 0,3°. Na klipu vidíte na počátku mapu fluktuací reliktního záření, následuje zoom do oblasti o velikosti zhruba 1°. Tato oblast se začne vyvíjet v čase. Vidíme vznik prvních supermasivních hvězd, později galaxií a kup galaxií. Animace končí pohledem na časový vývoj oblasti od zárodečných fluktuací až po pozorování sondou WMAP. Zdroj: NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, založen byl v roce 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších..

Odkazy