Integral - satelita, który zbada Wszechświat w promieniach gamma

W czwartek 17 października o godzinie 10:41 czasu lokalnego (06:41 CEST) z Kosmodromu Bajkonur w Kazachstanie (Rosja) na pokładzie rosyjskiej rakiety Proton wyniesiono na orbitę satelitę Integral - INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory. Satelita Europejskiej Agencji Kosmicznej jest najbardziej nowoczesnym teleskopem do obserwacji w zakresie promieniowania gamma. Integral jest tak zaprojektowany, aby móc jednocześnie obserwować obiekty na falach gamma, X i w zakresie widzialnym, umożliwiając astronomom pełną analizę obiektów.

17 października 2002, Kosmodrom Bajkonur

Proton umieścił satelitę na eliptycznej okołoziemskiej orbicie, którą Integral przemierza w ciągu 72 godzin zbliżając się do Ziemi na odległość około 10 000 km i oddalając się od niej na 153 000 km. Jego orbita nachylona jest pod kątem 51,6^o do ziemskiego równika. Ziemię otacza pas promieniowania Van Allena, który przeszkadza w obserwacji promieniowania gamma. Orbita, na której umieszczono satelitę, umożliwia mu przebywanie 90% czasu na zewnątrz pasa.

Satelita przejdzie teraz dwumiesięczny okres testów; naukowcy muszą sprawdzić, czy umieszczone na pokładzie instrumenty pomiarowe działają prawidłowo i czy przesyłane na Ziemie dane są dobrej jakości.

 

Satelita Integral

Satelita waży 4000 kg z czego połowa przypada na urządzenia pomiarowe, jego wysokość sięga 5 m. Dwa główne instrumenty pomiarowe to spektrometr SPI oraz kamera IBIS.. Francusko - niemiecki spektrometr będzie przeprowadzał widmową analizę poszczególnych źródeł i obszarów aktywności promieniowania gamma, mierząc energię tych promieni 40 razy lepiej niż poprzednie satelity. Do tego celu użyje detektorów wykonanych z germanu chłodzonych do temperatury 85K (-188^oC). Ponieważ zwierciadła i soczewki są bezużyteczne w detekcji tak energetycznych promieni jak fale gamma (fala elektromagnetyczna o długości < 10^-8cm), spektrometr używa techniki 'coded-mask imaging'. Zamiast skupiania promieni gamma, blokuje je, a na umieszczonym poniżej detektorze tworzy się rozpoznawalny cień. Tak stworzone zakodowane obrazy zostaną następnie odkodowane przez naziemne komputery.

Włoska kamera IBIS (Imager on Board the Integral Satellite) jest idealnym partnerem dla SPI. Ma co prawda gorszą rozdzielczość energetyczną, ale za to rozdzielczość kątowa jest dwunastokrotnie lepsza.

Uzupełnieniem tych dwu wysokiej klasy instrumentów jest duńska kamera do obserwacji na falach X JEM-X (Joint European X-Ray Monitor) i hiszpańska kamera CCD (OMC - Optical Monitoring Camera) działająca w zakresie widzialnym.

Dane zebrane przez Integral będą przesyłane na Ziemię do ośrodka w Redu w Belgii lub do stacji NASA w Goldstone w USA. Z centrum misji w Darmstadt w Niemczech dane będą przesyłane dalej do społeczności naukowej poprzez Integral Scientific Data Centre (ISDC) w Versoix w Szwajcarii. Wszystko to będzie odbywać się bardzo szybko, aby w razie interesującego odkrycia (np. błysku gamma) można było natychmiast "włączyć do akcji" teleskopy naziemne.

Integral będzie przede wszystkim obserwował obiekty o najwyższej gęstości, takie jak gwiazdy neutronowe i czarne dziury, które są źródłami promieniowania o bardzo wysokich energiach. Obserwacje dokonane przez Integral powinny również pomóc astrofizykom potwierdzić obecność gigantycznych czarnych dziur w centrach galaktyk, a w tym i w naszej macierzystej Galaktyce.

Jeszcze zanim Integral znalazł się na orbicie, Integral Science Operations Centre w Noordwijk w Holandii zostało zasypane wnioskami o przyznanie czasu na obserwacje przy użyciu nowego satelity. Złożonych propozycji obserwacji było 19 razy więcej niż Integral jest w stanie wykonać w pierwszym roku pracy. Przyjęto 291 wniosków - zapowiada się więc bardzo pracowity rok dla satelity. Na razie Integral krąży bezpiecznie po wyznaczonej mu orbicie, a naukowcy przystępują do sprawdzania stanu urządzeń i jakości przesyłanych danych.

W promieniach gamma Wszechświat wygląda o wiele mniej przyjaźnie i niepodobny jest do spokojnego nocnego nieba usianego tysiącem gwiazd. Oglądający świat na falach gamma Integral będzie świadkiem dramatycznych zdarzeń, a naukowcy z niecierpliwością czekają na jego relacje.

31 października 2002
Źródło | K.Zawada

Eksplodująca gwiazda zaskakuje astronomów

Częściowo eksplodująca gwiazda, znana jako nowa, "dochodzi do siebie" szybciej niż oczekiwali tego astronomowie. Diagnozę zdrowienia gwiazdy postawili "kosmiczni lekarze" po przeanalizowaniu nowych danych z satelity Europejskiej Agencji Kosmicznej XMM - Newton. Eksplozja nowej nie oznacza całkowitego zniszczenia gwiazdy. Po wybuchu obiekt "dochodzi do siebie" i zaczyna świecić na nowo. Jednakże do tej pory astronomowie nie wiedzieli jak długo trwa "okres rekonwalescencji". W opisywanym przypadku od eksplozji gwiazdy do jej ponownego zwykłego świecenia upłynęło mniej niż 3 lata. Jest to tym bardziej zdumiewające, że w czasie eksplozji została uwolniona energia 100 000 razy większa niż wypromieniowana w ciągu całego roku przez nasze Słońce.

Ile czasu potrzebuje nova, by po wybuchu "dojść do siebie"?

Znamy różne postaci eksplodujących gwiazd. Największym wybuchem jest eksplozja supernowych, po którym nie pozostaje z obiektu nic prócz tajemniczej czarnej dziury czy gwiazdy neutronowej. W przypadku nowej eksplozja nie jest tak destruktywna. Jednak zagadka wciąż pozostawała: Ile czasu potrzebuje gwiazda, by po wybuchu "dojść do siebie"? Obserwujący w promieniach rentgenowskich XMM - Newton odpowiedział: Najwyżej kilka lat.

Nowa składa się z dwu gwiazd. Początkowo dwa obiekty złączone ze sobą siłą grawitacji świecą równomiernie. Ale jedna z nich starzeje się szybciej od drugiej, stając się po pewnym czasie małym gorącym obiektem nazywanym białym karłem. Biały karzeł przyciąga materię ze swojego towarzysza i okryw się tak wykradzionym gazem. Gdy nagromadzi się wystarczająca ilość gazu, dochodzi do niszczących reakcji jądrowych, które powodują masywną eksplozję ogarniającą białego karła. Choć wybuch nie jest tak silny by zniszczyć gwiazdę, to jednak powoduje gigantyczną eksplozję materii z powierzchni. Wybuch ten przerywa przepływ materii od większego towarzysza do białego karła.

 

Artystyczna wizja: XMM-Newton na tle nowej

Nova V2487 Oph doświadczyła takiego właśnie wybuchu w 1998 roku. Obserwacje satelity XMM - Newton pokazały, że biały karzeł wznowił "zjadanie" swojego towarzysza już 2,7 lat po eksplozji. To szybciej niż się spodziewano. Naukowcy obserwowali obiekt poprzez ekspandującą chmurę gruzu z wybuchu, aby dojrzeć, czy na powierzchni białego karła nadal zachodzą reakcje jądrowe. Pomiar promieniowania X tego obszaru zasygnalizował, że V2487 Oph "wyzdrowiała" i znów przyciąga gaz ze swojego towarzysza.

W 1990 roku satelita ROSAT dokonał pomiaru całego nieba na falach X. Opisany układ nie był wówczas znany jako nowa. Dzięki XMM - Newton i ROSAT, V2487 Oph jest pierwszą nową obserwowaną na falach rentgenowskich przed i po eksplozji.

Astronomowie mogą używać nowych do pomiaru odległości do innych galaktyk. Wszystkie nowe eksplodują w przybliżeniu z tą samą siłą, więc zawsze osiągają podobne jasności. Jednak odległe obiekty zawsze wydają się ciemniejsze. Ponieważ astronomowie wiedzą, jak jasna powinna być obserwowana gwiazda nowa, potrafią obliczyć jak daleko od nas się znajduje.

Jak dotąd nowe nigdy nie były obserwowane w zakresie fal gamma (fale krótsze niż fale X). Naukowcy mają nadzieję, że zmieni się to wraz z wyniesionym właśnie na orbitę satelitą Integral...

Wyniki badań zostały opublikowane w najnowszym wydaniu Science.

26 października 2002
Źródło | K.Zawada

Nagrody Nobla z fizyki 2002

Tegoroczni nobliści w dziedzinie fizyki: Raymond Davis (University of Pennsylvania oraz Brookhaven Natl. Lab), Masatoshi Koshiba (University of Tokyo) oraz Riccardo Giacconi (AssociatedUniversities Inc.) przyczynili się do rozwoju dwóch ważnych gałęzi współczesnej astrofizyki. Dzięki nim wiemy więcej na temat neutrin oraz promieniowania rentgenowskiego.

W latach 60-tych Davis jako pierwszy dokonał detekcji neutrin pochodzących ze Słońca. Jednakże liczba zarejestrowanych cząstek była znacznie mniejsza, niż wynikało to z przewidywań teoretycznych przeprowadzonych przez Johna Bahcalla (Institute for Advanced Study). Wtedy właśnie narodził się problem deficytu neutrin słonecznych. Późniejsze próby detekcji tych tajemniczych cząstek (eksperymenty SAGE, Gallex i wiele innych) również zawiodły - ciągle brakowało znacznej liczby neutrin docierających do Ziemi z wnętrza Słońca.

Materia jest prawie zupełnie przezroczysta dla neutrin. Cząstki te prawie bez żadnej przeszkody są w stanie przelecieć przez całą Ziemię (z tej samej przyczyny neutrina tak trudno zarejestrować). Neutrina znamy w trzech odmianach: elektronowe, mionowe i taonowe. Neutrina elektronowe są produktem reakcji jądrowych zachodzących głęboko we wnętrzu naszej dziennej gwiazdy. Zanim dotrą do powierzchni Ziemi mają do pokonania długi dystans dzielący nas od Słońca. Najlepszym wytłumaczeniem "zniknięcia" znacznej liczby tych cząstek jest to, że podczas swej podróży ulegają one przemianie w inny typ cząstek: w neutrina mionowe lub taonowe, a te były zupełnie niewidoczne dla instrumentów ziemskich.

Detektor Davisa, za pomocą którego po raz pierwszy udowodniono istnienie neutrin słonecznych. Zbiornik, który umieszczony był w nieczynnej kopalni złota zawierał ponad 600 ton czterochloroetylenu i miał 14.6m długości i 6.1m średnicy.

Hipotezę tę testowano w detektorze Kamiokande, który właśnie pod kierunkiem Koshiby i jego współpracowników został znacznie rozbudowany (Super-Kamiokande). Badano kaskady neutrin pojawiające się w atmosferze Ziemi na skutek oddziaływania z nią promieniowania kosmicznego. Wykazano, że liczba neutrin elektronowych docierająca do detektora bezpośrednio z atmosfery była zdecydowanie większa niż liczba neutrin powstających dokładnie po drugiej stronie globu ziemskiego, a więc pokonujących dodatkową drogę do detektora równą średnicy Ziemi. Jedynym wytłumaczeniem tego zjawiska jest właśnie transformacja jednych neutrin w drugie. Przemiany takie mogą mieć charakter oscylacji, tzn. wielokrotnych przemian jednej cząstki w drugą i z powrotem. Więcej dowodów na oscylacje neutrin pojawiło się tej wiosny, kiedy z Sudbury Neutrino Observatory, obserwatorium zdolnym rejestrować wszystkie rodzaje neutrin, doniesiono o "odnalezieniu" wszystkich słonecznych neutrin .

Neutrina są ważne w astrofizyce z bardzo wielu powodów. Mogą one odgrywać dużą rolę w procesie formowania i grupowania się galaktyk, unoszą znaczną część energii słonecznej oraz energii wybuchu gwiazd supernowych. W 1987 roku udało się zarejestrować kilkadziesiąt neutrin po wybuchu supernowej 1987A w Wielkim Obłoku Magellana.

Giacconi jako pierwszy badał promieniowanie X pochodzące spoza układu słonecznego. W roku 1962 wykorzystał w tym celu pierwszy pozaatmosferyczny teleskop rentgenowski. Od tego czasu pojawiło się wiele nowych detektorów rentgenowskich (ASCA, RXTE, ROSAT,Einstein, Yokhoh, Chandra, XMM), dzięki którym udało się dokonać wielu odkryć, jak obserwacja tła rentgenowskiego i wyodrębnienie z niego punktowych źródeł tego promieniowania, detekcja promieni X pochodzących z takich obiektów jak: komety, czarne dziury, kwazary, gwiazdy neutronowe.

Ten instrument zaprojektowany i zbudowany pod kierunkiem Giacconiego został na dziobie rakiety Aerobee wystrzelony w 1962 i jako pierwszy dokonał rejestracji promieniowania rentgenowskiego ze źródła spoza Układu Słonecznego (z układu podwójnego gwiazd znanego obecnie pod nazwą SCO X-1). Instrument o wysokości około metra zawierał trzy liczniki Geigera (wskazane strzałkami) z oknami o zmiennej grubości, co umożliwiało określanie energii docierającego promieniowania X.

Zobacz również obszerny artykuł Prof. A. Woszczyka

20 października 2002
Źródło | oprac. B.Kulesza-Żydzik

Przestrzeń jest duża, ale niewystarczająco...

Od początku ery kosmicznej satelity oraz sondy badające głęboki kosmos "zasiedlają" Układ Słoneczny. Ogromna ilość kosmicznych pojazdów krąży wokół Ziemi dostarczając informacji dla potrzeb meteorologów, telekomunikacji, wojska i w końcu astronomii. Wokół Ziemi robi się tłoczno. Aby nad naszymi głowami nie doszło do katastrofy należy mieć na uwadze "kosmiczną kontrolę ruchu", ale także poważnie potraktować problem kosmicznych śmieci.

 

Skatalogowany kosmiczny gruz w pobliżu Ziemi

Jedną z instytucji śledzących położenie kosmicznych śmieci jest European Space Operations Centre (ESOC) w Darmstadt (Niemcy). ESOC szacuje, że ponad 23 000 obiektów o rozmiarze większym niż 10 cm zostało wystrzelone z Ziemi. Niewielki ich ułamek stanowią urządzenia nadal sprawne. Jednak większość to gruz pochodzący z nieużywanych już satelitów, części z wykorzystanych rakiet, pozostałości po kosmicznych wypadkach. Ocenia się, że ilość odłamków mniejszych niż 1 cm wynosi 70 000 do 120 000, a liczba kosmicznego gruzu z każdym rokiem wzrasta o około 5%.

Małe fragmenty poruszające się z dużą prędkością 6 km/s mogą stanowić poważny problem dla statku kosmicznego i astronautów. Jednym ze sposobów zażegnania niebezpieczeństwa jest usunięcie satelitów z orbity, gdy przestają pracować. Gdy ściągniemy satelity na Ziemię, spłoną przechodząc przez atmosferę. Co się stanie jednak, gdy satelita będzie na tyle duży, by jego fragmenty przeżyły palące przejście przez atmosferę i dotarły do powierzchni Ziemi? Pamiętamy napięcie towarzyszące sprowadzeniu na Ziemię stacji "Mir" i obaw - czy nie zboczy z kursu, czy na pewno wpadnie do oceanu. Jeśli sprowadzenie wysłużonego satelity na Ziemię jest zbyt trudne i niebezpieczne, pozostawia się go po prostu na orbicie.

Ten wiszący (dosłownie) nad nami problem może rozwiązać nowa technologia zastosowana przez ESA w misji Darwin. Mniejsze i łatwiej sterowalne satelity miałyby zastąpić ogromne urządzenia, a tym samym polepszyć kontrolę nad statkami kosmicznymi.

 

Artystyczna wizja modelu "latania w szyku"

Darwin będzie używać 6 dwumetrowych teleskopów, które lecąc w ciasnym szyku, symulować będą teleskop o ponad 250 - metrowej średnicy. Nowa technologia pozwoli na wzajemne kontrolowanie pozycji statków kosmicznych z niezwykle dużą precyzją. W przypadku misji Darwin pozwoli to dokładnie przeanalizować atmosferę bardzo odległych planet podobnych do Ziemi i wykryć chemiczne oznaki życia. Zminiaturyzowana wersja tej nowej technologii będzie mogła zastąpić duże, tradycyjne satelity. Układ 20 - centymetrowych teleskopów byłby w stanie zobaczyć obiekty tak samo dobrze jak tradycyjne satelity lub nawet lepiej. Jednocześnie byłyby one o wiele lżejsze, łatwiejsze i tańsze w produkcji. Ich niewielkie rozmiary dawałyby pewność, że przy sprowadzaniu z powrotem na Ziemię, bezpiecznie spalą się w atmosferze pozostawiając po sobie czystą przestrzeń.

Kolejną korzyścią płynącą z małych satelitów jest możliwość wysłania ich daleko od naszej planety, co pozwoli zredukować kosmiczne "korki" na niskiej orbicie. Na niskiej orbicie satelita okrąża Ziemię w ciągu 90 minut, co oznacza, że na każde miejsce na Ziemi "patrzy" przez bardzo krótki czas. Na orbicie geostacjonarnej satelita mógłby nieustannie obserwować całą półkulę. W takim przypadku wystarczy nakierować układ satelitów na interesujące nas miejsce na Ziemi. Co więcej technologia "latania w szyku" może pomóc wyposażyć każdego satelitę w system unikania kolizji. Nie związane ze sobą satelity mogłyby komunikować się ze swoim najbliższym, w danej chwili, sąsiadem i podejmować odpowiednie działanie, gdy znajdą się na kursie kolizyjnym.

Oczywiście nie jesteśmy w stanie zupełnie wyeliminować zagrożenia stwarzanego przez kosmiczne śmieci. Trzeba jednak użyć zaawansowanej technologii do usunięcia niepotrzebnych urządzeń stworzonych przez poprzednie technologie, a wówczas przestrzeń stanie się bezpieczniejsza.

10 października 2002
Źródło | K.Zawada

Antarktyczni obserwatorzy wykryli polaryzację mikrofalowego promieniowania tła

Grupa badaczy, którzy za pomocą interferometru DASI (z tyłu) wykryli polaryzację promieniowania tła. Fot. DASI Collaboration.

Po przeszło 270 dniach obserwacji interferometrem mikrofalowym DASI (Degree Angular Scale Interferometer) udało się po raz pierwszy zmierzyć polaryzację mikrofalowego promieniowania tła pochodzącego z bardzo wczesnego okresu istnienia naszego Wszechświata. "Gdybyśmy tej polaryzacji nie znaleźli, astronomowie musieliby cofnąć się do początków formułowania teorii kosmologicznych" - mówi John E. Carlstrom z Uniwersytetu w Chicago, który ogłosił to odkrycie 19 września br. na konferencji Cosmo-02.

Kilka lat temu zespół kierowany przez Carlstroma umieścił w stacji polarnej Amundsena-Scotta na biegunie południowym aparaturę (DASI) do pomiarów mikrofalowego promieniowania tła (CMB). Miejsce takie wybrano ze względu na panujący tam bardzo suchy i stabilny klimat. Odkryte w 1964 roku CMB pochodzi z okresu, kiedy Wszechświat był bardzo młody i liczył ok. 300.000 lat. Do tego czasu Kosmos był aż tak gorący, że elektrony i jądra atomowe były jeszcze rozdzielone. Wysokoenergetyczne fotony wypełniające wczesny Wszechświat ciągle odbijały się (rozpraszały) od swobodnych elektronów i nie mogły swobodnie poruszać się w przestrzeni. Ale sytuacja uległa zmianie, gdy Wszechświat się nieco ochłodził i elektrony wyłapane przez protony utworzyły atomy (epoka rekombinacji). Z mniejszą ilością swobodnych elektronów rozproszenia fotonów stały się rzadsze i promieniowanie uwolnione od materii mogło już bez przeszkód migrować w przestrzeni. Promieniowanie to jest obecnie obserwowane w podczerwieni jako CMB, o temperaturze 2.7 K. Jego badanie jest niezwykle ważne, gdyż niesie informację o epoce, w której ono powstało, a więc o wczesnym Wszechświecie.

Celem prowadzonych na Antarktydzie badań było poszukiwanie niejednorodności tego promieniowania w postaci minimalnych wahań jego temperatury w różnych kierunkach na niebie. Dowodziłyby one istnienia zaburzeń gęstości materii, z których później narodziły się galaktyki. Takie fluktuacje temperatury rzeczywiście wykryto interferometrem DASI, podobnie jak w przypadku kilku innych eksperymentów, przeprowadzonych zresztą wcześniej, w różnych ośrodkach badawczych przy użyciu różnej aparatury, w tym satelitarnego obserwatorium COBE.

Jednak dwa lata temu grupa badaczy na biegunie południowym zmodyfikowała interferometr DASI, przystosowując go do badania polaryzacji promieniowania CMB. Przypuszczenie, że CMB może być spolaryzowane, zostało po raz pierwszy wysunięte przez Martina Reesa w 1968 r. Obecnie efekt ten jest precyzyjnie przewidywany przez teorię inflacji, która zakłada gwałtowne rozszerzenie się Wszechświata w pierwszej sekundzie po Wielkim Wybuchu.

Obraz przedstawia intensywność (w kolorach) i polaryzację (czarne kreski) mikrofalowego promieniowania tła. Kolor czerwony odpowiada rejonom o niższych temperaturach, a żółty - o wyższych, różnice te są bardzo małe, ok. 0.0003 kelwina. Długość czarnych kresek odpowiada amplitudzie sygnału spolaryzowanego, a ich kierunek - kierunkowi polaryzacji. Mapa obejmuje obszar nieba 5ox5o. Białe koło przedstawia zdolność rozdzielczą interferometru DASI.

Światło słoneczne oraz wielu innych obiektów jest niespolaryzowane - to znaczy płaszczyzna drgań fali świetlnej jest losowo zorientowana. Jednak np. rozpraszanie fotonów na elektronach prowadzi do polaryzacji światła, czyli określenia płaszczyzny drgań fali. Gdy we wczesnym Wszechświecie dochodziło do częstych zderzeń fotonów z elektronami, to po kilku takich rozproszeniach w różnych kierunkach wypadkowa polaryzacja fali była zerowa. W epoce rekombinacji jednak, uwolnione od materii promieniowanie „zapamiętało” stan polaryzacji w momencie ostatniego rozproszenia. Istniejące niejednorodności w rozkładzie materii doprowadziły do powstania fluktuacji polaryzacji, którą obecnie powinniśmy zaobserwować w mikrofalowym promieniowaniu tła.

Fluktuacje polaryzacji CMB okazały się jednak niezwykle trudne do wykrycia, gdyż są 10-krotnie słabsze od zmian temperatury CMB. I właśnie po raz pierwszy udało się je odkryć na Antarktydzie. Wykryto je po przeszło 270 dniach obserwacji interferometrem mikrofalowym DASI. Podczas eksperymentu, prowadzonego przez grupę astronomów z Uniwersytetu w Chicago, obserwowano dwa obszary na niebie, o rozmiarze kilku stopni każdy. Wykryta polaryzacja dobrze odpowiada wartości przewidywanej przez teorię inflacji. Ponieważ polaryzacja zawiera informacje o kierunku, niesie znacznie więcej wiadomości o warunkach panujących we wczesnym Wszechświecie niż rozkład zaburzeń temperatury CMB, badany do tej pory. "Zaletą polaryzacji jest to, że bezpośrednio opisuje dynamikę młodego Wszechświata" - mówi Carlstrom.

Według Michaela Turnera z Uniwersytetu w Chicago "detekcja polaryzacji otwiera nowe okno na badanie najwcześniejszych momentów istnienia Wszechświata i daje możliwości odpowiedzi na trudne pytania, które są jeszcze przed nami".

Odkrycie to (jeśli zostanie potwierdzone w innych eksperymentach) stanowi zatem następny, ważny kamyk do budowli naszej wiedzy o ewolucji Wszechświata, potwierdzając poprawność dotychczasowego szkieletu. Aparatura DASI nie jest jednak w stanie wykryć jeszcze bardziej subtelnej struktury polaryzacji CMB, którą - według teorii inflacji - odcisnęły fale grawitacyjne. Takie odkrycie i definitywną weryfikację teorii młodego Wszechświata umożliwi być może następna generacja czułych instrumentów umieszczonych na pokładach sztucznych satelitów. Najbliższa tego rodzaju misja Planck zaplanowana jest na 2007 rok.

Zobacz również:

Strona domowa DASI
Polaryzacja CMB - trochę teorii

29 września 2002
Źródło | oprac. K. Chyży

ESA bada wpływ Słońca na klimat na Ziemi

Meteorolodzy nie będą mogli dłużej traktować Ziemi jako odizolowanego układu. Tak długoterminowe jak i codzienne zmiany pogody wskazują na jej związek z aktywnością słoneczną. Dlatego naukowcy intensywnie badają naturę tego związku. Trzy sondy kosmiczne Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) - SOHO, Cluster, Ulysses - dostarczyły danych, które pozwalają badać wpływ aktywności słonecznej na ziemski klimat. Te badania to pierwszy krok na drodze do stworzenia nowego typu prognozy pogody - kosmicznych wiadomości pogodowych. Aby Słonce mogło wywoływać zmiany w ziemskiej pogodzie samo musi się też jakoś zmieniać. Jednakże w zakresie fal widzialnych Słońce pozostaje nadzwyczaj niezmienne. Dane satelitarne pokazały, że dramatyczne zmiany Słońca zachodzą poza tym wąskim zakresem. Dla przykładu, Słońce emituje zmieniający się 'wiatr' cząstek naładowanych; zmienia się również uwalniane przez Słońce a niewidzialne dla nas promieniowanie ultrafioletowe. Zmienność Słońca spowodowana jest zmiennym zachowaniem słonecznego pola magnetycznego. Magnetyczne zachowanie Słońca zmienia się w cyklu 11-letnim przechodząc od 'słonecznego minimum' do 'słonecznego maksimum'. W szczycie cyklu (ostatni miał miejsce w zeszłym roku) wiatr słoneczny jest bardzo burzliwy, ponieważ eksplozje na powierzchni Słońca wyrzucają cząsteczki ze wzmożoną intensywnością. Energia uwolniona w czasie takich eksplozji może być 66 miliardów razy większa od energii wyzwolonej przy zrzuceniu bomby na Hiroshimę. Te procesy mogą być również źródłem zmiennej emisji w ultrafiolecie. Słoneczna flota statków ESA uważnie obserwuje te procesy z kilkunastu punktów w kosmosie. Podmuchy słonecznego wiatru uderzają w pole magnetyczne Ziemi. Kwartet satelitów ESA - Cluster - śledzi te efekty blisko Ziemi, podczas gdy Ulysses patroluje Słońce na pochylonej orbicie daleko od płaszczyzny wyznaczanej przez planety, aby uzyskać 'globalne' spojrzenie na wiatr słoneczny. Również satelita SOHO (NASA/ESA) ma cały czas "na oku" naszą dzienną gwiazdę. Naukowcy rozważają trzy mechanizmy, które mogą wytłumaczyć związek między Słońcem a ziemskim klimatem. Po pierwsze, zmienna emisja słonecznego promieniowania ultrafioletowego wpływa na produkcję ozonu w ziemskiej atmosferze zmieniając naszą warstwę ozonową. Po drugie, podmuchy wiatru słonecznego wpływają na elektryczne własności górnych warstw ziemskiej atmosfery, co w jakiś sposób wpływa na stan dolnych warstw. Po trzecie, w czasie słonecznego minimum wiatry słoneczne są słabsze, co pozwala na łatwiejsze przeniknięcie ziemskiej atmosfery przez galaktyczne promieniowanie kosmiczne (ang. skrót GCR). GCR składa się z cząstek, które są cięższe i bardziej energetyczne niż cząstki niesione przez wiatr słoneczny. Naukowcy wierzą, że ruch GRC stwarza warunki sprzyjające formowaniu się chmur na niewielkich wysokościach nad Ziemią. Nieznane jest wciąż znaczenie tych mechanizmów ani to, czy są wzajemnie powiązane. Badania wciąż trwają. ESA rozważa obecnie rozwój sieci serwisów, które informowałyby o kosmicznej pogodzie. Takie informacje mogłyby uzupełniać klasyczne prognozy pogody. W ich skład wchodziłyby kosmiczne przewidywania pogody, baza danych kosmicznych zdarzeń mających wpływ na pogodę oraz komputerowe modelowanie fizycznych procesów, które może już wkrótce pomogą nam w podjęciu decyzji, gdzie spędzić słoneczne wakacje.

Tajemnicze powiązanie między Słońcem a klimatem na Ziemi Artystyczna wizja satelity Cluster Ziemskie pole magnetyczne w zderzeniu z wiatrem słonecznym

10 września 2002
Źródło | oprac. K.Zawada

Orion | Astro - Wiadomości