宇宙背景探测者
宇宙背景探测者（COBE），也称为探险家66号 ，是建造来探索宇宙论的第一颗卫星。他的目的是调查宇宙间的宇宙微波背景辐射（CMB），而测量和提供的结果将可以协助提供我们了解宇宙的形状，这工作也将可以巩固宇宙的大霹雳理论。根据诺贝尔奖委员会的看法：“宇宙背景探测的计划可以视为宇宙论成为精密科学的起点。” [1] 这个计划的两位主要研究员，乔治·斯穆特和约翰·马瑟在2006年获得诺贝尔物理奖。
| COBE，探险家66号 | |
 | |
| 基本资料 | |
|---|---|
| NSSDC ID | 1989-089A |
| 组织机构 | NASA |
| 主要制造商 | 戈达德太空飞行中心 |
| 发射日期 | 1989年11月18日 |
| 发射地点 | 范登堡空军基地 |
| 发射载体 | Delta |
| 任务时长 | 约4年 |
| 质量 | 2,270 kg |
| 轨道高度 | 900.2 km |
| 轨道周期 | 103分钟 |
| 位置 | 地心轨道 |
| 仪器 | |
| DIRBE | 漫射红外线背景实验 |
| FIRAS | 远红外线游离光谱仪 |
| DMR | 微差微波辐射计 |
| 网站 | LAMBDA - COBE |
历史
编辑在1974年，美国国家航空航天局（NASA）公告了一个让天文学家参与的中小型探险家计划。由外界获得了121个提案，其中有三个是研究宇宙微波背景辐射的。虽然这些案子未能被红外线天文卫星（IRAS）所接受，但这三个提案已经很清楚的传达给美国国家航空航天局一个讯息。在1976年，美国国家航空航天局集合1974年这三个提案团队，重新提出一枚联合概念的卫星计划。一年后，这个新团队提出可以由航天飞机或戴尔他火箭发射的绕极卫星，并称之为宇宙背景探测者。他将携带下列的仪器升空：[2]
- 微差微波辐射计（DMR）–一个测量微波的仪器，能够描绘出宇宙微波背景辐射微小变动（各向异性）。（主要研究员为乔治·斯穆特。）
- 远红外线游离光谱仪（FIRAS）–一个分光光度计，用来测量宇宙微波背景辐射。（主要研究员为约翰·马瑟。）
- 漫射红外线背景实验（DIRBE）–一个多波长红外线探测器，用来测量尘粒发射的图谱。（主要研究员为麦克侯斯。）
美国国家航空航天局在排除了发射和数据分析的费用后，在经费不超过三千万的条件下接受了这个提案。但由于探险家计划下的红外线天文卫星经费超支，使得戈达德太空飞行中心迟至1981年才开始宇宙背景探测者建造的工作。为了节省经费，宇宙背景探测者使用与红外线天文卫星相似的红外线探测器和液态氦杜瓦瓶。
宇宙背景探测者起初计划在1988年由航天飞机发射，但是STS-51挑战者的爆炸导致航天飞机停飞，而使计划被延搁。美国国家航空航天局保留了宇宙背景探测者的工程师寻求其他的太空中心来发射宇宙背景探测者。最后，重新设计的宇宙背景探测者在1989年11月18日由戴尔他火箭发射进入太阳同步轨道。在1992年4月23日，一个美国的科学团队宣布，它们从宇宙背景探测者的数据中发现了原始的种子：宇宙微波背景辐射的各向异性。这项基础科学上的发现在世界各地的报导，包括纽约时报，都占上了头版头条。
2006年，服务于美国国家航空航天局位于麻州绿堤戈达德太空飞行中心的约翰·马瑟，和加州柏克莱加州大学的乔治·斯穆特共同获得了诺贝尔物理奖，以表彰他们在宇宙微波背景辐射的黑体形式和各向异性上的发现。
太空船
编辑
这是一枚探险家类型的卫星，大量沿用了红外线天文卫星的技术，但也有本身独特的特征。
由于需要控制与测量所有来源和系统的误差，所以在设计上必须十分严谨和完整。宇宙背景探测者至少必须工作6个月，并且要抑制大量来自地面的无线电干扰，还有来自其他卫星，以及地球、月球和太阳的辐射。[3]仪器还需要维持稳定的温度和保持增益，还要高度的洁净以减少来自微尘的散射光和热发散。
在测量宇宙微波背景的各向异性现象时，还需要以每分钟0.8转的速率旋转，以控制系统误差，与测量在各种不同距角下的黄道尘。[3]旋转轴也要与轨道速度向量倾斜以防止快中子以超音速撞击造成的红外线余晖可能在大气中沉积气体造成光学的残余。
为了适应缓慢自转状态和对三轴姿态的控制，一对复杂的偏航动量轮被安装在原来的自转轴的轴线上。[3]这些轮子所承载的角动量使得整个太空船创造出了零净角动量的系统。
为了要消除仪器的离散辐射和维持杜瓦瓶和仪器的耐热性，在忽略掉天空覆盖面的完整性下，如此的轨道确保这艘太空船能具体的执行特殊任务：[3]一条高度900公里，倾角99°的圆型太阳同步轨道，可以满足这些需求，并且可以选择由航天飞机（宇宙背景探测者需要有辅助的推力）或戴尔他火箭来发射。这个高度正好在地球充斥着辐射和带电粒子的范艾伦辐射带上方，而升交角的位置选在18:00，使得宇宙背景探测者得以终年处在地球上的日夜交界处的黑暗之中。
这样的轨道结合轴的自转，使他在地球和太阳之间能始终在后方以行星当盾牌，而经历半年的时间就可以充分的扫描过整个天空。
关于宇宙背景探测者最后的两个重要关键是杜瓦瓶和太阳-地球盾。杜瓦瓶是容积650升的致冷器，以超流体的氦来维持远红外线游离光谱仪（FIRAS）和漫射红外线背景实验（DIRBE）在任务进行期间所需要的低温状态。他与使用在红外线天文卫星（IRAS）中的设计是一样的，能在靠近通讯阵列的地方沿着自转轴释放出氦气。圆锥形的太阳-地球盾保护了仪器免于直接受到太阳和地球辐射的干扰，但也干扰了宇宙背景探测者的传送天线和地球之间的无线电讯号。多层的绝缘毯子为杜瓦瓶隔离了外来的热量。[3]
科学上的发现
编辑科学任务由早先提及的三台仪器执行：远红外线游离光谱仪（FIRAS）、漫射红外线背景实验（DIRBE）、微差微波辐射计（DMR）。这三台仪器在有识别能力的频率上互相重叠，能在测量我们的星系、太阳系、和宇宙微波背景辐射上提供一致性的校验。[3]
宇宙背景探测者的仪器不仅完成了原先期望的探测工作，而且还向外扩展了有实际价值的观测。
宇宙微波背景辐射的黑体曲线
编辑在宇宙背景探测者酝酿的漫长期间，天文学有两项重大的发展。首先，在1981年，普林斯敦大学的大卫威尔金森和佛罗伦斯大学的Francesco Melchiorri分别领导的两个团队，同时宣布他们以气球携带的仪器测出了宇宙背景辐射的四极性，然而，许多其他的实验试图复制它们的结果，但都无法获得相同的结果。这一发现必须由宇宙背景探测者的远红外线游离光谱仪测量宇宙微波背景辐射的黑体分布。[2]
其次，在1987年，由美国加州大学柏克莱分校的安德鲁兰格和保罗理查森与日本名古屋大学的松本俊夫（Toshio Matsumoto）领导的一个美日合作团队宣称宇宙微波背景辐射不是真实的黑体。在探空火箭的实验中，他们查出波长在0.5毫米和0.7毫米的余晖。这些结果都对大霹雳理论的正确性提出质疑，一般而言，对稳态理论较有帮助和支持性。[2]
这些都成为发展宇宙背景探测者任务的背景，科学家急切的等待远红外线游离光谱仪（FIRAS）的结果。结果是令人吃惊的，宇宙微波背景辐射显示是在理论上温度为2.7K的一个完美黑体，同时也证实了柏克莱-名古屋的结果是错误的。
远红外线游离光谱仪在天空中能测量出的是大小7°的区块，他的干涉仪覆盖在2和95 cm-1两个频道上，分离度是20 cm-1。他有两个扫描长度（长和短）和两种扫描速度（快和慢），总共可以组合成四种不同的扫描方式；搜集资料的时间长10个月。[4]
宇宙微波背景辐射各向异性的本质
编辑微差微波辐射计（DMR）是唯一不需要杜瓦瓶供应的氦来冷却的仪器，所以能耗费四年的时间绘制出宇宙微波背景辐射的各向异性图。通做减除来自银河的辐射和各种频率偶极变化的操作，宇宙微波背景的波动是非常微弱的，相较于平均温度2.73K的辐射只有十万分之一的变动。宇宙微波背景辐射是大霹雳的残余，并且波动是早期宇宙密度差异留存的记录。密度的涟漪造成今日所见的结构型态：在星系团之间是广大的空间，其中没有星系的存在（NASA）。
发现早期的星系
编辑漫射红外线背景实验（DIRBE）在红外线天文卫星未曾探勘的区域内新发现了10个辐射远红外线的星系，还有9个可能是螺旋星系的微弱远红外线星系。
这些星系是在140和240微米的波长侦测到的。这是侦测非常冷尘埃（VCD）的波段，在这些波长上可以得到非常冷尘埃的温度和质量。
当这些资料加入了红外线天文卫星的60和100微米的资料后，发现这些远红外线的光辉与冷尘埃（约17-22 K）和扩散的氢游离区（HⅡ区）卷云有关，15至30%来自冷尘埃（约19 K）和分子气体的组合，少于10%来自较温暖的尘埃（约29 K）和扩散的低密度氢游离区。[5]
宇宙背景探测者的其他贡献
编辑除了上述发现星系的研究，漫射红外线背景实验（DIRBE）在科学上还有两项意义重大的贡献。[5]
漫射红外线背景实验也能验证行星际尘埃（IPD）的起源，是来自彗星还是小星星的微粒。它在12、25、50和100微米的波长上搜集的资料能断定行星际尘埃带和云气的来源都是源自小行星的颗粒。[6]
漫射红外线背景实验的第二个贡献是从我们的位置看见的银河盘模型。依据这个模型，我们的太阳距离银河核心8,600秒差距，并在盘面的中心平面上方15.6秒差距之处；在径向和垂直方向上各自有2.64和0.333千秒差距的长度相对于氢原子（HⅠ）层的翘曲。也没有征兆显示盘面是厚实的。[7]
要创造出这个模型，必须先从漫射红外线背景实验的数据中减除行星际尘埃。早先从地球上看见了黄道光，认为这些云气在距离数百万公里之外，并未以太阳为中心，而认为是由木星和土星的万有引力造成的。[2]
宇宙论的本质
编辑除了在上一节所述的各项科学上的发现结果外，还有许多宇宙论上的问题是宇宙探测者的结果不能解答的。在整个的宇宙历史上，直接测量到的河外背景光（EBL）可能对恒星的形成、金属和尘埃的产生、和星光被尘埃转化成红外线辐射都产生了重要的抑制。[8]
经由查验远红外线游离光谱仪（FIRAS）和漫射红外线背景实验（DIRBE）从140至5,000微米的结果，我们能发现河外背景光（EBL）的强度大约是16 nW/(m2·sr)，这与在核合成期间散布的能量一致，并且构成在宇宙历史上形成氦和重金属时，散布的总能量的20%-50%。只归咎于核来源，这种强度暗示超过5-15%的重子在大霹雳时已经经由核合成的程序隐含成为恒星的氦和重元素。[8]
在恒星形成中也有其他的重大涵义。宇宙微波背景辐射的观测证实宇宙在恒星形成的速率上有着重大的限制，并且能协助我们计算在恒星形成历史上各时期的河外背景光（EBL）光谱。宇宙微波背景辐射的观测认为在红移z ≈ 1.5时期的恒星形成率，高于在紫外线波段观察到，推断为红移z ≈ 2.0的时期。这些超量的恒星能量必然是大质量恒星在迄今尚未发现的，被尘埃包覆在内的星系或极端混浊的尘埃区域之内。[8]恒星形成的确实历史不可能由宇宙微波背景辐射的观测毫不含糊的获得证实，因此必须在将来做进一步的观测。
在2001年6月30日，美国国家航空航天局发射了宇宙背景探测者的微差微波辐射计（DMR）的主要研究员查尔斯L贝内特后续研发的威尔金森微波各向异性探测器。威尔金森微波各向异性探测器澄清并且扩展了在宇宙背景探测者上所获得的成就。
相关条目
编辑- RELIKT-1 - 前苏联在1983年的宇宙微波背景辐射异向性实验。
- 普朗克卫星
- 威尔金森微波各向异性探测器(WMAP)
参考资料
编辑- ^ Information for the public. The Royal Swedish Academy of Sciences. 2006-10-03 [2006-10-05]. （原始内容 (PDF)存档于2010-08-15）.
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