Loading article…
宇宙背景放射探査機（COBE / ˈ k oʊ b i / KOH -bee ）は、エクスプローラー66とも呼ばれ、宇宙論を専門とするNASAの衛星で、1989年から1993年まで運用されました。その目的は、宇宙の宇宙マイクロ波背景放射（CMBまたはCMBR）を調査し、宇宙の理解を深めるのに役立つ測定値を提供することでした。
COBEの測定は、宇宙のビッグバン理論を裏付ける2つの重要な証拠を提供しました。それは、CMBがほぼ完全な黒体スペクトルを持ち、非常に微弱な異方性を持つということです。COBEの主任研究者であるジョージ・F・スムート3世とジョン・C・マザーは、このプロジェクトでの功績により2006年にノーベル物理学賞を受賞しました。ノーベル賞委員会によると、「COBEプロジェクトは、精密科学としての宇宙論の出発点とも言える」とのことです。[ 4 ]
COBEはRELIKT-1に続く2番目の宇宙マイクロ波背景放射観測衛星であり、その後、さらに高度な2つの宇宙機、 2001年から2010年まで運用されたウィルキンソン・マイクロ波異方性探査機（WMAP）と、 2009年から2013年まで運用されたプランク宇宙船が続いた。
宇宙背景放射探査機（COBE）ミッションの目的は、全天球にわたって1マイクロメートルから1cm （0.39インチ）までの拡散放射を精密に測定することでした。測定された量は次のとおりです。（1）100マイクロメートルから1cm（0.39インチ）の範囲での3K放射のスペクトル、（2）3から10mm （0.39インチ）までのこの放射の異方性、および（3）1から300マイクロメートルまでの波長での拡散赤外線背景放射のスペクトルと角度分布。[ 5 ]
1974 年、NASA は小型または中型のエクスプローラー宇宙船を使用する天文ミッションの機会告知を発表しました。受け取った 121 件の提案のうち、3 件の提案は宇宙背景放射の研究に関するものでした。これらの提案は赤外線天文衛星 ( IRAS ) に敗れましたが、その強みから NASA はこのアイデアをさらに検討することになりました。1976 年、NASA は 1974 年の 3 つの提案チームのメンバーからなる委員会を結成し、そのような衛星のアイデアをまとめました。1 年後、この委員会は、デルタ 5920-8ロケットまたはスペース シャトルで打ち上げられる COBE と呼ばれる極軌道衛星を提案しました。この衛星には次の機器が搭載される予定です。[ 6 ]
NASAは、打ち上げ機とデータ分析を除いて費用が3,000万米ドル以下に抑えられることを条件に、この提案を受け入れた。IRASによるエクスプローラー計画の費用超過のため、ゴダード宇宙飛行センター（GSFC）での衛星建造作業は1981年まで開始されなかった。費用を節約するため、COBEに搭載される赤外線検出器と液体ヘリウムデュワーは、赤外線天文衛星（IRAS）で使用されているものと同様のものとなる。
COBEは当初、1988年にヴァンデンバーグ空軍基地からスペースシャトルSTS-82-Bミッションで打ち上げられる予定だったが、チャレンジャー号爆発事故によりシャトルが運航停止となり、この計画は延期された。NASAはCOBEの技術者たちが他の宇宙企業にCOBEの打ち上げを依頼することを阻止し、最終的に再設計されたCOBEは1989年11月18日にデルタロケットで太陽同期軌道に投入された。
1992年4月23日、COBEの科学者たちはワシントンDCで開催されたAPS4月会議で、DMR機器のデータから「原始の種」（CMBE異方性）を発見したと発表した。それまで他の機器では「テンプレートを見ることができなかった」。[ 7 ]翌日、ニューヨーク・タイムズ紙はこの記事を一面に掲載し、この発見を「当初は滑らかだった宇宙が、今日の星、銀河、巨大な銀河団のパノラマへとどのように進化してきたかを明らかにする最初の証拠」と説明した。[ 8 ]
2006年のノーベル物理学賞は、NASAゴダード宇宙飛行センターのジョン・C・マザーとカリフォルニア大学バークレー校のジョージ・F・スムート3世に、「宇宙マイクロ波背景放射の黒体形状と異方性の発見」に対して共同で授与された。[ 4 ]
COBEはエクスプローラー級衛星であり、IRASから多くの技術を借用していたが、いくつかの独自の特性も備えていた。
系統誤差のすべての発生源を制御および測定する必要性から、厳密で統合された設計が必要でした。 COBE は最低 6 か月運用する必要があり、地上、 COBE および他の衛星からの無線干渉、ならびに地球、太陽、月からの放射干渉の量を制限する必要がありました。[ 9 ]機器には、ゲインを維持するために温度安定性と、迷光の侵入と微粒子からの熱放射を減らすための高いレベルの清浄度が必要でした。
CMB異方性の測定における系統誤差を制御し、後続のモデリングのために異なる伸長角で黄道雲を測定する必要性から、衛星は0.8 rpmのスピン速度で回転する必要があった。[ 9 ]また、残留大気ガスが光学系に付着する可能性や、高速の中性粒子が極めて高速で表面に衝突することによって生じる赤外線発光を防ぐため、スピン軸は軌道速度ベクトルから後方に傾けられている。
低速回転と3軸姿勢制御という2つの要求を満たすために、軸がスピン軸に沿って配置された洗練された一対のヨー角運動量ホイールが採用された。 [ 9 ]これらのホイールは、宇宙船全体の角運動量とは逆の角運動量を持ち、正味角運動量がゼロのシステムを作り出すために使用された。
軌道は、宇宙船のミッションの詳細に基づいて決定されることが判明した。最も重要な考慮事項は、全天をカバーする必要性、機器からの迷走放射線を排除する必要性、およびデュワーと機器の熱安定性を維持する必要性であった。[ 9 ]円形の太陽同期軌道は、これらの要件をすべて満たした。高度900 km (560 mi)、軌道傾斜角99°の軌道が、スペースシャトル（COBEには補助推進装置付き）またはデルタロケットの能力の範囲内に収まるため選択された。この高度は、地球の放射線と、より高い高度にある地球の放射線帯の荷電粒子との間の良い妥協点であった。COBEが年間を通して地球の太陽光と暗闇の境界を追うことができるように、昇交点18:00が選択された。
軌道と自転軸の組み合わせにより、地球と太陽を常にシールドの平面下に保つことが可能になり、6ヶ月ごとに全天スキャンを行うことができた。
COBEミッションに関連する最後の2つの重要な部分は、デュワーと太陽地球シールドでした。デュワーは、ミッション期間中FIRASとDIRBE機器を冷却するために設計された650 L（140英ガロン、170米ガロン）の超流動ヘリウムクライオスタットでした。IRASで使用されたものと同じ設計に基づいており、通信アレイの近くの回転軸に沿ってヘリウムを排出することができました。円錐形の太陽地球シールドは、機器を太陽と地球からの直接放射線、および地球とCOBEの送信アンテナからの無線干渉から保護しました。その多層断熱ブランケットは、デュワーの熱的隔離を提供しました。[ 9 ]
1994年1月、エンジニアリング作業が完了し、宇宙船の運用は試験衛星として使用するためにウォロップス飛行施設（WFF）に移管された。 [ 5 ]
差動マイクロ波放射計（DMR）による調査では、3つの差動放射計を用いて31.4GHz、53GHz、90GHzの周波数帯で全天をマッピングします。放射計はクライオスタットの外表面に配置されています。各放射計は、宇宙機の回転軸から30°の方向を向いた一対のホーンアンテナを使用し、60°離れた全天の点間の温度差を測定します。各周波数には、感度と信頼性を向上させるために、二重偏波測定用の2つのチャンネルがあります。各放射計はマイクロ波受信機であり、その入力は2つのホーンアンテナ間で高速に切り替えられ、宇宙機の軸から30°離れた、直径7°の2つの視野の明るさの差を取得します。高感度は、温度安定化（31.4GHzでは300K、53GHzと90GHzでは140K）、宇宙機の回転、および年間を通して積分できる能力によって実現されています。大規模異方性に対する感度は約 3E-5 K です。この装置の重量は120 kg (260 lb)、消費電力は 114 ワット、データレートは 500ビット/秒です。[ 10 ]
拡散赤外線背景放射実験装置 (DIRBE) は、1～300マイクロメートルの拡散赤外線放射を調査するために使用される極低温冷却 (2 K まで) マルチバンド放射計で構成されています。この装置は、スピン軸から 30° ずれた 1° の視野で 10 の波長帯の絶対フラックスを測定します。8～100マイクロメートルのチャンネルの検出器 (光導体) とフィルターは、 IRASミッションと同じです。最長波長チャンネル (120～300マイクロメートル) にはボロメータが使用されます。望遠鏡は、再結像機能を備えた、バッフル付きのオフアクシス グレゴリアン フラックス コレクターです。装置の重量は約34 kg (75 lb)、消費電力は 100 W、データレートは 1700 ビット/秒です。[ 11 ]
遠赤外線絶対分光計（FIRAS）は、極低温冷却された偏光マイケルソン干渉計であり、フーリエ変換分光計として使用されます。この装置はスピン軸に沿って指向し、7°の視野を有します。この装置は、空の7°の視野（0.1～10 mmの範囲）ごとに、 1.7 mm（0.067インチ）におけるピークフラックスの1/1000の精度でスペクトルを測定します。FIRASは、サイドローブレベルが非常に低い特殊なフレア型トランペットホーンフラックスコレクターと、ビーム全体をカバーする外部校正器を使用しており、精密な温度制御と校正が必要です。この装置には、空を3 Kの内部基準と比較するための差動入力があります。この機能により、分光計の系統誤差の影響を受けにくくなり、黒体スペクトルからのわずかなずれを検出する能力が大幅に向上します。この装置の重量は60kg （130ポンド）、消費電力は84ワット、データレートは1200ビット/秒です。[ 12 ]
科学ミッションは、前述の3つの機器、DIRBE、FIRAS、DMRによって実施されました。これらの機器は波長範囲が重複しており、スペクトル重複領域での測定の一貫性チェックと、銀河、太陽系、CMBからの信号の識別に役立ちました。[ 9 ]
COBEの搭載機器は、それぞれの目的を達成するだけでなく、COBEの当初の計画範囲を超えた意義を持つ観測結果ももたらすだろう。
COBEの提案から打ち上げまでの15年間には、2つの重要な天文学的進展があった。
こうした進展を背景にCOBEミッションが進められる中、科学者たちはFIRASの観測結果を心待ちにしていた。FIRASの観測結果は、バークレー・名古屋の観測結果とは対照的に、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と2.7Kの黒体放射の理論曲線が完全に一致するという驚くべきものだった。
FIRASの測定は、空の7°の領域と内部の黒体とのスペクトル差を測定することによって行われた。FIRASの干渉計は、20 cm⁻¹で分離された2つのバンドで2～95 cm⁻¹の範囲をカバーした。スキャン長は2種類（短と長）、スキャン速度は2種類（高速と低速）あり、合計4種類のスキャンモードがある。データは10ヶ月間にわたって収集された。[ 15 ]
DMRは、冷却のためにデュワーのヘリウム供給に依存しない唯一の装置であったため、検出可能な宇宙背景放射の異方性を4年間かけてマッピングすることができました。この運用により、さまざまな周波数での銀河放射と双極子を差し引くことで、CMBの全天マップを作成することができました。宇宙マイクロ波背景放射の変動は極めて微弱で、放射場の平均温度2.73 Kと比較すると10万分の1にすぎません。宇宙マイクロ波背景放射はビッグバンの名残であり、その変動は初期宇宙の密度コントラストの痕跡です。密度の波紋は、今日の宇宙で観測される銀河団や銀河のない広大な領域といった構造の形成を引き起こしたと考えられています。[ 16 ]
DIRBEは、IRASで調査されていない領域で新たに10個の遠赤外線放射銀河と、弱い遠赤外線で渦巻銀河である可能性のある他の9つの候補も検出した。140μmと240μmで検出された銀河は、非常に冷たいダスト（VCD）に関する情報も提供できた。これらの波長では、VCDの質量と温度を導出できる。これらのデータをIRASから取得した60μmと100μmのデータと組み合わせると、遠赤外線光度は、拡散HI領域の巻雲に関連する冷たい（約17～22K）ダスト、分子ガスに関連する冷たい（約19K）ダストによるものが15～30%、広範囲にわたる低密度H II領域の暖かい（約29K）ダストによるものが10%未満であることが判明した。[ 17 ]
DIRBEは銀河に関する発見に加えて、科学に2つの重要な貢献もしました。[ 17 ] DIRBE装置は惑星間塵（IPD）の研究を行い、その起源が小惑星または彗星の粒子であるかどうかを判断することができました。12、25、50、100μmで収集されたDIRBEデータにより、小惑星起源の粒子がIPDバンドと滑らかなIPD雲を覆っていると結論付けることができました。 [ 18 ]
DIRBEによる2つ目の貢献は、我々の位置から横から見た銀河円盤のモデルでした。このモデルによると、太陽が銀河中心から8.6 kpc離れている場合、太陽は円盤の中央面から15.6%上方に位置し、円盤の半径方向と垂直方向のスケール長はそれぞれ2.64 kpcと0.333 kpcで、HI層と一致する形で歪んでいます。また、厚い円盤の兆候もありません。[ 19 ]
このモデルを作成するには、DIRBEデータからIPDを差し引く必要がありました。地球から見ると黄道光であるこの雲は、以前考えられていたように太陽を中心としているのではなく、数百万キロメートル離れた宇宙空間にあることがわかりました。これは土星と木星の重力の影響によるものです。[ 6 ]
前節で詳述した科学的成果に加えて、COBEの成果では未解決の宇宙論的疑問が数多く残されている。銀河系外背景光（EBL）の直接測定は、星形成、金属と塵の生成、塵による星光から赤外線放射への変換といった統合的な宇宙史に対する重要な制約を与えることもできる。[ 20 ]
140～5000 μmのDIRBEとFIRASの結果を見ると、EBLの積分強度が約16 nW /(m 2 ·sr)であることが分かります。これは元素合成中に放出されたエネルギーと一致しており、宇宙の歴史を通じてヘリウムと金属の形成で放出された全エネルギーの約20～50%を占めています。核源のみに起因するこの強度は、ビッグバン元素合成分析によって示唆されるバリオン質量密度の5～15%以上が恒星でヘリウムとより重い元素に処理されたことを意味します。[ 20 ]
星形成にも重要な意味がある。COBEの観測は宇宙の星形成率に重要な制約を与え、さまざまな星形成履歴のEBLスペクトルを計算するのに役立つ。COBEによる観測では、z ≈ 1.5の赤方偏移での星形成率は、UV-可視光観測から推測される値よりも2倍大きい必要がある。この過剰な恒星エネルギーは、まだ検出されていない塵に覆われた銀河、または観測された銀河の極めて塵の多い星形成領域にある大質量星によって主に生成されているに違いない。[ 20 ] COBEでは正確な星形成履歴を明確に解明することはできず、今後さらに観測を行う必要がある。
2001年6月30日、NASAはDMR副主任研究員のチャールズ・L・ベネットが率いるCOBEの後継ミッションを打ち上げた。ウィルキンソン・マイクロ波異方性プローブはCOBEの成果を明確化し、さらに発展させた。欧州宇宙機関の探査機WMAPに続き、プランクは背景放射のマッピング解像度をさらに向上させている。[ 21 ] [ 22 ]
宇宙背景探査衛星は、ヤング・シェルドンのシーズン1のエピソード「グルーオン、ワカモレ、そして紫色」に2回登場し、幼いシェルドン・リー・クーパーがNASAが衛星を地球に墜落させないように救うのを手伝うことを空想する。[ 23 ]
この記事には、パブリックドメインにあるこの情報源からのテキストが含まれています。この記事には、パブリックドメインにあるこの情報源からのテキストが含まれています。この記事には、パブリックドメインにあるこの情報源からのテキストが含まれています。この記事には、パブリックドメインにあるこの情報源からのテキストが含まれています。この記事には、パブリックドメインにあるこの情報源からのテキストが含まれています。この記事には、パブリックドメインにあるこの情報源からのテキストが含まれています。この記事には、パブリックドメインにあるこの情報源からのテキストが含まれています。