宇宙背景探査機

宇宙背景探査機

COBE宇宙船のアーティストによる概念図
名前	エクスプローラー66 COBE
ミッションタイプ	宇宙マイクロ波背景放射 天文学
オペレーター	米航空宇宙局（NASA）
コスパーID	1989-089A
SATCAT番号	20322
Webサイト	lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe
ミッション期間	6か月（計画） 4年1か月4日（達成）
宇宙船の特性
宇宙船	エクスプローラー LXVI
宇宙船の種類	宇宙背景探査機
バス	コーブ
メーカー	ゴダード宇宙飛行センター
打ち上げ質量	2,206 kg (4,863 ポンド) [1]
乾燥質量	1,408 kg (3,104 ポンド) [2]
寸法	5.49 × 2.44 m (18.0 × 8.0 フィート)
力	750ワット
ミッション開始
発売日	1989年11月18日 14:34 UTC
ロケット	デルタ 5920-8 (デルタ 189)
発射場	ヴァンデンバーグ、SLC-2W
請負業者	ダグラス・エアクラフト・カンパニー
入隊	1989年11月18日
ミッション終了
無効化	1993年12月23日
軌道パラメータ
参照システム	地球中心軌道[3]
政権	太陽同期軌道
近地点高度	900 km (560 マイル)
遠地点高度	900 km (560 マイル)
傾斜	99.00°
期間	103.00 分
楽器
微分マイクロ波放射計（DMR） 拡散赤外線背景放射実験（DIRBE） 遠赤外線絶対分光光度計（FIRAS）
宇宙背景探査ミッションパッチ エクスプローラープログラム

宇宙背景放射探査機（COBE / ˈ k oʊ bi / KOH -bee ）は、エクスプローラー66とも呼ばれ、1989年から1993年まで運用された宇宙論専用のNASA衛星でした。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、宇宙に関する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支持する 2 つの重要な証拠を提供した。それは、CMB がほぼ完全な黒体 スペクトルを持っていることと、非常に微弱な異方性を持っていることである。COBE の主任研究者の 2 人、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仕事により 2006 年にノーベル物理学賞を受賞した。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見なすことができる」。 ^[4]

COBE は、 RELIKT-1に続く2番目の宇宙マイクロ波背景衛星であり、その後、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という、さらに高度な2機の宇宙船が続きました。

宇宙背景放射探査機（COBE）ミッションの目的は、全天球上の1マイクロメートルから1センチメートル（0.39インチ）の間の拡散放射を正確に測定することであった。測定された量は以下のとおりである：（1）100マイクロメートルから1センチメートル（0.39インチ）の範囲における3K放射のスペクトル、（2）3から10ミリメートル（0.39インチ）の範囲におけるこの放射の異方性、および（3）1から300マイクロメートルの波長における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公募を発表しました。受け取った121の提案のうち、3つは宇宙背景放射の研究を扱っていました。これらの提案は赤外線天文衛星（ IRAS）に敗れましたが、その力強さにより、NASAはアイデアをさらに検討するようになりました。1976年、NASAは1974年の3つの提案チームのそれぞれからメンバーを集めた委員会を結成し、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含まれます。^[6]

NASA は、打ち上げ機とデータ分析を除いてコストを 3,000 万ドル以下に抑えるという条件でこの提案を受け入れました。IRAS が原因でエクスプローラー プログラムのコストが超過したため、ゴダード宇宙飛行センター(GSFC) での衛星の建造作業は 1981 年まで開始されませんでした。コストを節約するため、COBE の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になります。

COBEはもともと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ミッションSTS-82-Bで打ち上げられる予定だったが、チャレンジャー号の爆発事故で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のエンジニアが他の宇宙企業に依頼してCOBEを打ち上げることを阻止し、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で開かれたAPS4月例会議で、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で掲載し、この発見を「最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にどのように進化し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世の共同受賞となり、「宇宙マイクロ波背景放射の黒体形状と異方性の発見」に対して授与された。^[9]

COBE はエクスプローラー クラスの衛星であり、IRAS から多くの技術を借用しましたが、独自の特徴もいくつかありました。

系統的誤差のすべての発生源を制御し測定する必要性から、厳密で統合的な設計が必要となった。COBEは最低6か月間運用し、地上、COBE、その他の衛星からの無線干渉、および地球、太陽、月からの放射干渉の量を制限する必要があった。^[10]機器には温度安定性とゲインの維持、および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求められた。

CMB異方性の測定における系統的誤差を制御し、その後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0.8rpmのスピン速度で回転する必要がありました。^[10]また、スピン軸は、残留大気ガスが光学系に堆積する可能性や、高速中性粒子が極めて高速で表面に衝突することから生じる赤外線の輝きに対する予防措置として、軌道速度ベクトルから後方に傾けられています。

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、スピン軸に沿った軸を持つ洗練された一対のヨー角運動量ホイールが採用されました。 ^[10]これらのホイールは、宇宙船全体の角運動量と反対の角運動量を運ぶために使用され、正味角運動量ゼロのシステムを作成しました。

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除去する必要性、デュワーと機器の熱安定性を維持する必要性であった。^[10]円形の太陽同期軌道は、これらすべての要件を満たしていた。99°の傾斜を持つ高度900km（560マイル）の軌道が選択された理由は、スペースシャトル（COBEの補助推進装置付き）またはデルタロケットのいずれかの能力に収まるためであった。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適切な妥協点であった。18:00の昇交点が選択された理由は、COBEが年間を通じて地球の日光と暗闇の境界をたどることができるためであった。

軌道と自転軸を組み合わせることで、地球と太陽を常にシールド面の下に保つことが可能になり、6 か月ごとに全天スキャンが可能になりました。

COBE ミッションに関連する最後の 2 つの重要な部品は、デュワーと太陽地球シールドです。デュワーは、ミッション期間中 FIRAS および 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す。これは IRAS で使用されたものと同じ設計に基づいており、通信アレイ付近のスピン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、機器を太陽および地球からの直接放射だけでなく、地球および COBE の送信アンテナからの無線干渉からも保護しました。その多層断熱ブランケットは、デュワーの熱絶縁を提供しました。^[10]

1994年1月にエンジニアリング作業が終了し、宇宙船の運用は試験衛星として使用するためにワロップス飛行施設（WFF）に移管されました。 ^[5]

差分マイクロ波放射計 (DMR) 調査では、3 つの差分放射計を使用して、31.4、53、および 90 GHzで空の地図を作成します。放射計はクライオスタットの外面の周りに分散されています。各放射計は、宇宙船の回転軸から 30° を向く 1 対のホーン アンテナを使用し、60° 離れた空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の 2 つのデュアル偏波測定チャネルがあります。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、宇宙船の軸から 30° 離れ、60° 離れた 2 つの視野 (直径 7°) の明るさの差を取得します。高い感度は、温度安定化 (31.4 GHz では 300 K、53 および 90 GHz では 140 K)、宇宙船の回転、および 1 年を通して積分する機能によって実現されます。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ポンド）、消費電力は114ワット、データ転送速度は500ビット/秒です。^[11]

拡散赤外線背景放射実験 (DIRBE) は、1 から 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 (2 K まで) で冷却された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 度ずれた 1 度の視野で、10 の波長帯の絶対フラックスを測定します。8から 100 マイクロメートルのチャネルの検出器 (光伝導体) とフィルターは、 IRASミッションのものと同じです。ボロメータは、最長波長チャネル (120 から 300 マイクロメートル) に使用されます。この望遠鏡は、再イメージング機能を備えた、十分にバッフルされた軸外グレゴリアンフラックスコレクターです。この装置の重量は約 34 kg (75 ポンド)、消費電力は 100 W、データレートは 1700 ビット/秒です。^[12]

遠赤外線絶対分光光度計 (FIRAS) は、極低温で冷却された偏光マイケルソン干渉計で、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おり、7° の視野を持っています。この装置は、空の 7° の視野ごとに (0.1 ～ 10 mm (0.39 インチ) の範囲にわたって)、1.7 mm (0.067 インチ) でピーク 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 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キャリブレーターを使用するため、正確な温度調節とキャリブレーションが必要です。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、分光計の系統的誤差の影響を受けなくなり、黒体スペクトルからの小さな偏差を検出する能力に大きく貢献します。この機器の重量は60kg（130ポンド）、消費電力は84ワット、データ転送速度は1200ビット/秒です。^[13]

この科学ミッションは、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、スペクトルが重複する領域での測定の一貫性チェックを提供し、銀河、太陽系、CMBからの信号の識別を支援します。^[10]

COBE の機器はそれぞれの目的を達成するだけでなく、COBE の当初の目的を超えた影響を与える観測も行います。

COBE の提案から打ち上げまでの 15 年間に、天文学において 2 つの重要な進展がありました。

• まず、1981年に、プリンストン大学のデイビッド・ウィルキンソン率いる天文学者チームとフィレンツェ大学のフランチェスコ・メルキオーリ率いる天文学者チームの2チームが、気球搭載機器を使用してCMBの四重極分布を検出したと同時に発表しました。この発見は、COBEのFIRASが測定することになっていたCMBの黒体分布の検出であったはずです。特に、フィレンツェのグループは、100マイクロケルビンレベルで中間角度スケールの異方性を検出したと主張しました^{[14] 。これは、後に}BOOMERanG実験によって行われた測定と一致しています。しかし、他の多くの実験が彼らの結果を再現しようとしましたが、できませんでした。^[6]
• 第二に、1987年にカリフォルニア大学バークレー校のアンドリュー・E・ランゲとポール・リチャーズ、名古屋大学の松本俊夫が率いる日米研究チームは、 CMBは真の黒体ではないと発表した。^{[15]彼らは}観測ロケット実験で、0.5mmと0.7mm（0.028インチ）の波長で過剰な明るさを検出した。

COBE のミッションの背景となるこれらの進展により、科学者たちは FIRAS の結果を心待ちにしていました。FIRAS の結果は、バークレー-名古屋の結果とは対照的に、CMB と 2.7 K の温度における黒体の理論曲線が完全に一致したことを示した点で驚くべきものでした。

FIRAS の測定は、空の 7° の領域と内部の黒体との間のスペクトル差を測定することによって行われました。FIRAS の干渉計は、20 cm−1 で分離された 2 つのバンドで 2 cm−1 から 95 cm−1 までをカバーしました。スキャンの長さは 2 種類 (短いと長い)、スキャン速度は 2 種類 (速いと遅い) あり、合計 4 つの異なるスキャン モードがあります。データは 10 か月間にわたって収集されました。^[16]

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、宇宙背景放射の検出可能な異方性を 4 年間かけてマッピングすることができました。この作業により、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非常に微弱で、放射場の平均温度 2.73 K と比較して 100,000 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構造形成、つまり銀河団と銀河のない広大な領域を生み出したと考えられています。 ^[17]

DIRBE はまた、IRAS が調査していない領域で 10 個の新しい遠赤外線放射銀河を検出したほか、弱い遠赤外線領域で渦巻銀河である可能性のある 9 つの候補銀河も検出しました。140 μm と 240 μm で検出された銀河は、極低温ダスト (VCD) に関する情報も提供しました。これらの波長では、VCD の質量と温度を導き出すことができます。これらのデータを IRAS から取得した 60 μm と 100 μm のデータと組み合わせると、遠赤外線の光度は、拡散したHI 領域の巻雲に関連する低温 (≈17–22 K) ダストから、15-30% は分子ガスに関連する低温 (≈19 K) ダストから、10% 未満は拡張した低密度H II 領域内の高温 (≈29 K) ダストから発生することがわかりました。^[18]

DIRBEは銀河に関する発見に加えて、科学に2つの重要な貢献をしました。^[18] DIRBEの機器は惑星間塵（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雲に存在するという結論が出ました。 ^[19]

DIRBE の 2 つ目の貢献は、我々の位置から真横から見た銀河の円盤モデルである。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、円盤の中央面より 15.6% 上にあり、円盤の半径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 層と一致するように歪んでいる。また、厚い円盤の兆候もない。^[20]

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、これまで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判明しました。これは土星と木星の重力の影響によるものです。^[6]

最後のセクションで詳述した科学的成果に加えて、COBE の結果では答えられていない宇宙論上の疑問が数多くある。銀河系外背景光(EBL) を直接測定することで、星形成、金属と塵の生成、塵による星の光の赤外線放射への変換など、総合的な宇宙史に関する重要な制約も得られる可能性がある。^[21]

140～5000 μm の DIRBE と FIRAS の結果を見ると、EBL の積分強度が ≈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る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総エネルギーの約 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た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。^[21]

星形成にも重要な影響があった。COBEの観測は宇宙の星形成率に重要な制約を与え、さまざまな星形成史のEBLスペクトルを計算するのに役立つ。COBEの観測では、赤方偏移z ≈ 1.5での星形成率は、UV光学観測から推定される率よりも2倍大きいことが必要である。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の大質量星、または観測された銀河の極めて塵の多い星形成領域によって主に生成されるはずである。^[21]正確な星形成史はCOBEによって明確に解明することはできず、将来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・マイクロ波異方性探査機はCOBEの成果を解明し、さらに拡大した。欧州宇宙機関の探査機WMAPに続き、プランクは背景をマッピングする解像度を向上し続けている。^{[22] [23]}

• 9997 COBE、この実験にちなんで名付けられた小惑星。
• S150 銀河X線マッピング
• WMAPウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ

• アーニー、トーマス・T. (2002)。『探究：天文学入門』（第3版）。アイオワ州デュビューク：マグロウヒル。ISBN 978-0-07-241593-3。
• Liddle, AR; Lyth, DH (1993). 「冷たい暗黒物質の密度摂動」. Physics Reports . 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). 「COBE 拡散赤外線背景放射実験によって検出された外部銀河の研究」.天体物理学ジャーナル. 500 (2): 554–568. arXiv : astro-ph/9610238 . Bibcode :1998ApJ...500..554O. doi :10.1086/305737. S2CID  18799050.

• マザー、ジョン C.、ボスロー、ジョン (1996)。『宇宙の夜明けへの科学的探究の真実の裏話』ニューヨーク: ベーシックブックス。ISBN 0-465-01575-1。
• スムート、ジョージ、デイビッドソン、キー（1993年）。『時間のしわ』。ニューヨーク：W.モロー。ISBN 0-688-12330-9。
• ウィマップ

ウィキメディア・コモンズには、 COBEに関連するメディアがあります。

• NASAのCOBEに関するウェブサイト
• COBE 打ち上げ前の NASA 情報ビデオ
• NASA太陽系探査によるCOBEミッションプロファイル
• COBE 双極子の APOD 画像。宇宙背景放射に対する地球の 600 km/s の運動を示す。
• Scholarpediaの Cosmic Background Explorer の記事