Planck (satélite)

Cosmología física
Big Bang y evolución del universo
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El satélite artificial Planck, conocido anteriormente como Planck Surveyor,^[1]​ es la tercera misión de medio tamaño (M3) del programa científico Horizon 2000 de la Agencia Espacial Europea. El lanzamiento se produjo a las 10:15 (hora Guyana Francesa) del 14 de mayo de 2009 desde el Puerto espacial de Kourou (Guayana Francesa) impulsado por un cohete Ariane 5 junto al Observatorio Espacial Herschel, en configuración dual.^[2]​ Está diseñado para detectar las anisotropías en el fondo cósmico de microondas en casi todo el cielo menos un octavo, con una resolución y sensibilidad sin precedentes. Planck fue una fuente valiosísima de datos con los que se comprobarán las teorías actuales sobre el universo primitivo y los orígenes de las estructuras cósmicas.

La misión Planck era conocida inicialmente como COBRAS/SAMBA. COBRAS por Cosmic Background Anisotropy Satellite y SAMBA por Satellite for Measurement of Background Anisotropies. Posteriormente, los dos grupos de estudio se fundieron en una sola misión, que tras haber sido seleccionada y aprobada, fue renombrada en honor del científico alemán Max Planck (1858-1947), Premio Nobel de Física en 1918.

Tras el lanzamiento, en primer lugar la sonda Planck se separó del conjunto de lanzamiento y a continuación se colocó en una órbita de halo heliocéntrica en torno al punto de Lagrange L2 Sol-Tierra, situado a unos 1,5 millones de kilómetros de la Tierra. A esa distancia se minimizan las interferencias generadas por la Tierra o la Luna en el telescopio.

El Planck está dotado de un espejo de 1,5 metros de diámetro. El telescopio fue usado para captar radiaciones en dos bandas de frecuencia, una alta y otra baja, con los siguientes instrumentos:

• Low Frequency Instrument (LFI) es un aparato que consiste en 22 receptores que funcionan a -253 °C. Estos receptores deberán trabajar agrupados en cuatro canales de frecuencias, captando frecuencias entre los 30 y 100 GHz. Las señales eran amplificadas y convertidas en un voltaje, enviado posteriormente a un ordenador.
• High Frequency Instrument (HFI) es un aparato compuesto de 52 detectores, que trabajan convirtiendo radiación en calor. La cantidad de calor es medida por un pequeño termómetro eléctrico. La temperatura es anotada y convertida en un dato de ordenador. Este instrumento trabaja a -272,9 °C

Más de 40 institutos de investigación de Europa y Estados Unidos se unieron en esta misión para construir los instrumentos de la sonda.

El instrumento de medición de baja frecuencia fue construido con la participación de 22 institutos científicos, liderados por el Instituto de Astrofísica Espacial y Física Cósmica (CNR) en Bolonia, Italia.

El instrumento de alta frecuencia fue elaborado por un consorcio de más de 20 instituciones científicas, lideradas por el Instituto de Astrofísica Espacial (CNRS) en Orsay, Francia.

Los espejos de los telescopios primario y secundario fueron fabricados en fibra de carbono por un consorcio danés liderado por el Danish Space Research Institute, en Copenhague, Dinamarca.

La Planck complementó los datos obtenidos por la WMAP, ya que ésta también se centró en medir fluctuaciones de la radiación de fondo de microondas, pero a una escala mucho mayor.

Al final de su misión, la sonda Planck fue puesta en una órbita heliocéntrica y toda su energía fue agotada para impedir que pudiese poner en peligro otras misiones futuras. El comando de desactivación final fue enviado a la sonda Planck en octubre de 2013.

El 5 de julio de 2010, la misión Planck emitió su primera imagen de todo el cielo.^[3]​

El 21 de marzo de 2013 fueron divulgados los nuevos resultados del trabajo realizado por la nave espacial Planck sobre la distribución en todo el cielo de la radiación de fondo del universo, y obtuvo una estimación más precisa de la composición del universo en 68,3 % de energía oscura, un 26,8 % de materia oscura y un 4,9 % de materia ordinaria.^[4]​

Parámetros cosmológicos de los resultados de Planck 2013^[5]​^[6]​

Parámetro	Símbolo	Planck el mejor ajuste	Planck límites del 68 %	Planck+lentes el mejor ajuste	Planck+lentes límites del 68 %	Planck+WP el mejor ajuste	Planck+WP límites del 68 %	Planck+WP +HighL Best fit	Planck+WP +HighL 68 % limits	Planck+lentes +WP+highL el mejor ajuste	Planck+lentes +WP+highL límites del 68 %	Planck+WP +highL+BAO el mejor ajuste	Planck+WP +highL+BAO límites del 68 %
Densidad de los bariones	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0.022068	0.02207±0.00033	0.022242
Densidad de la materia oscura fría	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0.12029
100x aproximación a rs / DA (CosmoMC)	${\displaystyle 100\,\theta _{MC}}$	1.04122	1.04132±0.00068	1.04150	1.04141±0.00067	1.04119	1.04131±0.00063	1.04130	1.04132±0.00063	1.04146	1.04144±0.00061	1.04148	1.04147±0.00056
Profundidad óptica de la dispersión de Thomson debido a la reionización	${\displaystyle \tau }$	0.0925	0.097±0.038	0.0949	0.089±0.032	0.09250	0.089+0.012−0.014	0.0927	0.091+0.013−0.014	0.0943	0.090+0.013−0.014	0.0952	0.092±0.013
Espectro de potencia de las perturbaciones de curvatura	${\displaystyle \ln(10^{10}A_{s})}$
Índice espectral escalar	${\displaystyle n_{s}}$
La constante de Hubble (km Mpc−1 s−1)	${\displaystyle H_{0}}$
Densidad de la energía oscura	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$
Fluctuaciones de densidad a 8h−1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$
Desplazamiento hacia el rojo de la reionización	${\displaystyle z_{re}}$
Edad del universo (Giga año)	${\displaystyle t_{0}}$
100× escala angular del horizonte sonoro en la última dispersión	${\displaystyle 100\,\theta _{*}}$
Tamaño de co-movimiento del horizonte de sonido en z = zdrag	${\displaystyle r_{drag}}$

En febrero de 2015 se publicó un conjunto de publicaciones detallando los resultados de la misión.^[7]​ Algunos de los resultados son:

• Mejor concordancia con los resultados de la sonda WMAP en parámetros como la densidad y distribución de la materia en el universo, y resultados con menor margen de error.
• Confirmación de que el Universo contiene un 26 % de materia oscura. Estos resultados suscitan cuestiones relacionadas sobre el exceso de positrones en comparación con los electrones detectados por el Espectrómetro Magnético Alfa, un experimento en la Estación Espacial Internacional. Investigaciones previas sugerían que los postirones se podrían crear por la colisión de partículas de la materia oscura, lo que solo podría suceder si la probabilidad de la colisión de materia oscura es significativamente mayor ahora que en el universo primigenio. Los datos de Planck sugieren que la probabilidad de esas colisiones deben permanecer constantes a lo largo del tiempo teniendo en cuenta la estructura del universo, refutando así la teoría previa.
• Validación de los simples modelos de inflación, dando así a un mayor apoyo al modelo Lambda-CDM.
• Hay solo tres tipos de neutrinos, con la propuesta de neutrino estéril improbable.

Parámetros cosmológicos de los resultados de Planck 2015.^[7]​^[8]​

Parámetro	Símbolo	TT+lowP Límites del 68 %	! TT+lowP +lente Límites del 68 %	TT+lowP +lente+ext Límites del 68 %	TT,TE,EE+lowP Límites del 68 %	TT,TE,EE+lowP +lente Límites del 68 %	TT,TE,EE+lowP +lente+ext Límites del 68 %
Densidad de los bariones	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0,02222±0,00023	0,02226±0,00023	0,02227±0,00020	0,02225±0,00016	0,02226±0,00016	0,02230±0,00014
Densidad de la materia oscura fría	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0,1197±0,0022	0,1186±0,0020	0,1184±0,0012	0,1198±0,0015	0,1193±0,0014	0,1188±0,0010
100x aproximación a rs / DA (CosmoMC)	${\displaystyle 100\,\theta _{MC}}$	1,04085±0,00047	1,04103±0,00046	1,04106±0,00041	1,04077±0,00032	1,04087±0,00032	1,04093±0,00030
Profundidad óptica de la dispersión de Thomson debido a la reionización	${\displaystyle \tau }$	0,078±0,019	0,066±0,016	0,067±0,013	0,079±0,017	0,063±0,014	0,066±0,012
Espectro de potencia de las perturbaciones de curvatura	${\displaystyle \ln(10^{10}A_{s})}$	3,089±0,036	3,062±0,029	3,064±0,024	3,094±0,034	3,059±0,025	3,064±0,023
Índice espectral escalar	${\displaystyle n_{s}}$	0,9655±0,0062	0,9677±0,0060	0,9681±0,0044	0,9645±0,0049	0,9653±0,0048	0,9667±0,0040
La constante de Hubble (km Mpc−1 s−1)	${\displaystyle H_{0}}$	67,31±0,96	67,81±0,92	67,90±0,55	67,27±0,66	67,51±0,64	67,74±0,46
Densidad de la energía oscura	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0,685±0,013	0,692±0,012	0,6935±0,0072	0,6844±0,0091	0,6879±0,0087	0,6911±0,0062
Densidad de la materia	${\displaystyle \Omega _{m}}$	0,315±0,013	0,308±0,012	0,3065±0,0072	0,3156±0,0091	0,3121±0,0087	0,3089±0,0062
Fluctuaciones de densidad a 8h−1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0,829±0,014	0,8149±0,0093	0,8154±0,0090	0,831±0,013	0,8150±0,0087	0,8159±0,0086
Desplazamiento hacia el rojo de la reionización	${\displaystyle z_{re}}$	9,9 +1,8 −1,6	8,8 +1,7 −1,4	8,9 +1,3 −1,2	10,0 +1,7 −1,5	8,5 +1,4 −1,2	8,8 +1,2 −1,1
Edad del universo (Giga año)	${\displaystyle t_{0}}$	13,813±0,038	13,799±0,038	13,796±0,029	13,813±0,026	13,807±0,026	13,799±0,021
Desplazamiento hacia el rojo en el desacoplamiento	${\displaystyle z_{*}}$	1090,09±0,42	1089,94±0,42	1089,90±0,30	1090,06±0,30	1090,00±0,29	1089,90±0,23
Tamaño de co-movimiento del horizonte sonoro en z = z*	${\displaystyle r_{*}}$	144,61±0,49	144,89±0,44	144,93±0,30	144,57±0,32	144,71±0,31	144,81±0,24
100× escala angular del horizonte sonoro en la última dispersión	${\displaystyle 100\,\theta _{*}}$	1,04105±0,00046	1,04122±0,00045	1,04126±0,00041	1,04096±0,00032	1,04106±0,00031	1,04112±0,00029
Desplazamiento al rojo con profundidad óptica de arrastre bariónica = 1	${\displaystyle z_{drag}}$	1059,57±0,46	1059,57±0,47	1059,60±0,44	1059,65±0,31	1059,62±0,31	1059,68±0,29
Tamaño de co-movimiento del horizonte de sonido en z = zdrag	${\displaystyle r_{drag}}$	147,33±0,49	147,60±0,43	147,63±0,32	147,27±0,31	147,41±0,30	147,50±0,24
Leyenda	Límites del 68%: Parámetro 68% límites de confianza para la base Modelo ΛCDM. TT, TE, EE: Planck Radiación de fondo de microondas (CMB) espectro de potencia; aquí TT representa el espectro de potencia de temperatura, TE es el espectro cruzado de polarización de temperatura, y EE es el espectro de potencia de polarización. lowP: Datos de polarización de Planck en la probabilidad de baja ℓ Lente: Reconstrucción de lentes de CMB ext: Datos externos (BAO+JLA+H0). BAO: Oscilaciones acústicas bariónicas, JLA: Análisis conjunto de curva de luz (de supernovas), H0: Constante de Hubble

Parámetros cosmológicos de los resultados de Planck 2018.

Parámetro	Símbolo	TT+lowP Límites del 68 %	! TT+lowP +lente Límites del 68 %	TT+lowP +lente+ext Límites del 68 %	TT,TE,EE+lowP Límites del 68 %	TT,TE,EE+lowP +lente Límites del 68 %	TT,TE,EE+lowP +lente+ext Límites del 68 %
Densidad de los bariones	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$
Densidad de la materia oscura fría	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$
100x aproximación a rs / DA (CosmoMC)	${\displaystyle 100\,\theta _{MC}}$
Profundidad óptica de la dispersión de Thomson debido a la reionización	${\displaystyle \tau }$
Espectro de potencia de las perturbaciones de curvatura	${\displaystyle \ln(10^{10}A_{s})}$
Índice espectral escalar	${\displaystyle n_{s}}$
La constante de Hubble (km Mpc−1 s−1)	${\displaystyle H_{0}}$
Densidad de la energía oscura	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$
Densidad de la materia	${\displaystyle \Omega _{m}}$
Fluctuaciones de densidad a 8h−1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$
Desplazamiento hacia el rojo de la reionización	${\displaystyle z_{re}}$
Edad del universo (Giga año)	${\displaystyle t_{0}}$
Desplazamiento hacia el rojo en el desacoplamiento	${\displaystyle z_{*}}$
Tamaño de co-movimiento del horizonte sonoro en z = z*	${\displaystyle r_{*}}$
100× escala angular del horizonte sonoro en la última dispersión	${\displaystyle 100\,\theta _{*}}$
Desplazamiento al rojo con profundidad óptica de arrastre bariónica = 1	${\displaystyle z_{drag}}$
Tamaño de co-movimiento del horizonte de sonido en z = zdrag	${\displaystyle r_{drag}}$
Leyenda	Límites del 68 %: Parámetro 68 % límites de confianza para la base Modelo ΛCDM. TT, TE, EE: Planck Radiación de fondo de microondas (CMB) espectro de potencia; aquí TT representa el espectro de potencia de temperatura, TE es el espectro cruzado de polarización de temperatura, y EE es el espectro de potencia de polarización. lowP: Datos de polarización de Planck en la probabilidad de baja ℓ Lente: Reconstrucción de lentes de CMB ext: Datos externos (BAO+JLA+H0). BAO: Oscilaciones acústicas bariónicas, JLA: Análisis conjunto de curva de luz (de supernovas), H0: Constante de Hubble

• Planck en la ESA
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