プランク（宇宙船）

プランク

プランクのモデル
名前	コブラス/サンバ
ミッションタイプ	宇宙望遠鏡
オペレーター	ESA
コスパーID	2009-026B
SATCAT番号	34938
Webサイト	www.esa.int/プランク​​
ミッション期間	計画: 15か月以上最終: 4年5か月8日
宇宙船の特性
メーカー	タレス・アレニア・スペース
打ち上げ質量	1,950 kg (4,300 ポンド) [ 1 ]
ペイロード質量	205 kg (452 ポンド)
寸法	本体：4.20 m × 4.22 m（13.8 フィート × 13.8 フィート）
ミッション開始
発売日	2009年5月14日 13:12:02 UTC ( 2009-05-14UTC13:12:02 )
ロケット	アリアン5 ECA
発射場	ギアナ宇宙センター、フランス領ギアナ
請負業者	アリアンスペース
入隊	2009年7月3日
ミッション終了
廃棄	廃止
非アクティブ化	2013年10月23日 12:10:27 UTC ( 2013-10-23UTC12:10:28 )
軌道パラメータ
参照システム	太陽-地球 L 2軌道 (1,500,000 km / 930,000 マイル)
政権	リサージュ
主望遠鏡
タイプ	グレゴリオ暦
直径	1.9 m × 1.5 m (6.2 フィート × 4.9 フィート)
波長	300 μm – 11.1 mm (周波数 27 GHz ～ 1 THz)
楽器 HFI 高周波機器 LFI 低周波楽器
プランクのためのESA天体物理学の記章 ホライゾン2000

プランクは、2009年から2013年まで欧州宇宙機関（ESA）によって運用されていた宇宙観測衛星です。このプロジェクトは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のマイクロ波および赤外線周波数における異方性を、高感度かつ高角度分解能でマッピングすることを目的としていました。このミッションによって得られたデータは、NASAのウィルキンソン・マイクロ波異方性探査機（WMAP）によるこれまでの観測結果を大幅に改善するものでした。

プランク観測所は、宇宙論および天体物理学の様々な問題に関連する主要な情報源でした。その主要な目的の一つは、初期宇宙、その構成と進化、そして宇宙構造の起源に関する宇宙論的理論を検証することでした。

プランク計画は当初、COBRAS/SAMBA（宇宙背景放射異方性衛星/背景放射異方性測定衛星）と呼ばれていました。このプロジェクトは1996年に開始され、後にドイツの物理学者マックス・プランク（1858-1947）に敬意を表して改名されました。プランクは黒体放射の公式を導き出し、量子論の創始者として広く知られています。

プランクは、タレス・アレニア・スペース社によってカンヌ・マンデリュー宇宙センターに建設され、 ESAの長期科学計画「ホライズン2000」の中規模ミッションとして開発されました。この観測衛星は2009年5月に打ち上げられ、2009年7月には地球/太陽L2点に到達しました。2010年2月には、2回目の全天観測を無事開始しました。

2013年3月21日、プランクチームは宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の全天マップを初めて公開しました。このマップにより、研究者は当時最高精度でCMBの温度変化を測定することができました。2015年2月には、偏光データを含む拡張版が公開されました。プランクチームによる最終論文は2018年7月に発表され、ミッションの終了を告げました。

プランクはミッション終了時に太陽中心の墓場軌道に投入され、将来のミッションに悪影響を与えないよう不活性化処理されました。最終的な停止命令は2013年10月にプランクに送信されました。

このミッションは、いくつかの重要な宇宙論パラメータを最も正確に測定しました。プランクの観測は、宇宙の年齢、宇宙における 通常物質と暗黒物質の平均密度、そして宇宙のその他の重要な特性の解明に役立ちました。

目的

このミッションには、次のような幅広い科学的目的がありました。^{[ 2 ]}

• 原始CMB異方性の全強度と偏光の両方を高解像度で検出する
• スニヤエフ・ゼルドビッチ効果による銀河団カタログの作成、
• CMBの重力レンズ効果と統合サックス・ウォルフェ効果の観測、
• 明るい銀河系外電波（活動銀河核）および赤外線（塵銀河）源の観測
• 星間物質、分布シンクロトロン放射、銀河磁場の測定を含む天の川の観測、および
• 惑星、小惑星、彗星、黄道光を含む太陽系の研究。

プランクはWMAPよりも高い解像度と感度を有し、CMBのパワースペクトルをはるかに小さなスケール（×3）まで調べることができました。また、WMAPの5つの周波数帯域ではなく9つの周波数帯域で観測を行い、天体物理学の前景モデルの改良を目指しました。

プランクの測定のほとんどは、検出器の性能やミッションの長さではなく、前景をどれだけうまく除去できるかによって制限されてきたと予想されます。前景の主な放射は周波数に依存しますが、低周波数では天の川銀河からのシンクロトロン放射、高周波数では塵が含まれる可能性があります。

楽器

4K基準負荷認定モデル

LFI 44 GHzホーンとフロントエンドシャーシ

LFI焦点面モデル

この宇宙船は、低周波観測装置（LFI）と高周波観測装置（HFI）という2つの観測装置を搭載しています。^{[ 2 ]}どちらの観測装置も光子の全強度と偏光を検出することができ、合わせて約830GHz（30GHzから857GHz）の周波数範囲をカバーします。宇宙マイクロ波背景放射のスペクトルは、160.2GHzでピークに達します。

プランクの受動冷却システムと能動冷却システムにより、機器の温度は-273.05℃（-459.49℉）、つまり絶対零度より0.1℃高い温度に保たれます。^{[ 3 ]} 2009年8月から、プランクは宇宙で最も冷たい物体として知られていましたが、2012年1月に能動冷却剤の供給が枯渇しました。^{[ 4 ]}

NASAはこのミッションの開発に関与し、科学データの分析に貢献しました。NASAジェット推進研究所は、高周波機器用のボロメータ、低周波機器と高周波機器用の20ケルビン冷凍機、低周波機器用の増幅技術など、科学機器のコンポーネントを開発しました。 ^{[ 5 ]}

低周波楽器

周波数（GHz）	帯域幅（Δν/ν）	解像度（分角）	感度（全強度）Δ T / T、14ヶ月観測（10 −6）	感度（偏光）Δ T / T、14ヶ月観測（10 −6）
30	0.2	33	2.0	2.8
44	0.2	24	2.7	3.9
70	0.2	14	4.7	6.7

LFIは3つの周波数帯域を持ち、30～70GHzの範囲をカバーし、電磁スペクトルのマイクロ波から赤外線領域までをカバーします。検出器には高電子移動度トランジスタが使用されています。^{[ 2 ]}

高周波機器

高周波機器認定モデル。

周波数（GHz）	帯域幅（Δν/ν）	解像度（分角）	感度（全強度）Δ T / T、14ヶ月観測（10 −6）	感度（偏光）Δ T / T、14ヶ月観測（10 −6）
100	0.33	10	2.5	4.0
143	0.33	7.1	2.2	4.2
217	0.33	5.0	4.8	9.8
353	0.33	5.0	14.7	29.8
545	0.33	5.0	147	該当なし
857	0.33	5.0	6700	該当なし

HFIは100～857GHzの感度を持ち、JPL/Caltech製のボロメータ検出器52台^{[ 6 ]}を使用している。この検出器はカーディフ大学物理天文学部製の冷光光学系を介して望遠鏡に光学的に結合されており、^{[ 7 ]}トリプルホーン構成と光学フィルターで構成されており、 Archeops気球実験で使用されたものと同様のコンセプトである。これらの検出アセンブリは6つの周波数帯域（100、143、217、353、545、857GHzを中心）に分割されており、各帯域の帯域幅は33%である。この6つの帯域のうち、低い方の4つの帯域のみが入射放射の偏光を測定でき、高い方の2つの帯域は測定できない。^{[ 2 ]}

2012年1月13日、プランクの希釈冷凍機で使用されていたヘリウム3の搭載量が枯渇し、HFIは数日以内に使用不能になると報告された。^{[ 8 ]}この日までに、プランクはCMBのフルスキャンを5回完了しており、目標の2回を上回っていた。LFI（ヘリウム4で冷却）は、今後6～9ヶ月間稼働し続けると予想されていた。^{[ 8 ]}

サービスモジュール

ハーシェル・プランクチームのメンバー。左から：ジャン＝ジャック・ジュイエ（タレス・アレニア・スペース科学プログラムディレクター）、マルク・ソヴァージュ（CEAハーシェルPACS実験プロジェクトサイエンティスト）、フランソワ・ブーシェ（IAPプランク運用マネージャー）、ジャン＝ミシェル・レイ（タレス・アレニア・スペースハーシェル＆プランク運用マネージャー）。2009年10月、カンヌで行われたミッションの最初の成果発表会で撮影。

共通サービスモジュール（SVM）は、ハーシェル宇宙望遠鏡とプランクミッションの両方のために、タレス・アレニア・スペースのトリノ工場で設計・製造され、1つのプログラムに統合されました。^{[ 2 ]}

総費用はプランク計画では7億ユーロ^{[ 9 ]}、ハーシェル計画では11億ユーロ^{[ 10 ]}と見積もられている。どちらの数字にも、ミッションの宇宙船とペイロード、（共有の）打ち上げとミッションの費用、科学研究活動が含まれている。

構造的には、ハーシェルとプランクのSVMは非常に似ています。どちらのSVMも八角形で、各パネルは指定された一連の高温ユニットを収容するために専用に設計されており、各高温ユニット、機器、そして宇宙船の放熱要件が考慮されています。両宇宙船では、アビオニクス、姿勢制御・測定（ACMS）、コマンド・データ管理（CDMS）、電源、追跡・テレメトリ・コマンド（TT&C）サブシステムに共通の設計が採用されています。SVM上のすべてのユニットは冗長化されています。

電源サブシステム

各宇宙船の電源サブシステムは、三接合太陽電池を採用したソーラーアレイ、バッテリー、そして電力制御ユニット（PCU）で構成されています。PCUは、各ソーラーアレイの30個のセクションとインターフェースし、安定化された28ボルトバスを供給し、保護された出力を介してこの電力を分配し、バッテリーの充放電を制御するように設計されています。

プランクの場合、円形の太陽電池アレイは衛星の底部に固定されており、衛星が垂直軸を中心に回転するときに常に太陽を向きます。

姿勢および軌道制御

この機能は、姿勢制御・計測サブシステム（ACMS）のプラットフォームである姿勢制御コンピュータ（ACC）によって実行されます。ACCは、ハーシェルおよびプランクペイロードの指向および旋回要件を満たすように設計されています。

プランク衛星は毎分1回転で自転し、絶対指向誤差を37分角未満に抑えることを目指しています。プランクは測量プラットフォームでもあるため、20日間で指向再現誤差を2.5分角未満に抑えるという追加要件も課されています。

ハーシェルとプランクの主な視線センサーは、スタートラッカーです。

打ち上げと軌道

プランク宇宙望遠鏡の軌道アニメーション

極地ビュー

赤道からの眺め

太陽から見た

   地球 ・   プランク宇宙望遠鏡

衛星は、2009年5月14日13時12分02秒（UTC）、アリアン5ECA大型ロケットで、ギアナ宇宙センターからハーシェル宇宙望遠鏡とともに打ち上げられた。打ち上げにより、衛星は極めて楕円形の軌道（近地点：270km [170マイル]、遠地点：1,120,000km [700,000マイル]以上）に投入され、地球から1,500,000km（930,000マイル）離れた 地球太陽系のL ₂ラグランジュ点に接近した。

プランクをL2_の最終軌道に投入する操作は、₂₀₀₉年7月3日に正常に完了し、L2ラグランジュ点の周りを半径40万km（25万マイル）のリサージュ軌道に投入されました。 ^{[ 11 ]}高周波機器の温度は2009年7月3日に絶対零度（0.1 K）のわずか10分の1度上に達し、低周波機器と高周波機器の両方が極低温の動作パラメータ内になり、プランクは完全に動作可能になりました。^{[ 12 ]}

廃止

2012年1月、HFIは液体ヘリウムを使い果たし、検出器の温度が上昇して使用できなくなった。LFIは、科学運用が終了する2013年10月3日まで使用され続けた。宇宙船は10月9日に地球とL2点から離れ、太陽中心軌道に乗せるための操作を実行し_、ペイロード の非活性化は10月19日に行われた。プランクは10月21日に残りの燃料を使い切るように指示され、その後、バッテリーの取り外しや保護機構の無効化などのパッシベーション作業が行われた。 ^{[ 13 ]}宇宙船の送信機をオフにする最後の非活性化コマンドは、 2013年10月23日12:10:27 UTCにプランクに送信された。 ^{[ 14 ]}

結果

COBE、WMAP、PlanckからのCMB結果の比較

銀河団PLCK G004.5-19.5は、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果によって発見されました。^{[ 15 ]}

プランクは2009年8月13日に初の全天サーベイを開始しました。^{[ 16 ]} 2009年9月、欧州宇宙機関（ESA）はプランク・ファーストライト・サーベイの予備的な結果を発表しました。このサーベイは、機器の安定性と長期にわたる校正能力を実証するために実施されました。その結果、データの品質が優れていることが示されました。^{[ 17 ]}

2010年1月15日にミッションは12ヶ月延長され、少なくとも2011年末までは観測が続けられることになった。第1次サーベイの成功後、宇宙船は2010年2月14日に第2次全天サーベイを開始した。第2次全天サーベイの最後の観測は2010年5月28日に行われた。^{[ 11 ]}

2009年からの計画されたポインティングリストデータの一部は、調査された空のビデオ視覚化とともに公開されています。^{[ 16 ]}

2010年3月17日、太陽から500光年以内の塵の集中を示す最初のプランク写真が公開された。 ^{[ 18 ] [ 19 ]}

2010年7月5日、プランクミッションは初の全天画像を送信した。^{[ 20 ]}

プランクの最初の公開された科学的成果は、2011年1月にパリで開催されたプランク会議で発表された早期リリースコンパクトソースカタログです。^{[ 21 ] [ 22 ]}

2014年5月5日、プランクを使って作成された銀河の磁場の地図が公開されました。^{[ 23 ]}

プランクチームと主任研究者のナザレノ・マンドレーシ氏とジャン＝ルー・ピュジェ氏は、 2018年のグルーバー宇宙論賞を共同受賞しました。^{[ 24 ]}ピュジェ氏は2018年のショー天文学賞も受賞しました。 ^{[ 25 ]}

2013年のデータリリース

2013年3月21日、プランク宇宙論探査機を率いる欧州主導の研究チームは、同ミッションの全天宇宙マイクロ波背景放射地図を公開した。^{[ 26 ] [ 27 ]}この地図は、宇宙がこれまで考えられていたよりもわずかに古いことを示唆している。地図によると、宇宙が誕生して約37万年が経った頃、深宇宙には微妙な温度変動が刻み込まれていた。この刻み込みは、宇宙誕生からわずか10億分の1秒（10の^{−30乗）という初期に生じたさざ波を反映している。これらのさざ波が、現在の}銀河団と暗黒物質からなる広大な宇宙網を生み出したと理論づけられている。 2013年の発表では、天空の視野角に関してCMBの統計に非対称性が見つかり、「等方性からの逸脱が発見され、成分分離アルゴリズム、マスクの選択、周波数依存性に対して堅牢であることが実証された」と結論づけられた。^{[ 28 ]}これは一般に「悪の軸」（宇宙論）として知られている。研究チームによると、宇宙は137億9800万± 0.037億年前のもので、4.82% ± 0.05%通常の物質、26.8% ± 0.4%暗黒物質と69% ± 1% のダークエネルギー。^{[ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]}ハッブル定数も測定された。67.80 ± 0.77 (km/s)/Mpc . ^{[ 26 ] [ 29 ] [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}

2013年のプランク実験結果からの宇宙論パラメータ^{[ 29 ] [ 31 ]}

パラメータ	シンボル	プランク最適適合	プランクの68%限界	プランク+レンズ効果最適適合	プランク+レンズ効果68%の限界	プランク+ WPベストフィット	プランク+WP 68%限界	プランク+WP +HighLベストフィット	プランク+WP +HighL 68% 限界	プランク+ レンズ+ WP + highL最適フィット	プランク+ レンズ+ WP + 高L 68% 限界	プランク+WP +highL+ BAO最適適合	プランク+WP +highL+BAO 68% 限界
バリオン密度	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0.022068	0.022 07 ± 0.000 33	0.022242	0.022 17 ± 0.000 33	0.022032	0.022 05 ± 0.000 28	0.022069	0.022 07 ± 0.000 27	0.022199	0.022 18 ± 0.000 26	0.022161	0.022 14 ± 0.000 24
冷たい暗黒物質の密度	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0.12029	0.1196 ± 0.0031	0.11805	0.1186 ± 0.0031	0.12038	0.1199 ± 0.0027	0.12025	0.1198 ± 0.0026	0.11847	0.1186 ± 0.0022	0.11889	0.1187 ± 0.0017
r s / D Aの100倍近似値（CosmoMC）	${\displaystyle 100\,\theta _{MC}}$	1.04122	1.041 32 ± 0.000 68	1.04150	1.041 41 ± 0.000 67	1.04119	1.041 31 ± 0.000 63	1.04130	1.041 32 ± 0.000 63	1.04146	1.041 44 ± 0.000 61	1.04148	1.041 47 ± 0.000 56
再イオン化によるトムソン散乱光学的厚さ	${\displaystyle \tau }$	0.0925	0.097 ± 0.038	0.0949	0.089 ± 0.032	0.0925	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
曲率摂動のパワースペクトル	${\displaystyle \ln(10^{10}A_{s})}$	3.098	3.103 ± 0.072	3.098	3.085 ± 0.057	3.0980	3.089+0.024 −0.027	3.0959	3.090 ± 0.025	3.0947	3.087 ± 0.024	3.0973	3.091 ± 0.025
スカラースペクトル指数	${\displaystyle n_{s}}$	0.9624	0.9616 ± 0.0094	0.9675	0.9635 ± 0.0094	0.9619	0.9603 ± 0.0073	0.9582	0.9585 ± 0.0070	0.9624	0.9614 ± 0.0063	0.9611	0.9608 ± 0.0054
ハッブル定数（km Mpc −1 s −1）	${\displaystyle H_{0}}$	67.11	67.4 ± 1.4	68.14	67.9 ± 1.5	67.04	67.3 ± 1.2	67.15	67.3 ± 1.2	67.94	67.9 ± 1.0	67.77	67.80 ± 0.77
ダークエネルギー密度	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0.6825	0.686 ± 0.020	0.6964	0.693 ± 0.019	0.6817	0.685+0.018 −0.016	0.6830	0.685+0.017 −0.016	0.6939	0.693 ± 0.013	0.6914	0.692 ± 0.010
8時間-1 Mpcでの密度変動	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0.8344	0.834 ± 0.027	0.8285	0.823 ± 0.018	0.8347	0.829 ± 0.012	0.8322	0.828 ± 0.012	0.8271	0.8233 ± 0.0097	0.8288	0.826 ± 0.012
再電離の赤方偏移	${\displaystyle z_{re}}$	11時35分	11.4+4.0 −2.8	11時45分	10.8+3.1 −2.5	11.37	11.1 ± 1.1	11.38	11.1 ± 1.1	11.42	11.1 ± 1.1	11.52	11.3 ± 1.1
宇宙の年齢（Gy）	${\displaystyle t_{0}}$	13.819	13.813 ± 0.058	13.784	13.796 ± 0.058	13.8242	13.817 ± 0.048	13.8170	13.813 ± 0.047	13.7914	13.794 ± 0.044	13.7965	13.798 ± 0.037
最終散乱における音の地平線の100倍の角度スケール	${\displaystyle 100\,\theta _{*}}$	1.04139	1.041 48 ± 0.000 66	1.04164	1.041 56 ± 0.000 66	1.04136	1.041 47 ± 0.000 62	1.04146	1.041 48 ± 0.000 62	1.04161	1.041 59 ± 0.000 60	1.04163	1.041 62 ± 0.000 56
z = z抗力における音地平線の共動サイズ	${\displaystyle r_{drag}}$	147.34	147.53 ± 0.64	147.74	147.70 ± 0.63	147.36	147.49 ± 0.59	147.35	147.47 ± 0.59	147.68	147.67 ± 0.50	147.611	147.68 ± 0.45

2015年のデータリリース

プランクの全ミッションの分析結果は、 2014年12月1日にイタリアのフェラーラで開催された会議で公表されました。^{[ 35 ]}ミッションの結果を詳述した一連の論文は2015年2月に発表されました。^{[ 36 ]}結果の一部は次のとおりです。

• 宇宙の物質の密度や分布などのパラメータに関する以前の WMAP 結果との一致が向上し、誤差の幅が狭まったより正確な結果が得られます。
• 宇宙の26%が暗黒物質で構成されていることが確認されました。これらの結果は、国際宇宙ステーションの実験装置であるアルファ磁気分光計によって検出された電子に対する陽電子過剰に関する関連する疑問も提起しています。以前の研究では、陽電子は暗黒物質粒子の衝突によって生成される可能性が示唆されていましたが、これは暗黒物質の衝突確率が初期宇宙よりも現在の方が大幅に高い場合にのみ発生する可能性があります。プランクのデータは、宇宙の構造を説明するためには、そのような衝突確率が時間の経過とともに一定でなければならないことを示唆しており、従来の理論を否定しています。
• インフレの最も単純なモデルの検証により、Lambda-CDM モデルへのサポートが強化されます。
• ニュートリノにはおそらく 3 つの種類しか存在せず、4 番目に提案されているステライル ニュートリノは存在しない可能性が高い。

プロジェクトの科学者たちはBICEP2の科学者たちと協力して、BICEP2によって検出された信号が原始重力波の証拠なのか、それとも天の川銀河の塵による単なる背景ノイズなのかを解明する共同研究を2015年に発表した。 ^{[ 35 ]}彼らの結果は後者を示唆している。^{[ 37 ]}

2015年のプランクの結果からの宇宙論パラメータ^{[ 36 ] [ 38 ]}

パラメータ	シンボル	TT+lowP 68%制限	TT+lowP +レンズ効果68%の制限	TT+lowP +レンズ+ext 68%制限	TT、TE、EE+lowP 68% 制限	TT、TE、EE+lowP +レンズ効果68%の制限	TT、TE、EE+lowP +レンズ+ext 68%制限
バリオン密度	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0.022 22 ± 0.000 23	0.022 26 ± 0.000 23	0.022 27 ± 0.000 20	0.022 25 ± 0.000 16	0.022 26 ± 0.000 16	0.022 30 ± 0.000 14
冷たい暗黒物質の密度	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0.1197 ± 0.0022	0.1186 ± 0.0020	0.1184 ± 0.0012	0.1198 ± 0.0015	0.1193 ± 0.0014	0.1188 ± 0.0010
r s / D Aの100倍近似値（CosmoMC）	${\displaystyle 100\,\theta _{MC}}$	1.040 85 ± 0.000 47	1.041 03 ± 0.000 46	1.041 06 ± 0.000 41	1.040 77 ± 0.000 32	1.040 87 ± 0.000 32	1.040 93 ± 0.000 30
再イオン化によるトムソン散乱光学的厚さ	${\displaystyle \tau }$	0.078 ± 0.019	0.066 ± 0.016	0.067 ± 0.013	0.079 ± 0.017	0.063 ± 0.014	0.066 ± 0.012
曲率摂動のパワースペクトル	${\displaystyle \ln(10^{10}A_{s})}$	3.089 ± 0.036	3.062 ± 0.029	3.064 ± 0.024	3.094 ± 0.034	3.059 ± 0.025	3.064 ± 0.023
スカラースペクトル指数	${\displaystyle n_{s}}$	0.9655 ± 0.0062	0.9677 ± 0.0060	0.9681 ± 0.0044	0.9645 ± 0.0049	0.9653 ± 0.0048	0.9667 ± 0.0040
ハッブル定数（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
ダークエネルギー密度	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0.685 ± 0.013	0.692 ± 0.012	0.6935 ± 0.0072	0.6844 ± 0.0091	0.6879 ± 0.0087	0.6911 ± 0.0062
物質密度	${\displaystyle \Omega _{m}}$	0.315 ± 0.013	0.308 ± 0.012	0.3065 ± 0.0072	0.3156 ± 0.0091	0.3121 ± 0.0087	0.3089 ± 0.0062
8時間-1 Mpcでの密度変動	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0.829 ± 0.014	0.8149 ± 0.0093	0.8154 ± 0.0090	0.831 ± 0.013	0.8150 ± 0.0087	0.8159 ± 0.0086
再電離の赤方偏移	${\displaystyle z_{re}}$	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
宇宙の年齢（Gy）	${\displaystyle t_{0}}$	13.813 ± 0.038	13.799 ± 0.038	13.796 ± 0.029	13.813 ± 0.026	13.807 ± 0.026	13.799 ± 0.021
デカップリング時の赤方偏移	${\displaystyle z_{*}}$	1 090 .09 ± 0.42	1 089 .94 ± 0.42	1 089 .90 ± 0.30	1 090 .06 ± 0.30	1 090 .00 ± 0.29	1 089 .90 ± 0.23
z = z *における音地平線の共動サイズ	${\displaystyle r_{*}}$	144.61 ± 0.49	144.89 ± 0.44	144.93 ± 0.30	144.57 ± 0.32	144.71 ± 0.31	144.81 ± 0.24
最終散乱における音の地平線の100倍の角度スケール	${\displaystyle 100\,\theta _{*}}$	1.041 05 ± 0.000 46	1.041 22 ± 0.000 45	1.041 26 ± 0.000 41	1.040 96 ± 0.000 32	1.041 06 ± 0.000 31	1.041 12 ± 0.000 29
重粒子ドラッグ光学的厚さ = 1 での赤方偏移	${\displaystyle z_{drag}}$	1 059 .57 ± 0.46	1 059 .57 ± 0.47	1 059 .60 ± 0.44	1 059 .65 ± 0.31	1 059 .62 ± 0.31	1 059 .68 ± 0.29
z = z抗力における音地平線の共動サイズ	${\displaystyle r_{drag}}$	147.33 ± 0.49	147.60 ± 0.43	147.63 ± 0.32	147.27 ± 0.31	147.41 ± 0.30	147.50 ± 0.24
伝説	68%限界：基本ΛCDMモデルのパラメータ68%信頼限界 TT、TE、EE :プランク宇宙マイクロ波背景放射(CMB)パワー スペクトル。ここで、TT は温度パワー スペクトル、TE は温度-偏光クロス スペクトル、EE は偏光パワー スペクトルを表します。 lowP :低ℓ尤度におけるプランク偏光データ レンズ効果：CMBレンズ効果の再構成 ext : 外部データ (BAO+JLA+H0)。BAO:重粒子音響振動、JLA: 合同光度曲線解析 (超新星)、H0:ハッブル定数

2018年最終データリリース

2018年のプランク実験結果からの宇宙論パラメータ^{[ 39 ] [ 40 ]}

パラメータ	シンボル	TT+lowE 68%制限	TE+lowE 68% 制限	EE+lowE 68%制限	TT、TE、EE+lowE 68% 制限	TT、TE、EE+lowE +レンズ効果68%の制限	TT、TE、EE+lowE +レンズ+BAO 68%制限
バリオン密度	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0.02212±0.00022	0.02249±0.00025	0.0240±0.0012	0.02236±0.00015	0.02237±0.00015	0.02242±0.00014
冷たい暗黒物質の密度	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0.1206±0.0021	0.1177±0.0020	0.1158±0.0046	0.1202±0.0014	0.1200±0.0012	0.11933±0.00091
r s / D Aの100倍近似値（CosmoMC）	${\displaystyle 100\,\theta _{MC}}$	1.04077±0.00047	1.04139±0.00049	1.03999±0.00089	1.04090±0.00031	1.04092±0.00031	1.04101±0.00029
再イオン化によるトムソン散乱光学的厚さ	${\displaystyle \tau }$	0.0522±0.0080	0.0496±0.0085	0.0527±0.0090	0.0544+0.0070 −0.0081	0.0544±0.0073	0.0561±0.0071
曲率摂動のパワースペクトル	${\displaystyle \ln(10^{10}A_{s})}$	3.040±0.016	3.018+0.020 −0.018	3.052±0.022	3.045±0.016	3.044±0.014	3.047±0.014
スカラースペクトル指数	${\displaystyle n_{s}}$	0.9626±0.0057	0.967±0.011	0.980±0.015	0.9649±0.0044	0.9649±0.0042	0.9665±0.0038
ハッブル定数（km s −1 Mpc −1）	${\displaystyle H_{0}}$	66.88±0.92	68.44±0.91	69.9±2.7	67.27±0.60	67.36±0.54	67.66±0.42
ダークエネルギー密度	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0.679±0.013	0.699±0.012	0.711+0.033 −0.026	0.6834±0.0084	0.6847±0.0073	0.6889±0.0056
物質密度	${\displaystyle \Omega _{m}}$	0.321±0.013	0.301±0.012	0.289+0.026 −0.033	0.3166±0.0084	0.3153±0.0073	0.3111±0.0056
8時間-1 Mpcでの密度変動	S 8 = ( /0.3) 0.5 ${\displaystyle \sigma _{8}}$ ${\displaystyle \Omega _{m}}$	0.840±0.024	0.794±0.024	0.781+0.052 −0.060	0.834±0.016	0.832±0.013	0.825±0.011
再電離の赤方偏移	${\displaystyle z_{re}}$	7.50±0.82	7.11+0.91 −0.75	7.10+0.87 −0.73	7.68±0.79	7.67±0.73	7.82±0.71
宇宙の年齢（Gy）	${\displaystyle t_{0}}$	13.830±0.037	13.761±0.038	13.64+0.16 −0.14	13.800±0.024	13.797±0.023	13.787±0.020
デカップリング時の赤方偏移	${\displaystyle z_{*}}$	1090.30±0.41	1089.57±0.42	1 087.8​+1.6 −1.7	1089.95±0.27	1089.92±0.25	1089.80±0.21
z = z * (Mpc) における音地平線の共動サイズ	${\displaystyle r_{*}}$	144.46±0.48	144.95±0.48	144.29±0.64	144.39±0.30	144.43±0.26	144.57±0.22
最終散乱における音の地平線の100倍の角度スケール	${\displaystyle 100\,\theta _{*}}$	1.04097±0.00046	1.04156±0.00049	1.04001±0.00086	1.04109±0.00030	1.04110±0.00031	1.04119±0.00029
重粒子ドラッグ光学的厚さ = 1 での赤方偏移	${\displaystyle z_{drag}}$	1059.39±0.46	1060.03±0.54	1063.2±2.4	1059.93±0.30	1059.94±0.30	1060.01±0.29
z = z抗力における音地平線の共動サイズ	${\displaystyle r_{drag}}$	147.21±0.48	147.59±0.49	146.46±0.70	147.05±0.30	147.09±0.26	147.21±0.23
伝説	68%限界：基本ΛCDMモデルのパラメータ68%信頼限界 TT、TE、EE :プランク宇宙マイクロ波背景放射(CMB)パワー スペクトル。ここで、TT は温度パワー スペクトル、TE は温度-偏光クロス スペクトル、EE は偏光パワー スペクトルを表します。 lowP :低ℓ尤度におけるプランク偏光データ レンズ効果：CMBレンズ効果の再構成 ext : 外部データ (BAO+JLA+H0)。BAO:重粒子音響振動、JLA: 合同光度曲線解析 (超新星)、H0:ハッブル定数

参照

• ダストペディア
• ラムダCDMモデル
• 宇宙論計算ソフトウェアの一覧
• 観測宇宙論
• 物理宇宙論
• テラヘルツ放射

参考文献

1. 「プランク宇宙望遠鏡は、アリアネスペースの次期打ち上げに向けてアリアネ5号に搭載される」アリアネスペース、2009年4月24日。 2013年12月31日閲覧。
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4. 「宇宙で最も冷たい既知の物体は非常に不自然」 Space.com 、 2009年7月7日。 2013年7月3日閲覧。
5. 「プランク：ミッション概要」 NASA 2009年9月26日閲覧。
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10. 「ハーシェル：ファクトシート」（PDF） . 欧州宇宙機関. 2010年4月28日. 2012年10月18日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） 。
11. 「プランク：ミッション状況概要」欧州宇宙機関（ESA）2013年3月19日。2012年8月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年3月22日閲覧。
12. 「プランク観測機器、最低温度に到達」欧州宇宙機関（ESA）2009年7月3日。 2009年7月5日閲覧。
13. 「プランク、安全な引退に向けて順調に進んでいる」欧州宇宙機関、2013年10月21日。 2013年10月23日閲覧。
14. 「ESAのプランク宇宙望遠鏡に送信された最後のコマンド」欧州宇宙機関（ESA）2013年10月23日。 2013年10月23日閲覧。
15. 「宇宙の過去への窓」 Spacetelescope.org 2018年2月12日閲覧。
16. 「プランクとの同時観測」欧州宇宙機関（ESA）2009年8月31日。 2012年8月17日閲覧。
17. 「プランクの初観測で有望な結果が得られる」欧州宇宙機関、2009年9月17日。
18. 「プランク宇宙望遠鏡、冷たい塵のタペストリーを観測」欧州宇宙機関、2010年3月17日。
19. 「プランクの新しい画像は冷たい塵を追跡し、天の川銀河の大規模構造を明らかにする」欧州宇宙機関、2010年3月17日。 2012年8月17日閲覧。
20. 「プランク、宇宙の今と昔を明らかにする」欧州宇宙機関、2010年7月5日。 2013年3月22日閲覧。
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38. Planck Collaboration (2016). 「Planck 2015 の結果 XIII. 宇宙論パラメータ」. Astronomy & Astrophysics . 594 : A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A&A...594A..13P . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID 119262962 . 
39. Planck Collaboration (2020). 「Planck 2018 の結果。VI. 宇宙論パラメータ（PDF、15ページ、表2を参照）」. Astronomy & Astrophysics . 641 : A6. arXiv : 1807.06209 . Bibcode : 2020A&A...641A...6P . doi : 10.1051/0004-6361/201833910 . S2CID 119335614 . 
40. 「ほぼ完璧な宇宙から両世界の最良の組み合わせへ」 ESA Science & Technology 2018年7月17日. 2022年6月16日閲覧。

さらに読む

• ダムベック、トルステン（2009年5月）「プランク、ビッグバンの解明に着手」スカイ＆テレスコープ誌117 (5): 24– 28.書誌コード：2009S&T...117e..24D OCLC 318973848 

外部リンク

• ESA
  • プランクミッションのウェブサイト
  • プランク科学ウェブサイト
  • プランク運用ウェブサイト
  • プランク科学成果ウェブサイト
• 米航空宇宙局（NASA）
  • プランクミッションのウェブサイト
  • NASA/IPACプランクアーカイブ

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