플랑크 (인공위성)

next_mission = *가이아* **플랑크 우주망원경**은 2009년부터 2013년까지 유럽 우주국 (ESA)에서 운영한 우주망원경으로, 고감도 및 높은 각 분해능으로 마이크로파 및 적외선 영역에서 우주 마이크로파 배경(CMD)의 이방성을 매핑했다. 이 임무는 미항공우주국에 의한 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기 (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP)로 관측한 결과에 비하여 상당히 개선되었다. 플랑크 인공위성에 의하여 초기 우주의 이론과 우주 구조의 기원을 테스트하는 것과 같은 여러 우주론 및 천체 물리학 문제와 관련된 주요 정보가 제공되었다. 플랑크 위성의 임무가 종료된 후에, 우주의 물질과 암흑물질의 평균 밀도와 우주의 나이를 포함하는 주요 우주론적 매개변수 값들에 대하여 가장 정밀한 측정값이 결정되었다. 이 프로젝트는 1996년경에 시작되었으며 처음에는 **COBRAS/SAMBA** (Cosmic Background Radiation Anisotropy Satellite/Satellite for Measurement of Background Anisotropies)로 불리었으나, 나중에 흑체 복사 공식을 도출한 독일의 물리학자인 막스 플랑크 (Max Planck, 1858-1947)를 기리기 위해 그 명칭이 바뀌었다. 플랑크 위성은 ESA의 'Horizon 2000' 장기 과학 프로그램을 위한 중간 규모의 임무로 탈레스 알레니아 스페이스사에 의하여 칸느 만델리우(Cannes Mandelieu) 우주 센터에서 제작되었다. 플랑크 위성은 2009년 5월에 발사되어 2009년 7월에 지구/태양 L2 지점에 도달하여 2010년 2월에는 전천 관측을 성공적으로 시작하였다. 2013년 3월 21일에 우주 마이크로파 배경에 대한 임무에 대한 최초의 전천 지도가 발표되었고 2015년 2월에는 편광 데이터가 추가로 발표되었다.확인날짜=27 March 2018 플랑크 위성 팀의 최종 논문은 2018년 7월에 발표되었다.저자표시=etal 임무 종료시에 플랑크 위성은 미래의 임무가 위험에 빠지는 것을 방지하기 위해 태양 주회 궤도인 묘지 궤도에 투입되어 부동화(passivation) 되었다. 2013년 10월에는 최후의 비활성화 명령이 발송되었다.
# 목표
임무는 다음을 포함하는 매우 다양한 과학적 목표를 가지고 있었다. * 원시 CMB 이방성의 총 강도와 편광의 모두에 대한 고해상도 검출, * 수냐에프-젤도비치 효과(Sunyaev-Zel'dovich effect)를 통한 은하단 카탈로그의 생성, * 통합 작스-볼페 효과(integrated Sachs-Wolfe effect)를 포함하는 CMB의 중력 렌즈 관찰, * 밝은 은하외 전파( 활성 은하핵 ) 및 적외선(먼지가 많은 은하) 소스의 관측, * 성간 매질, 분산 싱크로트론 방출 및 은하 자기장 측정을 포함한 은하수 관측, 그리고 * 행성, 소행성, 혜성과 황도광을 포함하는 태양계에 관한 연구. 플랑크 위성은 WMAP보다 더높은 분해능과 감도를 가지고 있어 훨씬 더 작은 규모(x3)로 CMB의 전력 스펙트럼을 조사할 수 있다. 또한 천체 물리학 전경 모델을 개선하는 것을 목표로 WMAP의 5개 주파수 대역이 아닌 9개 주파수 대역에서 관찰했다. 대부분의 플랑크 측정은 탐지기 성능이나 임무의 길이보다는 편광 측정에 특히 중요한 요소로 전경(foreground)을 얼마나 잘 제외시키느냐에 따라 제한될 것으로 예상된다. 지배적인 전경 복사는 주파수에 따라 상이한데, 저주파에서는 은하수로부터의 싱크로트론 복사와 고주파에서는 먼지가 포함될 수 있다.
# 장비
4K 기준 부하 검증 모델 LFI 44GHz 혼 및 프런트 엔드 섀시 LFI 촛점면 모델 플랑크 위성에는 저주파 기기(LFI)와 고주파 기기(HFI)의 두 가지 기기가 있다. 두 기기 모두 광자의 총 강도와 편광을 모두 감지할 수 있으며 합하여 30 GHz부터 857 GHz까지 거의 830 GHz의 주파수 범위를 커버한다. 우주 마이크로파 배경 스펙트럼은 160.2 GHz의 주파수에서 피크를 갖는다. 플랑크 위성의 수동 및 능동 냉각 시스템에 의하여 위성의 장비들을 2 즉 절대 영도 보다 겨우 0.1 °C 높은 온도를 유지할 수 있다. 플랑크 위성은 2009년 8월부터 활성 냉각제 공급이 고갈되는 2012년 1월까지 우주에서 알려져 있는 물체 중 가장 차가운 것이었다.확인날짜=3 July 2013 NASA는 이 임무 개발의 역할을 하였고 과학 데이터 분석에 기여했다. 제트추진연구소는 고주파 기기용 볼로미터, 저주파 및 고주파 기기용의 20 켈빈 극저온 냉각기, 저주파 기기용 증폭기 기술 등의 과학 기기의 구성요소를 구축했다.url-status=
## 저주파 계측기
{| class="wikitable" |- ! 주파수
(GHz) || 대역 (Δν/ν) ! 해상도
(arcmin) || 감도(총 감도)
Δ*T*/*T*, 14-개월 관측
(10−6) || 감도 (편광)
Δ*T*/*T*, 14-개월 관측
(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 |} LFI에는 30–70 GHz의 범위, 전자기 스펙트럼의 마이크로파에서 적외선 영역까지 포함하는 3개의 주파수 대역이 있다. 검출기는 고전자이동도 트랜지스터(high electron mobility transistor)를 사용한다.확인날짜=6 March 2009
## 고주파 계측기
고주파 기기 검증 모델. {| class="wikitable" |- ! 주파수
(GHz) || 대역
(Δν/ν) || 해상도
(arcmin) || 감도(총 감도)
Δ*T*/*T*, 14-개월 관측
(10−6) || 감도 (편광)
Δ*T*/*T*, 14-개월 관측
(10−6) |- | 100 || 0.33 || 10 || 2.5 || 4.0 |- | 143 || 0.33 || 7.1 || 2.2 || 4.2 |- | 217 || 0.33 || 5.5 || 4.8 || 9.8 |- | 353 || 0.33 || 5.0 || 14.7 || 29.8 |- | 545 || 0.33 || 5.0 || 147 || N/A |- | 857 || 0.33 || 5.0 || 6700 || N/A |} HFI는 100에서 857 GHz 사이에서 민감한데, JPL/Caltech에서 제조한 52개의 볼로메트릭 검출기를 사용하고url-status=dead Cold optics를 통해 망원경에 광학적으로 결합되어 있는데, 이는 카디프 대학(Cardiff University)의 물리천문학부에서 제조되고url-status= 트리플 혼 구성 및 광학 필터로 구성되어 Archeops의 풍선 운반 실험에 사용된 개념과 유사한 것이다. 이 감지 어셈블리는 6개의 주파수 대역으로 나뉘는데(100, 143, 217, 353, 545 및 857 GHz), 각각은 33%의 대역폭을 가진다. 이 6개 대역 중에서 하위 4개 대역만 입사하는 복사의 편광을 측정할 수 있고, 두 개의 상위 밴드는 그렇지 않다. 2012년 1월 13일, 위성의 희석 냉장고에 사용되는 헬륨-3의 내장 공급이 소진되고, HFI가 몇 일 이내에 사용할 수 없게 될 것이라고 보고되었다.확인날짜=13 January 2012 이때까지 플랑크 위성은 CMB에 대한 전체 스캔을 5회 완료하여 목표인 2회를 초과했다. 헬륨-4로 냉각되는 LFI는 6~9개월 동안 계속 작동할 것으로 예상되었다.
# 서비스 모듈
Thales Alenia Space사의 Jean-Jacques Juillet; *Herschel* PACS 실험의 프로젝트 과학자인 CEA의 Marc Sauvage; 플랑크 운영 관리자인 IAP의 François Bouchet; 그리고 *Herschel* & *Planck* 운영 관리자인 Thales Alenia Space사의 Jean-Michel Reix. 2009년 10월 칸에서 임무에 대한 첫 번째 결과를 발표하는 동안 촬영.]] 단일 프로그램으로 결합된 허셜 우주망원경과 플랑크 임무의 모두를 위해서 탈레스 알레냐 스페이스사의 토리노 공장에서 공통의 서비스 모듈 (SVM)을 설계 및 제작했다. 전체 비용으로, 플랑크 위성은 7억 유로url-status=live 허셜 우주망원경은 11억 유로url-status=live로 평가되는데, 두 수치 모두 임무의 우주선과 화물, (공유) 발사와 임무 비용 및 과학 운영 등을 포함한다. 구조적으로 허셜 우주망원경과 플랑크 위성의 SVM은 매우 유사하여, 모양이 8각형이며 각 패널은 우주선뿐만 아니라 다양한 유닛의 소산 요구 사항을 고려하면서 지정된 비저온 유닛 세트를 수용하는 전용이다. 두개의 위성 모두에서 항공 전자 공학, 자세 제어 및 측정(ACMS), 명령 및 데이터 관리(CDMS), 전력 및 추적, 원격 측정 및 명령(TT&C;) 하위 시스템을 위하여 공통 설계가 사용되었다. SVM의 모든 장치는 중복적으로 되어 있다.
## 전원 하위 시스템
각 우주선에서 전력 하위 시스템은 삼중 접합 태양 전지를 사용하는 태양 전지 어레이, 배터리 및 전력 제어 장치(PCU)로 구성된다. PCU는 각 태양열 어레이의 30개 섹션과 인터페이스하여, 조정된 28V 버스를 제공하고, 보호 출력을 통해 이 전력을 분배하고, 배터리 충전 및 방전을 처리하도록 설계되어 있다. 플랑크 위성에서 원형의 태양 전지판은 위성 바닥에 고정되어 위성이 수직 축 주위로 회전하면서 항상 태양을 향하고 있다.
## 자세 및 궤도 제어
이 기능은 자세 제어 및 측정 하위 시스템(ACMS)을 위한 플랫폼인 자세 제어 컴퓨터(ACC)에 의해 수행된다. 허셜 및 플랑크 위성의 포인팅 및 선회 요구 사항을 충족하도록 설계되었다. 플랑크 위성은 분당 1회전의 속도로 회전하는데 절대 포인팅 오차는 37 arc-min 미만이다. 플랑크 위성도 측량 플랫폼이므로 방향 재현성 오차에 대하여 20일 이상에서 2.5 분 미만으로의 추가 요구 사항이 있다. 허셜 위성과 플랑크 위성의 주요 시선방향 센서는 별 추적기이다.
# 발사 및 궤도
Planck Space Observatory 플랑크 위성은 허셜 우주망원경과 함께 2009년 5월 14일 13:12:02 UTC에 기아나 우주 센터에서 Ariane 5 ECA 중발사체에 의하여 성공적으로 발사되었다. 이 발사에 의하여 우주선은 매우 찌그러진 타원형 궤도( 근점 : 270 km, 원점 1,230,000 km )로 지구 상공 km에 있는 지구-태양계 L2 라그랑주 지점에 근접하였다. 플랑크 위성을 L2 지점 주변의 최종 궤도에 투입하기 위한 기동은 2009년 7월 3일에 성공적으로 완료되어 L2 라그랑주 지점 주위의 지름 400,000 km의 리사주 궤도에 진입하였다.확인날짜=22 March 2013 2009년 7월 3일에는 고주파 계측기의 온도가 절대 영도에서 겨우 0.1도 높은 온도 (0.1 K)에 도달하여, 저주파 및 고주파 계측기 모두를 저온의 작동 파라미터 이내에 도달시켜 플랑크 위성이 완전히 작동할 수 있게 되었다.확인날짜=5 July 2009
# 퇴역
2012년 1월 HFI는 액체 헬륨 공급을 모두 사용하여 감지기 온도가 상승하여 HFI를 사용할 수 없게 되었다. LFI는 2013년 10월 3일 과학 임무가 종료될 때까지 계속 사용되었다. 10월 9일에는 우주선을 지구와 L2 지점으로부터 이동시켜서 태양 주회 궤도로 진입시키기 위한 기동을 수행하고 10월 19일에는 화물체의 비활성화를 수행하였다. 10월 21일에는 플랑크 위성의 남은 연료 공급을 소진시키라는 명령을 받았고, 그뒤 배터리 분리 및 보호 메커니즘 비활성화를 포함한 수동화 작업이 수행되었다.확인날짜=23 October 2013 우주선의 송신기를 끄게하는 최종 비활성화 명령은 2013년 10월 23일 12:10:27 UTC에 플랑크 위성으로 전송되었다.확인날짜=23 October 2013
# 결과
COBE, WMAP 및 플랑크에 의한 CMB 결과의 비교]] 확인날짜=12 February 2018 플랑크 위성은 2009년 8월 13일에 첫 번째 전천 관측을 개시하였다.확인날짜=17 August 2012 2009년 9월, 유럽 우주국(European Space Agency)은 기기의 안정성과 장기간에 걸친 교정 능력을 입증하기 위해 수행된 〈Planck First Light Survey〉의 예비 결과를 발표했다. 결과는 데이터 품질이 우수함을 나타냈다.출판사=European Space Agency 2010년 1월 15일에 임무가 12개월 연장되었으며, 관찰은 최소한 2011년 말까지 계속되었다. 1차 측량을 성공적으로 마친 후 우주선은 2010년 2월 14일에 2차 전천 측량을 시작했는데 95% 이상의 하늘이 관측되었으며 2010년 6월 중순까지 100% 하늘이 관측될 것으로 예상되었다. 2009년부터 계획된 일부 포인팅 목록 데이터가 관측된 하늘의 비디오 시각화와 함께 공개적으로 발표되었다. 2010년 3월 17일, 태양으로부터 500광년 이내의 먼지 농도를 보여주는 최초의 플랑크 사진이 공개되었다.출판사=European Space Agency확인날짜=17 August 2012 2010년 7월 5일, 플랑크 임무에 의하여 최초의 전천 이미지가 전달되었다.확인날짜=22 March 2013 플랑크 위성의 첫 번째 공개적 과학 결과는 2011년 1월 파리에서 열린 '플랑크 회의'에서 발표된 《Early-Release Compact-Source Catalogue》이다.확인날짜=22 March 2013url-status=dead 2014년 5월 5일 플랑크 위성을 사용하여 생성된 은하 자기장의 지도가 출판되었다.확인날짜=10 May 2014 플랑크 위성 팀과 수석 연구원인 나자레노 만돌레시(Nazzareno Mandolesi)와 장루프 푸제(Jean-Loup Puget)은 2018년 그루버 우주론 상을 공유했다.확인날짜=28 May 2018 Puget은 2018년 천문학 분야에서 쇼상(Shaw Prize in Astronomy)도 수상했다.url-status=dead
## 2013년 데이터 릴리스
2013년 3월 21일, 플랑크 우주 탐사선 뒤에 있는 유럽 주도의 연구팀은 우주 마이크로파 배경에 대한 임무의 전천구 지도를 공개했다.확인날짜=23 March 2013 이 지도는 우주가 생각보다 약간 더 오래되었음을 시사한다. 지도에 따르면, 우주의 나이가 약 370,000년이었을 때 온도의 미묘한 변동이 깊은 하늘에 각인되었다. 이 흔적은 우주가 1초의 nonillionth (10 -30) 밖에 지나지 않았을 때부터 발생하는 리플(ripple)을 반영한다. 이 잔물결에 의하여 은하단과 암흑 물질로 이루어지는 현재의 우주 그물을 발생하게 했다는 이론이 현재 제기되고 있다. 연구 팀에 따르면, 우주는 0.37 억년이고, 0.05%의 일반 물질, 0.4%의 암흑물질, 및 1%의 암흑 에너지를 포함하고 있다.See Table 9 in doi=10.1051/0004-6361/201321529url-status=deaddoi=10.1051/0004-6361/201321591 허블 상수도 0.77로 측정되었다.확인날짜=21 March 2013확인날짜=21 March 2013확인날짜=21 March 2013확인날짜=21 March 2013 Clear {| border="1" cellpadding="1" cellspacing="0" |- bgcolor="#B0C4DE" align="center" |+ Cosmological parameters from 2013 Planck results ! Parameter !! Symbol !! *Planck*
Best fit !! *Planck*
68% limits !! *Planck*+lensing
Best fit !! *Planck*+lensing
68% limits !! *Planck*+WP
Best fit !! *Planck*+WP
68% limits !! *Planck*+WP
+HighL
Best fit !! *Planck*+WP
+HighL
68% limits !! *Planck*+lensing
+WP+highL
Best fit !! *Planck*+lensing
+WP+highL
68% limits !! *Planck*+WP
+highL+BAO
Best fit !! *Planck*+WP
+highL+BAO
68% limits |- | Baryon density || \Omega_b h^2 || 0.022068 || 0.00033 || 0.022242 || 0.00033 || 0.022032 || 0.00028 || 0.022069 || 0.00027 || 0.022199 || 0.00026 || 0.022161 || 0.00024 |- | Cold dark matter density || \Omega_c h^2 || 0.12029 || 0.0031 || 0.11805 || 0.0031 || 0.12038 || 0.0027 || 0.12025 || 0.0026 || 0.11847 ||0.0022 || 0.11889 ||0.0017 |- | 100x approximation to rs / DA (CosmoMC) || 100\,\theta_{MC} || 1.04122 || 0.00068 || 1.04150 || 0.00067 || 1.04119 || 0.00063 || 1.04130|| 0.00063 || 1.04146 || 0.00061 || 1.04148 || 0.00056 |- | Thomson scattering optical depth due to reionization || \tau || 0.0925 || 0.038 || 0.0949 || 0.032 || 0.0925 || -0.014 || 0.0927 || -0.014 || 0.0943 || -0.014|| 0.0952 || 0.013 |- | Power spectrum of curvature perturbations || \ln(10^{10} A_s) || 3.098 || 0.072 || 3.098 || 0.057 || 3.0980 || -0.027 || 3.0959 || 0.025 || 3.0947 || 0.024 || 3.0973 || 0.025 |- | Scalar spectral index || n_s || 0.9624 || 0.0094|| 0.9675 || 0.0094|| 0.9619 || 0.0073|| 0.9582 || 0.0070|| 0.9624 || 0.0063|| 0.9611 || 0.0054 |- | Hubble's constant (km Mpc−1 s−1) || H_0 || 67.11 || 1.4 || 68.14 || 1.5 || 67.04 || 1.2 || 67.15 || 1.2 || 67.94 || 1.0|| 67.77 || 0.77 |- | Dark energy density || \Omega_\Lambda || 0.6825 || 0.020 || 0.6964 || 0.019 || 0.6817 || -0.016 || 0.6830 || -0.016 || 0.6939 || 0.013 || 0.6914 || 0.010 |- | Density fluctuations at 8h−1 Mpc || \sigma_8 || 0.8344 || 0.027 || 0.8285 || 0.018 || 0.8347 || 0.012 || 0.8322 || 0.012 || 0.8271 || 0.0097|| 0.8288 || 0.012 |- | Redshift of reionization || z_{re} || 11.35 ||-2.8 || 11.45 || -2.5 || 11.37 || 1.1 || 11.38 || 1.1 || 11.42 || 1.1 || 11.52 || 1.1 |- | Age of the Universe (Gy) || t_0 || 13.819 || 0.058 || 13.784 || 0.058 || 13.8242 || 0.048 || 13.8170 || 0.047 || 13.7914 || 0.044 || 13.7965 || 0.037 |- | 100× angular scale of sound horizon at last-scattering || 100\,\theta_* || 1.04139 || 0.00066 || 1.04164 || 0.00066 || 1.04136 || 0.00062 || 1.04146 || 0.00062 || 1.04161 || 0.00060|| 1.04163 || 0.00056 |- | Comoving size of the sound horizon at z = zdrag || r_{drag} || 147.34 || 0.64 || 147.74 || 0.63 || 147.36 || 0.59 || 147.35 || 0.59 || 147.68 || 0.50 || 147.611 || 0.45 |} Clear
## 2015년 데이터 릴리스
플랑크 위성의 전체 임무에 대한 분석 결과는 2014년 12월 1일, 이탈리아의 페라라에서 공개되었다.확인날짜=6 December 2014 2015년 2월에 임무 결과를 자세히 설명하는 전체 문서 세트가 발표되었다.확인날짜=9 February 2015 일부 결과는 다음과 같다. * 우주의 물질 밀도 및 분포와 같은 매개변수에 대한 결과에서 이전의 WMAP 결과와 더 일치할뿐만 아니라 오차 범위가 더 적은 보다 정확한 결과를 얻을 수 있었음 * 암흑물질이 26% 함유된 우주의 확인. 이러한 결과는 국제 우주 정거장에 대한 실험인 알파 자기 분광계(Alpha Magnetic Spectrometer)에 의해 검출된 전자에 대한 양전자 과잉에 대한 관련 질문도 제기함. 이전 연구에서는 양전자가 암흑 물질 입자의 충돌에 의해 생성될 수 있다고 제안했는데, 이는 암흑 물질 충돌의 확률이 초기 우주보다 현재 훨씬 더 높은 경우에만 발생할 수 있음. 플랑크 데이터는 이러한 충돌의 확률이 우주의 구조를 설명하기 위해 시간이 지남에 따라 일정하게 유지되어야 하며 이전 이론을 무효화한다고 제안하고 있음. * 가장 단순한 인플레이션 모델의 검증을 통해 람다-CDM 모델을 더욱 강력하게 뒷받침하고 있음 * 중성미자는 세 가지의 유형만으로 존재할 가능성이 있고, 네 번째로 제안된 비활성 중성미자는 존재할 가능성이 거의 없음 프로젝트 과학자들은 BICEP2 과학자들과 함께 2015년에 공동 연구를 발표하여 BICEP2가 감지한 신호가 원시 중력파의 증거인지 아니면 우리 은하의 먼지에서 나오는 단순한 배경 소음인지에 대한 답을 내놓았다. 그들의 결과는 후자를 뒷받침한다.s2cid=218078264 Clear {| border="1" cellpadding="1" cellspacing="0" |- bgcolor="#B0C4DE" align="center" |+ Cosmological parameters from 2015 *Planck* resultss2cid=119262962 ! Parameter !! Symbol !! TT+lowP
68% limits !! TT+lowP
+lensing
68% limits !! TT+lowP
+lensing+ext
68% limits !! TT,TE,EE+lowP
68% limits !! TT,TE,EE+lowP
+lensing
68% limits !! TT,TE,EE+lowP
+lensing+ext
68% limits |- | Baryon density || \Omega_b h^2 || 0.00023 || 0.00023 || 0.00020 || 0.00016 || 0.00016 || 0.00014 |- | Cold dark matter density || \Omega_c h^2 || 0.0022 || 0.0020 || 0.0012 || 0.0015 || 0.0014 || 0.0010 |- | 100x approximation to rs / DA (CosmoMC) || 100\,\theta_{MC} || 0.00047 || 0.00046 || 0.00041 || 0.00032 || 0.00032|| 0.00030 |- | Thomson scattering optical depth due to reionization || \tau || 0.019 || 0.016 || 0.013 || 0.017 || 0.014 || 0.012 |- | Power spectrum of curvature perturbations || \ln(10^{10} A_s) || 0.036 || 0.029 || 0.024 || 0.034 || 0.025|| 0.023 |- | Scalar spectral index || n_s || 0.0062|| 0.0060|| 0.0044|| 0.0049|| 0.0048|| 0.0040 |- | Hubble's constant (km Mpc−1 s−1) || H_0 || 0.96 || 0.92 || 0.55 || 0.66 || 0.64|| 0.46 |- | Dark energy density || \Omega_\Lambda || 0.013 || 0.012 || 0.0072 || 0.0091 || 0.0087 || 0.0062 |- | Matter density || \Omega_m || 0.013 || 0.012 || 0.0072 || 0.0091 || 0.0087 || 0.0062 |- | Density fluctuations at 8h−1 Mpc || \sigma_8 || 0.014 || 0.0093 || 0.0090 || 0.013 || 0.0087|| 0.0086 |- | Redshift of reionization || z_{re} || -1.6 ||-1.4 ||-1.2 ||-1.5 ||-1.2 ||-1.1 |- | Age of the Universe (Gy) || t_0 || 0.038 || 0.038 || 0.029 || 0.026 || 0.026 || 0.021 |- | Redshift at decoupling || z_* || 0.42 || 0.42 || 0.30 || 0.30 || 0.29 || 0.23 |- | Comoving size of the sound horizon at z = z* || r_* || 0.49 || 0.44 || 0.30 || 0.32 || 0.31 || 0.24 |- | 100× angular scale of sound horizon at last-scattering || 100\,\theta_* || 0.00046 || 0.00045 || 0.00041 || 0.00032 || 0.00031|| 0.00029 |- | Redshift with baryon-drag optical depth = 1 || z_{drag} || 0.46 || 0.47 || 0.44 || 0.31 || 0.31 || 0.29 |- | Comoving size of the sound horizon at z = zdrag || r_{drag} || 0.49 || 0.43 || 0.32 || 0.31 || 0.30 || 0.24 |- | ***Legend*** || colspan="7" align="left" | * **68% limits**: Parameter 68% confidence limits for the base ΛCDM model * **TT, TE, EE**: *Planck* Cosmic microwave background (CMB) power spectra; here TT represents temperature power spectrum, TE is temperature-polarization cross spectrum, and EE is polarisation power spectrum. * **lowP**: *Planck* polarization data in the low-ℓ likelihood * **lensing**: CMB lensing reconstruction * **ext**: External data (BAO+JLA+H0). BAO: Baryon acoustic oscillations, JLA: Joint Light-curve Analysis (of supernovae), H0: Hubble constant |}
## 2018년 최종 데이터 릴리스
http://sci.esa.int/planck/60499-from-an-almost-perfect-universe-to-the-best-of-both-worlds/ Clear {| border="1" cellpadding="1" cellspacing="0" |- bgcolor="#B0C4DE" align="center" |+ Cosmological parameters from 2018 *Planck* resultss2cid=119335614 ! Parameter !! Symbol !! TT+lowE
68% limits !! TE+lowE
68% limits !! EE+lowE
68% limits !! TT,TE,EE+lowE
68% limits !! TT,TE,EE+lowE
+lensing
68% limits !! TT,TE,EE+lowE
+lensing+BAO
68% limits |- | Baryon density || \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 |- | Cold dark matter density || \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 |- | 100x approximation to rs / DA (CosmoMC) || 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 |- | Thomson scattering optical depth due to reionization || \tau ||0.0522±0.0080|| 0.0496±0.0085|| 0.0527±0.0090 || −0.0081 || 0.0544±0.0073 || 0.0561±0.0071 |- | Power spectrum of curvature perturbations || \ln(10^{10} A_s) || 3.040±0.016 ||−0.018 | 3.052±0.022 || 3.045±0.016 || 3.044±0.014 || 3.047±0.014 |- | Scalar spectral index || 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 |- | Hubble's constant (km s−1 Mpc−1) ||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 |- | Dark energy density || \Omega_\Lambda || 0.679±0.013 || 0.699±0.012 ||−0.026|| 0.6834±0.0084 || 0.6847±0.0073 || 0.6889±0.0056 |- | Matter density || \Omega_m || 0.321±0.013 || 0.301±0.012 ||−0.033 | 0.3166±0.0084 || 0.3153±0.0073 || 0.3111±0.0056 |- | Density fluctuations at 8h−1 Mpc || S8 = \sigma_8(\Omega_m/0.3)0.5|| 0.840±0.024 || 0.794±0.024 ||−0.060|| 0.834±0.016 || 0.832±0.013 || 0.825±0.011 |- | Redshift of reionization || z_{re} || 7.50±0.82 ||−0.75 |−0.73 | 7.68±0.79|| 7.67±0.73||7.82±0.71 |- | Age of the Universe (Gy) || t_0 ||13.830±0.037 || 13.761±0.038 ||−0.14||13.800±0.024 || 13.797±0.023 || 13.787±0.020 |- | Redshift at decoupling || z_* || 1090.30±0.41 || 1089.57±0.42 ||−1.7 | 1089.95±0.27 || 1089.92±0.25 || 1089.80±0.21 |- | Comoving size of the sound horizon at z = z*(Mpc) |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 |- | 100× angular scale of sound horizon at last-scattering || 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 |- | Redshift with baryon-drag optical depth = 1 || 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 |- | Comoving size of the sound horizon at z = zdrag || 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 |- | ***Legend*** || colspan="7" align="left" | * **68% limits**: Parameter 68% confidence limits for the base ΛCDM model * **TT, TE, EE**: *Planck* Cosmic microwave background (CMB) power spectra; here TT represents temperature power spectrum, TE is temperature-polarization cross spectrum, and EE is polarisation power spectrum. * **lowP**: *Planck* polarization data in the low-ℓ likelihood * **lensing**: CMB lensing reconstruction * **ext**: External data (BAO+JLA+H0). BAO: Baryon acoustic oscillations, JLA: Joint Light-curve Analysis (of supernovae), H0: Hubble constant |}
# 추가 문헌
* oclc=318973848