플랑크 (인공위성)

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1. 개요
2. 목표
3. 장비
- 3.1. 저주파 기기 (LFI)
- 3.2. 고주파 기기 (HFI)
4. 서비스 모듈
5. 발사 및 궤도
6. 퇴역
7. 결과
참조

1. 개요

플랑크(Planck)는 유럽 우주국(ESA)이 개발한 우주 마이크로파 배경(CMB) 관측 위성이다. 2009년 발사되어 CMB의 고해상도 검출, 은하단 카탈로그 생성, 중력 렌즈 관찰, 은하수 관측, 태양계 연구 등 다양한 과학적 목표를 수행했다. 플랑크는 저주파 기기(LFI)와 고주파 기기(HFI)를 탑재하여 넓은 주파수 대역에서 CMB의 총 강도와 편광을 측정했으며, WMAP보다 높은 해상도와 감도를 제공했다. 2013년, 2015년, 2018년에 걸쳐 발표된 플랑크의 데이터는 우주의 나이, 암흑 물질 및 암흑 에너지의 비율, 허블 상수 등 우주론적 매개변수를 정밀하게 측정하는 데 기여했으며, BICEP2가 감지한 신호가 은하 먼지에서 비롯된 것임을 밝히는 데에도 기여했다.

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플랑크 (인공위성)
기본 정보
플랑크 위성 모형
임무 유형	우주망원경
운영 기관	ESA
COSPAR ID	2009-026B
SATCAT	34938
웹사이트	플랑크
임무 기간	계획: 15개월 이상, 최종: 4년 5개월 8일
제작사	탈레스 알레니아 스페이스
발사 질량	1950 kg
탑재체 질량	205 kg
크기	본체: 4.20 x 4.22 m
발사 정보
발사일	2009년 5월 14일 13:12:02 UTC
발사체	아리안 5 ECA
발사 장소	기아나 우주 센터, 프랑스령 기아나
발사 계약자	아리안스페이스
서비스 시작	2009년 7월 3일
임무 종료
폐기 유형	퇴역
작동 중단	2013년 10월 23일 12:10:27 UTC
궤도 정보
궤도 기준점	태양-지구 L2 궤도 (1,500,000 km)
궤도 유형	리사주 궤도
근일점	헬리온
망원경 정보
망원경 유형	그레고리식 망원경
망원경 직경	1.9 x 1.5 m
파장	300 μm – 11.1 mm (27 GHz ~ 1 THz 주파수)
탑재 장비
HFI	고주파 장비
LFI	저주파 장비
휘장
플랑크 휘장
프로그램 정보
프로그램	Horizon 2000
이전 임무	허셜
다음 임무	가이아
기타 정보
다른 이름	COBRAS/SAMBA

2. 목표

플랑크 위성의 임무는 매우 다양한 과학적 목표를 가지고 있었다.^[52]

목표
원시 CMB 이방성의 총 강도와 편광 모두에 대한 고해상도 검출
수냐에프-젤도비치 효과를 통한 은하단 카탈로그 생성
통합 작스-볼페 효과를 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
행성, 소행성, 혜성과 황도광을 포함하는 태양계에 관한 연구

플랑크 위성은 WMAP보다 더 높은 분해능과 감도를 가지고 있어 훨씬 더 작은 규모(x3)로 CMB의 전력 스펙트럼을 조사할 수 있었다. 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 전경을 얼마나 잘 제외시키느냐에 따라 제한될 것으로 예상된다. 지배적인 전경 복사는 주파수에 따라 상이한데, 저주파에서는 은하수로부터의 싱크로트론 복사와 고주파에서는 먼지가 포함될 수 있다.

3. 장비

플랑크 위성에는 저주파 기기(LFI)와 고주파 기기(HFI) 두 가지 관측 장비가 탑재되어 있다.^[52] 두 기기는 모두 광자의 총 강도와 편광을 감지할 수 있으며, 30 GHz부터 857 GHz까지 넓은 주파수 범위를 탐색하여 우주 마이크로파 배경 스펙트럼을 관측한다. 우주 마이크로파 배경 스펙트럼은 160.2 GHz 주파수에서 최고점에 달한다.

플랑크 위성은 수동 및 능동 냉각 시스템을 통해 장비 온도를 -273.05°C (절대 영도보다 0.1°C 높은 온도)로 유지한다.^[50] 2009년 8월부터 2012년 1월까지 활성 냉각제가 고갈되기 전까지 플랑크 위성은 우주에서 가장 차가운 물체였다.^[50]

미국 항공우주국(NASA)은 플랑크 위성 개발에 참여하여 과학 데이터 분석에 기여했다. 제트추진연구소는 고주파 기기용 볼로미터, 저주파 및 고주파 기기용 20 켈빈 극저온 냉각기, 저주파 기기용 증폭기 기술 등 과학 장비의 핵심 구성 요소를 제작했다.^[51]

3. 1. 저주파 기기 (LFI)

LFI는 30–70 GHz 범위의 전자기 스펙트럼의 마이크로파에서 적외선 영역까지 포함하는 3개의 주파수 대역으로 구성되어 있다. 검출기는 고전자이동도 트랜지스터(high electron mobility transistor)를 사용한다.^[52]

주파수 (GHz)	대역 (Δν/ν)	해상도 (arcmin)	총 감도 ΔT/T, 14개월 관측 (10⁻⁶)	편광 감도 ΔT/T, 14개월 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

3. 2. 고주파 기기 (HFI)

고주파 기기(HFI)는 100~857 GHz 사이의 주파수를 감지하는 기기로, 제트 추진 연구소(JPL)/Caltech에서 제작한 52개의 볼로미터 검출기를 사용한다.^[53] 이 검출기는 카디프 대학교 물리학 및 천문학부에서 제작한 냉각 광학 장치를 통해 망원경에 광학적으로 연결되며, Archeops 풍선 탑재 실험에 사용된 것과 유사한 삼중 혼 구성 및 광학 필터로 구성된다.^[54]

이 검출 장치는 6개의 주파수 대역으로 나뉘며, 각 대역의 중심 주파수와 특성은 다음과 같다.

주파수 (GHz)	대역폭 (Δν/ν)	분해능 (arcmin)	감도 (총 강도) ΔT/T, 14개월 관측 (10⁻⁶)	감도 (편광) ΔT/T, 14개월 관측 (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	N/A
857	0.33	5.0	6700	N/A

각 대역은 33%의 대역폭을 가진다. 6개 대역 중 낮은 4개 대역(100, 143, 217, 353 GHz)은 입사하는 복사의 편광을 측정할 수 있지만, 높은 2개 대역(545, 857 GHz)은 편광을 측정할 수 없다.^[52]

2012년 1월 13일, 플랑크의 희석 냉장고에 사용되는 헬륨-3 공급이 소진되어 HFI는 며칠 안에 사용할 수 없게 될 것이라고 보고되었다.^[55] 이 시점까지 플랑크 위성은 CMB에 대한 전체 스캔을 5회 완료하여 목표였던 2회를 초과했다. 헬륨-4로 냉각되는 저주파 기기(LFI)는 6~9개월 동안 계속 작동할 것으로 예상되었다.^[55]

4. 서비스 모듈

허셜 우주망원경과 플랑크 임무는 단일 프로그램으로 결합되었으며, 탈레스 알레니아 스페이스사의 토리노 공장에서 공통의 서비스 모듈(SVM)을 설계 및 제작했다.^[52]

플랑크 위성은 7억유로^[56], 허셜 우주망원경은 11억유로^[57]로 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. 두 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.

각 우주선에서 전력 서브시스템은 3중 접합 태양 전지를 사용하는 태양 전지판, 배터리, 전력 제어 장치(PCU)로 구성된다. PCU는 각 태양 전지판의 30개 구획과 인터페이스하여 조정된 28볼트 버스를 제공하고, 보호된 출력을 통해 이 전력을 분배하며, 배터리 충전 및 방전을 처리하도록 설계되었다.

''플랑크''의 경우, 원형 태양 전지판은 위성의 하단에 고정되어 있으며, 위성이 수직축을 중심으로 회전함에 따라 항상 태양을 향하고 있다.

5. 발사 및 궤도

플랑크는 허셜 우주망원경과 함께 2009년 5월 14일 13시 12분 02초(UTC)에 기아나 우주 센터에서 아리안 5 ECA 중형 발사체에 의해 성공적으로 발사되었다. 발사 후 플랑크는 매우 타원 궤도(근지점: 270km, 원지점: 1120000km)에 진입했으며, 지구-태양 L2 라그랑주 점에서 1500000km 떨어진 곳에 배치되었다.

2009년 7월 3일, 플랑크를 L2 라그랑주 점 주위의 최종 궤도에 진입시키기 위한 기동이 성공적으로 완료되었다. 이로써 플랑크는 반경 400000km의 리사주 궤도에 진입했다.^[11] 같은 날, 고주파 계측기의 온도가 절대 영도(0.1 K)보다 단지 0.1도 높은 것으로 측정되었으며, 저주파 및 고주파 계측기 모두 극저온 작동 범위 내에 들어와 플랑크가 완전히 가동되었다.^[12]

6. 퇴역

2012년 1월, HFI는 액체 헬륨 공급이 모두 소진되어 감지기 온도가 상승하면서 작동 불능 상태가 되었다.^[60] LFI는 2013년 10월 3일까지 과학 임무를 계속 수행하였다.^[60] 10월 9일에는 우주선을 지구와 L2 지점으로부터 이동시켜 태양 주회 궤도로 진입시키는 기동이 수행되었고, 10월 19일에는 탑재체 비활성화가 이루어졌다.^[60] 10월 21일에는 플랑크 위성에 남아있는 연료를 모두 소진하라는 명령이 내려졌고, 이후 배터리 분리 및 보호 메커니즘 비활성화를 포함한 수동화 작업이 진행되었다.^[60] 2013년 10월 23일 12시 10분 27초(UTC)에는 우주선의 송신기를 끄는 최종 비활성화 명령이 플랑크 위성으로 전송되었다.^[61]

7. 결과

플랑크 위성은 2009년 8월 13일에 첫 번째 전천 관측을 시작했고,^[63] 같은 해 9월, 유럽 우주국은 〈Planck First Light Survey〉의 예비 결과를 발표했는데, 데이터 품질이 우수함을 확인했다.^[64] 2010년 1월 15일에는 임무가 12개월 연장되어 최소 2011년 말까지 관측이 계속되었다. 2010년 2월 14일에는 2차 전천 측량을 시작하여 95% 이상의 하늘을 관측했으며, 6월 중순까지는 100% 관측이 완료될 것으로 예상되었다.^[58]

2010년 3월 17일, 태양으로부터 500광년 이내의 먼지 농도를 보여주는 최초의 플랑크 사진이 공개되었고,^[65]^[66] 같은 해 7월 5일에는 최초의 전천 이미지가 전달되었다.^[67] 2011년 1월 파리에서 열린 '플랑크 회의'에서는 플랑크 위성의 첫 번째 공개 과학 결과인 《Early-Release Compact-Source Catalogue》가 발표되었다.^[68]^[69]

2014년 5월 5일에는 플랑크 위성을 사용하여 생성된 은하 자기장의 지도가 출판되었다.^[70] 2018년에는 플랑크 위성 팀과 수석 연구원인 나자레노 만돌레시와 장루프 푸제가 그루버 우주론 상을 공유했으며,^[71] 푸제는 같은 해 천문학 분야에서 쇼상도 수상했다.^[72]

플랑크 위성의 주요 과학적 목표는 다음과 같다:^[2]

초기 CMB 비등방성의 총 강도와 편광 모두에 대한 고해상도 감지
수냐예프-젤도비치 효과를 통한 은하단 목록 작성
CMB의 중력 렌즈 효과 및 통합 작스-울프 효과 관측
밝은 외계 은하 전파(활동 은하핵) 및 적외선(먼지가 많은 은하) 소스 관측
은하수 관측, 성간 매질, 분포된 싱크로트론 복사 방출 및 은하 자기장 측정
행성, 소행성, 혜성, 황도광 등 태양계 연구

플랑크는 WMAP보다 더 높은 해상도와 민감도를 가졌으며, CMB의 파워 스펙트럼을 훨씬 작은 규모(×3)까지 탐사할 수 있었다. 또한 WMAP의 5개 밴드가 아닌 9개의 주파수 밴드에서 관측하여 천체 물리학적 전경 모델을 개선하는 것을 목표로 했다.

플랑크 측정은 탐지기 성능이나 임무 기간보다는 전경을 얼마나 잘 제거할 수 있는지에 의해 제한될 것으로 예상되었으며, 이는 특히 편광 측정에 중요했다. 지배적인 전경 복사는 주파수에 따라 다르지만, 낮은 주파수에서는 은하수에서 방출되는 싱크로트론 복사, 높은 주파수에서는 먼지일 수 있다.

2012년 1월, HFI는 액체 헬륨 공급이 소진되어 검출기 온도가 상승하면서 사용할 수 없게 되었다. LFI는 2013년 10월 3일에 과학 임무가 종료될 때까지 계속 사용되었다. 우주선은 10월 9일에 지구 및 에서 멀어지도록 기동하여 태양 중심 궤도에 진입했으며, 10월 19일에 탑재체가 비활성화되었다. 플랑크는 10월 21일에 남은 연료를 모두 소진하라는 명령을 받았으며, 이후 배터리 분리 및 보호 메커니즘 비활성화를 포함한 수동화 활동이 수행되었다.^[13] 우주선의 송신기를 끄는 마지막 비활성화 명령은 2013년 10월 23일 12시 10분 27초(UTC)에 플랑크에 전송되었다.^[14]

7. 1. 2013년 데이터 릴리스

2013년 3월 21일, 플랑크 우주 탐사선을 운영하는 유럽 주도의 연구팀은 우주 마이크로파 배경에 대한 전천구 지도를 공개했다.^[77]^[73] 이 지도는 우주의 나이가 기존에 알려진 것보다 약간 더 오래되었음을 시사했다. 지도에 따르면, 우주의 나이가 약 37만 년이었을 때 온도의 미묘한 변동이 우주에 새겨졌다. 이 흔적은 우주 탄생 후 10^-30초(1 nonillionth)라는 극히 짧은 시간 동안 발생한 잔물결(ripple)을 반영한다. 이 잔물결이 은하단과 암흑물질로 이루어진 현재의 거대한 우주 그물을 만들었다는 이론이 제기되고 있다.

연구팀의 분석에 따르면, 우주의 나이는 137.98억 년이며, 우주는 4.82%의 일반 물질, 25.8%의 암흑물질, 69%의 암흑 에너지로 구성되어 있다.^[74]^[75]^[76] 또한, 허블 상수는 67.80 (km Mpc⁻¹ s⁻¹)로 측정되었다.^[77]^[74]^[78]^[79]^[80]

2013년 플랑크 결과에서 얻어진 우주론적 매개변수는 아래 표와 같다.^[74]^[76]

변수	기호	플랑크 최적합	플랑크 68% 한계	플랑크+렌즈 최적합	플랑크+렌즈 68% 한계	플랑크+WP 최적합	플랑크+WP 68% 한계	플랑크+WP +HighL 최적합	플랑크+WP +HighL 68% 한계	플랑크+렌즈 +WP+highL 최적합	플랑크+렌즈 +WP+highL 68% 한계	플랑크+WP +highL+BAO 최적합	플랑크+WP +highL+BAO 68% 한계
중입자 밀도	$\Omega_b h^2$	0.022068	0.02207±0.00033	0.022242	0.02217±0.00033	0.022032	0.02205±0.00028	0.022069	0.02207±0.00027	0.022199	0.02218±0.00026	0.022161	0.02214±0.00024
차가운 암흑물질 밀도	$\Omega_c h^2$	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
100x r_s / D_A 근사 (CosmoMC)	$100\,\theta_{MC}$	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
재전리로 인한 톰슨 산란 광학 깊이	$\tau$	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
곡률 섭동의 파워 스펙트럼	$\ln(10^{10} A_s)$	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
스칼라 스펙트럼 지수	$n_s$	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
허블 상수 (km Mpc⁻¹ s⁻¹)	$H_0$	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
암흑 에너지 밀도	$\Omega_\Lambda$	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
8h⁻¹ Mpc에서의 밀도 요동	$\sigma_8$	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
재전리의 적색편이	$z_{re}$	11.35	11.4+4.0-2.8	11.45	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
우주의 나이 (Gy)	$t_0$	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
마지막 산란 시 소리 지평선의 100× 각도	$100\,\theta_*$	1.04139	1.04148±0.00066	1.04164	1.04156±0.00066	1.04136	1.04147±0.00062	1.04146	1.04148±0.00062	1.04161	1.04159±0.00060	1.04163	1.04162±0.00056
z = z_drag 에서 소리 지평의 공변 크기	$r_{drag}$	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

7. 2. 2015년 데이터 릴리스

플랑크 위성의 전체 임무에 대한 분석 결과는 2014년 12월 1일 이탈리아 페라라에서 공개되었고,^[81] 2015년 2월에 임무 결과를 자세히 설명하는 전체 문서 세트가 발표되었다.^[82]
2015년 데이터 릴리스의 주요 결과:

우주의 물질 밀도 및 분포와 같은 매개변수에 대한 결과에서 이전의 WMAP 결과와 더 일치할뿐만 아니라 오차 범위가 더 적은 보다 정확한 결과를 얻을 수 있었다.
암흑물질이 26% 함유된 우주를 확인하였다. 이러한 결과는 국제 우주 정거장에서 진행된 실험인 알파 자기 분광계(Alpha Magnetic Spectrometer)를 통해 검출된 전자에 대한 양전자 과잉 현상과 관련된 질문을 제기했다. 이전 연구에서는 양전자가 암흑 물질 입자의 충돌에 의해 생성될 수 있다고 제안했는데, 이는 암흑 물질 충돌의 확률이 초기 우주보다 현재 훨씬 더 높은 경우에만 가능하다. 플랑크 데이터는 이러한 충돌의 확률이 우주의 구조를 설명하기 위해 시간이 지남에 따라 일정하게 유지되어야 한다는 점을 시사하며, 이는 이전 이론을 반박하는 것이다.
가장 단순한 인플레이션 모델을 검증하여 람다-CDM 모델을 더욱 강력하게 뒷받침하고 있다.
중성미자는 세 가지 유형만으로 존재할 가능성이 높으며, 네 번째로 제안된 비활성 중성미자는 존재할 가능성이 거의 없다.

프로젝트 과학자들은 BICEP2 과학자들과 2015년에 공동 연구를 발표하여 BICEP2가 감지한 신호가 원시 중력파의 증거인지 아니면 우리 은하의 먼지에서 나오는 단순한 배경 소음인지에 대한 답을 제시했다.^[81] 그들의 결과는 후자, 즉 우리 은하의 먼지에서 나오는 배경 소음일 가능성이 높다는 점을 뒷받침한다.^[83]

2015년 플랑크 결과의 우주론적 매개변수^[82]^[84]
매개변수	기호	TT+lowP 68% 한계	TT+lowP +lensing 68% 한계	TT+lowP +lensing+ext 68% 한계	TT,TE,EE+lowP 68% 한계	TT,TE,EE+lowP +lensing 68% 한계	TT,TE,EE+lowP +lensing+ext 68% 한계
바리온 밀도	$\Omega_b h^2$	0.02222 ± 0.00023	0.02226 ± 0.00023	0.02227 ± 0.00020	0.02225 ± 0.00016	0.02226 ± 0.00016	0.02230 ± 0.00014
차가운 암흑 물질 밀도	$\Omega_c h^2$	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 (CosmoMC)에 대한 100x 근사값	$100\,\theta_{MC}$	1.04085 ± 0.00047	1.04103 ± 0.00046	1.04106 ± 0.00041	1.04077 ± 0.00032	1.04087 ± 0.00032	1.04093 ± 0.00030
재이온화로 인한 톰슨 산란 광학적 깊이	$\tau$	0.078 ± 0.019	0.066 ± 0.016	0.067 ± 0.013	0.079 ± 0.017	0.063 ± 0.014	0.066 ± 0.012
곡률 섭동의 파워 스펙트럼	$\ln(10^{10} A_s)$	3.089 ± 0.036	3.062 ± 0.029	3.064 ± 0.024	3.094 ± 0.034	3.059 ± 0.025	3.064 ± 0.023
스칼라 스펙트럼 지수	$n_s$	0.9655 ± 0.0062	0.9677 ± 0.0060	0.9681 ± 0.0044	0.9645 ± 0.0049	0.9653 ± 0.0048	0.9667 ± 0.0040
허블 상수 (km Mpc⁻¹ s⁻¹)	$H_0$	67.31 ± 0.96	67.81 ± 0.92	67.90 ± 0.55	67.27 ± 0.66	67.51 ± 0.64	67.74 ± 0.46
암흑 에너지 밀도	$\Omega_\Lambda$	0.685 ± 0.013	0.692 ± 0.012	0.6935 ± 0.0072	0.6844 ± 0.0091	0.6879 ± 0.0087	0.6911 ± 0.0062
물질 밀도	$\Omega_m$	0.315 ± 0.013	0.308 ± 0.012	0.3065 ± 0.0072	0.3156 ± 0.0091	0.3121 ± 0.0087	0.3089 ± 0.0062
8h⁻¹ Mpc에서의 밀도 변동	$\sigma_8$	0.829 ± 0.014	0.8149 ± 0.0093	0.8154 ± 0.0090	0.831 ± 0.013	0.8150 ± 0.0087	0.8159 ± 0.0086
재이온화의 적색 편이	$z_{re}$	9.9 ± 1.7	8.8 ± 1.5	8.9 ± 1.2	10.0 ± 1.6	8.5 ± 1.3	8.8 ± 1.1
우주의 나이 (Gy)	$t_0$	13.813 ± 0.038	13.799 ± 0.038	13.796 ± 0.029	13.813 ± 0.026	13.807 ± 0.026	13.799 ± 0.021
마지막 산란에서의 음향 지평선의 100× 각도 스케일	$100\,\theta_*$	1.04105 ± 0.00046	1.04122 ± 0.00045	1.04126 ± 0.00041	1.04096 ± 0.00032	1.04106 ± 0.00031	1.04112 ± 0.00029
z = z_drag에서의 음향 지평선의 공변 크기	$r_{drag}$	147.33 ± 0.49	147.60 ± 0.43	147.63 ± 0.32	147.27 ± 0.31	147.41 ± 0.30	147.50 ± 0.24

7. 3. 2018년 최종 데이터 릴리스

2018년 7월, 플랑크 인공위성의 최종 데이터가 공개되었다.^[38]

2018년 ''플랑크'' 결과에서 얻은 우주론적 매개변수^[38]^[39]
매개변수	기호	TT+lowE 68% 제한	TE+lowE 68% 제한	EE+lowE 68% 제한	TT,TE,EE+lowE 68% 제한	TT,TE,EE+lowE +렌즈 효과 68% 제한	TT,TE,EE+lowE +렌즈 효과+BAO 68% 제한
바리온 밀도	$\Omega_b h^2$	0.02212±0.00022	0.02249±0.00025	0.0240±0.0012	0.02236±0.00015	0.02237±0.00015	0.02242±0.00014
차가운 암흑 물질 밀도	$\Omega_c h^2$	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_A에 대한 100x 근사값 (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
톰슨 산란으로 인한 재이온화의 광학적 깊이	$\tau$	0.0522±0.0080	0.0496±0.0085	0.0527±0.0090	0.0544±0.0073	0.0544±0.0073	0.0561±0.0071
곡률 섭동의 멱 스펙트럼	$\ln(10^{10} A_s)$	3.040±0.016	3.018±0.020	3.052±0.022	3.045±0.016	3.044±0.014	3.047±0.014
스칼라 스펙트럼 지수	$n_s$	0.9626±0.0057	0.967±0.011	0.980±0.015	0.9649±0.0044	0.9649±0.0042	0.9665±0.0038
허블 상수 (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
암흑 에너지 밀도	$\Omega_\Lambda$	0.679±0.013	0.699±0.012	0.711±0.033	0.6834±0.0084	0.6847±0.0073	0.6889±0.0056
물질 밀도	$\Omega_m$	0.321±0.013	0.301±0.012	0.289±0.033	0.3166±0.0084	0.3153±0.0073	0.3111±0.0056
8h⁻¹ Mpc에서의 밀도 변동	S₈ = $\sigma_8$ ( $\Omega_m$ /0.3)^0.5	0.840±0.024	0.794±0.024	0.781±0.060	0.834±0.016	0.832±0.013	0.825±0.011
재이온화의 적색 편이	$z_{re}$	7.50±0.82	7.11±0.91	7.10±0.87	7.68±0.79	7.67±0.73	7.82±0.71
우주의 나이 (Gy)	$t_0$	13.830±0.037	13.761±0.038	13.64±0.16	13.800±0.024	13.797±0.023	13.787±0.020
탈동조 시의 적색 편이	$z_*$	1090.30±0.41	1089.57±0.42	1087.8±1.7	1089.95±0.27	1089.92±0.25	1089.80±0.21
z = z_*(Mpc)에서 음향 지평선의 공변 크기	$r_*$	144.46±0.48	144.95±0.48	144.29±0.64	144.39±0.30	144.43±0.26	144.57±0.22
음향 지평선의 100× 각도 눈금 (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
바리온-항력 광학 깊이가 1일 때의 적색 편이	$z_{drag}$	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_drag에서 음향 지평선의 공변 크기	$r_{drag}$	147.21±0.48	147.59±0.49	146.46±0.70	147.05±0.30	147.09±0.26	147.21±0.23
'범례'	colspan="7" align="left" \|

참조

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_[44] 문서 'Blue Book, Chapter 1'
_[45] 문서 'Blue Book, Chapter 1'
_[46] 문서 'Blue Book, Chapter 1'
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_[48] 웹인용 Royal Astronomical Society awards the 2018 Group Achievement Award to the Planck Team http://www.jodrellba[...] Jodrell Bank Centre for Astrophysics 2018-03-27
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