WMAP

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), cunoscut și sub numele de anisotropia sondei spațiale a cuptorului cu microunde (Microwave Anisotropy Probe (MAP) în engleză ) și Explorer 80, este un satelit care măsoară ceea ce rămâne din radiația din Big Bang , sau radiația cosmică de fond . Condus de un profesor la Universitatea Johns Hopkins Charles L. Bennett , este un proiect care implică colaborarea între Goddard Space Flight Center al NASA și Universitatea Princeton . ^[2] Satelitul WMAP a fost lansat la 30 iunie 2001 , la ora 19:46 (GDT) din statul Florida . WMAP este moștenitorul satelitului COBE și al doilea satelit de clasă medie ( MIDEX ), prevăzut de programul Explorer . Acest satelit a fost numit în onoarea lui David Todd Wilkinson (1935-2002). ^[2]

Descoperirile WMAP sunt mai exacte decât cele ale predecesorilor săi; conform modelului Lambda-CDM , vârsta universului a fost calculată ca 13,73 ± 0,12 miliarde de ani, cu o constantă Hubble de 70,1 ± 1,3 km s ⁻¹ Mpc ⁻¹ , o compoziție de 4,6% din materia barionică obișnuită; 23% materie întunecată de natură necunoscută, care nu absoarbe sau emite lumină; 72% energie întunecată care accelerează expansiunea; în cele din urmă mai puțin de 1% din neutrini . Toate aceste date sunt în concordanță cu ipoteza că universul are o geometrie plană și, de asemenea, cu raportul dintre densitatea energiei și densitatea critică de Ω = 1,02 ± 0,02. Aceste date susțin modelul Lambda-CDM și scenariile cosmologice ale inflației , dând, de asemenea, dovezi ale radiației cosmice de fond neutrino . ^[3]

Dar aceste date conțin, de asemenea, caracteristici inexplicabile: o anomalie în întinderea unghiulară maximă a momentului cvadrupolar și un punct rece mare în fundalul cosmic cu microunde . Potrivit revistei științifice Science , WMAP a fost descoperirea anului pentru 2003 . ^[4] Rezultatele acestei misiuni au fost numărul 1 și numărul 2 pe lista „Super Hot Papers in Science Since 2003”. ^[5] La sfârșitul anului 2008, satelitul WMAP era încă în funcțiune, în timp ce dezafectarea sa a avut loc în octombrie 2010.

Obiective

Linia de timp a universului, de la inflație la WMAP

Scopul principal al proiectului WMAP este măsurarea diferențelor de temperatură în fundalul cosmic cu microunde . Anizotropiile de radiații sunt apoi utilizate pentru a calcula geometria universului , conținutul și evoluția acestuia și pentru a testa modelele Big Bang și inflația cosmologică . ^[6] Pentru aceasta, satelitul creează o hartă completă a radiației de fond, cu o rezoluție de 13 minute printr-o observare cu mai multe frecvențe. Această mapare, pentru a asigura o precizie unghiulară mai mare decât rezoluția sa, necesită cel mai mic număr posibil de erori sistematice , pixeli de zgomot necorelați și o calibrare precisă. ^[6] Harta este formată din 3.145.728 pixeli și folosește schema HEALPix pentru a transforma sfera în pixeli. ^[7] Telescopul măsoară, de asemenea, polarizarea în modul E a radiației de fond ^[6] și polarizarea din prim-plan. ^[3] Viața lui este de 27 de luni: 3 luni pentru a cerceta poziția L2 și restul de 24 de luni de observație. ^[6]

Dezvoltare

Comparație între sensibilitățile WMAP și COBE. Datele sunt simulate

Misiunea MAP a fost propusă NASA în 1995 , selectată pentru un studiu aprofundat în 1996 și aprobată pentru dezvoltarea finală în 1997 . ^[8] ^[9]

WMAP a fost precedat de alți doi sateliți pentru analiza radiației de fond:

sonda sovietică RELIKT-1 , care a raportat limitele superioare ale analizei anizotropiilor de radiații de fond;
sonda SUA COBE , care a raportat fluctuații la scară largă în radiația de fond.

Au existat, de asemenea, alte trei experimente, bazate totuși pe utilizarea baloanelor sonore, care au analizat porțiuni mici ale cerului, dar mai detaliat:

WMAP, în comparație cu predecesorul său COBE, are o sensibilitate de 45 de ori mai mare și o rezoluție unghiulară de 33 de ori mai precisă. ^[10]

Sonda

Ilustrarea sondei WMAP

Oglinzile primare ale WMAP sunt o pereche de gregorieni , de 1,4 metri și 1,6 metri, orientate în direcții opuse, care focalizează semnalul optic pe oglinzile secundare 0,9 mx 1,0 m. Aceste oglinzi au fost modelate pentru performanțe optime: o carcasă din fibră de carbon protejează un miez din Korex , acoperit în continuare cu un strat subțire de aluminiu și oxid de siliciu . Oglinzile secundare reflectă semnalul către senzorii ondulați, așezați pe planul focal dintre cele două oglinzi primare. ^[6]

Ilustrarea receptorilor WMAP

Receptoarele constau din radiometre diferențiale sensibile la polarizarea electromagnetică . Semnalul este apoi amplificat de un amplificator HEMT cu zgomot redus . Există 20 de surse de alimentare, 10 pentru fiecare direcție, din care radiometrele colectează semnalele; măsurarea finală corespunde diferenței dintre semnalele care vin din direcții opuse. Separarea direcțională a azimutului este de 180 de grade; unghiul total este de 141 grade. ^[6] Pentru a evita preluarea semnalelor deranjante de pe Calea Lactee , WMAP funcționează pe 5 frecvențe radio discrete, de la 23 GHz la 94 GHz. ^[6]

Proprietățile WMAP la frecvențe diferite ^[6]
Proprietate	K band	Ka band	Q bandă	V bandă	Banda W
Lungime de undă centrală (mm)	13	9.1	7.3	4.9	3.2
Frecvența centrală ( GHz )	23	33	41	61	94
Lățime de bandă (GHz)	5.5	7.0	8.3	14.0	20.5
Măsurarea razei ( minute )	52,8	39.6	30.6	21	13.2
Numărul de radiometre	2	2	4	4	8
Temperatura sistemului ( K )	29	39	59	nouăzeci și doi	145
Sensibilitate (mK s $^{1/2}$ ${\ displaystyle ^ {1/2}}$ ${\ displaystyle ^ {1/2}}$ )	0,8	0,8	1.0	1.2	1.6

Baza WMAP este constituită dintr-un panou solar de 5 metri în diametru, care menține sonda constant la umbră în timpul detectării radiației de fundal. ^[11] Deasupra panoului se află aparatul de răcire a sondei. Între acest aparat de răcire și oglinzi, este poziționată o carcasă cilindrică pentru izolație termică, cu o lungime de 33 cm. ^[6]

Răcirea WMAP este încredințată radiatoarelor pasive, care ating o temperatură de aproximativ 90 K (-183,15 ° C); aceste radiatoare sunt conectate la amplificatoare cu zgomot redus. Consumul total al telescopului ajunge la 419 W. Temperatura sondei este controlată de un termometru cu rezistență la platină. ^[6]

Calibrarea WMAP se face luând o măsurătoare a lui Jupiter în raport cu dipolul cosmic de fond cu microunde. Datele WMAP sunt transmise zilnic printr-un transponder care funcționează la frecvența de 2 GHz, care transmite semnalul către unul dintre telescoapele rețelei spațiale profunde , la o rată de transfer de 667 kbit / s . Satelitul este echipat cu 2 transpondere, dintre care unul, redundant, este o rezervă; acestea sunt active pentru o perioadă zilnică scurtă (aproximativ 40 de minute pe zi), pentru a evita interferențele radio . Poziția telescopului este menținută stabilă, de-a lungul celor trei axe spațiale, de o volantă cu jet special, de diferiți giroscopi , de doi trackere de stele și de diferiți senzori care determină poziția sa față de Soare. Repoziționarea se efectuează datorită a 8 motoare hidrazină . ^[6]

Lansare, traiectorie și orbită

Traiectoria și orbita WMAP

WMAP, odată finalizată construcția sa, a ajuns la Centrul Spațial John F. Kennedy pe 20 aprilie 2001 , după care, după un test de 2 luni, a fost trimis pe orbită printr-o rachetă Delta II 7425 pe 30 iunie 2001 . ^[8] ^[10] Nava spațială a început să-și folosească sursa de energie internă cu 5 minute înainte de lansare până când panoul solar a fost complet instalat. Activarea completă a sondei și monitorizarea acesteia au început când s-a atins temperatura de funcționare a răcirii. După aceea, sonda a realizat 3 bucle treptate între Pământ și Lună și apoi, pe 30 iulie, și-a început călătoria spre punctul Lagrange L2 Soare-Pământ, ajungând la el pe 1 octombrie 2001 . În acest fel, WMAP a devenit primul satelit de scanare a fundalului care a fost permanent în acest moment. ^[8]

Mod de scanare pe orbită și cer WMAP

Poziționarea orbitei în punctul Lagrange 2 (aproximativ 1,5 milioane de km de Pământ) minimizează emisiile de interferențe de la Soare, Pământ și Lună, permițând, de asemenea, stabilitatea termică a instrumentelor. Pentru a analiza cerul fără a arăta spre Soare, WMAP orbitează în punctul L2 cu o orbită Lissajous , cu un unghi cuprins între 1,0 și 10,0 grade ^[6] și o perioadă de 6 luni. ^[8] Telescopul se rotește la fiecare 2 minute și 9 secunde (0,464 rpm ) și continuă cu viteza de 1 rotație pe oră. ^[6] WMAP efectuează o analiză completă a cerului la fiecare 6 luni, după ce a finalizat prima în aprilie 2002 . ^[9]

Eliminarea emisiilor poluante

WMAP colectează date în cinci lungimi de undă diferite, permițând astfel eliminarea diferitelor radiații care contaminează radiația de fond (provenind din Calea Lactee sau din alte surse galactice suplimentare). Principalele mecanisme de emisie sunt radiațiile sincrotronice și Bremsstrahlung (aceasta din urmă numită și emisie liberă , radiație de frânare), care predomină la frecvențe mai mici, în timp ce la cele mai mari frecvențe, principala sursă de emisie este praful interstelar . Proprietățile spectrului acestor emisii oferă o contribuție diferită la cele cinci frecvențe analizate, permițând astfel identificarea și eliminarea lor ulterioară. ^[6]

Contaminarea de fond este eliminată în diferite moduri.

Contaminările încă prezente în măsurătorile WMAP sunt eliminate;
pentru componentele cunoscute ale măsurătorilor WMAP, valorile spectrului lor sunt utilizate pentru a le identifica;
locația și elementul de contaminare sunt potrivite simultan, utilizând diverși parametri suplimentari.

Emisiile poluante sunt, de asemenea, eliminate prin luarea în considerare doar a porțiunii analizate a cerului cu cea mai mică cantitate de radiații poluante, mascând porțiunile rămase. ^[6]

Emisiile de diferite tipuri s-au reluat în cei cinci ani de activitate ai sondei, la frecvențe diferite.
Roșu = Sincrotron ; Verde = Bremsstrahlung ; Albastru = Praful termic.

23 GHz	33 GHz	41 GHz	61 GHz	94 GHz

Date și constatări

Date în primul an

Harta anizotropiilor calculate după un an

La 11 februarie 2003 , NASA a publicat rezultatele primului an de funcționare a WMAP, dezvăluind date precum vârsta universului , compoziția sa și o imagine detaliată a acestuia, care, potrivit oamenilor de știință, conține astfel de detalii uluitoare. care ar putea fi considerată una dintre cele mai bune realizări științifice din ultimii ani . ^[12] Calitatea și precizia acestor date depășesc cu mult orice date anterioare de pe fundalul cosmic al microundelor. ^[2]

Pe baza modelului Lambda-CDM , oamenii de știință WMAP au extrapolat datele cosmologice începând cu datele primului an. Coloana de mai jos oferă trei tipuri de date: primele două ( Cele mai bune date (numai WMAP) și Cele mai bune date (WMAP și parametri suplimentari) ) se referă la rezultatele obținute de WMAP; diferența dintre aceste două tipuri de date constă în adăugarea în a doua coloană a indicilor spectrali , prezisă de unele modele inflaționiste . A treia coloană de date ( Cele mai bune date ( toate datele) ), pe de altă parte, combină datele cu restricțiile calculate din alte experimente (cum ar fi ACBAR și CBI ) și cu alte restricții care decurg din pădurea Lyman-alfa și Sondaj 2dF Galaxy Redshift . Rețineți că aceste restricții sunt degenerări ale parametrilor WMAP și cea mai semnificativă este între $n_{s}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$ Și $\tau$ ${\ displaystyle \ tau}$ $\ tau$ . Erorile de date au un interval de încredere de 68%. ^[13]

Date relevante ale parametrilor cosmologici din primul an de funcționare a WMAP ^[13]
Parametru	Simbol	Cele mai bune date (numai WMAP)	Cele mai bune date (WMAP și parametri suplimentari)	Cele mai bune date (toate datele)
Constanta Hubble ^km / _{Mpc · s}	$H_{0}$ ${\ displaystyle H_ {0}}$ $H_ {0}$	0,72 ± 0,05	0,70 ± 0,05	$0{,}71_{-0{,}03}^{+0{,}04}$ ${\ displaystyle 0 {,} 71 _ {- 0 {,} 03} ^ {+ 0 {,} 04}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 71 _ {- 0 {,} 03} ^ {+ 0 {,} 04}}$
Conținut de barion	$\Omega _{b}h^{2}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {b} h ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {b} h ^ {2}}$	0,024 ± 0,001	0,023 ± 0,002	0,0224 ± 0,0009
Conținutul materiei	$\Omega _{m}h^{2}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m} h ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m} h ^ {2}}$	0,14 ± 0,02	0,14 ± 0,02	$0{,}135_{-0{,}009}^{+0{,}008}$ ${\ displaystyle 0 {,} 135 _ {- 0 {,} 009} ^ {+ 0 {,} 008}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 135 _ {- 0 {,} 009} ^ {+ 0 {,} 008}}$
Adâncimea optică la reionizare	$\tau$ ${\ displaystyle \ tau}$ $\ tau$	$0{,}166_{-0{,}071}^{+0,076}$ ${\ displaystyle 0 {,} 166 _ {- 0 {,} 071} ^ {+ 0.076}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 166 _ {- 0 {,} 071} ^ {+ 0.076}}$	0,20 ± 0,07	0,17 ± 0,06
Amplitudine	$LA$ ${\ displaystyle A}$ $LA$	0,9 ± 0,1	0,92 ± 0,12	$0{,}83_{-0{,}08}^{+0,09}$ ${\ displaystyle 0 {,} 83 _ {- 0 {,} 08} ^ {+ 0.09}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 83 _ {- 0 {,} 08} ^ {+ 0.09}}$
Indicele spectral	$n_{s}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$	0,99 ± 0,04	$0{,}93_{-0{,}07}^{+0{,}07}$ ${\ displaystyle 0 {,} 93 _ {- 0 {,} 07} ^ {+ 0 {,} 07}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 93 _ {- 0 {,} 07} ^ {+ 0 {,} 07}}$	0,93 ± 0,03
Variația indicelui spectral	$dn_{s}/dk$ ${\ displaystyle dn_ {s} / dk}$ ${\ displaystyle dn_ {s} / dk}$	-	-0,047 ± 0,04	$-0{,}031_{-0{,}017}^{+0{,}016}$ ${\ displaystyle -0 {,} 031 _ {- 0 {,} 017} ^ {+ 0 {,} 016}}$ ${\ displaystyle -0 {,} 031 _ {- 0 {,} 017} ^ {+ 0 {,} 016}}$
Fluctuații de amplitudine la 8h ⁻¹ Mpc	$\sigma _{8}$ ${\ displaystyle \ sigma _ {8}}$ ${\ displaystyle \ sigma _ {8}}$	0,9 ± 0,1	-	0,84 ± 0,04
Epoca universului ( Ga )	$t_{0}$ ${\ displaystyle t_ {0}}$ $t_ {0}$	13,4 ± 0,3	-	13,7 ± 0,2
Densitatea totală a universului	$\Omega _{tot}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {tot}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {tot}}$	-	-	1,02 ± 0,02

Folosind cele mai bune date obținute în acest mod și modele teoretice, echipa WMAP a putut calcula timpii celor mai importante evenimente din univers, inclusiv:

schimbarea la roșu a reionizării , calculată ca 17 ± 4;
schimbarea roșie a decuplării , 1089 ± 1;
epoca universului la decuplare , $379_{-7}^{+8}$ ${\ displaystyle 379 _ {- 7} ^ {+ 8}}$ ${\ displaystyle 379 _ {- 7} ^ {+ 8}}$ ka ;
schimbarea la roșu a echivalenței materie / radiații ^[14] , $3233_{-210}^{+194}$ ${\ displaystyle 3233 _ {- 210} ^ {+ 194}}$ ${\ displaystyle 3233 _ {- 210} ^ {+ 194}}$ .

Au fost calculați și alți parametri, cum ar fi:

grosimea suprafeței ultimei împrăștieri, 195 ± 2 în roșu sau $118_{-2}^{+3}$ ${\ displaystyle 118 _ {- 2} ^ {+ 3}}$ ${\ displaystyle 118 _ {- 2} ^ {+ 3}}$ ka ;
densitatea barionului actual, $(2{,}5\pm 0,1)\times 10^{-7}cm^{-1}$ ${\ displaystyle (2 {,} 5 \ pm 0,1) \ times 10 ^ {- 7} cm ^ {- 1}}$ ${\ displaystyle (2 {,} 5 \ pm 0,1) \ times 10 ^ {- 7} cm ^ {- 1}}$ ;
raportul barioni / fotoni , $(6{,}1_{-0,2}^{+0,3})\times 10^{-10}$ ${\ displaystyle (6 {,} 1 _ {- 0,2} ^ {+ 0,3}) \ times 10 ^ {- 10}}$ ${\ displaystyle (6 {,} 1 _ {- 0,2} ^ {+ 0,3}) \ times 10 ^ {- 10}}$

Măsurătorile WMAP dintr-o reionizare anterioară exclud materia întunecată călduță . ^[13]

Au fost examinate, de asemenea, emisiile Căii Lactee pe frecvențele de operare ale WMAP, evidențiind astfel 208 de surse punctuale. S - a observat și efectul Sunyaev-Zel'dovich a $2{,}5\sigma$ ${\ displaystyle 2 {,} 5 \ sigma}$ ${\ displaystyle 2 {,} 5 \ sigma}$ , a cărei sursă cea mai puternică este clusterul Coma . ^[7]

Date în al treilea an

Harta polarizărilor calculate după trei ani

La 17 martie 2006 , au fost publicate datele referitoare la o funcționare de trei ani a WMAP. Printre diferitele date, există, de asemenea, temperatura și polarizarea măsurătorilor radiației de fond, care au confirmat în continuare standardul plat al modelului Lambda-CDM și alte dovezi în favoarea modelului inflaționist .

Aceste date arată că materia întunecată trebuie să fie prezentă în univers. Rezultatele au fost procesate, atât numai cu datele WMAP, cât și în combinație cu alte date, inclusiv date din alte experimente privind radiația de fond, cum ar fi ACBAR , telescopul CBI , balonul BOOMERanG , SDSS , 2dF Galaxy Redshift Survey , Supernova Legacy Survey și alte constrângeri asupra constantei Hubble date de Telescopul Spațial Hubble . ^[15]

Date relevante ale parametrilor cosmologici după trei ani de funcționare WMAP ^[15]
Parametru	Simbol	Cele mai bune date (numai WMAP)
Constanta Hubble ( ^km / _{Mpc s} )	$H_{0}$ ${\ displaystyle H_ {0}}$ $H_ {0}$	$0{,}732_{-0{,}032}^{+0,031}$ ${\ displaystyle 0 {,} 732 _ {- 0 {,} 032} ^ {+ 0.031}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 732 _ {- 0 {,} 032} ^ {+ 0.031}}$
Conținut de barion	$\Omega _{b}h^{2}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {b} h ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {b} h ^ {2}}$	0,0229 ± 0,00073
Conținutul materiei	$\Omega _{m}h^{2}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m} h ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {m} h ^ {2}}$	$0{,}1277_{-0{,}0079}^{+0{,}0080}$ ${\ displaystyle 0 {,} 1277 _ {- 0 {,} 0079} ^ {+ 0 {,} 0080}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 1277 _ {- 0 {,} 0079} ^ {+ 0 {,} 0080}}$
Adâncimea optică la reionizare ^[16]	$\tau$ ${\ displaystyle \ tau}$ $\ tau$	0,089 ± 0,030
Indicele spectral	$n_{s}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$	0,958 ± 0,016
Fluctuații de amplitudine la 8h ⁻¹ Mpc	$\sigma _{8}$ ${\ displaystyle \ sigma _ {8}}$ ${\ displaystyle \ sigma _ {8}}$	$0{,}761_{-0{,}048}^{+0{,}049}$ ${\ displaystyle 0 {,} 761 _ {- 0 {,} 048} ^ {+ 0 {,} 049}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 761 _ {- 0 {,} 048} ^ {+ 0 {,} 049}}$
Epoca universului ( Ga )	$t_{0}$ ${\ displaystyle t_ {0}}$ $t_ {0}$	$13{,}73_{-0{,}15}^{+0{,}16}$ ${\ displaystyle 13 {,} 73 _ {- 0 {,} 15} ^ {+ 0 {,} 16}}$ ${\ displaystyle 13 {,} 73 _ {- 0 {,} 15} ^ {+ 0 {,} 16}}$
Raportul tensor-scalar ^[17]	$r$ ${\ displaystyle r}$ $r$	<0,65

(a) Adâncimea optică la reionizare datorită polarizării măsurătorilor. ^[18]

(b) <0,30 în combinație cu datele Sloan Digital Sky Survey . Nici o indicație de non-gaussianitate . ^[15]

Date în al cincilea an

Imagine a radiației cosmice de fundal calculate după 5 ani de lucru WMAP (2008)

Datele din cei cinci ani de muncă ai sondei au fost făcute publice pe 28 februarie 2008 . Aceste date, printre altele, includ noi dovezi ale existenței radiațiilor cosmice de fond neutrino , dovezi ale timpului necesar primei stele pentru a reioniza universul (peste jumătate de miliard de ani) și noi restricții asupra inflației cosmologice .^[19]

Îmbunătățirile rezultatelor se datorează diverselor motive: în primul rând doi ani de măsurători suplimentare, dar și îmbunătățiri în tehnicile de procesare a datelor și o mai bună caracterizare a instrumentului. În plus, canalul de 33 GHz a fost folosit și pentru observarea parametrilor cosmologici: anterior se foloseau doar canalele de 41 GHz și 61 GHz. ^[3]

Intensitatea totală a celor cinci ani de muncă și spectrul de polarizare din WMAP

Îmbunătățirile spectrale au avut loc în al treilea vârf acustic și în spectrul de polarizare. ^[3]

Datele conțin restricții asupra conținutului universului în momentul emiterii radiației de fundal: din date se pare că, în acel moment, universul era format din 10% neutrini , 12% atomi , 15% din fotoni și 63% materie întunecată . Conform acestor parametri, contribuția energiei întunecate este neglijabilă.^[19]

Aceste date au fost, de asemenea, combinate cu măsurători de la supernove de tip Ia (SNe) și oscilații acustice Barion (BAO). ^[3]

Conținutul de materie din univers

Date relevante ale parametrilor cosmologici după cinci ani de funcționare WMAP ^[3]
Parametru	Simbol	Cele mai bune date (numai WMAP)	Cele mai bune date (WMAP + SNe + BAO)
Constanta Hubble ( ^km / _{Mpc s} )	$H_{0}$ ${\ displaystyle H_ {0}}$ $H_ {0}$	$0{,}719_{-0{,}027}^{+0{,}026}$ ${\ displaystyle 0 {,} 719 _ {- 0 {,} 027} ^ {+ 0 {,} 026}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 719 _ {- 0 {,} 027} ^ {+ 0 {,} 026}}$	0,701 ± 0,013
Conținut de barion	$\Omega _{b}h^{2}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {b} h ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {b} h ^ {2}}$	0,02273 ± 0,00062	0,02265 ± 0,00059
Materie rece întunecată	$\Omega _{c}h^{2}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {c} h ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {c} h ^ {2}}$	0,1099 ± 0,0062	0,1143 ± 0,0034
Energie întunecată	$\Omega _{\Lambda }$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$	0,742 ± 0,030	0,721 ± 0,015
Adâncimea optică la reionizare	$\tau$ ${\ displaystyle \ tau}$ $\ tau$	0,087 ± 0,017	0,084 ± 0,016
Indicele spectral	$n_{s}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$	$0{,}963_{-0{,}015}^{+0{,}014}$ ${\ displaystyle 0 {,} 963 _ {- 0 {,} 015} ^ {+ 0 {,} 014}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 963 _ {- 0 {,} 015} ^ {+ 0 {,} 014}}$	$0{,}960_{-0{,}013}^{+0{,}014}$ ${\ displaystyle 0 {,} 960 _ {- 0 {,} 013} ^ {+ 0 {,} 014}}$ ${\ displaystyle 0 {,} 960 _ {- 0 {,} 013} ^ {+ 0 {,} 014}}$
Variația indicelui spectral	$dn_{s}/dk$ ${\ displaystyle dn_ {s} / dk}$ ${\ displaystyle dn_ {s} / dk}$	−0,037 ± 0,028	$-0{,}032_{-0{,}020}^{+0{,}021}$ ${\ displaystyle -0 {,} 032 _ {- 0 {,} 020} ^ {+ 0 {,} 021}}$ ${\ displaystyle -0 {,} 032 _ {- 0 {,} 020} ^ {+ 0 {,} 021}}$
Fluctuații de amplitudine la 8h ⁻¹ Mpc	$\sigma _{8}$ ${\ displaystyle \ sigma _ {8}}$ ${\ displaystyle \ sigma _ {8}}$	0,796 ± 0,036	0,817 ± 0,026
Epoca universului ( Ga )	$t_{0}$ ${\ displaystyle t_ {0}}$ $t_ {0}$	13,69 ± 0,13	13,73 ± 0,12
Densitatea totală a universului	$\Omega _{tot}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {tot}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {tot}}$	$1{,}099_{-0{,}085}^{+0{,}100}$ ${\ displaystyle 1 {,} 099 _ {- 0 {,} 085} ^ {+ 0 {,} 100}}$ ${\ displaystyle 1 {,} 099 _ {- 0 {,} 085} ^ {+ 0 {,} 100}}$	1,0052 ± 0,0064
Relația tensor-scalar	$r$ ${\ displaystyle r}$ $r$	<0,20	-

Rezultatele WMAP plasează, de asemenea, limite asupra valorii raportului tensor-scalar, r <0,20 (cu o certitudine de 95%), care determină nivelul la care undele gravitaționale afectează polarizarea radiației de fond; ele pun, de asemenea, limite asupra cantității de non-gaussianitate primordială. Alte restricții au fost aplicate redshiftului reionizării, rezultând 10,8 ± 1,4, redshiftului decuplării , $1091{,}00_{-0{,}73}^{+0{,}72}$ ${\ displaystyle 1091 {,} 00 _ {- 0 {,} 73} ^ {+ 0 {,} 72}}$ ${\ displaystyle 1091 {,} 00 _ {- 0 {,} 73} ^ {+ 0 {,} 72}}$ , la vârsta universului la decuplare $375938_{-3115}^{+3148}$ ${\ displaystyle 375938 _ {- 3115} ^ {+ 3148}}$ ${\ displaystyle 375938 _ {- 3115} ^ {+ 3148}}$ ani, și la schimbarea roșie a echivalenței materie / radiații $3280_{-89}^{+88}$ ${\ displaystyle 3280 _ {- 89} ^ {+ 88}}$ ${\ displaystyle 3280 _ {- 89} ^ {+ 88}}$ . ^[3]

Lista surselor extragalactice a fost modificată pentru a include 390 de surse și s-a calculat o variabilitate a emisiilor de pe Marte și Saturn . ^[3]

Hărțile rezultate din datele din al cincilea an la frecvențe diferite, cu emisiile de fundal (banda roșie)

23 GHz	33 GHz	41 GHz	61 GHz	94 GHz

Date în al șaptelea an

Harta anizotropiilor calculate după șapte ani (2010)

La 26 ianuarie 2010, au fost dezvăluite datele pentru al șaptelea an de funcționare a WMAP. Pe baza acestor date, universul are o vechime de 13,75 ± 0,11 miliarde de ani. A fost confirmată existența unei asimetrii energetice inexplicabile pentru activitatea la scară mică, fiind jumătate din bolta profund diferită de cealaltă ^[20] .

O altă confirmare de mare semnificație este cantitatea totală de materie / energie din univers sub formă de energie întunecată , adică 72,1% (cu o eroare de 1,5%) ca fundal fără particule și materia întunecată la măsurarea de 23,3% (1,3% eroare) a particulelor non- barionice . Aceste date arată că materia sau particulele de barion ( atomi ) reprezintă doar 4,34% din total (cu 0,87% eroare) ^[21] .

Hărțile rezultate din datele din al șaptelea an la diferite frecvențe, cu emisii de fundal (bandă roșie)

23 GHz	33 GHz	41 GHz	61 GHz	94 GHz

Măsurători și misiuni viitoare

Inițial, WMAP trebuia să finalizeze primele observații după doi ani, ceea ce s-a întâmplat, așa cum era planificat, în septembrie 2003. Alte extinderi ale misiunii au fost garantate în 2002 și 2004, oferind astfel sondei o viață totală de 8 ani, adică durata totală propusă a misiunii; această misiune s-a încheiat în septembrie 2009. ^[8] După această dată, NASA a anunțat prelungirea misiunii până în septembrie 2010 ^[8] . În octombrie 2010, sonda a fost dusă pe o orbită heliocentrică de „cimitir” , încheind astfel efectiv misiunea ^[1] .

Datele finale WMAP vor fi utilizate, printre altele, de unele sonde în construcție. Aceste sonde vor avea o sensibilitate totală mai mare decât WMAP sau, în orice caz, vor măsura mai precis polarizarea în modul B , care este indicativ pentru undele gravitaționale primordiale.

Următoarea sondă spațială dezvoltată în acest scop este Planck Surveyor , proiectat și construit deAgenția Spațială Europeană , a cărui lansare a avut loc pe 14 mai 2009 . De asemenea, sunt planificate și alte experimente cu balonul la sol și la înălțime mare, cum ar fi telescopul Clover și EBEX .

Notă

^ ^A ^b (EN) Ian O'Neill, misiune finalizată! WMAP își lansează propulsorii pentru ultima dată , la news.discovery.com , DiscoveryNews, 7 octombrie 2010. Accesat la 4 noiembrie 2010 .
^ ^A ^b ^c (EN) Noua imagine a Universului Infantilor dezvăluie Prima Era a Stelelor, Era Cosmosului și multe altele pe gsfc.nasa.gov, echipa NASA / WMAP, 11 februarie 2003. Accesat la 15 iunie 2009 (depus de „ url original la 27 februarie 2008) .
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Hinshaw și colab. , 2008.
^ Seife, 2003.
^ (EN) „Super Hot” Papers in Science , pe in-cites.com, in- cites, octombrie 2005. Accesat la 15 iunie 2009 (depus de 'Original url 17 octombrie 2015).
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o Bennett și colab. , Ianuarie 2003.
^ ^a ^b Bennett și colab. , Septembrie 2003.
^ ^A ^b ^c ^d ^și ^f (EN) News WMAP: fapte pe map.gsfc.nasa.gov, NASA, 22 aprilie 2008. Accesat la 15 iunie 2009.
^ ^A ^b (EN) WMAP News: Evenimente pe map.gsfc.nasa.gov, NASA, 17 aprilie 2008. Accesat la 15 iunie 2009.
^ ^a ^b Limon și colab. , 2008.
^ Acest lucru se face prin menținerea sondei la un unghi constant de 22 de grade față de Soare.

^

«NASA today released the best “baby picture” of the Universe ever taken, which contains such stunning detail that it may be one of the most important scientific results of recent years.»

( Comunicato stampa NASA )

( EN ) New Image of Infant Universe Reveals Era of First Stars, Age of Cosmos, and More , su nasa.gov , NASA, 11 febbraio 2003. URL consultato il 15 giugno 2009 .

^ ^a ^b ^c Spergel et al. , 2003.
^ dall'inglese redshift of matter/radiation equality .
^ ^a ^b ^c Spergel et al. , 2007.
^ Profondità ottica alla reionizzazione dovuta alla polarizzazione delle misurazioni a). Hinshaw ed altri , 2007.
^ < 0.30 in combinazione con i dati dello Sloan Digital Sky Survey . Nessuna indicazione di non gaussianità b). Spergel ed altri , 2007.
^ Hinshaw et al. , 2007.
^ ^a ^b ( EN ) Five Year Results on the Oldest Light in the Universe , su map.gsfc.nasa.gov , NASA / WMAP team, 7 marzo 2008. URL consultato il 15 giugno 2009 .
^ ( EN ) Charles L. Bennett , et al., Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Are There Cosmic Microwave Background Anomalies? , su arxiv.org , 26 gennaio 2010. URL consultato il 4 novembre 2010 . ( arΧiv : 1001.4758 ).
^ ( EN ) Team WMAP, WMAP 7-year Results Released - January 26, 2010 , su wmap.gsfc.nasa.gov , NASA , 26 gennaio 2010. URL consultato il 4 novembre 2010 .

Bibliografia

( EN ) Charles L. Bennett et al. , The Microwave Anisotropy Probe (MAP) Mission , in Astrophysical Journal , vol. 583, gennaio 2003, pp. 1-23, DOI : 10.1086/345346 . URL consultato il 15 giugno 2009 .
( EN ) Charles L. Bennett et al. ,First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Foreground Emission , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 148, settembre 2003, pp. 97-117, DOI : 10.1086/377252 .
( EN ) G. Hinshaw et al. , Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP1) Observations: Temperature Analysis , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 170, giugno 2007, pp. 288–334, DOI : 10.1086/513698 .
( EN ) G. Hinshaw et al. , Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results ( PDF ), in Astrophysical Journal Supplement , 2008. URL consultato il 15 giugno 2009 .
( EN ) M. Limon et al. , Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): Five–Year Explanatory Supplement ( PDF ), 20 marzo 2008. URL consultato il 15 giugno 2009 .
( EN ) Charles Seife, Breakthrough of the Year: Illuminating the Dark Universe , in Science , vol. 302, 19 dicembre 2003, pp. 2038-2039, DOI : 10.1126/science.302.5653.2038 . URL consultato il 15 giugno 2009 .
( EN ) David Nathaniel Spergel et al. , First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 148, 2003, pp. 175-194, DOI : 10.1086/377226 . URL consultato il 15 giugno 2009 .
( EN ) David Nathaniel Spergel et al. , Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 170, giugno 2007, pp. 377-408, DOI : 10.1086/513700 . URL consultato il 15 giugno 2009 .
( EN ) E. Komatsu et al. , Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 180, 4 marzo 2008, pp. 330-376, DOI : 10.1088/0067-0049/180/2/330 . URL consultato il 15 giugno 2009 .
( EN ) Charles Seife, With Its Ingredients MAPped, Universe's Recipe Beckons , in Science , vol. 300, n. 5620, 2003, pp. 730–731, DOI : 10.1126/science.300.5620.730 . URL consultato il 15 giugno 2009 .

Altri progetti

Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su WMAP

Collegamenti esterni

( EN ) Sito ufficiale , su map.gsfc.nasa.gov .
( EN ) WMAP , su Enciclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
Marco Cagnotti, Il nuovo universo di WMAP , su theblueplanet.ch , Corriere del Ticino , 12 aprile 2003. URL consultato il 15 giugno 2009 (archiviato dall' url originale il 27 gennaio 2010) .
( EN ) Sizing up the universe , su nature.com , nature.com . URL consultato il 19 maggio 2004 .
( EN ) NASA Satellite Glimpses Universe's First Trillionth of a Second , su nasa.gov , 16 marzo 2006. URL consultato il 15 giugno 2009 .

Controllo di autorità	VIAF ( EN ) 308155044898272520000

Portale Astronautica : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di astronautica

[missione_completata-1] A ^b (EN) Ian O'Neill, misiune finalizată! WMAP își lansează propulsorii pentru ultima dată , la news.discovery.com , DiscoveryNews, 7 octombrie 2010. Accesat la 4 noiembrie 2010 .

[2003PressRelease-2] A ^b ^c (EN) Noua imagine a Universului Infantilor dezvăluie Prima Era a Stelelor, Era Cosmosului și multe altele pe gsfc.nasa.gov, echipa NASA / WMAP, 11 februarie 2003. Accesat la 15 iunie 2009 (depus de „ url original la 27 februarie 2008) .

[2008Hinshaw-3] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Hinshaw și colab. , 2008.

[2003Seife-4] Seife, 2003.

[incites-5] (EN) „Super Hot” Papers in Science , pe in-cites.com, in- cites, octombrie 2005. Accesat la 15 iunie 2009 (depus de 'Original url 17 octombrie 2015).

[2003Bennett-6] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o Bennett și colab. , Ianuarie 2003.

[2003Bennettb-7] Bennett și colab. , Septembrie 2003.

[news_facts-8] A ^b ^c ^d ^și ^f (EN) News WMAP: fapte pe map.gsfc.nasa.gov, NASA, 22 aprilie 2008. Accesat la 15 iunie 2009.

[news_events-9] A ^b (EN) WMAP News: Evenimente pe map.gsfc.nasa.gov, NASA, 17 aprilie 2008. Accesat la 15 iunie 2009.

[2008Limon-10] Limon și colab. , 2008.

[abba-11] Acest lucru se face prin menținerea sondei la un unghi constant de 22 de grade față de Soare.

[12] 
«NASA today released the best “baby picture” of the Universe ever taken, which contains such stunning detail that it may be one of the most important scientific results of recent years.»
( Comunicato stampa NASA )
( EN ) New Image of Infant Universe Reveals Era of First Stars, Age of Cosmos, and More , su nasa.gov , NASA, 11 febbraio 2003. URL consultato il 15 giugno 2009 .

[2003spergel-13] Spergel et al. , 2003.

[14] 'inglese redshift of matter/radiation equality .

[2007Spergel-15] Spergel et al. , 2007.

[abbb-16] Profondità ottica alla reionizzazione dovuta alla polarizzazione delle misurazioni a). Hinshaw ed altri , 2007.

[abbc-17] < 0.30 in combinazione con i dati dello Sloan Digital Sky Survey . Nessuna indicazione di non gaussianità b). Spergel ed altri , 2007.

[2007Hinshaw-18] Hinshaw et al. , 2007.

[2008PressRelease-19] ( EN ) Five Year Results on the Oldest Light in the Universe , su map.gsfc.nasa.gov , NASA / WMAP team, 7 marzo 2008. URL consultato il 15 giugno 2009 .

[20] ( EN ) Charles L. Bennett , et al., Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Are There Cosmic Microwave Background Anomalies? , su arxiv.org , 26 gennaio 2010. URL consultato il 4 novembre 2010 . ( arΧiv : 1001.4758 ).

[21] ( EN ) Team WMAP, WMAP 7-year Results Released - January 26, 2010 , su wmap.gsfc.nasa.gov , NASA , 26 gennaio 2010. URL consultato il 4 novembre 2010 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

V · D · M Radiazione cosmica di fondo (CMB)
Effetti	Sachs-Wolfe · Sunyaev-Zel'dovich · Scattering Thomson	Mappa delle fluttuazioni della temperatura della CMB ripresa dal Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Esperimenti spaziali	RELIKT-1 · COBE · WMAP · Planck Surveyor · SPOrt · CMBPol
Esperimenti aerostatici	QMAP · MAXIMA · BOOMERanG · Archeops · Spider · EBEX
Esperimenti da terra	Saskatoon · MAT · COSMOSOMAS · Esperimento Tenerife · DASI · CBI · CAT · ACBAR · CAPMAP · VSA · QUaD · SPT · SZA · ACT · AMI · Clover · QUIET · AMiBA · OCRA · QUIJOTE · APEX-SZ · SPUD · OVRO · BIMA · GUBBINS
Voci correlate	Scoperta della radiazione cosmica di fondo · Esperimenti sulla CMB · Timeline dell'astronomia della CMB · Modello Lambda-CDM · Macchia fredda nella CMB

V · D · M Programma Explorer
1 · 2 · 3 · 4 · 5 · 6 · 7 · 8 · 9 · 10 · 11 · 12 · 13 · 14 15 · 16 · 17 (AE-A) · 18 (IMP-A) · 19 (AD-A) · 20 · 21 (IMP-B) · 22 (BE-B) · 23 · 24 (AD-B) · 25 (Injun-4) · 26 · 27 (BE-C) · 28 (IMP-C) · 29 (GEOS A) · 30 (Solrad 8) · 31 · 32 (AE-B) · 33 (IMP-D) · 34 (IMP-F) · 35 (IMP-E) · 36 (GEOS B) · 37 (Solrad 9) · 38 (RAE-A) · 39 (AD-C) · 40 (Injun-5) · 41 (IMP-G) · 42 (Uhuru) · 43 (IMP-I) · 44 (Solrad 10) · 45 · 46 (MTS) · 47 (IMP-H) · 48 (SAS-2) · 49 (RAE-B) · 50 (IMP-J) · 51 (AE-C) · 52 (Injun-F) · 53 (SAS-3) · 54 (AE-D) · 55 (AE-E) · 56 (ISEE 1) · 57 (IUE) · 58 (AEM-A) · 59 (ICE) · 60 (AEM-B) · 61 (MagSat) · 62 (DE-1) · 63 (DE-2) · 64 (SME) · 65 (CCE) · 66 (COBE) · 67 (EUVE) · 68 (SAMPEX) · 69 (RXTE) · 70 (FAST) · 71 (ACE) · 72 (SNOE) · 73 (TRACE) · 74 (SWAS) · 75 (WIRE) · 76 (TERRIERS) · 77 (FUSE) · 78 (IMAGE) · 79 (HETE-2) · 80 (WMAP) · 81 (RHESSI) · 82 (CHIPS) · 83 (GALEX) · 84 (Swift) · 85-89 (THEMIS) · 90 (AIM) · 91 (IBEX) · 92 (WISE) · 93 (NuSTAR) ·94 (IRIS) ·95 (TESS) · 96 (ICON)
Esplorazione spaziale