СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson

СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson

Впечатление художника о WMAP
Имена	MAP Explorer 80
Тип миссии	CMBR астрономия
Оператор	НАСА
COSPAR ID	2001-027A
SATCAT нет.	26859
Веб-сайт	map.gsfc.nasa.gov
Продолжительность миссии	9 лет, 1 месяц, 2 дня (от запуска до завершения сбора научных данных) [1]
Свойства космического корабля
Производитель	НАСА  / НРАО
Стартовая масса	835 кг (1841 фунт) [2]
Сухая масса	763 кг (1682 фунта)
Размеры	3,6 м × 5,1 м (12 футов × 17 футов)
Власть	419 Вт
Начало миссии
Дата запуска	19:46:46, 30 июня 2001 г. (UTC) [3] ( 2001-06-30T19: 46: 46Z )
Ракета	Дельта II 7425-10
Запустить сайт	Мыс Канаверал SLC-17
Конец миссии
Утилизация	Пассивирован
Деактивировано	Последняя команда получила 20 октября 2010 г . ; переданы последние данные 19 августа 2010 г. [4] ( 2010-10-20 )
Параметры орбиты
Справочная система	L 2  балла
Режим	Лиссажу
Главный телескоп
Тип	Григорианский
Диаметр	1,4 м × 1,6 м (4,6 футов × 5,2 футов)
Длины волн	От 23 ГГц до 94 ГГц
Инструменты
Инструменты Диапазон K (23 ГГц) 52,8 угл. Мин. Луч К полосе (33 ГГц) Балка 39,6 угловых минут Диапазон Q (41 ГГц) Луч 30,6 угл. Мин. Диапазон V (61 ГГц) Балка 21 угл. Диапазон W (94 ГГц) 13,2-угловая балка
Коллаж НАСА из изображений, связанных с WMAP (космический аппарат, спектр реликтового излучения и фоновое изображение) Программа исследователей ←  HETE РЕССИ  →

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Эпоха кварков Адронная эпоха Эпоха лептона Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные века Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума Маленький Рип Распад протона Виртуальная черная дыра
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний КХД имеет значение Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темной материи Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальная материя Состав Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хокинг Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Smoot Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Вилкинсон микроволновая анизотропия зонд ( WMAP ), первоначально известный как микроволновая анизотропия Probe ( MAP ), является неактивным необитаемым космическими аппаратами операционным с 2001 по 2010 году , которые измеряют разницу температур по небу в космическом микроволновом фоне  (CMB) - лучистая теплота остальной от Большого взрыва . ^{[5] [6]} Миссия, возглавляемая профессором Чарльзом Л. Беннетом из Университета Джона Хопкинса , была разработана в рамках совместного партнерства между Центром космических полетов имени Годдарда НАСА и Принстонским университетом . ^[7]Космический корабль WMAP был запущен 30 июня 2001 года из Флориды. Миссия WMAP пришла на смену космической миссии COBE и стала вторым космическим аппаратом среднего класса (MIDEX) в программе NASA Explorers . В 2003 году MAP был переименован в WMAP в честь космолога Дэвида Тодда Уилкинсона (1935–2002) ^[7], который был членом научной группы миссии. После девяти лет работы WMAP был выключен в 2010 году, после запуска более продвинутых Планка космических аппаратов по Европейскому космическому агентству в 2009 году.

Измерения WMAP сыграли ключевую роль в установлении текущей Стандартной модели космологии: модели Лямбда-CDM . Данные WMAP очень хорошо подходят для Вселенной, в которой преобладает темная энергия в форме космологической постоянной . Другие космологические данные также согласуются и вместе сильно ограничивают модель. В модели Вселенной Лямбда-CDM возраст Вселенной равен13,772 ± 0,059 миллиарда лет. Миссия WMAP определяет возраст Вселенной с точностью более 1%. ^[8] Текущая скорость расширения Вселенной (см. Постоянную Хаббла )69,32 ± 0,80 км · с ⁻¹ · Мпк ⁻¹ . В настоящее время содержимое вселенной состоит из4,628% ± 0,093% обычного барионного вещества ;24,02%+ 0,88%
-0,87% холодная темная материя (CDM), которая не излучает и не поглощает свет; и71,35%+ 0,95%
-0,96%из темной энергии в виде космологической постоянной , что ускоряет на расширение Вселенной . ^[9] Менее 1% текущего содержания Вселенной составляют нейтрино, но измерения WMAP впервые в 2008 году показали, что данные предпочитают существование космического нейтринного фона ^[10] с эффективным числом нейтрино3,26 ± 0,35 . Содержание указывает на евклидову плоскую геометрию с кривизной ( ) равной${\ displaystyle \ Omega _ {k}}$-0,0027+0,0039
−0,0038. Измерения WMAP также поддерживают парадигму космической инфляции несколькими способами, включая измерение плоскостности.

Миссия была отмечена различными наградами: по версии журнала Science WMAP был прорывом года в 2003 году . ^[11] Документы с результатами этой миссии заняли первое и второе место в списке «Супер горячие статьи в науке с 2003 года». ^[12] Из наиболее цитируемых статей по физике и астрономии в базе данных INSPIRE-HEP только три были опубликованы с 2000 года, и все три являются публикациями WMAP. Беннетт, Лайман А. Пейдж младший и Дэвид Н. Спергель, последний из Принстонского университета, разделили премию Шоу 2010 года в области астрономии за свою работу над WMAP. ^[13] Беннет и научная группа WMAP были удостоены награды 2012 г.Премия Грубера по космологии. Премия за прорыв в фундаментальной физике 2018 была присуждена Беннету, Гэри Хиншоу, Норману Яросику, Пейджу, Спергелю и научному коллективу WMAP.

По состоянию на октябрь 2010 года космический корабль WMAP оставлен на гелиоцентрической орбите захоронения после 9 лет эксплуатации. ^[14] Все данные WMAP публикуются и подвергались тщательной проверке. Окончательным официальным выпуском данных стал выпуск за девять лет в 2012 году. ^{[15] [16]}

Некоторые аспекты данных статистически необычны для Стандартной модели космологии. Например, наибольшее измерение в угловом масштабе, квадрупольный момент , несколько меньше, чем предсказывала Модель, но это несоответствие не имеет большого значения. ^[17] Большое холодное пятно и другие характеристики данных являются более статистически значимыми, и исследования по ним продолжаются.

Цели [ править ]

Целью WMAP было измерение разницы температур в космическом микроволновом фоновом излучении (CMB) . Затем анизотропия использовалась для измерения геометрии, содержания и эволюции Вселенной ; и проверить модель Большого взрыва и теорию космической инфляции . ^[18] Для этого миссия создала полную карту реликтового излучения с разрешением 13 угловых минут с помощью многочастотных наблюдений. Карта требовала наименьшего количества систематических ошибок , отсутствия коррелированного пиксельного шума и точной калибровки, чтобы обеспечить точность углового масштаба выше, чем ее разрешение. ^[18] Карта содержит 3145728 пикселей и использует HEALPix.схема пикселизации сферы. ^[19] Телескоп также измерил поляризацию E-моды CMB, ^[18] и поляризацию переднего плана. ^[10] Срок службы 27 месяцев; 3 для достижения позиции L 2 и 2 года наблюдения. ^[18]

Развитие [ править ]

Миссия MAP была предложена НАСА в 1995 году, выбрана для исследования определений в 1996 году и одобрена для разработки в 1997 году. ^{[20] [21]}

WMAP предшествовали две миссии по наблюдению реликтового излучения; (i) советский РЕЛИКТ-1, который сообщил об измерениях верхнего предела анизотропии реликтового излучения, и (ii) спутник США COBE, который первым сообщил о крупномасштабных флуктуациях реликтового излучения. WMAP был в 45 раз более чувствительным, с угловым разрешением в 33 раза больше, чем у его предшественника спутника COBE. ^[22] Последующая европейская миссия Planck (действующая в 2009–2013 гг.) Имела более высокое разрешение и более высокую чувствительность, чем WMAP, и наблюдалась в 9 полосах частот, а не в 5 полосах WMAP, что позволило улучшить астрофизические модели переднего плана.

Космический корабль [ править ]

Первичные отражающие зеркала телескопа представляют собой пару григорианских тарелок размером 1,4 м × 1,6 м (обращенных в противоположные стороны), которые фокусируют сигнал на паре вторичных отражающих зеркал 0,9 м × 1,0 м. Их форма обеспечивает оптимальную производительность: оболочка из углеродного волокна на сердечнике Korex , тонко покрытая алюминием и оксидом кремния . Вторичные отражатели передают сигналы на гофрированные рупоры, расположенные на решетчатом блоке фокальной плоскости под первичными отражателями. ^[18]

Приемники представляют собой поляризационно- чувствительные дифференциальные радиометры, измеряющие разность лучей двух телескопов. Сигнал усиливается малошумящими усилителями HEMT , созданными Национальной радиоастрономической обсерваторией . Имеется 20 каналов, по 10 в каждом направлении, с которых радиометр собирает сигнал; мерой является разница в сигнале неба с противоположных сторон. Азимут направленного эшелонирования - 180 градусов; общий угол - 141 градус. ^[18] Чтобы улучшить вычитание сигналов переднего плана от нашей галактики Млечный Путь , WMAP использовал пять дискретных радиочастотных диапазонов от 23 ГГц до 94 ГГц. ^[18]

Свойства WMAP на разных частотах ^[18]

Имущество	K-диапазон	Ка-диапазон	Q-диапазон	V-диапазон	W-диапазон
Центральная длина волны (мм)	13	9.1	7.3	4.9	3,2
Центральная частота ( ГГц )	23	33	41 год	61	94
Полоса пропускания (ГГц)	5.5	7.0	8,3	14.0	20,5
Размер луча (угловые минуты)	52,8	39,6	30,6	21 год	13,2
Количество радиометров	2	2	4	4	8
Температура системы ( K )	29	39	59	92	145
Чувствительность (мК с )${\ displaystyle ^ {1/2}}$	0,8	0,8	1.0	1.2	1.6

База WMAP представляет собой группу солнечных панелей диаметром 5,0 м, которая держит инструменты в тени во время наблюдений реликтового излучения (за счет того, что аппарат постоянно находится под углом 22 градуса по отношению к Солнцу). На массиве располагаются нижняя дека (поддерживающая теплые компоненты) и верхняя дека. Холодные компоненты телескопа: матрица фокальной плоскости и зеркала отделены от теплых компонентов цилиндрической теплоизоляционной оболочкой длиной 33 см на верхней части палубы. ^[18]

Пассивные тепловые радиаторы охлаждают WMAP примерно до 90 К (-183,2 ° C; -297,7 ° F); они подключены к малошумящим усилителям . Телескоп потребляет 419 Вт мощности. Доступные обогреватели телескопов - это обогреватели аварийного выживания, и есть обогреватель передатчика, используемый для их обогрева в выключенном состоянии. Температура космического корабля WMAP контролируется платиновыми термометрами сопротивления . ^[18]

Калибровка WMAP осуществляется с помощью диполя CMB и измерений Юпитера ; диаграммы направленности измерены относительно Юпитера. Данные телескопа передаются ежедневно через транспондер с частотой 2 ГГц, обеспечивающий скорость передачи 667 кбит / с на 70-метровый телескоп Deep Space Network . Космический корабль имеет два транспондера, один резервный; они минимально активны - около 40 минут в день - для минимизации радиочастотных помех . Положение телескопа по трем осям поддерживается тремя опорными колесами , гироскопами , двумя звездными трекерами и датчиками солнца, а управление им осуществляется с помощью восьми гидразиновых двигателей.^[18]

Запуск, траектория и орбита [ править ]

Космический корабль WMAP прибыл в Космический центр Кеннеди 20 апреля 2001 года. После двухмесячных испытаний он был запущен с помощью ракеты Delta II 7425 30 июня 2001 года. ^{[20] [22]} Он начал работать на своей внутренней мощности пять. минут до запуска, и продолжал работать до тех пор, пока не сработала солнечная батарея. WMAP был активирован и контролировался во время охлаждения. 2 июля он начал работать, сначала с летных испытаний (с запуска до 17 августа), а затем приступил к постоянной формальной работе. ^[22] После этого, она осуществляется три фазовых петель Земли-Луны, измеряя ее боковых лепестков , а затем пролетел Луны 30 июля, на пути к Солнце-Земля L 2 точки Лагранжа, прибыв туда 1 октября 2001 г., став первой миссией по наблюдению реликтового излучения, размещенной там. ^[20]

Размещение космического корабля в Лагранже 2 (1,5 миллиона километров от Земли) обеспечивает его термическую стабилизацию и сводит к минимуму регистрируемые загрязняющие солнечные, земные и лунные выбросы. Чтобы увидеть все небо, не глядя на Солнце, WMAP прослеживает путь вокруг L 2 по орбите Лиссажу ок. От 1,0 до 10 градусов ^[18] с периодом в 6 месяцев. ^[20] Телескоп вращается каждые 2 минуты 9 секунд (0,464 об / мин) и прецессирует со скоростью 1 оборот в час. ^[18] WMAP измерял все небо каждые шесть месяцев и завершил свое первое наблюдение всего неба в апреле 2002 года. ^[21]

• Запуск WMAP из Космического центра Кеннеди , 30 июня 2001 г.

• Траектория и орбита WMAP.

• Стратегия сканирования орбиты и неба WMAP

Вычитание излучения переднего плана [ править ]

WMAP, наблюдаемый на пяти частотах, позволяет измерять и вычитать загрязнение переднего плана (от Млечного Пути и внегалактических источников) реликтового излучения. Основными механизмами излучения являются синхротронное излучение и свободное излучение (преобладающее на более низких частотах) и астрофизическое пылевое излучение (преобладающее на более высоких частотах). Спектральные свойства этих излучений вносят различный вклад в пять частот, что позволяет их идентифицировать и вычитать. ^[18]

Загрязнение переднего плана удаляется несколькими способами. Во-первых, вычтите существующие карты выбросов из измерений WMAP; во-вторых, используйте известные спектральные значения компонентов для их идентификации; в-третьих, одновременно согласовать положение и данные спектров излучения переднего плана с использованием дополнительных наборов данных. Загрязнение переднего плана было уменьшено за счет использования только частей карты всего неба с наименьшим загрязнением переднего плана, при этом оставшиеся части карты были замаскированы. ^[18]

Измерения и открытия [ править ]

Выпуск данных за год [ править ]

11 февраля 2003 года НАСА опубликовало данные WMAP за первый год. Были представлены последние рассчитанные возраст и состав ранней Вселенной. Кроме того, было представлено изображение ранней Вселенной, которое «содержит такие потрясающие детали, что это может быть одним из самых важных научных результатов последних лет». Недавно опубликованные данные превосходят предыдущие измерения CMB. ^[7]

Основываясь на модели Lambda-CDM , команда WMAP произвела космологические параметры из результатов первого года WMAP. Ниже приведены три набора; первый и второй наборы - это данные WMAP; Отличие заключается в добавлении спектральных индексов, предсказаний некоторых инфляционных моделей. Третий набор данных объединяет ограничения WMAP с ограничениями из других экспериментов CMB ( ACBAR и CBI ), а также ограничения из 2dF Galaxy Redshift Survey и измерений альфа-леса Лаймана . Среди параметров есть вырождения, наиболее значимые - между и ; приведенные ошибки имеют достоверность 68%. ^[23]${\ displaystyle n_ {s}}$${\ Displaystyle \ тау}$

Наиболее подходящие космологические параметры по годовым результатам WMAP ^[23]

Параметр	Условное обозначение	Наилучшее соответствие (только WMAP)	Наилучшее соответствие (WMAP, дополнительный параметр)	Наилучшее соответствие (все данные)
Возраст Вселенной ( Ga )	${\ displaystyle t_ {0}}$	13,4 ± 0,3	-	13,7 ± 0,2
Постоянная Хаббла ( км / Мпк · с )	${\ displaystyle H_ {0}}$	72 ± 5	70 ± 5	71+4 −3
Барионное содержание	${\ displaystyle \ Omega _ {b} ч ^ {2}}$	0,024 ± 0,001	0,023 ± 0,002	0,0224 ± 0,0009
Содержание материи	${\ displaystyle \ Omega _ {m} h ^ {2}}$	0,14 ± 0,02	0,14 ± 0,02	0,1350,008 -0,009
Оптическая глубина до реионизации	${\ Displaystyle \ тау}$	0,166+0,076 -0,071	0,20 ± 0,07	0,17 ± 0,06
Амплитуда	А	0,9 ± 0,1	0,92 ± 0,12	0,83+0,09 -0,08
Скалярный спектральный индекс	${\ displaystyle n_ {s}}$	0,99 ± 0,04	0,93 ± 0,07	0,93 ± 0,03
Прогон спектрального индекса	${\displaystyle dn_{s}/dk}$	-	-0,047 ± 0,04	-0,031+0,016 -0,017
Амплитуда колебаний при 8h −1 Мпк	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0,9 ± 0,1	-	0,84 ± 0,04
Полная плотность Вселенной	${\displaystyle \Omega _{tot}}$	-	-	1,02 ± 0,02

Используя наиболее подходящие данные и теоретические модели, команда WMAP определила время важных универсальных событий, включая красное смещение реионизации ,17 ± 4 ; красное смещение развязки ,1089 ± 1 (и возраст Вселенной на момент развязки,379+8
−7 кыр ); и красное смещение равенства материи / излучения,3233+194
−210. Они определили толщину поверхности последнего рассеяния равной195 ± 2 в красном смещении, или118+3
-2 кыр . Они определили плотность тока барионов ,(2,5 ± 0,1) × 10 ⁻⁷  см ⁻¹ , а отношение барионов к фотонам6.1+0,3
−0,2× 10 ⁻¹⁰ . Обнаружение WMAP ранней реионизации исключило теплую темную материю . ^[23]

Команда также исследовала излучение Млечного Пути на частотах WMAP, создав каталог источников из 208 точек .

Выпуск данных за три года [ править ]

Трехлетние данные WMAP были опубликованы 17 марта 2006 года. Эти данные включали измерения температуры и поляризации реликтового излучения, которые предоставили дополнительное подтверждение стандартной плоской модели лямбда-CDM и новые доказательства в поддержку инфляции .

Одни только трехлетние данные WMAP показывают, что во Вселенной должна быть темная материя . Результаты были рассчитаны как только с использованием данных WMAP, так и с сочетанием ограничений параметров из других инструментов, включая другие эксперименты CMB ( ACBAR , CBI и BOOMERANG ), SDSS , 2dF Galaxy Redshift Survey , Supernova Legacy Survey и ограничения на Хаббл. постоянная с космического телескопа Хаббла . ^[24]

Наиболее подходящие космологические параметры из трехлетних результатов WMAP ^[24]

Параметр	Условное обозначение	Наилучшее соответствие (только WMAP)
Возраст Вселенной ( Ga )	${\displaystyle t_{0}}$	13,73+0,16 -0,15
Постоянная Хаббла ( км / Мпк · с )	${\displaystyle H_{0}}$	73,2+3,1 −3,2
Барионное содержание	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0,0229 ± 0,000 73
Содержание материи	${\displaystyle \Omega _{m}h^{2}}$	0,127+0,0080 −0,0079
Оптическая глубина до реионизации [а]	${\displaystyle \tau }$	0,089 ± 0,030
Скалярный спектральный индекс	${\displaystyle n_{s}}$	0,958 ± 0,016
Амплитуда колебаний при 8h −1 Мпк	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0,761+0,049 -0,048
Тензорно-скалярное отношение [b]	р	<0,65

[a] ^ Оптическая глубина реионизации улучшилась благодаря измерениям поляризации. ^[25]
[b] ^ <0,30 в сочетании с данными SDSS . Нет признаков негауссовости. ^[24]

Пятилетний выпуск данных [ править ]

Пятилетние данные WMAP были опубликованы 28 февраля 2008 года. Эти данные включали новые свидетельства космического нейтринного фона , свидетельства того, что первым звездам потребовалось более полумиллиарда лет, чтобы реионизировать Вселенную, и новые ограничения на космическую инфляцию . ^[26]

Улучшение результатов произошло как за счет дополнительных двух лет измерений (набор данных работает с полуночи 10 августа 2001 г. до полуночи 9 августа 2006 г.), так и за счет использования улучшенных методов обработки данных и более точной характеристики инструмент, особенно формы луча. Они также используют наблюдения 33 ГГц для оценки космологических параметров; ранее использовались только каналы 41 ГГц и 61 ГГц.

Для удаления переднего плана использовались улучшенные маски. ^[10] Улучшения спектров были в третьем акустическом пике и в спектрах поляризации. ^[10]

Измерения накладывают ограничения на содержимое Вселенной в то время, когда излучалось реликтовое излучение; в то время 10% Вселенной состояло из нейтрино, 12% атомов, 15% фотонов и 63% темной материи. Вклад темной энергии в то время был незначительным. ^[26] Это также ограничивало содержание современной вселенной; 4,6% атомов, 23% темной материи и 72% темной энергии. ^[10]

Пятилетние данные WMAP были объединены с измерениями сверхновых типа Ia (SNe) и барионных акустических колебаний (BAO). ^[10]

Эллиптическая форма карты неба WMAP является результатом проекции Моллвейде . ^[27]

Наиболее подходящие космологические параметры из пятилетних результатов WMAP ^[10]

Параметр	Условное обозначение	Наилучшее соответствие (только WMAP)	Наилучшее соответствие (WMAP + SNe + BAO)
Возраст Вселенной (Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13,69 ± 0,13	13,72 ± 0,12
Постоянная Хаббла ( км / Мпк · с )	${\displaystyle H_{0}}$	71,9+2,6 -2,7	70,5 ± 1,3
Барионное содержание	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0,022 73 ± 0,000 62	0,022 67+0,000 58 −0,000 59
Содержание холодной темной материи	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0,1099 ± 0,0062	0,1131 ± 0,0034
Содержание темной энергии	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0,742 ± 0,030	0,726 ± 0,015
Оптическая глубина до реионизации	${\displaystyle \tau }$	0,087 ± 0,017	0,084 ± 0,016
Скалярный спектральный индекс	${\displaystyle n_{s}}$	0,9630,014 -0,015	0,960 ± 0,013
Прогон спектрального индекса	${\displaystyle dn_{s}/dlnk}$	-0,037 ± 0,028	-0,028 ± 0,020
Амплитуда колебаний при 8h −1 Мпк	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0,796 ± 0,036	0,812 ± 0,026
Полная плотность Вселенной	${\displaystyle \Omega _{tot}}$	1.099+0,100 -0,085	1,0050+0,0060 −0,0061
Тензорно-скалярное отношение	р	<0,43	<0,22

Данные накладывают ограничения на значение тензорно-скалярного отношения, r <0,22 (уверенность 95%), которое определяет уровень, на котором гравитационные волны влияют на поляризацию реликтового излучения, а также накладывает ограничения на количество первичных нестандартных волн. -гауссовость . На красное смещение реионизации были наложены улучшенные ограничения.10,9 ± 1,4 , красное смещение развязки ,1 090 0,88 ± 0,72 (так же как возраст Вселенной в расцепления,376.971+3,162
−3,167 кыр ) и красное смещение равенства вещества / излучения,3253+89
−87. ^[10]

Внегалактическая каталог источник был расширен за счет включения 390 источников, и изменчивость была обнаружена в излучении Марс и Сатурн . ^[10]

Выпуск данных за семь лет [ править ]

Семилетние данные WMAP были опубликованы 26 января 2010 г. В рамках этого выпуска были исследованы заявления о несоответствии со стандартной моделью. ^[28] Было показано, что большинство из них не являются статистически значимыми и, вероятно, из- за апостериорного отбора (когда человек видит странное отклонение, но не учитывает должным образом, насколько тщательно он искал; обычно обнаруживается отклонение с вероятностью 1: 1000 если попробовать тысячу раз). Для оставшихся отклонений нет альтернативных космологических идей (например, кажется, что есть корреляции с полюсом эклиптики). Скорее всего, это связано с другими эффектами, при этом в отчете упоминаются неопределенности в точной форме луча и другие возможные небольшие оставшиеся инструментальные и аналитические проблемы.

Другим подтверждением большого значения является общее количество материи / энергии во Вселенной в виде темной энергии - 72,8% (в пределах 1,6%) в качестве фона, не являющегося «частицами», и темной материи - 22,7% (в пределах 1,4%). небарионной (субатомной) «частицы» энергии. Остается материя или барионные частицы (атомы) всего на 4,56% (в пределах 0,16%).

Наиболее подходящие космологические параметры из семилетних результатов WMAP ^[29]

Параметр	Условное обозначение	Наилучшее соответствие (только WMAP)	Наилучшее соответствие (WMAP + BAO [30] + H 0 [31] )
Возраст Вселенной (Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13,75 ± 0,13	13,75 ± 0,11
Постоянная Хаббла ( км / Мпк · с )	${\displaystyle H_{0}}$	71,0 ± 2,5	70,4+1,3 -1,4
Барионная плотность	${\displaystyle \Omega _{b}}$	0,0449 ± 0,0028	0,0456 ± 0,0016
Физическая барионная плотность	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0,022 58+0,000 57 −0,000 56	0,022 60 ± 0,000 53
Плотность темной материи	${\displaystyle \Omega _{c}}$	0,222 ± 0,026	0,227 ± 0,014
Физическая плотность темной материи	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0,1109 ± 0,0056	0,1123 ± 0,0035
Плотность темной энергии	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0,734 ± 0,029	0,728+0,015 -0,016
Амплитуда колебаний при 8h −1 Мпк	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0,801 ± 0,030	0,809 ± 0,024
Скалярный спектральный индекс	${\displaystyle n_{s}}$	0,963 ± 0,014	0,963 ± 0,012
Оптическая глубина реионизации	${\displaystyle \tau }$	0,088 ± 0,015	0,087 ± 0,014
* Полная плотность Вселенной	${\displaystyle \Omega _{tot}}$	1.080+0,093 -0,071	1,0023+0,0056 −0,0054
* Тензорно-скалярное отношение, k 0 = 0,002 Мпк −1	р	<0,36 (95% CL)	<0,24 (95% CL)
* Прогон спектрального индекса, k 0 = 0.002 Мпк −1	${\displaystyle dn_{s}/d\ln k}$	-0,034 ± 0,026	-0,022 ± 0,020
Примечание: * = Параметры для расширенных моделей (параметры устанавливают ограничения на отклонения от модели Lambda-CDM ) [29]

Выпуск данных за девять лет [ править ]

20 декабря 2012 г. были опубликованы данные WMAP за девять лет и связанные изображения. 13,772 ± 0,059 млрд годовалого колебания температуры и температурный диапазон ± 200 микро кельвинов показаны на картинке. Кроме того, исследование показало, что 95% ранней Вселенной состоит из темной материи и темной энергии , кривизна пространства составляет менее 0,4 процента от «плоской», а Вселенная возникла из космических Темных веков «около 400 миллионов лет». после Большого взрыва . ^{[15] [16] [32]}

Наиболее подходящие космологические параметры из девятилетних результатов WMAP ^[16]

Параметр	Условное обозначение	Наилучшее соответствие (только WMAP)	Лучше всего подходит (WMAP + eCMB + BAO + H 0 )
Возраст Вселенной (Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13,74 ± 0,11	13,772 ± 0,059
Постоянная Хаббла ( км / Мпк · с )	${\displaystyle H_{0}}$	70,0 ± 2,2	69,32 ± 0,80
Барионная плотность	${\displaystyle \Omega _{b}}$	0,0463 ± 0,0024	0,046 28 ± 0,000 93
Физическая барионная плотность	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0,022 64 ± 0,000 50	0,022 23 ± 0,000 33
Плотность холодной темной материи	${\displaystyle \Omega _{c}}$	0,233 ± 0,023	0,2402+0,0088 −0,0087
Физическая плотность холодной темной материи	${\displaystyle \Omega _{c}h^{2}}$	0,1138 ± 0,0045	0,1153 ± 0,0019
Плотность темной энергии	${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$	0,721 ± 0,025	0,7135+0,0095 −0,0096
Колебания плотности при 8h −1 Мпк	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0,821 ± 0,023	0,820+0,013 -0,014
Скалярный спектральный индекс	${\displaystyle n_{s}}$	0,972 ± 0,013	0,9608 ± 0,0080
Оптическая глубина реионизации	${\displaystyle \tau }$	0,089 ± 0,014	0,081 ± 0,012
Кривизна	1 ${\displaystyle -}$ ${\displaystyle \Omega _{\rm {tot}}}$	-0,037+0,044 -0,042	-0,0027+0,0039 −0,0038
Тензорно-скалярное отношение (k 0 = 0,002 Мпк -1 )	р	<0,38 (95% CL)	<0,13 (95% CL)
Бегущий скалярный спектральный индекс	${\displaystyle dn_{s}/d\ln k}$	-0,019 ± 0,025	-0,023 ± 0,011

Главный результат [ править ]

Этот раздел необходимо обновить . Обновите эту статью, чтобы отразить недавние события или новую доступную информацию. ( Декабрь 2012 г. )

Главный результат миссии заключается в различных овальных картах разностей температур реликтового излучения. Эти овальные изображения представляют собой распределение температуры, полученное командой WMAP из наблюдений телескопа во время миссии. Измеряется температура, полученная при интерпретации микроволнового фона согласно закону Планка . Овальная карта покрывает все небо. Результаты представляют собой снимок Вселенной примерно через 375 000 лет после Большого взрыва , который произошел около 13,8 миллиарда лет назад. Микроволновый фон очень однороден по температуре (относительные отклонения от среднего значения, которое в настоящее время все еще составляет 2,7 кельвина, только порядка5 × 10 ⁻⁵ ). Изменения температуры, соответствующие локальным направлениям, представлены разными цветами («красные» направления более горячие, «синие» направления холоднее, чем в среднем).

Последующие миссии и будущие измерения [ править ]

Первоначальный график WMAP предусматривал два года наблюдений; они были завершены к сентябрю 2003 года. Продление миссии было предоставлено в 2002, 2004, 2006 и 2008 годах, что дало космическому аппарату в общей сложности 9 лет наблюдений, которые закончились в августе 2010 года ^[20], а в октябре 2010 года космический корабль был перемещен на гелиоцентрическое кладбище "орбита ^[14] вне L2, по которой он обращается вокруг Солнца 14 раз каждые 15 лет. ^{[ необходима цитата ]}

Космический аппарат Planck также измерял реликтовое излучение с 2009 по 2013 год и стремится уточнить измерения, сделанные WMAP, как по общей интенсивности, так и по поляризации. Различные наземные и аэростатные инструменты также внесли свой вклад в развитие реликтового излучения, и другие строятся для этого. Многие нацелены на поиск поляризации B-моды, ожидаемой от простейших моделей инфляции, включая EBEX , Spider , BICEP2 , Keck , QUIET , CLASS , SPTpol и другие.

21 марта 2013 года группа европейских исследователей космологического зонда Planck опубликовала карту всего неба космического микроволнового фона. ^{[33] [34]} Карта предполагает, что Вселенная немного старше, чем считалось ранее. Согласно карте, тонкие колебания температуры были отпечатаны на глубоком небе, когда космосу было около 370 000 лет. Отпечаток отражает рябь, возникшую еще в период существования Вселенной, как первую нониллионную (10 ⁻³⁰ ) долю секунды. По- видимому, эти пульсации вызвали к настоящему огромной космической паутине из скоплений галактик и темной материи. По данным 2013 года, Вселенная содержит 4,9% обычной материи , 26,8% темной материи и 68,3% темной энергии . 5 февраля 2015 года были опубликованы новые данные миссии Planck, согласно которым возраст Вселенной составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет, а измеренная постоянная Хаббла составила 67,74 ± 0,46 (км / с) / Мпк . ^[35]

См. Также [ править ]

• Европейское космическое агентство Planck (космический корабль)
• Проект Illustris
• Список экспериментов с космическим микроволновым фоном
• Список программ космологических вычислений
• Рентгеновское картирование галактики S150

Ссылки [ править ]

Первоисточники [ править ]

Дальнейшее чтение [ править ]

• Микроволновый датчик анизотрофии Уилкинсона, Чарльз Л. Беннет, Scholarpedia , 2 (10): 4731. DOI: 10.4249 / scholarpedia.4731

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы по теме WMAP .

• Оценивая вселенную
• О WMAP и космическом микроволновом фоне - статья на Space.com
• Свечение Большого взрыва намекает на воронкообразную Вселенную , New Scientist , 15 апреля 2004 г.
• НАСА 16 марта 2006 г. Пресс-релиз WMAP, связанный с инфляцией
• Сейф, Чарльз (2003). «С его ингредиентами MAPped, рецепт Вселенной манит». Наука . 300 (5620): 730–731. DOI : 10.1126 / science.300.5620.730 . PMID  12730575 . S2CID  585072 .