Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
![]() Umělecký dojem WMAP | |||||||||||||
Jména | MAPA Explorer 80 | ||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Typ mise | CMBR Astronomie | ||||||||||||
Operátor | NASA | ||||||||||||
ID COSPARU | 2001-027A | ||||||||||||
SATCAT Ne. | 26859 | ||||||||||||
webová stránka | map.gsfc.nasa.gov | ||||||||||||
Trvání mise | 9 let, 1 měsíc, 2 dny (od spuštění do konce sběru vědeckých dat)[1] | ||||||||||||
Vlastnosti kosmické lodi | |||||||||||||
Výrobce | NASA / NRAO | ||||||||||||
Odpalovací mše | 835 kg (1841 lb)[2] | ||||||||||||
Suchá hmota | 763 kg (1682 lb) | ||||||||||||
Rozměry | 3,6 m × 5,1 m (12 stop × 17 stop) | ||||||||||||
Napájení | 419 W. | ||||||||||||
Začátek mise | |||||||||||||
Datum spuštění | 19:46:46, 30. června 2001 (UTC)[3] | ||||||||||||
Raketa | Delta II 7425-10 | ||||||||||||
Spusťte web | Mys Canaveral SLC-17 | ||||||||||||
Konec mise | |||||||||||||
Likvidace | Pasivováno | ||||||||||||
Deaktivováno | Přijat poslední příkaz 20. října 2010[4] | ; přeneseny poslední údaje 19. srpna 2010||||||||||||
Orbitální parametry | |||||||||||||
Referenční systém | L2 směřovat | ||||||||||||
Režim | Lissajous | ||||||||||||
Hlavní dalekohled | |||||||||||||
Typ | gregoriánský | ||||||||||||
Průměr | 1,4 m × 1,6 m (4,6 stopy × 5,2 stopy) | ||||||||||||
Vlnové délky | 23 GHz až 94 GHz | ||||||||||||
Nástroje | |||||||||||||
| |||||||||||||
![]() Koláž NASA se snímky souvisejícími s WMAP (kosmická loď, spektrum CMB a obrázek na pozadí) |
Část série na | |||
Fyzická kosmologie | |||
---|---|---|---|
![]() | |||
Časný vesmír
| |||
| |||
The Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda (WMAP), původně známý jako Mikrovlnná anizotropická sonda (MAPA), byl bezpilotní kosmická loď působící od roku 2001 do roku 2010, který měřil teplotní rozdíly na obloze v oblasti kosmické mikrovlnné pozadí (CMB) - sálavé teplo zbývající z Velký třesk.[5][6] V čele s profesorem Charles L. Bennett z Univerzita Johna Hopkinse mise byla vyvinuta ve společném partnerství mezi NASA Goddardovo vesmírné středisko a Univerzita Princeton.[7] Kosmická loď WMAP byla vypuštěna 30. června 2001 z Floridy. Mise WMAP následovala COBE kosmická mise a byla druhou kosmickou lodí střední třídy (MIDEX) v NASA Program průzkumníků. V roce 2003 byl MAP na počest kosmologa přejmenován na WMAP David Todd Wilkinson (1935–2002),[7] který byl členem vědeckého týmu mise. Po devíti letech provozu byl WMAP v roce 2010 vypnut, a to po uvedení pokročilejších Planckova kosmická loď podle Evropská kosmická agentura v roce 2009.
Měření WMAP hrála klíčovou roli při vytváření současného standardního modelu kosmologie: the Model Lambda-CDM. Data WMAP jsou velmi dobře přizpůsobena vesmíru, kterému dominuje temná energie ve formě a kosmologická konstanta. Další kosmologická data jsou rovněž konzistentní a společně model těsně omezují. V modelu vesmíru Lambda-CDM, věk vesmíru je 13.772±0.059 miliardy let. Stanovení stáří vesmíru podle mise WMAP je s přesností na 1%.[8] Aktuální rychlost rozpínání vesmíru je (viz Hubbleova konstanta ) 69.32±0,80 km · s−1· MPC−1. Obsah vesmíru v současné době sestává z 4.628%±0.093% obyčejný baryonická hmota; 24.02%+0.88%
−0.87% studená temná hmota (CDM), které nevyzařuje ani neabsorbuje světlo; a 71.35%+0.95%
−0.96% z temná energie ve formě kosmologické konstanty zrychluje the rozpínání vesmíru.[9] Méně než 1% současného obsahu vesmíru je v neutrinech, ale měření WMAP poprvé v roce 2008 zjistila, že data preferují existenci pozadí kosmického neutrina[10] s účinným počtem neutrinových druhů 3.26±0.35. Obsah ukazuje na euklidovce plochá geometrie, se zakřivením () z −0.0027+0.0039
−0.0038. Měření WMAP také podporují kosmická inflace paradigma několika způsoby, včetně měření plochosti.
Mise získala různá ocenění: podle Věda časopis, WMAP byl Průlom roku 2003.[11] Výsledky této mise byly první a druhé v seznamu „Super Hot Papers in Science since 2003“.[12] Ze všech dob nejvíce odkazovaných článků ve fyzice a astronomii v USA INSPIRE-HEP od roku 2000 byly publikovány pouze tři a všechny tři jsou publikace WMAP. Bennett, Lyman A. Page, Jr. a David N. Spergel, druhý z Princetonské univerzity, sdíleli rok 2010 Shawova cena v astronomii za práci na WMAP.[13] Bennett a vědecký tým WMAP byli oceněni v roce 2012 Gruberova cena v kosmologii. 2018 Průlomová cena v základní fyzice získal Bennett, Gary Hinshaw, Norman Jarosik, Page, Spergel a vědecký tým WMAP.
Od října 2010 je kosmická loď WMAP opuštěný v heliocentrický oběžná dráha hřbitova po 9 letech provozu.[14] Všechna data WMAP jsou zveřejněna a byla pečlivě prozkoumána. Konečným oficiálním zveřejněním údajů bylo devítileté vydání v roce 2012.[15][16]
Některé aspekty dat jsou pro standardní model kosmologie statisticky neobvyklé. Například největší měření v úhlovém měřítku, kvadrupólový moment, je o něco menší, než by Model předpovídal, ale tento rozpor není příliš významný.[17] Velký chladné místo a další vlastnosti dat jsou statisticky významnější a výzkum v nich pokračuje.
Cíle

Cílem WMAP bylo měřit teplotní rozdíly v Kosmické mikrovlnné pozadí (CMB). Anizotropie pak byly použity k měření geometrie, obsahu a vesmíru vývoj; a otestovat Velký třesk model a kosmická inflace teorie.[18] Za tímto účelem mise vytvořila mapu celého nebe CMB s 13 arcminute rozlišení pomocí vícefrekvenčního pozorování. Mapa vyžadovala nejméně systematické chyby, žádný korelovaný šum pixelů a přesná kalibrace, aby byla zajištěna přesnost úhlového měřítka větší než jeho rozlišení.[18] Mapa obsahuje 3 145 728 pixelů a používá HEALPix schéma pro pixelování koule.[19] Dalekohled také měřil polarizaci E-režimu CMB,[18] a polarizace popředí.[10] Jeho životnost byla 27 měsíců; 3 k dosažení L2 pozice a 2 roky pozorování.[18]

Rozvoj
Mise MAP byla NASA navržena v roce 1995, vybrána pro definiční studium v roce 1996 a schválena pro vývoj v roce 1997.[20][21]
WMAP předcházely dvě mise na pozorování CMB; i) Sovětský RELIKT-1 který uváděl horní mezní měření anizotropií CMB, a (ii) USA COBE satelit, který jako první hlásil velké výkyvy CMB. WMAP byl 45krát citlivější, s 33krát vyšším úhlovým rozlišením než jeho předchůdce družice COBE.[22] Nástupce Evropan Planckova mise (provozní 2009–2013) měly vyšší rozlišení a vyšší citlivost než WMAP a byly pozorovány spíše v 9 frekvenčních pásmech než v 5 WMAP, což umožnilo vylepšené astrofyzikální modely popředí.
Kosmická loď

Primární odrazná zrcadla dalekohledu jsou dvojice gregoriánský Misky o rozměrech 1,4 m × 1,6 m (obrácené proti směru), které zaměřují signál na dvojici sekundárních odrazných zrcadel 0,9 m × 1,0 m. Jsou tvarovány pro optimální výkon: a uhlíkové vlákno skořápka na a Korex jádro, tence potažené hliníkem a oxid křemičitý. Sekundární reflektory přenášejí signály na vlnité podavače, které sedí na a ohnisková rovina pole pod primárními reflektory.[18]

Přijímače jsou polarizace -citlivý diferenciál radiometry měření rozdílu mezi dvěma paprsky dalekohledu. Signál je zesílen pomocí LEM nízkošumové zesilovače, postavený Národní radioastronomická observatoř. K dispozici je 20 kanálů, 10 v každém směru, ze kterých radiometr sbírá signál; měřítkem je rozdíl v signálu oblohy z opačných směrů. Směrová separace azimut je 180 stupňů; celkový úhel je 141 stupňů.[18] Zlepšit odčítání signálů v popředí od našich mléčná dráha V galaxii použil WMAP pět samostatných vysokofrekvenčních pásem od 23 GHz do 94 GHz.[18]
Vlastnictví | K-pásmo | Ka-band | Pásmo Q | V-pásmo | W-pásmo |
---|---|---|---|---|---|
Centrální vlnová délka (mm) | 13 | 9.1 | 7.3 | 4.9 | 3.2 |
Centrální frekvence (GHz ) | 23 | 33 | 41 | 61 | 94 |
Šířka pásma (GHz) | 5.5 | 7.0 | 8.3 | 14.0 | 20.5 |
Velikost paprsku (oblouky) | 52.8 | 39.6 | 30.6 | 21 | 13.2 |
Počet radiometrů | 2 | 2 | 4 | 4 | 8 |
Teplota systému (K. ) | 29 | 39 | 59 | 92 | 145 |
Citlivost (mK s) | 0.8 | 0.8 | 1.0 | 1.2 | 1.6 |
Základna WMAP má průměr 5,0 m solární panel pole, které udržuje nástroje ve stínu během pozorování CMB ((udržováním plavidla v neustálém úhlu 22 stupňů vzhledem ke Slunci). Na pole sedí dolní paluba (podporující teplé komponenty) a horní paluba. Chladné komponenty dalekohledu: pole ohniskové roviny a zrcadla jsou odděleny od teplých komponent válcovou tepelně izolační skořepinou dlouhou 33 cm na vrcholu paluby.[18]
Pasivní tepelné radiátory ochladí WMAP na přibližně 90 K (-183,2 ° C; -297,7 ° F); jsou připojeni k nízkošumové zesilovače. Dalekohled spotřebovává 419 W energie. Dostupné teleskopické ohřívače jsou ohřívače pro nouzové přežití a je k dispozici ohřívač vysílače, který se používá k ohřevu, když je vypnutý. Teplota sondy WMAP je sledována pomocí platinové odporové teploměry.[18]
Kalibrace WMAP se provádí pomocí dipólu CMB a měření Jupiter; paprskové vzory se měří proti Jupiteru. Data dalekohledu jsou přenášena denně přes 2 GHz transpondér poskytující 667 kbit / s downlink na 70 m Deep Space Network dalekohled. Kosmická loď má dva transpondéry, jeden záložní; jsou minimálně aktivní - asi 40 minut denně - aby se minimalizovali vysokofrekvenční rušení. Poloha dalekohledu je udržována ve třech osách se třemi reakční kola, gyroskopy, dva sledovače hvězd a sluneční senzory a je řízen osmi hydrazin trysky.[18]
Start, trajektorie a oběžná dráha


Kosmická loď WMAP dorazila k Kennedyho vesmírné středisko 20. dubna 2001. Poté, co byl testován po dobu dvou měsíců, byl spuštěn prostřednictvím Delta II 7425 raketa 30. června 2001.[20][22] Začalo pracovat na své vnitřní energii pět minut před spuštěním a pokračovalo v provozu, dokud se pole solárních panelů nevysunulo. WMAP byl aktivován a monitorován, zatímco se ochladil. 2. července začala fungovat, nejprve s letovými testy (od spuštění do 17. srpna), poté začala neustálá formální práce.[22] Poté provedla tři fázové smyčky Země - Měsíc a změřila jeho postranní laloky, poté přeletěl Měsíc 30. července na cestě ke Slunci-Zemi L2 Lagrangeův bod, kteří tam dorazili 1. října 2001 a stali se první pozorovací misí CMB, která tam byla vyslána.[20]
Umístění kosmické lodi na Lagrange 2 (1,5 milionu kilometrů od Země) ji tepelně stabilizuje a minimalizuje zaznamenané znečištění sluneční, pozemské a měsíční emise. Chcete-li zobrazit celou oblohu, aniž byste se dívali na Slunce, sleduje WMAP cestu kolem L2 v Lissajous orbita ca. 1,0 stupně až 10 stupňů,[18] s 6měsíčním obdobím.[20] Dalekohled se otáčí jednou za 2 minuty, 9 sekund (0,464 ot./min) a precese rychlostí 1 otáčky za hodinu.[18] WMAP měřil každých šest měsíců celou oblohu a své první pozorování na celé obloze dokončil v dubnu 2002.[21]
WMAP se spouští z Kennedyho vesmírné středisko, 30. června 2001.
Trajektorie a oběžná dráha WMAP.
Strategie skenování oběžné dráhy a oblohy WMAP
Odčítání záření v popředí
WMAP pozorovaný na pěti frekvencích, což umožňuje měření a odečítání kontaminace popředí (z Mléčné dráhy a extra-galaktických zdrojů) CMB. Hlavní emisní mechanismy jsou synchrotronové záření a emise zdarma (dominující na nižších frekvencích) a astrofyzikální prach emise (dominující vyšším frekvencím). Spektrální vlastnosti těchto emisí přispívají k pěti frekvencím různým množstvím, což umožňuje jejich identifikaci a odčítání.[18]
Kontaminace popředí je odstraněna několika způsoby. Nejprve odečtěte existující emisní mapy od měření WMAP; za druhé, použijte známé spektrální hodnoty komponent k jejich identifikaci; za třetí, simultánně přizpůsobit údaje o poloze a spektrech emise popředí pomocí extra datových sad. Kontaminace popředí byla snížena použitím pouze částí mapy na obloze s nejmenší kontaminací v popředí, zatímco byly maskovány zbývající části mapy.[18]
![]() | ![]() | ![]() | ![]() | ![]() |
23 GHz | 33 GHz | 41 GHz | 61 GHz | 94 GHz |
Měření a objevy
Jednoroční vydání dat

11. února 2003 zveřejnila NASA údaje WMAP za první rok. Byl představen nejnovější vypočítaný věk a složení raného vesmíru. Kromě toho byl představen obraz raného vesmíru, který „obsahuje tak ohromující detaily, že může být jedním z nejdůležitějších vědeckých výsledků posledních let“. Nově vydaná data překonávají předchozí měření CMB.[7]
Na základě Model Lambda-CDM tým WMAP vytvořil kosmologické parametry z výsledků prvního ročníku WMAP. Níže jsou uvedeny tři sady; první a druhá sada jsou data WMAP; rozdílem je přidání spektrálních indexů, predikce některých inflačních modelů. Třetí sada dat kombinuje omezení WMAP s omezeními z jiných experimentů CMB (ACBAR a CBI ) a omezení z Průzkum 2dF Galaxy Redshift a Lymanský alfa les Měření. Mezi parametry jsou degenerace, nejvýznamnější je mezi nimi a ; uvedené chyby mají 68% spolehlivost.[23]
Parametr | Symbol | Nejlepší přizpůsobení (pouze WMAP) | Nejlepší přizpůsobení (WMAP, další parametr) | Nejvhodnější (všechna data) |
---|---|---|---|---|
Věk vesmíru (Ga ) | 13.4±0.3 | – | 13.7±0.2 | |
Hubblova konstanta ( km⁄MPC · S ) | 72±5 | 70±5 | 71+4 −3 | |
Baryonický obsah | 0.024±0.001 | 0.023±0.002 | 0.0224±0.0009 | |
Obsah záležitosti | 0.14±0.02 | 0.14±0.02 | 0.135+0.008 −0.009 | |
Optická hloubka na reionizace | 0.166+0.076 −0.071 | 0.20±0.07 | 0.17±0.06 | |
Amplituda | A | 0.9±0.1 | 0.92±0.12 | 0.83+0.09 −0.08 |
Skalární spektrální index | 0.99±0.04 | 0.93±0.07 | 0.93±0.03 | |
Průběh spektrálního indexu | — | −0.047±0.04 | −0.031+0.016 −0.017 | |
Amplituda fluktuace za 8 hodin−1 MPC | 0.9±0.1 | — | 0.84±0.04 | |
Celkový hustota vesmíru | – | – | 1.02±0.02 |
Pomocí nejvhodnějších dat a teoretických modelů určil tým WMAP časy důležitých univerzálních událostí, včetně rudého posunu reionizace, 17±4; rudý posuv oddělení, 1089±1 (a věk vesmíru při oddělení, 379+8
−7 kyr); a rudý posun rovnosti hmoty / záření, 3233+194
−210. Určili tloušťku povrch posledního rozptylu být 195±2 v rudém posuvu, nebo 118+3
−2 kyr. Stanovili proudovou hustotu baryony, (2.5±0.1)×10−7 cm−1a poměr baryonů k fotonům, 6.1+0.3
−0.2×10−10. Detekce časné reionizace WMAP byla vyloučena teplá temná hmota.[23]
Tým také zkoumal emise Mléčné dráhy na frekvencích WMAP a vytvořil 208-bodový zdroj katalog.
Tříleté zveřejňování údajů

Tříletá data WMAP byla zveřejněna 17. března 2006. Data zahrnovala měření teploty a polarizace CMB, což poskytlo další potvrzení standardního plochého modelu Lambda-CDM a nové důkazy na podporu inflace.
Samotná 3letá data WMAP ukazují, že vesmír musí mít temná hmota. Výsledky byly vypočítány jak pomocí dat WMAP, tak i kombinací omezení parametrů z jiných nástrojů, včetně dalších experimentů CMB (ACBAR, CBI a BUMERANG ), SDSS, Průzkum 2dF Galaxy Redshift, Supernova Legacy Survey a omezení Hubbleovy konstanty z Hubbleův vesmírný dalekohled.[24]
Parametr | Symbol | Nejlepší přizpůsobení (pouze WMAP) |
---|---|---|
Věk vesmíru (Ga ) | 13.73+0.16 −0.15 | |
Hubbleova konstanta ( km⁄MPC · s ) | 73.2+3.1 −3.2 | |
Baryonický obsah | 0.0229±0.00073 | |
Obsah záležitosti | 0.1277+0.0080 −0.0079 | |
Optická hloubka na reionizace [A] | 0.089±0.030 | |
Skalární spektrální index | 0.958±0.016 | |
Amplituda fluktuace za 8 hodin−1 MPC | 0.761+0.049 −0.048 | |
Poměr tenzoru ke skaláru [b] | r | < 0.65 |
[A] ^ Optická hloubka k reionizaci se zlepšila díky polarizačním měřením.[25]
[b] ^ <0,30 v kombinaci s SDSS data. Žádné známky ne-gaussianity.[24]
Pětileté zveřejňování údajů

Pětiletá data WMAP byla zveřejněna 28. února 2008. Data zahrnovala nové důkazy pro pozadí kosmického neutrina Důkazy o tom, že trvalo první půl miliardy let, než první hvězdy reionizovaly vesmír, a nová omezení kosmická inflace.[26]


Zlepšení výsledků pocházelo jak z toho, že jsme měli 2 roky měření navíc (soubor dat probíhá mezi půlnocí 10. srpna 2001 do půlnoci 9. srpna 2006), ale také používáním vylepšených technik zpracování dat a lepší charakterizací nástroj, zejména tvarů paprsku. Rovněž využívají pozorování 33 GHz pro odhad kosmologických parametrů; dříve byly použity pouze kanály 41 GHz a 61 GHz.
Vylepšené masky byly použity k odstranění popředí.[10] Vylepšení spektra byla ve 3. akustickém píku a polarizačních spektrech.[10]
Měření omezovala obsah vesmíru v době, kdy byla emitována CMB; v té době bylo 10% vesmíru tvořeno neutriny, 12% atomů, 15% fotonů a 63% temné hmoty. Příspěvek temná energie v té době to bylo zanedbatelné.[26] Rovněž to omezilo obsah dnešního vesmíru; 4,6% atomů, 23% temné hmoty a 72% temné energie.[10]
Pětiletá data WMAP byla kombinována s měřeními z Supernova typu Ia (SNe) a Baryonové akustické oscilace (BAO).[10]
Eliptický tvar mapy WMAP je výsledkem a Mollweideova projekce.[27]
Parametr | Symbol | Nejlepší přizpůsobení (pouze WMAP) | Nejlepší přizpůsobení (WMAP + SNe + BAO) |
---|---|---|---|
Věk vesmíru (Ga) | 13.69±0.13 | 13.72±0.12 | |
Hubblova konstanta ( km⁄MPC · s ) | 71.9+2.6 −2.7 | 70.5±1.3 | |
Baryonický obsah | 0.02273±0.00062 | 0.02267+0.00058 −0.00059 | |
Obsah studené temné hmoty | 0.1099±0.0062 | 0.1131±0.0034 | |
Temná energie obsah | 0.742±0.030 | 0.726±0.015 | |
Optická hloubka na reionizace | 0.087±0.017 | 0.084±0.016 | |
Skalární spektrální index | 0.963+0.014 −0.015 | 0.960±0.013 | |
Průběh spektrálního indexu | −0.037±0.028 | −0.028±0.020 | |
Amplituda fluktuace za 8 hodin−1 MPC | 0.796±0.036 | 0.812±0.026 | |
Celková hustota vesmíru | 1.099+0.100 −0.085 | 1.0050+0.0060 −0.0061 | |
Poměr tenzoru ke skaláru | r | < 0.43 | < 0.22 |
Data stanoví limity na hodnotu tenzor-skalárního poměru, r <0,22 (95% jistota), což určuje úroveň, při které gravitační vlny ovlivňují polarizaci CMB, a také stanoví limity na množství prvotních ne gaussianita. Vylepšená omezení byla kladena na červený posun reionizace, což je 10.9±1.4, rudý posuv oddělení, 1090.88±0.72 (stejně jako věk vesmíru při oddělení, 376.971+3.162
−3.167 kyr) a redshift hmoty / radiační rovnosti, 3253+89
−87.[10]
The extragalaktický zdrojový katalog byl rozšířen o 390 zdrojů a byla zjištěna variabilita v emisi z Mars a Saturn.[10]
![]() | ![]() | ![]() | ![]() | ![]() |
23 GHz | 33 GHz | 41 GHz | 61 GHz | 94 GHz |
Sedmileté vydání dat

Sedmiletá data WMAP byla zveřejněna 26. ledna 2010. V rámci tohoto vydání byly prošetřeny nároky na nesrovnalosti se standardním modelem.[28] U většiny se ukázalo, že nejsou statisticky významné a pravděpodobně kvůli a posteriori výběr (kde člověk vidí divnou odchylku, ale neuvažuje správně, jak tvrdě se dívá; odchylka s pravděpodobností 1: 1000 se obvykle najde, pokud se člověk pokusí tisíckrát). Pro odchylky, které zůstanou, neexistují žádné alternativní kosmologické nápady (například se zdá, že existují korelace s ekliptickým pólem). Zdá se nejpravděpodobnější, že to je způsobeno jinými efekty, přičemž zpráva zmiňuje nejistoty v přesném tvaru paprsku a další možné malé zbývající instrumentální a analytické problémy.
Dalším potvrzením významného významu je celkové množství hmoty / energie ve vesmíru ve formě temné energie - 72,8% (do 1,6%) jako „nečásticové“ pozadí a temná hmota - 22,7% (do 1,4%) nebaryonické (subatomové) energie „částic“. To zanechává hmotu, nebo baryonické částice (atomy) pouze na 4,56% (do 0,16%).
Parametr | Symbol | Nejlepší přizpůsobení (pouze WMAP) | Nejlepší přizpůsobení (WMAP + BAO[30] + H0[31]) |
---|---|---|---|
Věk vesmíru (Ga) | 13.75±0.13 | 13.75±0.11 | |
Hubblova konstanta ( km⁄MPC · s ) | 71.0±2.5 | 70.4+1.3 −1.4 | |
Baryon hustota | 0.0449±0.0028 | 0.0456±0.0016 | |
Fyzický baryon hustota | 0.02258+0.00057 −0.00056 | 0.02260±0.00053 | |
Temná hmota hustota | 0.222±0.026 | 0.227±0.014 | |
Fyzický temná hmota hustota | 0.1109±0.0056 | 0.1123±0.0035 | |
Temná energie hustota | 0.734±0.029 | 0.728+0.015 −0.016 | |
Amplituda fluktuace za 8 hodin−1 MPC | 0.801±0.030 | 0.809±0.024 | |
Skalární spektrální index | 0.963±0.014 | 0.963±0.012 | |
Reionizace optická hloubka | 0.088±0.015 | 0.087±0.014 | |
* Celková hustota vesmíru | 1.080+0.093 −0.071 | 1.0023+0.0056 −0.0054 | |
* Poměr tenzoru ke skaláru, k0 = 0,002 Mpc−1 | r | <0,36 (95% CL) | <0,24 (95% CL) |
* Spuštění spektrálního indexu, k0 = 0,002 Mpc−1 | −0.034±0.026 | −0.022±0.020 | |
Poznámka: * = Parametry pro rozšířené modely (parametry omezují odchylky z Model Lambda-CDM )[29] |
![]() | ![]() | ![]() | ![]() | ![]() |
23 GHz | 33 GHz | 41 GHz | 61 GHz | 94 GHz |
Devítileté vydání dat

20. prosince 2012 byla vydána devítiletá data WMAP a související obrázky. 13.772±0.059 miliardy let staré teplotní výkyvy a teplotní rozsah ± 200 mikrokelvinů jsou zobrazeny na obrázku. Studie navíc zjistila, že 95% raného vesmíru tvoří temná hmota a temná energie, zakřivení vesmíru je menší než 0,4 procenta „plochého“ a vesmír se vynořil z vesmírné temné věky "přibližně 400 milionů let" po Velký třesk.[15][16][32]
Parametr | Symbol | Nejlepší přizpůsobení (pouze WMAP) | Nejlepší přizpůsobení (WMAP + eCMB + BAO + H0) |
---|---|---|---|
Věk vesmíru (Ga) | 13.74±0.11 | 13.772±0.059 | |
Hubblova konstanta ( km⁄MPC · s ) | 70.0±2.2 | 69.32±0.80 | |
Baryon hustota | 0.0463±0.0024 | 0.04628±0.00093 | |
Fyzický baryon hustota | 0.02264±0.00050 | 0.02223±0.00033 | |
Studená temná hmota hustota | 0.233±0.023 | 0.2402+0.0088 −0.0087 | |
Fyzický studená temná hmota hustota | 0.1138±0.0045 | 0.1153±0.0019 | |
Temná energie hustota | 0.721±0.025 | 0.7135+0.0095 −0.0096 | |
Kolísání hustoty za 8 hodin−1 MPC | 0.821±0.023 | 0.820+0.013 −0.014 | |
Skalární spektrální index | 0.972±0.013 | 0.9608±0.0080 | |
Reionizace optická hloubka | 0.089±0.014 | 0.081±0.012 | |
Zakřivení | 1 | −0.037+0.044 −0.042 | −0.0027+0.0039 −0.0038 |
Poměr tenzoru k skaláru (k0 = 0,002 Mpc−1) | r | <0,38 (95% CL) | <0,13 (95% CL) |
Běžící skalární spektrální index | −0.019±0.025 | −0.023±0.011 |
Hlavní výsledek
![]() | Tato část musí být aktualizováno.Prosinec 2012) ( |
Hlavní výsledek mise je obsažen v různých oválných mapách teplotních rozdílů CMB. Tyto oválné snímky představují rozdělení teploty odvozené týmem WMAP z pozorování dalekohledem během mise. Změří se teplota získaná z a Planckův zákon interpretace mikrovlnného pozadí. Oválná mapa pokrývá celou oblohu. Výsledky jsou momentkou vesmíru asi 375 000 let po Velký třesk, k čemuž došlo před 13,8 miliardami let. Mikrovlné pozadí má velmi homogenní teplotu (relativní odchylky od průměru, který je v současné době stále 2,7 Kelvina, jsou pouze řádově 5×10−5). Teplotní variace odpovídající místním směrům jsou prezentovány různými barvami („červené“ směry jsou žhavější, „modré“ směry chladnější než průměr).
Následné mise a budoucí měření
Původní časová osa pro WMAP mu poskytla dva roky pozorování; tyto byly dokončeny do září 2003. Rozšíření mise byla udělena v letech 2002, 2004, 2006 a 2008, což kosmické lodi poskytlo celkem 9 pozorovacích let, které skončily v srpnu 2010[20] a v říjnu 2010 byla kosmická loď přesunuta do a heliocentrická oběžná dráha „hřbitova“[14] mimo L2, ve kterém obíhá kolem Slunce 14krát každých 15 let.[Citace je zapotřebí ]
The Planckova kosmická loď, také měřil CMB od roku 2009 do roku 2013 a jeho cílem je vylepšit měření prováděná WMAP, a to jak v celkové intenzitě, tak v polarizaci. Různé nástroje založené na zemi a balónech také přispěly CMB a k tomu jsou konstruovány další. Mnoho z nich je zaměřeno na hledání polarizace v režimu B očekávané od nejjednodušších modelů inflace, včetně EBEX, Pavouk, BICEP2, Dávit se, KLID, TŘÍDA, SPTpol a další.
21. března 2013 za evropským výzkumným týmem za EU Planckova kosmologická sonda uvolnil celooblohovou mapu mise kosmického mikrovlnného pozadí.[33][34] Mapa naznačuje vesmír je o něco starší, než se dříve myslelo. Podle mapy byly na hlubokém nebi vtisknuty jemné výkyvy teploty, když byl vesmír starý asi 370 000 let. Otisk odráží vlnky, které vznikly již v době existence vesmíru jako první neilliontý (10−30) sekundy. Tyto vlnky podle všeho daly vzniknout současné rozlehlosti kosmický web z shluky galaxií a temná hmota. Na základě údajů z roku 2013 vesmír obsahuje 4,9% obyčejná hmota, 26.8% temná hmota a 68,3% temná energie. 5. února 2015 byla planckovou misí zveřejněna nová data, podle nichž je věk vesmíru 13.799 ± 0.021 miliarda let a Hubbleova konstanta bylo měřeno jako 67,74 ± 0,46 (km / s) / Mpc.[35]
Viz také
- Evropská kosmická agentura Planck (kosmická loď)
- Projekt Illustris
- Seznam experimentů kosmického mikrovlnného pozadí
- Seznam kosmologického výpočetního softwaru
- Galaktické rentgenové mapování S150
Reference
- ^ „Zprávy WMAP: Časová osa událostí“.
- ^ Citrin, L. „WMAP: Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda“ (PDF). Citováno 28. října 2016.
- ^ „Zprávy WMAP: Časová osa událostí“. NASA. 27. prosince 2010. Citováno 8. července 2015.
- ^ https://map.gsfc.nasa.gov/news/events.html
- ^ "Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda: přehled". Goddardovo vesmírné středisko. 4. srpna 2009. Citováno 24. září 2009.
Mise WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) je navržena tak, aby určovala geometrii, obsah a vývoj vesmíru pomocí mapy oblohy o úhlové anizotropii kosmického mikrovlnného pozadí s rozlišením 13 arcminute FWHM.
- ^ „Testy velkého třesku: CMB“. Goddardovo vesmírné středisko. Červenec 2009. Citováno 24. září 2009.
Pouze pomocí velmi citlivých nástrojů, jako jsou COBE a WMAP, mohou kosmologové detekovat kolísání teploty pozadí kosmického mikrovlnného záření. Studiem těchto výkyvů se kosmologové mohou dozvědět o původu galaxií a strukturách galaxií ve velkém měřítku a mohou měřit základní parametry teorie velkého třesku.
- ^ A b C „Nový obraz dětského vesmíru odhaluje éru prvních hvězd, věk kosmu a další“. Tým NASA / WMAP. 11. února 2003. Archivovány od originál 27. února 2008. Citováno 27. dubna 2008.
- ^ Glenday, C., ed. (2010). Guinness World Records 2010: Tisíce nových rekordů v knize Dekády!. Bantam. p.7. ISBN 978-0553593372.
- ^ Beringer, J .; et al. (Particle Data Group) (2013). „Astrofyzika a kosmologie“. Recenze částicové fyziky.
- ^ A b C d E F G h i Hinshaw a kol. (2009)
- ^ Seife (2003)
- ^ ""Super žhavé „papíry ve vědě“. in-cituje. Října 2005. Citováno 26. dubna 2008.
- ^ „Vyhlášení laureátů Shawa 2010“. Archivovány od originál 4. června 2010.
- ^ A b O'Neill, I. (7. října 2010). „Mise dokončena! WMAP vypálil naposledy své trysky“. Discovery News. Citováno 27. ledna 2013.
- ^ A b Gannon, M. (21. prosince 2012). „Odhalen nový„ dětský obrázek “vesmíru. ProfoundSpace.org. Citováno 21. prosince 2012.
- ^ A b C Bennett, C. L .; et al. (2013). „Devětiletá pozorování Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropie (WMAP): Konečné mapy a výsledky“. Dodatek astrofyzikálního deníku. 208 (2): 20. arXiv:1212.5225. Bibcode:2013ApJS..208 ... 20B. doi:10.1088/0067-0049/208/2/20.
- ^ O'Dwyer, I. J .; et al. (2004). „Bayesiánská analýza výkonového spektra dat sondy mikrovlnné anizotropie prvního roku Wilkinsonovy sondy“. Astrofyzikální deníkové dopisy. 617 (2): L99 – L102. arXiv:astro-ph / 0407027. Bibcode:2004ApJ ... 617L..99O. doi:10.1086/427386.
- ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó Bennett a kol. (2003a)
- ^ Bennett a kol. (2003b)
- ^ A b C d E „Zprávy WMAP: fakta“. NASA. 22.dubna 2008. Citováno 27. dubna 2008.
- ^ A b „Novinky WMAP: Události“. NASA. 17. dubna 2008. Citováno 27. dubna 2008.
- ^ A b C Limon a kol. (2008)
- ^ A b C Spergel a kol. (2003)
- ^ A b C Spergel a kol. (2007)
- ^ Hinshaw a kol. (2007)
- ^ A b „Tisková zpráva WMAP - WMAP odhaluje neutrina, konec temných dob, první sekunda vesmíru“. Tým NASA / WMAP. 7. března 2008. Citováno 27. dubna 2008.
- ^ 1leté papírové figury WMAP Bennett a kol.
- ^ Bennett, C. L .; et al. (2011). „Pozorování sedmileté sondy Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropie (WMAP): Existují anomálie kosmického mikrovlnného pozadí?“. Astrophysical Journal Supplement Series. 192 (2): 17. arXiv:1001.4758. Bibcode:2011ApJS..192 ... 17B. doi:10.1088/0067-0049/192/2/17.
- ^ A b Tabulka 8 na str. 39 z Jarosik, N .; et al. „Pozorování sedmileté sondy Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropie (WMAP): mapy oblohy, systematické chyby a základní výsledky“ (PDF). Spolupráce WMAP. nasa.gov. Citováno 4. prosince 2010. (z NASA Dokumenty WMAP strana)
- ^ Percival, Will J .; et al. (Únor 2010). „Baryonové akustické oscilace v průzkumu dat Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 Galaxy“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 401 (4): 2148–2168. arXiv:0907.1660. Bibcode:2010MNRAS.401.2148P. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15812.x.
- ^ Riess, Adam G .; et al. „Nové určení Hubblovy konstanty pomocí Hubblova kosmického dalekohledu z žebříku diferenciální vzdálenosti“ (PDF). hubblesite.org. Citováno 4. prosince 2010.
- ^ Hinshaw a kol., 2013
- ^ Clavin, Whitney; Harrington, J.D. (21. března 2013). „Planckova mise přináší světu ostré zaměření“. NASA. Citováno 21. března, 2013.
- ^ Zaměstnanci (21. března 2013). „Mapování raného vesmíru“. New York Times. Citováno 23. března 2013.
- ^ Ade, P. A .; et al. (2016). „Výsledky Planck 2015. XIII. Kosmologické parametry“. Astronomie a astrofyzika. 594: A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A & A ... 594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830.
Primární zdroje
- Bennett, C .; et al. (2003a). „Mise mikrovlnné anizotropické sondy (MAP)“. Astrofyzikální deník. 583 (1): 1–23. arXiv:astro-ph / 0301158. Bibcode:2003ApJ ... 583 ... 1B. doi:10.1086/345346.
- Bennett, C .; et al. (2003b). „Pozorování mikrovlnné anizotropické sondy Wilkinson (WMAP) prvního roku: emise v popředí“. Dodatek astrofyzikálního deníku. 148 (1): 97–117. arXiv:astro-ph / 0302208. Bibcode:2003ApJS..148 ... 97B. doi:10.1086/377252.
- Hinshaw, G .; et al. (2007). „Tříletá pozorování Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropie (WMAP1): Analýza teploty“. Dodatek astrofyzikálního deníku. 170 (2): 288–334. arXiv:astro-ph / 0603451. Bibcode:2007ApJS..170..288H. doi:10.1086/513698.
- Hinshaw, G .; et al. (Únor 2009). Spolupráce WMAP. „Pětiletá pozorování sondy mikrovlnné anizotropie Wilkinson: zpracování dat, mapy oblohy a základní výsledky“. Dodatek Astrophysical Journal. 180 (2): 225–245. arXiv:0803.0732. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.
- Limon, M .; et al. (20. března 2008). „Wilkinsonova mikrovlnná anizotropická sonda (WMAP): pětiletý vysvětlující doplněk“ (PDF).
- Seife, Charlesi (2003). „Průlom roku: Osvětlení temného vesmíru“. Věda. 302 (5653): 2038–2039. doi:10.1126 / science.302.5653.2038. PMID 14684787.
- Spergel, D. N .; et al. (2003). „Pozorování mikrovlnné anizotropie sondy Wilkinson (WMAP) prvního roku: Stanovení kosmologických parametrů“. Dodatek astrofyzikálního deníku. 148 (1): 175–194. arXiv:astro-ph / 0302209. Bibcode:2003ApJS..148..175S. doi:10.1086/377226.
- Sergel, D. N .; et al. (2007). „Pozorování tříleté sondy Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropie (WMAP): Důsledky pro kosmologii“. Dodatek astrofyzikálního deníku. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph / 0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
- Komatsu; Dunkley; Nolta; Bennett; Zlato; Hinshaw; Jarosik; Larson; et al. (2009). „Pozorování pětileté sondy Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropie (WMAP): kosmologická interpretace“. Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2): 330–376. arXiv:0803.0547. Bibcode:2009ApJS..180..330K. doi:10.1088/0067-0049/180/2/330.
Další čtení
- Wilkinsonova mikrovlnná anizotropní sonda Charles L. Bennett Scholarpedia, 2(10):4731. doi: 10,4249 / scholarpedia.4731
externí odkazy
- Dimenzování vesmíru
- O WMAP a kosmickém mikrovlnném pozadí - Článek na ProfoundSpace.org
- Záře velkého třesku naznačuje vesmír ve tvaru trychtýře, Nový vědec, 15. dubna 2004
- NASA 16. března 2006, tisková zpráva týkající se inflace WMAP
- Seife, Charlesi (2003). „Díky jeho přísadám je zmapován vesmírný recept“. Věda. 300 (5620): 730–731. doi:10.1126 / science.300.5620.730. PMID 12730575.