Микроволновой датчик анизотропии Wilkinson

Микроволновой датчик анизотропии Wilkinson

Спутник Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Имена	Эксплорер 80 КАРТА Микроволновой датчик анизотропии МИДЭКС-2 WMAP
Тип миссии	Космический микроволновый фон Астрономия
Оператор	НАСА
ИДЕНТИФИКАТОР КОСПЭРЭ	2001-027А
САТКАТ нет.	26859
Веб-сайт	http://map.gsfc.nasa.gov/
Продолжительность миссии	27 месяцев (планируется) 9 лет (достигнуто)
Свойства космического корабля
Космический корабль	Эксплорер 80
Тип космического корабля	Микроволновой датчик анизотропии Wilkinson
Автобус	WMAP
Производитель	НРАО
Стартовая масса	840 кг (1850 фунтов)
Сухая масса	763 кг (1682 фунта)
Размеры	3,6 × 5,1 м (12 × 17 футов)
Власть	419 Вт
Начало миссии
Дата запуска	30 июня 2001 г., 19:46:46 UTC
Ракета	Дельта II 7425-10 (Дельта 246)
Запуск сайта	Мыс Канаверал , SLC-17B
Подрядчик	Услуги по запуску Боинга
Вступил в сервис	1 октября 2001 г.
Конец миссии
Утилизация	Орбита кладбища
Деактивирован	20 октября 2010 г.
Последний контакт	19 августа 2010 г.
Орбитальные параметры
Справочная система	Солнце-Земля L 2 Орбита
Режим	Лиссажу орбита
Главный телескоп
Тип	григорианский
Диаметр	1,4 × 1,6 м (4 фута 7 дюймов × 5 футов 3 дюйма)
Длины волн	От 23 ГГц до 94 ГГц
Инструменты
Псевдокорреляционный радиометр
Нашивка миссии Wilkinson Microwave Anisotropy Probe программа проводник

Зонд микроволновой анизотропии Уилкинсона ( WMAP ), первоначально известный как Зонд микроволновой анизотропии ( MAP и Explorer 80 ), был космическим кораблем НАСА, работавшим с 2001 по 2010 год и измерявшим разницу температур по небу в космическом микроволновом фоне (CMB) – излучающем тепло, оставшееся от Большого взрыва . возглавляемая профессором Чарльзом Л. Беннеттом из Университета Джонса Хопкинса Миссия, , была разработана в рамках совместного партнерства Центра космических полетов имени Годдарда НАСА и Принстонского университета . Космический корабль WMAP был запущен 30 июня 2001 года из Флориды . Миссия WMAP пришла на смену космической миссии COBE и стала вторым космическим кораблем среднего класса (MIDEX) в программе NASA Explorer . В 2003 году MAP был переименован в WMAP в честь космолога Дэвида Тодда Уилкинсона (1935–2002). который был членом научной группы миссии. После девяти лет работы WMAP был отключен в 2010 году после запуска более совершенного космического корабля «Планк» ( Европейским космическим агентством ЕКА) в 2009 году.

Измерения WMAP сыграли ключевую роль в создании нынешней Стандартной модели космологии: модели Lambda-CDM . Данные WMAP очень хорошо соответствуют Вселенной, в которой доминирует темная энергия в форме космологической постоянной . Другие космологические данные также согласуются и в совокупности сильно ограничивают Модель. В модели Вселенной Lambda-CDM возраст Вселенной составляет 13,772 ± 0,059 миллиарда лет. Миссия WMAP определила возраст Вселенной с точностью выше 1%. Текущая скорость расширения Вселенной составляет (см. постоянную Хаббла ) 69,32 ± 0,80 км·с. ⁻¹ ·Мпк ⁻¹ . Содержимое Вселенной в настоящее время состоит на 4,628% ± 0,093% из обычной барионной материи ; 24,02% +0,88%
−0,87% холодная темная материя (CDM), которая не излучает и не поглощает свет; и 71,35% +0,95%
−0,96% в темной энергии виде космологической постоянной, ускоряющей расширение Вселенной . Менее 1% текущего содержания Вселенной приходится на нейтрино, но измерения WMAP впервые в 2008 году показали, что данные отдают предпочтение существованию космического нейтринного фона. с эффективным числом видов нейтрино 3,26 ± 0,35 . Содержимое указывает на евклидову плоскую геометрию с кривизной ( $\Omega _{k}$) из −0,0027 +0,0039
−0,0038 . Измерения WMAP также поддерживают парадигму космической инфляции несколькими способами, включая измерение неравномерности.

Миссия удостоилась различных наград: по версии журнала Science , WMAP был признан « Прорывом года» в 2003 году . Результаты этой миссии заняли первое и второе места в списке «Супергорячие статьи в науке с 2003 года». Из самых часто 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, оба из Принстонского университета, разделили премию Шоу в области астрономии 2010 года за свою работу над WMAP. Беннетт и научная группа WMAP были удостоены премии Грубера 2012 года в области космологии. 2018 года Премия за прорыв в области фундаментальной физики была присуждена Беннетту, Гэри Хиншоу, Норману Яросику, Пейджу, Спергелю и научной группе WMAP.

В октябре 2010 года космический корабль WMAP остался на гелиоцентрической орбите-кладбище . после девяти лет эксплуатации Все данные WMAP публикуются и подвергаются тщательному изучению. Последним официальным выпуском данных стал выпуск за девять лет в 2012 году.

Некоторые аспекты данных статистически необычны для Стандартной модели космологии. Например, самое большое измерение углового масштаба, квадрупольный момент , несколько меньше, чем предсказывает Модель, но это несоответствие не очень существенно. Большая холодная точка и другие характеристики данных более статистически значимы, и исследования по ним продолжаются.

Цели

Хронология Вселенной: от Большого взрыва до WMAP

Сравнение чувствительности WMAP с COBE и телескопом Пензиаса и Вильсона (данные моделирования)

Целью WMAP было измерение разницы температур в космическом микроволновом фоновом (CMB) излучении . Вселенной Затем анизотропии использовались для измерения геометрии, содержания и эволюции ; а также проверить модель Большого взрыва и теорию космической инфляции . Для этого миссия создала полную карту реликтового излучения с разрешением 13 угловых минут посредством многочастотного наблюдения. Карта требовала наименьшего количества систематических ошибок , отсутствия коррелированного пиксельного шума и точной калибровки, чтобы обеспечить точность углового масштаба, превышающую ее разрешение. Карта содержит 3 145 728 пикселей и использует схему HEALPix для пикселизации сферы. Телескоп также измерил поляризацию E-моды реликтового излучения. и поляризация переднего плана. Срок его службы составил 27 месяцев; 3 для достижения позиции L ₂ и 2 года наблюдения.

Развитие

Миссия MAP была предложена НАСА в 1995 году, выбрана для изучения в 1996 году и одобрена к разработке в 1997 году.

WMAP предшествовали две миссии по наблюдению за CMB; (i) советский РЕЛИКТ-1 , который сообщил об измерениях верхнего предела анизотропии реликтового излучения, и (ii) американский спутник COBE , который первым сообщил о крупномасштабных флуктуациях реликтового излучения. WMAP был в 45 раз более чувствителен, а угловое разрешение в 33 раза превышало его предшественника-спутника COBE. Последующая европейская миссия Планк (действовала в 2009–2013 гг.) имела более высокое разрешение и более высокую чувствительность, чем WMAP, и наблюдала в 9 диапазонах частот, а не в 5 WMAP, что позволяло улучшить астрофизические модели переднего плана.

Космический корабль

Схема космического корабля WMAP

Иллюстрация приемников WMAP

Основные отражающие зеркала телескопа представляют собой пару григорианских тарелок размером 1,4 × 1,6 м (4 фута 7 дюймов × 5 футов 3 дюйма) (обращенных в противоположных направлениях), которые фокусируют сигнал на пару 0,9 × 1,0 м (2 фута 11 дюймов × 3 фута 3 дюйма) вторичные отражающие зеркала. Их форма обеспечивает оптимальную производительность: оболочка из углеродного волокна на сердечнике Korex, тонко покрытом оксидом алюминия и кремния . Вторичные отражатели передают сигналы на гофрированные рупоры, которые расположены в корпусе матрицы фокальной плоскости под первичными отражателями.

Приемники представляют собой поляризационно -чувствительные дифференциальные радиометры, измеряющие разницу между лучами двух телескопов. Сигнал усиливается с помощью на транзисторах с высокой подвижностью электронов (HEMT) малошумящих усилителей , построенных Национальной радиоастрономической обсерваторией (NRAO). Имеется 20 каналов, по 10 в каждом направлении, с которых радиометр собирает сигнал; мерой является разница в сигнале неба с противоположных направлений. направленного разделения Азимут - 180°; общий угол составляет 141°. Чтобы улучшить вычитание сигналов переднего плана нашей галактики Млечный Путь , WMAP использовал пять отдельных радиочастотных диапазонов: от 23 ГГц до 94 ГГц.

Свойства WMAP на разных частотах

Свойство	K-диапазон	Группа	Q-диапазон	V-band	W-диапазон
Центральная длина волны (мм)	13	9.1	7.3	4.9	3.2
Центральная частота ( ГГц )	23	33	41	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	13.2
Количество радиометров	2	2	4	4	8
Температура системы ( К )	29	39	59	92	145
Чувствительность (мК·с $^{1/2}$)	0.8	0.8	1.0	1.2	1.6

Основанием WMAP является массив солнечных панелей диаметром 5,0 м (16,4 фута) , который удерживает инструменты в тени во время наблюдений CMB (постоянно удерживая аппарат под углом 22 ° относительно Солнца ). На массиве расположены нижняя дека (поддерживающая теплые компоненты) и верхняя дека. Холодные компоненты телескопа: решетка в фокальной плоскости и зеркала отделены от теплых компонентов цилиндрической термоизоляционной оболочкой длиной 33 см (13 дюймов) наверху платформы.

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. Имеющиеся обогреватели телескопа предназначены для аварийного выживания, а также имеется обогреватель передатчика, который используется для их обогрева в выключенном состоянии. Температура космического корабля WMAP контролируется платиновыми термометрами сопротивления .

Калибровка WMAP осуществляется с использованием диполя реликтового излучения и измерений Юпитера ; диаграммы направленности измеряются относительно Юпитера. Данные телескопа ежедневно передаются через транспондер 2 ГГц, обеспечивающий нисходящую линию связи со скоростью 667 кбит / с на станцию ​​​​Deep Space Network на расстоянии 70 м (230 футов) . На космическом корабле есть два транспондера, один из которых является резервным; они минимально активны – около 40 минут в день – чтобы минимизировать радиочастотные помехи . Положение телескопа поддерживается по трем осям с помощью трех реактивных колес , гироскопов , двух звездных трекеров и датчиков Солнца , а управление осуществляется с помощью восьми гидразиновых двигателей.

Запуск, траектория и орбита

Анимация траектории WMAP

Косой вид

Вид с Земли

  Земля   ·   WMAP

Космический корабль WMAP прибыл в Космический центр Кеннеди 20 апреля 2001 года. После двухмесячных испытаний он был запущен с помощью ракеты-носителя Delta II 7425 30 июня 2001 года. Он начал работать от внутреннего источника питания за пять минут до запуска и продолжал работать до тех пор, пока не была развернута батарея солнечных панелей. WMAP был активирован и контролировался, пока он остывал. 2 июля 2001 г. он приступил к работе сначала с летных испытаний (с момента запуска до 17 августа 2001 г.), затем приступил к постоянной формальной работе. После этого он совершил три фазовых цикла Земля-Луна, измерив ее боковые лепестки , затем пролетел мимо Луны 30 июля 2001 года по пути к Солнце-Земля L ₂ точке Лагранжа и прибыл туда 1 октября 2001 года, став первой миссией по наблюдению реликтового излучения. разместил там.

Размещение космического корабля в Лагранже 2 (1 500 000 км (930 000 миль) от Земли) термически стабилизирует его и сводит к минимуму зарегистрированные загрязняющие солнечные, земные и лунные выбросы. Чтобы просмотреть все небо, не глядя на Солнце, WMAP прослеживает путь вокруг L ₂ по орбите Лиссажу ок. от 1,0° до 10°, со сроком 6 мес. Телескоп вращается каждые 2 минуты 9 секунд (0,464 об/мин ) и прецессирует со скоростью 1 оборот в час. WMAP измерял все небо каждые шесть месяцев и завершил свое первое наблюдение всего неба в апреле 2002 года.

• 
  Запуск WMAP из Космического центра Кеннеди , 30 июня 2001 г.
• 
  Траектория и орбита WMAP
• 
  Стратегия сканирования орбиты и неба WMAP

Эксперимент

Псевдокорреляционный

Прибор WMAP состоит из псевдокорреляционных дифференциальных радиометров, питаемых от двух последовательных первичных григорианских рефлекторов длиной 1,5 м (4 фута 11 дюймов). Этот прибор использует пять частотных диапазонов от 22 ГГц до 90 ГГц, чтобы облегчить подавление сигналов переднего плана от нашей собственной Галактики. Прибор WMAP имеет поле зрения 3,5° x 3,5° (FoV).

излучения на

WMAP наблюдался на пяти частотах, что позволяло измерять и вычитать загрязнение переднего плана (от Млечного Пути и внегалактических источников) реликтового излучения. Основными механизмами излучения являются синхротронное излучение и свободное излучение (доминирующее на нижних частотах), астрофизическое пылевое излучение (доминирующее на более высоких частотах). Спектральные свойства этих излучений вносят разный вклад в пять частот, что позволяет их идентифицировать и вычитать.

Загрязнение переднего плана удаляется несколькими способами. Во-первых, вычтите существующие карты выбросов из измерений WMAP; во-вторых, использовать известные спектральные значения компонентов для их идентификации; в-третьих, одновременно подогнать данные о положении и спектрах излучения переднего плана, используя дополнительные наборы данных. Загрязнение переднего плана было уменьшено за счет использования только частей карты всего неба с наименьшим загрязнением переднего плана и маскировки остальных частей карты.

Пятилетние модели излучения переднего плана на разных частотах. Красный = синхротрон; Зеленый = свободно-свободно; Синий = термическая пыль.

23 ГГц	33 ГГц	41 ГГц	61 ГГц	94 ГГц

Измерения и открытия

один

Изображение фонового космического излучения в формате WMAP за один год (2003 г.)

11 февраля 2003 года НАСА опубликовало данные WMAP за первый год. Были представлены последние расчеты возраста и состава ранней Вселенной. Кроме того, было представлено изображение ранней Вселенной, которое «содержит такие потрясающие детали, что может стать одним из самых важных научных результатов последних лет». Недавно опубликованные данные превосходят предыдущие измерения CMB.

На основе модели Lambda-CDM команда WMAP вывела космологические параметры на основе результатов WMAP за первый год. Ниже приведены три набора; первый и второй наборы представляют собой данные WMAP; разница заключается в добавлении спектральных индексов, предсказаний некоторых инфляционных моделей. Третий набор данных объединяет ограничения WMAP с ограничениями других экспериментов CMB ( ACBAR и CBI ), а также ограничениями 2dF Galaxy Redshift Survey и альфа-леса Лаймана измерений . Среди параметров наблюдаются вырождения, наиболее значимые – между $n_{s}$ и $\tau$; приведенные ошибки имеют доверительную вероятность 68%.

Наилучшие космологические параметры по результатам WMAP за один год

Параметр	Символ	Лучшее соответствие (только WMAP)	Наилучшее соответствие (WMAP, дополнительный параметр)	Наилучшее соответствие (все данные)
Возраст Вселенной ( Га )	$t_{0}$	13.4 ± 0.3	–	13.7 ± 0.2
постоянная Хаббла ( км ⁄ Мпк ·с )	$H_{0}$	72 ± 5	70 ± 5	71 +4 −3
Барионное содержание	$\Omega _{b}h^{2}$	0.024 ± 0.001	0.023 ± 0.002	0.0224 ± 0.0009
Содержание вопроса	$\Omega _{m}h^{2}$	0.14 ± 0.02	0.14 ± 0.02	0.135 +0.008 −0.009
Оптическая глубина до реионизации	$\tau$	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	$n_{s}$	0.99 ± 0.04	0.93 ± 0.07	0.93 ± 0.03
Проведение спектрального индекса	$dn_{s}/dk$	—	−0.047 ± 0.04	−0.031 +0.016 −0.017
Амплитуда колебаний через 8 часов −1 Мпк	$\sigma _{8}$	0.9 ± 0.1	—	0.84 ± 0.04
Полная плотность Вселенной	$\Omega _{tot}$	–	–	1.02 ± 0.02

Используя наиболее подходящие данные и теоретические модели, команда WMAP определила время важных вселенских событий, включая красное реионизации ; 17 ± 4 смещение красное смещение разделения 1089 разделения ± 1 (и возраст Вселенной на момент 379 +8
−7 тыс. лет ); и красное смещение материи/излучения, равенство 3233 +194
−210 . Они определили, что толщина поверхности последнего рассеяния равна 195 ± 2 по красному смещению, или 118 +3.
−2 тыс . лет . Они определили плотность тока барионов , (2,5 ± 0,1) × 10 ⁻⁷ см ⁻¹ , а отношение барионов к фотонам 6,1 +0,3
−0.2 × 10 ⁻¹⁰ . Обнаружение WMAP ранней реионизации исключило теплую темную материю .

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

три

Трехлетнее изображение фонового космического излучения в формате WMAP (2006 г.)

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

Одни только данные WMAP за 3 года показывают, что во Вселенной должна быть темная материя . Результаты были рассчитаны как только с использованием данных WMAP, так и с использованием сочетания ограничений параметров других инструментов, включая другие эксперименты CMB ( приемник массива болометрических болометров ArcMINute Cosmology (ACBAR), Cosmic Background Imager (CBI) и BOOMERANG ), Sloan Digital Sky Survey ( SDSS), обзор красного смещения галактик 2dF , обзор наследия сверхновых и ограничения на постоянную Хаббла с космического телескопа Хаббла .

Наилучшие космологические параметры по результатам трехлетнего периода WMAP

Параметр	Символ	Лучшее соответствие (только WMAP)
Возраст Вселенной ( Га )	$t_{0}$	13.73 +0.16 −0.15
постоянная Хаббла ( км ⁄ Мпк·с )	$H_{0}$	73.2 +3.1 −3.2
Барионное содержание	$\Omega _{b}h^{2}$	0.0229 ± 0.000 73
Содержание вопроса	$\Omega _{m}h^{2}$	0.1277 +0.0080 −0.0079
Оптическая глубина до реионизации [а]	$\tau$	0.089 ± 0.030
Скалярный спектральный индекс	$n_{s}$	0.958 ± 0.016
Амплитуда колебаний через 8 часов −1 Мпк	$\sigma _{8}$	0.761 +0.049 −0.048
Отношение тензора к скаляру [б]	р	<0,65

[а] ^ Оптическая глубина реионизации улучшилась благодаря измерениям поляризации.
[б] ^ <0,30 в сочетании с данными SDSS . Никаких указаний на негауссовость.

пять

Пятилетнее изображение фонового космического излучения в формате WMAP (2008 г.)

Пятилетние данные WMAP были опубликованы 28 февраля 2008 года. Данные включали новые доказательства космического нейтринного фона , доказательства того, что первым звездам потребовалось более полумиллиарда лет, чтобы реионизировать Вселенную, а также новые ограничения на космическую инфляцию .

Пятилетние спектры полной интенсивности и поляризации по данным WMAP.

Содержание материи/энергии в нынешней Вселенной (вверху) и во время разделения фотонов в рекомбинации эпоху через 380 000 лет после Большого взрыва (внизу)

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

Для удаления переднего плана использовались улучшенные маски. Улучшения в спектрах коснулись третьего акустического пика и поляризационных спектров.

Измерения наложили ограничения на содержимое Вселенной на момент излучения реликтового излучения; в то время 10% Вселенной состояло из нейтрино, 12% из атомов, 15% фотонов и 63% темной материи. Вклад темной энергии в то время был незначительным. Это также ограничивало содержание современной Вселенной; 4,6% атомов, 23% темной материи и 72% темной энергии.

Пятилетние данные WMAP были объединены с измерениями сверхновой типа Ia (SNe) и барионных акустических колебаний (BAO).

Эллиптическая форма карты неба WMAP является результатом проекции Моллвейде .

Наилучшие космологические параметры по пятилетним результатам WMAP

Параметр	Символ	Лучшее соответствие (только WMAP)	Лучшее соответствие (WMAP + SNe + BAO)
Возраст Вселенной (Га)	$t_{0}$	13.69 ± 0.13	13.72 ± 0.12
постоянная Хаббла ( км ⁄ Мпк·с )	$H_{0}$	71.9 +2.6 −2.7	70.5 ± 1.3
Барионное содержание	$\Omega _{b}h^{2}$	0.022 73 ± 0.000 62	0.022 67 +0.000 58 −0.000 59
Содержание холодной темной материи	$\Omega _{c}h^{2}$	0.1099 ± 0.0062	0.1131 ± 0.0034
темной энергии Содержание	$\Omega _{\Lambda }$	0.742 ± 0.030	0.726 ± 0.015
Оптическая глубина до реионизации	$\tau$	0.087 ± 0.017	0.084 ± 0.016
Скалярный спектральный индекс	$n_{s}$	0.963 +0.014 −0.015	0.960 ± 0.013
Проведение спектрального индекса	$dn_{s}/dlnk$	−0.037 ± 0.028	−0.028 ± 0.020
Амплитуда колебаний через 8 часов −1 Мпк	$\sigma _{8}$	0.796 ± 0.036	0.812 ± 0.026
Полная плотность Вселенной	$\Omega _{tot}$	1.099 +0.100 −0.085	1.0050 +0.0060 −0.0061
Отношение тензора к скаляру	р	<0,43	<0,22

Данные накладывают ограничения на значение отношения тензора к скаляру r <0,22 (вероятность 95%), что определяет уровень, на котором гравитационные волны влияют на поляризацию реликтового излучения, а также накладывает ограничения на количество первичных не -гауссовость . ограничения были наложены на красное смещение реионизации, которое составляет 10,9 ± 1,4 , красное смещение 1 разделения 090,88 ± Улучшенные 0,72 ( а также возраст Вселенной на момент разделения 376,971 +3,162 ).
−3,167 тыс. лет ) и красное смещение материи/радиационного равенства, 3253 +89
−87 .

Каталог внегалактических источников был расширен и теперь включает 390 источников, а также обнаружена изменчивость в излучении Марса и Сатурна .

Пятилетние карты на разных частотах из WMAP с передним планом (красная полоса)

23 ГГц	33 ГГц	41 ГГц	61 ГГц	94 ГГц

семь

Изображение фонового космического излучения в формате WMAP за 7 лет (2010 г.)

Данные WMAP за семь лет были опубликованы 26 января 2010 года. В рамках этого выпуска были расследованы претензии о несоответствии стандартной модели. Было показано, что большинство из них не являются статистически значимыми и, вероятно, обусловлены апостериорным отбором (когда человек видит странное отклонение, но не может должным образом оценить, насколько усердно он искал; отклонение с вероятностью 1:1000 обычно обнаруживается, если попытаться тысячу раз). Для отклонений, которые все же остаются, альтернативных космологических идей не существует (например, по-видимому, существуют корреляции с полюсом эклиптики). Наиболее вероятно, что это связано с другими эффектами: в отчете упоминаются неопределенности в точной форме луча и другие возможные небольшие остающиеся инструментальные и аналитические проблемы.

Другим важным подтверждением является общее количество материи/энергии во Вселенной в виде темной энергии – 72,8% (в пределах 1,6%) в качестве нечастичного фона и темной материи – 22,7% (в пределах 1,4%). небарионной (субатомной) энергии «частиц». В результате количество материи или барионных частиц (атомов) составляет всего 4,56% (в пределах 0,16%).

Наилучшие космологические параметры на основе семилетних результатов WMAP

Параметр	Символ	Лучшее соответствие (только WMAP)	Лучше всего подходит (WMAP + BAO + Ч 0 )
Возраст Вселенной (Га)	$t_{0}$	13.75 ± 0.13	13.75 ± 0.11
постоянная Хаббла ( км ⁄ Мпк·с )	$H_{0}$	71.0 ± 2.5	70.4 +1.3 −1.4
Барионная плотность	$\Omega _{b}$	0.0449 ± 0.0028	0.0456 ± 0.0016
Физическая барионная плотность	$\Omega _{b}h^{2}$	0.022 58 +0.000 57 −0.000 56	0.022 60 ± 0.000 53
темной материи Плотность	$\Omega _{c}$	0.222 ± 0.026	0.227 ± 0.014
Физическая темной материи плотность	$\Omega _{c}h^{2}$	0.1109 ± 0.0056	0.1123 ± 0.0035
темной энергии Плотность	$\Omega _{\Lambda }$	0.734 ± 0.029	0.728 +0.015 −0.016
Амплитуда колебаний через 8 часов −1 Мпк	$\sigma _{8}$	0.801 ± 0.030	0.809 ± 0.024
Скалярный спектральный индекс	$n_{s}$	0.963 ± 0.014	0.963 ± 0.012
реионизации Оптическая глубина	$\tau$	0.088 ± 0.015	0.087 ± 0.014
*Общая плотность Вселенной.	$\Omega _{tot}$	1.080 +0.093 −0.071	1.0023 +0.0056 −0.0054
*Отношение тензора к скаляру, k 0 = 0,002 Мпк. −1	р	<0,36 (95% CL)	<0,24 (95% CL)
*Прогон спектрального индекса, k 0 = 0,002 Мпк. −1	$dn_{s}/d\ln k$	−0.034 ± 0.026	−0.022 ± 0.020
Примечание: * = Параметры для расширенных моделей. (параметры устанавливают пределы отклонений из модели Lambda-CDM )

Карты-семилетки на разных частотах из WMAP с передним планом (красная полоса)

23 ГГц	33 ГГц	41 ГГц	61 ГГц	94 ГГц

девять

Изображение фонового космического излучения в формате WMAP за 9 лет (2012 г.)

29 декабря 2012 года были опубликованы данные WMAP за девять лет и соответствующие изображения. колебания температуры длительностью 13,772 ± 0,059 миллиарда лет и температурный диапазон ± 200 микрокельвинов . На изображении показаны Кроме того, исследование показало, что ранняя Вселенная на 95% состоит из темной материи и темной энергии , кривизна пространства составляет менее 0,4% от «плоской», а Вселенная возникла из космических темных веков «около 400 миллионов лет назад». после Большого взрыва .

Наилучшие космологические параметры по результатам девятилетних исследований WMAP

Параметр	Символ	Лучшее соответствие (только WMAP)	Лучшее соответствие (WMAP + eCMB + BAO + H 0 )
Возраст Вселенной (Га)	$t_{0}$	13.74 ± 0.11	13.772 ± 0.059
постоянная Хаббла ( км ⁄ Мпк·с )	$H_{0}$	70.0 ± 2.2	69.32 ± 0.80
Барионная плотность	$\Omega _{b}$	0.0463 ± 0.0024	0.046 28 ± 0.000 93
Физическая барионная плотность	$\Omega _{b}h^{2}$	0.022 64 ± 0.000 50	0.022 23 ± 0.000 33
холодной темной материи Плотность	$\Omega _{c}$	0.233 ± 0.023	0.2402 +0.0088 −0.0087
Физическая холодной темной материи плотность	$\Omega _{c}h^{2}$	0.1138 ± 0.0045	0.1153 ± 0.0019
темной энергии Плотность	$\Omega _{\Lambda }$	0.721 ± 0.025	0.7135 +0.0095 −0.0096
Колебания плотности через 8 часов −1 Мпк	$\sigma _{8}$	0.821 ± 0.023	0.820 +0.013 −0.014
Скалярный спектральный индекс	$n_{s}$	0.972 ± 0.013	0.9608 ± 0.0080
реионизации Оптическая глубина	$\tau$	0.089 ± 0.014	0.081 ± 0.012
Кривизна	1 $-$ $\Omega _{\rm {tot}}$	−0.037 +0.044 −0.042	−0.0027 +0.0039 −0.0038
Отношение тензора к скаляру (k 0 = 0,002 Мпк −1 )	р	<0,38 (95% CL)	<0,13 (95% CL)
Бегущий скалярный спектральный индекс	$dn_{s}/d\ln k$	−0.019 ± 0.025	−0.023 ± 0.011

Основной результат

Интервью с Чарльзом Беннеттом и Лайманом Пейджем о WMAP

Главный результат миссии содержится в различных овальных картах разницы температур реликтового излучения. Эти овальные изображения представляют распределение температуры, полученное командой WMAP на основе наблюдений телескопа во время миссии. Измеряется температура, полученная на основе согласно закону Планка интерпретации микроволнового фона . Овальная карта охватывает все небо. Результаты представляют собой снимок Вселенной примерно через 375 000 лет после Большого взрыва , который произошел около 13,8 миллиардов лет назад. Микроволновой фон очень однороден по температуре (относительные отклонения от среднего значения, которое в настоящее время все еще составляет 2,7 К, составляют всего лишь порядка 5 × 10 ⁻⁵ ). Колебания температуры, соответствующие локальным направлениям, представлены разными цветами («красные» направления горячее, «синие» направления холоднее среднего).

Последующие миссии

Сравнение CMB результатов COBE , WMAP и Planck – 21 марта 2013 г.

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 кораблю в общей сложности 9 лет наблюдений, которые закончились в августе 2010 года. а в октябре 2010 года космический корабль был переведен на гелиоцентрическую «кладбищную» орбиту .

Космический корабль «Планк» 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 воздушные инструменты также внесли свой вклад в CMB, и для этого создаются другие. Многие из них направлены на поиск поляризации B-моды, ожидаемой от простейших моделей инфляции, включая The E and B Experiment (EBEX), Spider , BICEP и Keck Array (BICEP2), Keck , QUIET , Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS). ), Южнополярный телескоп (СПТпол) и другие.

21 марта 2013 года исследовательская группа под руководством Европы, стоящая за космическим кораблем «Планк», опубликовала карту космического микроволнового фона миссии по всему небу. Карта предполагает, что Вселенная немного старше, чем считалось ранее. Согласно карте, тонкие колебания температуры были запечатлены в глубоком небе, когда космосу было около 370 000 лет. Отпечаток отражает пульсации, возникшие еще в период существования Вселенной, в первый немиллионный (10-й) период существования Вселенной. ⁻³⁰ ) секунды. По-видимому, эта рябь породила нынешнюю обширную космическую сеть 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 миссия Планк опубликовала новые данные, согласно которым возраст Вселенной составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет, а постоянная Хаббла — 67,74 ± 0,46 (км/с)/Мпк .

См. также

• Программа исследователей
• Прославленный проект
• Список экспериментов с космическим микроволновым фоном
• Список программного обеспечения для космологических вычислений
• S150 Галактическое рентгеновское картирование

Ссылки

Первоисточники

• Беннетт, К.; и др. (2003). «Миссия по исследованию микроволновой анизотропии (MAP)». Астрофизический журнал . 583 (1): 1–23. arXiv : astro-ph/0301158 . Бибкод : 2003ApJ...583....1B . дои : 10.1086/345346 . S2CID   8530058 .
• Беннетт, К.; и др. (2003). «Наблюдения первокурсников микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP): излучение на переднем плане». Приложение к астрофизическому журналу . 148 (1): 97–117. arXiv : astro-ph/0302208 . Бибкод : 2003ApJS..148...97B . дои : 10.1086/377252 . S2CID   10612050 .
• Хиншоу, Г.; и др. (2007). «Трехлетние наблюдения микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP1): температурный анализ». Приложение к астрофизическому журналу . 170 (2): 288–334. arXiv : astro-ph/0603451 . Бибкод : 2007ApJS..170..288H . дои : 10.1086/513698 . S2CID   15554608 .
• Хиншоу, Г.; и др. (февраль 2009 г.). «Пятилетние наблюдения микроволновой анизотропии Уилкинсона: обработка данных, карты неба и основные результаты». Приложение к астрофизическому журналу . 180 (2). Сотрудничество WMAP: 225–245. arXiv : 0803.0732 . Бибкод : 2009ApJS..180..225H . дои : 10.1088/0067-0049/180/2/225 . S2CID   3629998 .
• «Микроволновой зонд анизотропии Уилкинсона (WMAP): пояснительное приложение за пять лет» (PDF) . 20 марта 2008 г.
• Сейфе, Чарльз (2003). «Прорыв года: Освещая темную вселенную» . Наука . 302 (5653): 2038–2039. дои : 10.1126/science.302.5653.2038 . ПМИД   14684787 . S2CID   120116611 .
• Спергель, Д.Н.; и др. (2003). «Наблюдения первокурсника Уилкинсона с помощью микроволнового зонда анизотропии (WMAP): определение космологических параметров». Приложение к астрофизическому журналу . 148 (1): 175–194. arXiv : astro-ph/0302209 . Бибкод : 2003ApJS..148..175S . дои : 10.1086/377226 . S2CID   10794058 .
• Сергель, Д.Н.; и др. (2007). «Трехлетние наблюдения микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP): последствия для космологии». Приложение к астрофизическому журналу . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph/0603449 . Бибкод : 2007ApJS..170..377S . дои : 10.1086/513700 . S2CID   1386346 .
• Комацу; Данкли; Нольта; Беннетт; Золото; Хиншоу; Ярошик; Ларсон; и др. (2009). «Пятилетние наблюдения микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP): космологическая интерпретация». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 180 (2): 330–376. arXiv : 0803.0547 . Бибкод : 2009ApJS..180..330K . дои : 10.1088/0067-0049/180/2/330 . S2CID   119290314 .

Дальнейшее чтение

• Беннетт, Чарльз (2007). «Зонд микроволновой анизотропии Уилкинсона» . Схоларпедия . 2 (10): 4731. Бибкод : 2007SchpJ...2.4731B . doi : 10.4249/scholarpedia.4731 .

Внешние ссылки

• Оценка вселенной
• Свечение Большого взрыва намекает на воронкообразную Вселенную , New Scientist , 15 апреля 2004 г.
• НАСА, 16 марта 2006 г. Пресс-релиз WMAP, посвященный инфляции. Архивировано 22 ноября 2013 г. в Wayback Machine.
• Сейфе, Чарльз (2003). «Рецепт Вселенной манит благодаря нанесенным на карту ингредиентам». Наука . 300 (5620): 730–731. дои : 10.1126/science.300.5620.730 . ПМИД   12730575 . S2CID   585072 .