Sonda per anisotropia a microonde Wilkinson - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

Sonda per anisotropia a microonde Wilkinson
navicella spaziale WMAP.jpg
Rappresentazione artistica di WMAP
nomi MAP
Explorer 80
Tipo di missione Astronomia CMBR
Operatore NASA
ID COSPAR 2001-027A
SATCAT n. 26859
Sito web map.gsfc.nasa.gov
Durata della missione 9 anni, 1 mese, 2 giorni (dal lancio alla fine della raccolta dei dati scientifici)
Proprietà del veicolo spaziale
Produttore NASA  / NRAO
Massa di lancio 835 chilogrammi (1.841 libbre)
Massa secca 763 chilogrammi (1.682 libbre)
Dimensioni 3,6 m × 5,1 m (12 piedi × 17 piedi)
Potenza 419 W
Inizio della missione
Ora di pranzo 19:46:46, 30 giugno 2001 (UTC) ( 2001-06-30T19:46:46Z )
Razzo Delta II 7425-10
Sito di lancio Cape Canaveral SLC-17
Fine della missione
Disposizione passivato
disattivato Ricevuto ultimo comando il 20 ottobre 2010 ; ultimi dati trasmessi 19 agosto 2010 ( 2010-10-20 )
Parametri orbitali
Sistema di riferimento L 2  punti
Regime Lissajous
Telescopio principale
Tipo gregoriano
Diametro 1,4 m × 1,6 m (4,6 piedi × 5,2 piedi)
lunghezze d'onda da 23 GHz a 94 GHz
Strumenti
WMAP collage.jpg
Collage della NASA di immagini relative a WMAP (veicolo spaziale, spettro CMB e immagine di sfondo)
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La Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ), originariamente conosciuta come Microwave Anisotropy Probe ( MAP ), è un veicolo spaziale inattivo senza equipaggio operativo dal 2001 al 2010 che misurava le differenze di temperatura nel cielo nel fondo cosmico a microonde  (CMB) - il calore radiante rimanente dal Big Bang . Diretta dal professor Charles L. Bennett della Johns Hopkins University , la missione è stata sviluppata in una partnership congiunta tra il Goddard Space Flight Center della NASA e la Princeton University . La navicella spaziale WMAP è stata lanciata il 30 giugno 2001 dalla Florida. La missione WMAP è succeduta alla missione spaziale COBE ed è stata la seconda navicella spaziale di classe media (MIDEX) nel programma NASA Explorers . Nel 2003, MAP è stato ribattezzato WMAP in onore del cosmologo David Todd Wilkinson (1935-2002), che era stato membro del team scientifico della missione. Dopo nove anni di attività, WMAP è stato disattivato nel 2010, in seguito al lancio della navicella spaziale Planck più avanzata da parte dell'Agenzia spaziale europea nel 2009.

Le misurazioni di WMAP hanno svolto un ruolo chiave nello stabilire l'attuale modello standard della cosmologia: il modello Lambda-CDM . I dati WMAP si adattano molto bene a un universo dominato dall'energia oscura sotto forma di costante cosmologica . Anche altri dati cosmologici sono coerenti e insieme vincolano strettamente il Modello. Nel modello Lambda-CDM dell'universo, l' età dell'universo è13,772 ± 0,059 miliardi di anni. La determinazione dell'età dell'universo da parte della missione WMAP ha una precisione migliore dell'1%. L'attuale tasso di espansione dell'universo è (vedi costante di Hubble )69,32 ± 0,80 km·s −1 ·Mpc −1 . Il contenuto dell'universo è attualmente costituito da4,628% ± 0,093% di materia barionica ordinaria ;24,02%+0,88%
-0,87%
materia oscura fredda (CDM) che non emette né assorbe luce; e71,35%+0,95%
-0,96%
di energia oscura sotto forma di una costante cosmologica che accelera l' espansione dell'universo . Meno dell'1% del contenuto attuale dell'universo è nei neutrini, ma le misurazioni del WMAP hanno scoperto, per la prima volta nel 2008, che i dati preferiscono l'esistenza di un fondo cosmico di neutrini con un numero effettivo di specie di neutrini di3,26 ± 0,35 . Il contenuto punta a una geometria piana euclidea , con curvatura ( ) di-0,0027+0,0039
-0,0038
. Le misurazioni WMAP supportano anche il paradigma dell'inflazione cosmica in diversi modi, inclusa la misurazione della planarità.

La missione ha vinto diversi premi: secondo la rivista Science , il WMAP è stato il Breakthrough of the Year per il 2003 . I risultati di questa missione sono stati il ​​primo e il secondo nell'elenco "Super Hot Papers in Science Since 2003". Dei documenti di fisica e astronomia più referenziati di tutti i tempi nel database INSPIRE-HEP , solo tre sono stati pubblicati dal 2000 e tutti e tre sono pubblicazioni WMAP. Bennett, Lyman A. Page Jr. e David N. Spergel, quest'ultimo entrambi della Princeton University, hanno condiviso lo Shaw Prize 2010 in astronomia per il loro lavoro su WMAP. Bennett e il team scientifico di WMAP hanno ricevuto il Premio Gruber 2012 in cosmologia. Il premio Breakthrough 2018 in fisica fondamentale è stato assegnato a Bennett, Gary Hinshaw, Norman Jarosik, Page, Spergel e al team scientifico di WMAP.

A partire da ottobre 2010, la navicella spaziale WMAP è abbandonata in un'orbita eliocentrica di un cimitero dopo 9 anni di operazioni. Tutti i dati WMAP vengono rilasciati al pubblico e sono stati oggetto di un attento esame. L'ultimo rilascio ufficiale dei dati è stato il rilascio di nove anni nel 2012.

Alcuni aspetti dei dati sono statisticamente insoliti per il Modello Standard della Cosmologia. Ad esempio, la misura più grande su scala angolare, il momento di quadrupolo , è leggermente inferiore a quanto previsto dal Modello, ma questa discrepanza non è altamente significativa. Un grande punto freddo e altre caratteristiche dei dati sono statisticamente più significative e la ricerca continua su questi.

obiettivi

La linea temporale dell'universo, dal Big Bang al WMAP

L'obiettivo del WMAP era misurare le differenze di temperatura nella radiazione di fondo cosmico a microonde (CMB) . Le anisotropie furono poi usate per misurare la geometria, il contenuto e l' evoluzione dell'universo ; e per testare il modello del Big Bang e la teoria dell'inflazione cosmica . Per questo, la missione ha creato una mappa dell'intero cielo della CMB, con una risoluzione di 13 minuti d'arco tramite l'osservazione multifrequenza. La mappa ha richiesto il minor numero di errori sistematici , nessun rumore di pixel correlato e una calibrazione accurata, per garantire un'accuratezza della scala angolare maggiore della sua risoluzione. La mappa contiene 3.145.728 pixel e utilizza lo schema HEALPix per pixelizzare la sfera. Il telescopio ha anche misurato la polarizzazione in modalità E del CMB e la polarizzazione in primo piano. La sua durata è stata di 27 mesi; 3 per raggiungere la posizione L 2 e 2 anni di osservazione.

Un confronto della sensibilità di WMAP con COBE e Penzias e il telescopio di Wilson . Dati simulati.

Sviluppo

La missione MAP è stata proposta alla NASA nel 1995, selezionata per lo studio di definizione nel 1996 e approvata per lo sviluppo nel 1997.

Il WMAP è stato preceduto da due missioni di osservazione della CMB; (i) il RELIKT-1 sovietico che ha riportato le misurazioni del limite superiore delle anisotropie CMB e (ii) il satellite COBE statunitense che per primo ha riportato fluttuazioni CMB su larga scala. Il WMAP era 45 volte più sensibile, con 33 volte la risoluzione angolare del suo predecessore satellitare COBE. La successiva missione European Planck (operativa 2009-2013) aveva una risoluzione e una sensibilità più elevate rispetto a WMAP e osservata in 9 bande di frequenza anziché 5 di WMAP, consentendo modelli astrofisici in primo piano migliorati.

Navicella spaziale

Diagramma del veicolo spaziale WMAP

Gli specchi riflettenti primari del telescopio sono una coppia di parabole gregoriani di 1,4 m × 1,6 m (rivolti in direzioni opposte), che focalizzano il segnale su una coppia di specchi riflettenti secondari di 0,9 m × 1,0 m. Sono sagomati per prestazioni ottimali: un guscio in fibra di carbonio su un nucleo in Korex , rivestito con uno strato sottile di alluminio e ossido di silicio . I riflettori secondari trasmettono i segnali ai feedhorn corrugati che si trovano su una scatola di array sul piano focale sotto i riflettori primari.

Illustrazione dei ricevitori WMAP

I ricevitori sono radiometri differenziali sensibili alla polarizzazione che misurano la differenza tra due raggi del telescopio. Il segnale viene amplificato con amplificatori HEMT a basso rumore , costruiti dall'Osservatorio Nazionale di RadioAstronomia . Ci sono 20 feed, 10 in ogni direzione, da cui un radiometro raccoglie un segnale; la misura è la differenza nel segnale del cielo da direzioni opposte. L' azimut di separazione direzionale è di 180 gradi; l'angolo totale è di 141 gradi. Per migliorare la sottrazione dei segnali in primo piano dalla nostra galassia, la Via Lattea , il WMAP ha utilizzato cinque bande di radiofrequenza discrete, da 23 GHz a 94 GHz.

Proprietà di WMAP a diverse frequenze
Proprietà banda K Ka-band Q-band banda V Banda W
Lunghezza d'onda centrale (mm) 13 9.1 7.3 4.9 3.2
Frequenza centrale ( GHz ) 23 33 41 61 94
Larghezza di banda (GHz) 5,5 7.0 8.3 14.0 20,5
Dimensione del fascio (minuti d'arco) 52,8 39,6 30.6 21 13.2
Numero di radiometri 2 2 4 4 8
Temperatura impianto ( K ) 29 39 59 92 145
Sensibilità (mKs ) 0.8 0.8 1.0 1.2 1.6

La base del WMAP è un array di pannelli solari di 5,0 m di diametro che mantiene gli strumenti in ombra durante le osservazioni CMB (mantenendo il velivolo costantemente inclinato di 22 gradi rispetto al Sole). Sopra l'array siedono un ponte inferiore (che supporta i componenti caldi) e un ponte superiore. I componenti freddi del telescopio: la matrice sul piano focale e gli specchi, sono separati dai componenti caldi con un guscio di isolamento termico cilindrico lungo 33 cm in cima al ponte.

I radiatori termici passivi raffreddano il WMAP a circa 90 K (-183,2 ° C; -297,7 ° F); sono collegati agli amplificatori a basso rumore . Il telescopio consuma 419 W di potenza. I riscaldatori del telescopio disponibili sono riscaldatori di sopravvivenza di emergenza e c'è un riscaldatore del trasmettitore, utilizzato per riscaldarli quando sono spenti. La temperatura del veicolo spaziale WMAP è monitorata con termometri a resistenza di platino .

La calibrazione del WMAP viene effettuata con il dipolo CMB e misure di Giove ; i modelli di raggio sono misurati rispetto a Giove. I dati del telescopio vengono trasmessi giornalmente tramite un transponder a 2 GHz che fornisce un downlink a 667 kbit/s a una stazione del Deep Space Network di 70 m . La navicella ha due transponder, uno di riserva ridondante; sono minimamente attivi – circa 40 minuti al giorno – per ridurre al minimo le interferenze in radiofrequenza . La posizione del telescopio è mantenuta, nei suoi tre assi, da tre ruote di reazione , giroscopi , due inseguitori stellari e sensori solari, ed è pilotata da otto propulsori a idrazina .

Lancio, traiettoria e orbita

Animazione di WMAP 's traiettoria
Vista obliqua
Visto dalla Terra
   Terra  ·   WMAP

Il veicolo spaziale WMAP è arrivato al Kennedy Space Center il 20 aprile 2001. Dopo essere stato testato per due mesi, è stato lanciato tramite il razzo Delta II 7425 il 30 giugno 2001. Ha iniziato a funzionare con la sua potenza interna cinque minuti prima del suo lancio e ha continuato a funzionare fino al dispiegamento dell'array di pannelli solari. Il WMAP è stato attivato e monitorato mentre si raffreddava. Il 2 luglio ha iniziato a funzionare, prima con i test in volo (dal lancio fino al 17 agosto), quindi ha iniziato un lavoro formale e costante. In seguito, effettuato tre cicli di fase Terra-Luna, che misura i suoi lobi laterali , poi volato dalla Luna il 30 luglio, in rotta verso la Terra-Sole L 2 punto lagrangiano , arrivando il 1 ° ottobre del 2001, diventando la missione di osservazione prima CMB pubblicato lì.

La localizzazione del veicolo spaziale a Lagrange 2 , (1,5 milioni di chilometri dalla Terra) lo stabilizza termicamente e riduce al minimo le emissioni contaminanti solari, terrestri e lunari registrate. Per vedere l'intero cielo, senza guardare il Sole, il WMAP traccia un percorso intorno a L 2 in un'orbita di Lissajous ca. Da 1,0 gradi a 10 gradi, con un periodo di 6 mesi. Il telescopio ruota una volta ogni 2 minuti e 9 secondi (0.464 giri/min) e precede alla velocità di 1 giro all'ora. Il WMAP ha misurato l'intero cielo ogni sei mesi e ha completato la sua prima osservazione a cielo intero nell'aprile 2002.

Sottrazione della radiazione in primo piano

Il WMAP ha osservato in cinque frequenze, consentendo la misurazione e la sottrazione della contaminazione in primo piano (dalla Via Lattea e da fonti extragalattiche) della CMB. I principali meccanismi di emissione sono la radiazione di sincrotrone e l'emissione libera (che domina le frequenze più basse) e le emissioni di polveri astrofisiche (che dominano le frequenze più alte). Le proprietà spettrali di queste emissioni contribuiscono in misura diversa alle cinque frequenze, permettendone così l'identificazione e la sottrazione.

La contaminazione in primo piano viene rimossa in diversi modi. Innanzitutto, sottrai le mappe di emissione esistenti dalle misurazioni del WMAP; secondo, utilizzare i valori spettrali noti dei componenti per identificarli; terzo, adattare simultaneamente i dati di posizione e spettri dell'emissione in primo piano, utilizzando set di dati aggiuntivi. La contaminazione in primo piano è stata ridotta utilizzando solo le porzioni di mappa a cielo intero con la minima contaminazione in primo piano, mascherando le restanti porzioni di mappa.

I modelli quinquennali di emissione in primo piano, a frequenze diverse. Rosso = Sincrotrone; Verde = libero-libero; Blu = polvere termica.
23 GHz 33 GHz 41 GHz 61 GHz 94 GHz
23 GHz 33 GHz 41 GHz 61 GHz 94 GHz

Misure e scoperte

Rilascio dati di un anno

Immagine WMAP di un anno della radiazione cosmica di fondo (2003).

L'11 febbraio 2003, la NASA ha pubblicato i dati WMAP del primo anno. Sono state presentate le ultime età calcolate e la composizione dell'universo primordiale. Inoltre, è stata presentata un'immagine dell'universo primordiale, che "contiene dettagli così sorprendenti, che potrebbe essere uno dei risultati scientifici più importanti degli ultimi anni". I dati appena rilasciati superano le precedenti misurazioni CMB.

Sulla base del modello Lambda-CDM , il team WMAP ha prodotto parametri cosmologici dai risultati del primo anno del WMAP. Di seguito sono riportati tre set; il primo e il secondo set sono dati WMAP; la differenza è l'aggiunta di indici spettrali, previsioni di alcuni modelli inflazionistici. Il terzo set di dati combina i vincoli WMAP con quelli di altri esperimenti CMB ( ACBAR e CBI ) e i vincoli del 2dF Galaxy Redshift Survey e le misurazioni della foresta Lyman alpha . Ci sono degenerazioni tra i parametri, la più significativa è tra e ; gli errori forniti sono al 68% di confidenza.

Parametri cosmologici best-fit dai risultati di un anno del WMAP
Parametro Simbolo Migliore vestibilità (solo WMAP) Best fit (WMAP, parametro extra) Best fit (tutti i dati)
Età dell'universo ( Ga ) 13,4 ± 0,3 13,7 ± 0,2
Costante di Hubble ( kmMpc ·s ) 72 ± 5 70 ± 5 71+4
-3
contenuto barionico 0,024 ± 0,001 0,023 ± 0,002 0,0224 ± 0,0009
Contenuto della materia 0,14 ± 0,02 0,14 ± 0,02 0,135+0,008
-0,009
Profondità ottica alla reionizzazione 0,166+0.076
-0.071
0,20 ± 0,07 0,17 ± 0,06
Ampiezza UN 0,9 ± 0,1 0,92 ± 0,12 0.83+0.09
-0.08
Indice spettrale scalare 0,99 ± 0,04 0,93 ± 0,07 0,93 ± 0,03
Esecuzione dell'indice spettrale -0,047 ± 0,04 -0.031+0.016
-0.017
Ampiezza di fluttuazione a 8h −1 Mpc 0,9 ± 0,1 0,84 ± 0,04
Densità totale dell'universo 1,02 ± 0,02

Utilizzando i dati e i modelli teorici più idonei, il team WMAP ha determinato i tempi di importanti eventi universali, incluso il redshift della reionizzazione ,17 ± 4 ; il redshift del disaccoppiamento ,1089 ± 1 (e l'età dell'universo al momento del disaccoppiamento,379+8
−7
 kyr
); e il redshift dell'uguaglianza materia/radiazione,3233+194
−210
. Hanno determinato lo spessore della superficie dell'ultima dispersione da essere195 ± 2 in redshift, o118+3
-2
 kyr
. Hanno determinato la densità di corrente dei barioni ,(2,5 ± 0,1) × 10 -7  cm -1 , e il rapporto tra barioni e fotoni,6.1+0.3
−0.2
× 10 -10
. Il rilevamento da parte del WMAP di una reionizzazione precoce escludeva la materia oscura calda .

Il team ha anche esaminato le emissioni della Via Lattea alle frequenze WMAP, producendo un catalogo di sorgenti di 208 punti .

Rilascio dei dati a tre anni

Immagine WMAP triennale della radiazione cosmica di fondo (2006).

I dati WMAP triennali sono stati rilasciati il ​​17 marzo 2006. I dati includevano le misurazioni della temperatura e della polarizzazione del CMB, che hanno fornito un'ulteriore conferma del modello standard Lambda-CDM piatto e nuove prove a sostegno dell'inflazione .

I soli dati WMAP di 3 anni mostrano che l'universo deve avere materia oscura . I risultati sono stati calcolati sia utilizzando solo dati WMAP, sia anche con un mix di vincoli di parametri da altri strumenti, inclusi altri esperimenti CMB ( ACBAR , CBI e BOOMERANG ), SDSS , il 2dF Galaxy Redshift Survey , il Supernova Legacy Survey e vincoli su Hubble costante dal telescopio spaziale Hubble .

Parametri cosmologici best-fit dai risultati triennali del WMAP
Parametro Simbolo Migliore vestibilità (solo WMAP)
Età dell'universo ( Ga ) 13.73+0,16
-0,15
Costante di Hubble ( kmMpc·s ) 73.2+3.1
−3.2
contenuto barionico 0,0229 ± 0,000 73
Contenuto della materia 0,1277+0,0080
-0,0079
Profondità ottica alla reionizzazione 0,089 ± 0,030
Indice spettrale scalare 0,958 ± 0,016
Ampiezza di fluttuazione a 8h −1 Mpc 0,761+0.049
-0.048
Rapporto tensore/scalare R < 0,65

[a] ^ Profondità ottica alla reionizzazione migliorata grazie alle misurazioni della polarizzazione.
[b] ^ < 0,30 se combinato con i dati SDSS . Nessuna indicazione di non gaussianietà.

Rilascio dati quinquennale

Immagine WMAP quinquennale della radiazione cosmica di fondo (2008).

I dati WMAP quinquennali sono stati rilasciati il ​​28 febbraio 2008. I dati includevano nuove prove per lo sfondo dei neutrini cosmici , prove che ci vollero oltre mezzo miliardo di anni perché le prime stelle reionizzassero l'universo e nuovi vincoli sull'inflazione cosmica .

Gli spettri a cinque anni di intensità totale e polarizzazione di WMAP
Contenuto di materia/energia nell'universo attuale (in alto) e al momento del disaccoppiamento dei fotoni nell'epoca di ricombinazione 380.000 anni dopo il Big Bang (in basso)

Il miglioramento dei risultati è derivato sia dall'avere 2 anni in più di misurazioni (il set di dati va dalla mezzanotte del 10 agosto 2001 alla mezzanotte del 9 agosto 2006), sia dall'utilizzo di tecniche di elaborazione dei dati migliorate e da una migliore caratterizzazione del strumento, in particolare delle forme del fascio. Utilizzano anche le osservazioni a 33 GHz per la stima dei parametri cosmologici; in precedenza erano stati utilizzati solo i canali a 41 GHz e 61 GHz.

Sono state utilizzate maschere migliorate per rimuovere i primi piani. I miglioramenti agli spettri sono stati nel 3° picco acustico e negli spettri di polarizzazione.

Le misurazioni mettono dei vincoli sul contenuto dell'universo al momento dell'emissione del CMB; all'epoca il 10% dell'universo era costituito da neutrini, il 12% da atomi, il 15% da fotoni e il 63% da materia oscura. Il contributo dell'energia oscura all'epoca era trascurabile. Ha anche vincolato il contenuto dell'universo attuale; 4,6% di atomi, 23% di materia oscura e 72% di energia oscura.

I dati quinquennali WMAP sono stati combinati con misurazioni di supernova di tipo Ia (SNe) e oscillazioni acustiche bariniche (BAO).

La forma ellittica della skymap WMAP è il risultato di una proiezione di Mollweide .

Parametri cosmologici best-fit dai risultati quinquennali di WMAP
Parametro Simbolo Migliore vestibilità (solo WMAP) Migliore vestibilità (WMAP + SNe + BAO)
Età dell'universo (Ga) 13.69 ± 0.13 13.72 ± 0.12
Costante di Hubble ( kmMpc·s ) 71,9+2,6
-2,7
70,5 ± 1,3
contenuto barionico 0,022 73 ± 0,000 62 0,022 67+0.000 58
−0.000 59
Contenuto di materia oscura fredda 0,1099 ± 0,0062 0,1131 ± 0,0034
Contenuto di energia oscura 0,742 ± 0,030 0,726 ± 0,015
Profondità ottica alla reionizzazione 0,087 ± 0,017 0,084 ± 0,016
Indice spettrale scalare 0,963+0.014
-0.015
0,960 ± 0,013
Esecuzione dell'indice spettrale -0,037 ± 0,028 -0,028 ± 0,020
Ampiezza di fluttuazione a 8h −1 Mpc 0,796 ± 0,036 0,812 ± 0,026
Densità totale dell'universo 1.099+0.100
−0.085
1.0050+0,0060
-0,0061
Rapporto tensore/scalare R < 0,43 < 0,22

I dati pongono dei limiti al valore del rapporto tensore-scalare, r < 0,22 (95% di certezza), che determina il livello al quale le onde gravitazionali influenzano la polarizzazione del CMB, e pone anche limiti alla quantità di primordiali non -gaussianità . Sono stati posti vincoli migliorati al redshift della reionizzazione, che è10,9 ± 1,4 , il redshift del disaccoppiamento ,1 090 .88 ± 0,72 (così come l'età dell'universo a disaccoppiamento,376.971+3.162
−3.167
 kyr
) e il redshift dell'uguaglianza materia/radiazione,3253+89
−87
.

Il catalogo delle fonti extragalattiche è stato ampliato per includere 390 fonti ed è stata rilevata una variabilità nell'emissione da Marte e Saturno .

Le mappe quinquennali a frequenze diverse da WMAP con i primi piani (la banda rossa)
23 GHz 33 GHz 41 GHz 61 GHz 94 GHz
23 GHz 33 GHz 41 GHz 61 GHz 94 GHz

Rilascio dei dati a sette anni

Immagine WMAP di 7 anni della radiazione cosmica di fondo (2010).

I dati WMAP di sette anni sono stati rilasciati il ​​26 gennaio 2010. Come parte di questo rilascio, sono state esaminate le richieste di incongruenze con il modello standard. La maggior parte si è dimostrata non statisticamente significativa e probabilmente a causa di una selezione a posteriori (dove si vede una strana deviazione, ma non si considera correttamente quanto si sta cercando; una deviazione con probabilità 1: 1000 si troverà in genere se si prova mille volte). Per le deviazioni che rimangono, non ci sono idee cosmologiche alternative (per esempio, sembrano esserci correlazioni con il polo dell'eclittica). Sembra molto probabile che questi siano dovuti ad altri effetti, con il rapporto che menziona incertezze nella forma precisa del fascio e altri possibili piccoli problemi strumentali e di analisi rimanenti.

L'altra conferma di maggiore rilevanza è della quantità totale di materia/energia nell'universo sotto forma di energia oscura – 72,8% (entro l'1,6%) come sfondo non “particellare”, e materia oscura – 22,7% (entro l'1,4%) di energia 'particellare' non barionica (subatomica). Questo lascia la materia, o le particelle barioniche (atomi) solo al 4,56% (entro lo 0,16%).

Parametri cosmologici più adatti dai risultati di sette anni di WMAP
Parametro Simbolo Migliore vestibilità (solo WMAP) Migliore vestibilità (WMAP + BAO + H 0 )
Età dell'universo (Ga) 13.75 ± 0.13 13.75 ± 0.11
Costante di Hubble ( kmMpc·s ) 71,0 ± 2,5 70.4+1,3
−1,4
Densità barionica 0,0449 ± 0,0028 0,0456 ± 0,0016
Densità barionica fisica 0,022 58+0.000 57
−0.000 56
0,022 60 ± 0,000 53
Densità della materia oscura 0,222 ± 0,026 0,227 ± 0,014
Densità fisica della materia oscura 0,1109 ± 0,0056 0,1123 ± 0,0035
Densità di energia oscura 0,734 ± 0,029 0,728+0.015
-0.016
Ampiezza di fluttuazione a 8h −1 Mpc 0,801 ± 0,030 0,809 ± 0,024
Indice spettrale scalare 0,963 ± 0,014 0,963 ± 0,012
Profondità ottica di reionizzazione 0,088 ± 0,015 0,087 ± 0,014
*Densità totale dell'universo 1.080+0.093
-0.071
1.0023+0,0056
-0,0054
*Rapporto tensore-scalare, k 0 = 0.002 Mpc −1 R < 0,36 (95% CL) < 0,24 (95% CL)
*Esecuzione dell'indice spettrale, k 0 = 0.002 Mpc −1 -0,034 ± 0,026 -0,022 ± 0,020
Nota: * = Parametri per modelli estesi
(i parametri pongono dei limiti alle deviazioni
dal modello Lambda-CDM )
Le mappe dei sette anni a frequenze diverse da WMAP con i primi piani (la banda rossa)
23 GHz 33 GHz 41 GHz 61 GHz 94 GHz
23 GHz 33 GHz 41 GHz 61 GHz 94 GHz

Rilascio dei dati a nove anni

Immagine WMAP di 9 anni della radiazione cosmica di fondo (2012).

Il 20 dicembre 2012 sono stati rilasciati i dati WMAP di nove anni e le relative immagini. Nell'immagine sono mostrate fluttuazioni di temperatura di 13,772 ± 0,059 miliardi di anni e un intervallo di temperatura di ± 200 micro kelvin . Inoltre, lo studio ha scoperto che il 95% dell'universo primordiale è composto da materia oscura ed energia oscura , la curvatura dello spazio è inferiore allo 0,4 percento di "piatto" e l'universo è emerso dai secoli bui cosmici "circa 400 milioni di anni" dopo il Big Bang .

Parametri cosmologici più adatti dai risultati di nove anni di WMAP
Parametro Simbolo Migliore vestibilità (solo WMAP) Migliore vestibilità (WMAP + eCMB + BAO + H 0 )
Età dell'universo (Ga) 13.74 ± 0.11 13.772 ± 0,059
Costante di Hubble ( kmMpc·s ) 70.0 ± 2.2 69,32 ± 0,80
Densità barionica 0,0463 ± 0,0024 0,046 28 ± 0,000 93
Densità barionica fisica 0,022 64 ± 0,000 50 0,022 23 ± 0,000 33
Densità di materia oscura fredda 0,233 ± 0,023 0.2402+0,0088
-0,0087
Densità fisica della materia oscura fredda 0,1138 ± 0,0045 0,1153 ± 0,0019
Densità di energia oscura 0,721 ± 0,025 0,7135+0,0095
-0,0096
Fluttuazioni di densità a 8h −1 Mpc 0,821 ± 0,023 0,820+0.013
-0.014
Indice spettrale scalare 0,972 ± 0,013 0,9608 ± 0,0080
Profondità ottica di reionizzazione 0,089 ± 0,014 0,081 ± 0,012
Curvatura 1 -0.037+0.044
-0.042
-0,0027+0,0039
-0,0038
Rapporto tensore-scalare (k 0 = 0.002 Mpc −1 ) R < 0,38 (95% CL) < 0,13 (95% CL)
Esecuzione dell'indice spettrale scalare -0,019 ± 0,025 -0,023 ± 0,011

Risultato principale

Interviste con Charles Bennett e Lyman Page su WMAP.

Il risultato principale della missione è contenuto nelle varie mappe ovali delle differenze di temperatura della CMB. Queste immagini ovali presentano la distribuzione della temperatura derivata dal team WMAP dalle osservazioni del telescopio durante la missione. Viene misurata la temperatura ottenuta dall'interpretazione della legge di Planck del fondo a microonde. La mappa ovale copre l'intero cielo. I risultati sono un'istantanea dell'universo circa 375.000 anni dopo il Big Bang , avvenuto circa 13,8 miliardi di anni fa. Il fondo a microonde è molto omogeneo in temperatura (le variazioni relative dalla media, che attualmente è ancora di 2,7 kelvin, sono solo dell'ordine di5 × 10 -5 ). Le variazioni di temperatura corrispondenti alle direzioni locali sono presentate attraverso colori diversi (le direzioni "rosse" sono più calde, le direzioni "blu" più fredde della media).

Missioni successive e misurazioni future

La cronologia originale di WMAP prevedeva due anni di osservazioni; questi sono stati completati entro settembre 2003. Le estensioni della missione sono state concesse nel 2002, 2004, 2006 e 2008 per un totale di 9 anni di osservazione del veicolo spaziale, che si sono conclusi nell'agosto 2010 e nell'ottobre 2010 il veicolo spaziale è stato spostato in un'orbita eliocentrica "cimitero" all'esterno L2, in cui orbita attorno al Sole 14 volte ogni 15 anni.

Confronto dei risultati CMB di COBE , WMAP e Planck – 21 marzo 2013.

La sonda Planck , ha misurato anche il CMB dal 2009 al 2013 e mira a perfezionare le misurazioni effettuate da WMAP, sia in intensità totale che in polarizzazione. Anche vari strumenti a terra e su pallone hanno dato il loro contributo alla CMB, e altri sono in costruzione per farlo. Molti sono finalizzati alla ricerca della polarizzazione B-mode attesa dai più semplici modelli di gonfiaggio, tra cui EBEX , Spider , BICEP2 , Keck , QUIET , CLASS , SPTpol e altri.

Il 21 marzo 2013, il team di ricerca guidato dall'Europa dietro la sonda cosmologica Planck ha rilasciato la mappa di tutto il cielo della missione del fondo cosmico a microonde. La mappa suggerisce che l' universo è leggermente più vecchio di quanto si pensasse in precedenza. Secondo la mappa, sottili fluttuazioni di temperatura sono state impresse nel cielo profondo quando il cosmo aveva circa 370.000 anni. L'impronta riflette le increspature che sono sorte tanto presto, nell'esistenza dell'universo, quanto il primo non miliardesimo (10 -30 ) di secondo. Apparentemente, queste increspature hanno dato origine all'attuale vasta rete cosmica di ammassi di galassie e materia oscura . Sulla base dei dati del 2013, l'universo contiene il 4,9% di materia ordinaria , il 26,8% di materia oscura e il 68,3% di energia oscura . Il 5 febbraio 2015, la missione Planck ha rilasciato nuovi dati, secondo i quali l'età dell'universo è di 13,799 ± 0,021 miliardi di anni e la costante di Hubble è stata misurata pari a 67,74 ± 0,46 (km/s)/Mpc .

Guarda anche

Riferimenti

Fonti primarie

Ulteriori letture

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