Зонд микроволновой анизотропии Уилкинсона ( WMAP ), первоначально известный как зонд микроволновой анизотропии ( MAP и Explorer 80 ), был космическим аппаратом НАСА, работавшим с 2001 по 2010 год, который измерял разницу температур по всему небу в космическом микроволновом фоне (CMB) — лучистом тепле, оставшемся от Большого взрыва . [5] [6] Возглавляемая профессором Чарльзом Л. Беннеттом из Университета Джонса Хопкинса , миссия была разработана в рамках совместного партнерства между Центром космических полетов имени Годдарда НАСА и Принстонским университетом . [7] Космический аппарат WMAP был запущен 30 июня 2001 года из Флориды . Миссия WMAP стала преемницей космической миссии COBE и была вторым космическим аппаратом среднего класса (MIDEX) в программе NASA Explorer . В 2003 году MAP был переименован в WMAP в честь космолога Дэвида Тодда Уилкинсона (1935–2002), [7] , который был членом научной группы миссии. После девяти лет работы WMAP был выключен в 2010 году после запуска более совершенного космического аппарата Planck Европейским космическим агентством (ESA) в 2009 году.
Измерения WMAP сыграли ключевую роль в установлении текущей 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 вместе жестко ограничивают модель. В модели Lambda-CDM вселенной возраст вселенной равен13,772 ± 0,059 млрд лет. Определение возраста Вселенной миссией WMAP имеет точность более 1%. [8] Текущая скорость расширения Вселенной составляет (см. постоянную Хаббла )69,32 ± 0,80 км·с −1 ·Мпк −1 . В настоящее время вселенная состоит из4,628% ± 0,093% обычной барионной материи ;24.02%+0,88%
−0,87% холодная темная материя (ХТМ), которая не излучает и не поглощает свет; и71.35%+0,95%
−0,96%темной энергии в форме космологической константы, которая ускоряет расширение Вселенной . [9] Менее 1% текущего содержимого Вселенной находится в нейтрино, но измерения WMAP впервые обнаружили в 2008 году, что данные предпочитают существование космического нейтринного фона [10] с эффективным числом видов нейтрино3,26 ± 0,35 . Содержание указывает на евклидову плоскую геометрию с кривизной ( )−0,0027+0,0039
−0,0038. Измерения WMAP также подтверждают парадигму космической инфляции несколькими способами, включая измерение плоскостности.
Миссия завоевала различные награды: по версии журнала Science , WMAP был назван « Прорывом года» в 2003 году . [11] Результаты этой миссии заняли первое и второе место в списке «Суперпопулярные статьи в науке с 2003 года». [12] Из самых 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 2010 года по астрономии за свою работу над WMAP. [13] Беннетт и научная группа WMAP были награждены премией Грубера 2012 года по космологии. Премия за прорыв в области фундаментальной физики 2018 года была присуждена Беннетту, Гэри Хиншоу, Норману Ярошику, Пейджу, Спергелю и научной группе WMAP.
В октябре 2010 года космический аппарат WMAP был заброшен на гелиоцентрической орбите захоронения после завершения девяти лет эксплуатации. [14] Все данные WMAP публикуются и подвергаются тщательной проверке. Окончательный официальный релиз данных был девятилетним релизом в 2012 году. [15] [16]
Некоторые аспекты данных статистически необычны для Стандартной модели космологии. Например, наибольшее измерение углового масштаба, квадрупольный момент , несколько меньше, чем предсказывает Модель, но это расхождение не очень существенно. [17] Большое холодное пятно и другие особенности данных статистически более значимы, и их исследование продолжается.
Целью WMAP было измерение разницы температур в космическом микроволновом фоновом (CMB) излучении . Затем анизотропии использовались для измерения геометрии, содержания и эволюции Вселенной ; и для проверки модели Большого взрыва и теории космической инфляции . [18] Для этого миссия создала полную карту неба CMB с разрешением 13 угловых минут с помощью многочастотного наблюдения. Карта требовала наименьшего количества систематических ошибок , отсутствия коррелированного пиксельного шума и точной калибровки, чтобы гарантировать точность углового масштаба, превышающую ее разрешение. [ 18] Карта содержит 3 145 728 пикселей и использует схему HEALPix для пикселизации сферы. [19] Телескоп также измерил поляризацию E-моды CMB, [18] и поляризацию переднего плана. [10] Срок его службы составил 27 месяцев; 3 года для достижения положения L 2 и 2 года наблюдений. [18]
Миссия MAP была предложена НАСА в 1995 году, выбрана для изучения определения в 1996 году и одобрена для разработки в 1997 году. [20] [21]
WMAP предшествовали две миссии по наблюдению за CMB; (i) советский RELIKT-1 , который сообщил о верхних предельных измерениях анизотропии CMB, и (ii) американский спутник COBE , который первым сообщил о крупномасштабных флуктуациях CMB. WMAP был в 45 раз более чувствительным, с угловым разрешением в 33 раза большим, чем у его предшественника, спутника COBE. [22] Последующая европейская миссия Planck (рабочая в 2009–2013 годах) имела более высокое разрешение и более высокую чувствительность, чем WMAP, и проводила наблюдения в 9 частотных диапазонах, а не в 5, как у WMAP, что позволило улучшить астрофизические модели переднего плана.
Первичные отражающие зеркала телескопа представляют собой пару григорианских тарелок размером 1,4 × 1,6 м (4 фута 7 дюймов × 5 футов 3 дюйма) (обращённых в противоположные стороны), которые фокусируют сигнал на пару вторичных отражающих зеркал размером 0,9 × 1,0 м (2 фута 11 дюймов × 3 фута 3 дюйма). Они имеют форму для оптимальной производительности: оболочка из углеродного волокна на сердечнике Korex, тонко покрытом алюминием и оксидом кремния . Вторичные отражатели передают сигналы на гофрированные облучатели, которые расположены на коробке массива фокальной плоскости под первичными отражателями. [18]
Приемники представляют собой поляризационно -чувствительные дифференциальные радиометры, измеряющие разницу между двумя телескопическими лучами. Сигнал усиливается малошумящими усилителями на транзисторах с высокой подвижностью электронов (HEMT) , созданными 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. Азимут разделения направлений составляет 180°; полный угол составляет 141°. Для улучшения вычитания сигналов переднего плана из нашей галактики Млечный Путь , WMAP использовал пять дискретных радиочастотных диапазонов, от 23 ГГц до 94 ГГц. [18]
Основа WMAP — это массив солнечных панелей диаметром 5,0 м (16,4 фута) , который удерживает инструменты в тени во время наблюдений за реликтовым излучением (поддерживая корабль под постоянным углом 22° относительно Солнца ). На массиве расположены нижняя палуба (поддерживающая теплые компоненты) и верхняя палуба. Холодные компоненты телескопа: фокальная плоскость и зеркала, отделены от теплых компонентов цилиндрической, 33 см (13 дюймов)-длинной теплоизоляционной оболочкой наверху палубы. [18]
Пассивные тепловые излучатели охлаждают WMAP примерно до 90 К (−183,2 °C; −297,7 °F); они подключены к малошумящим усилителям . Телескоп потребляет 419 Вт мощности. Доступные нагреватели телескопа являются аварийно-спасательными, а также имеется нагреватель передатчика, используемый для их подогрева в выключенном состоянии. Температура космического корабля WMAP контролируется платиновыми термометрами сопротивления . [18]
Калибровка WMAP осуществляется с помощью диполя CMB и измерений Юпитера ; диаграммы направленности измеряются относительно Юпитера. Данные телескопа ежедневно передаются через 2-гигагерцовый транспондер , обеспечивающий нисходящую связь со скоростью 667 кбит/с на 70-метровую (230 футов) станцию Deep Space Network . Космический аппарат имеет два транспондера, один из которых резервный; они минимально активны — около 40 минут в день — для минимизации радиочастотных помех . Положение телескопа поддерживается по трем осям тремя маховиками , гироскопами , двумя звездными трекерами и солнечными датчиками , а управление осуществляется восемью гидразиновыми двигателями. [18]
Космический аппарат 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. [20] [22] Он начал работать на внутреннем источнике питания за пять минут до запуска и продолжал работать до тех пор, пока не развернулась солнечная панель. WMAP был активирован и контролировался, пока он охлаждался. 2 июля 2001 года он начал работать, сначала с летных испытаний (с запуска до 17 августа 2001 года), затем начал постоянную, формальную работу. [22] После этого он выполнил три фазовых петли Земля-Луна, измерив ее боковые лепестки , затем пролетел мимо Луны 30 июля 2001 года по пути к точке Лагранжа L 2 системы Солнце-Земля , прибыв туда 1 октября 2001 года, став первой миссией по наблюдению за реликтовым излучением, размещенной там. [20]
Расположение космического корабля в точке Лагранжа 2 (1 500 000 км (930 000 миль) от Земли) термически стабилизирует его и сводит к минимуму загрязняющие солнечные, земные и лунные выбросы, зарегистрированные. Чтобы увидеть все небо, не глядя на Солнце, WMAP прослеживает путь вокруг L 2 по орбите Лиссажу примерно от 1,0° до 10° [18] с периодом в 6 месяцев. [20] Телескоп вращается один раз каждые 2 минуты 9 секунд (0,464 об./мин ) и прецессирует со скоростью 1 оборот в час. [18] WMAP измерял все небо каждые шесть месяцев и завершил свое первое наблюдение за всем небом в апреле 2002 года. [21]
Инструмент WMAP состоит из псевдокорреляционных дифференциальных радиометров, питаемых двумя 1,5-метровыми (4 фута 11 дюймов) первичными григорианскими рефлекторами, расположенными друг напротив друга. Этот инструмент использует пять частотных диапазонов от 22 ГГц до 90 ГГц для облегчения подавления фоновых сигналов от нашей собственной Галактики. Инструмент WMAP имеет поле зрения (FoV) 3,5° x 3,5°. [23]
WMAP наблюдал на пяти частотах, что позволяет измерять и вычитать фоновое загрязнение (от Млечного Пути и внегалактических источников) CMB. Основными механизмами излучения являются синхротронное излучение и свободно-свободное излучение (доминирующее на более низких частотах), а также астрофизические пылевые выбросы (доминирующие на более высоких частотах). Спектральные свойства этих выбросов вносят разный вклад в пять частот, что позволяет их идентифицировать и вычитать. [18]
Загрязнение переднего плана удаляется несколькими способами. Во-первых, вычесть существующие карты эмиссии 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 путем использования только частей карты полного неба с наименьшим загрязнением переднего плана, при этом маскируя оставшиеся части карты. [18]
11 февраля 2003 года NASA опубликовало данные WMAP за первый год. Были представлены последние расчетные данные о возрасте и составе ранней Вселенной. Кроме того, было представлено изображение ранней Вселенной, которое «содержит такие потрясающие детали, что может быть одним из самых важных научных результатов последних лет». Недавно опубликованные данные превосходят предыдущие измерения CMB. [7]
На основе модели Lambda-CDM команда WMAP вывела космологические параметры из результатов первого года WMAP. Ниже приведены три набора; первый и второй наборы являются данными WMAP; разница заключается в добавлении спектральных индексов, предсказаний некоторых инфляционных моделей. Третий набор данных объединяет ограничения WMAP с ограничениями из других экспериментов CMB ( ACBAR и CBI ), а также ограничениями из 2dF Galaxy Redshift Survey и измерений Lyman alpha forest . Среди параметров есть вырождения, наиболее существенное находится между и ; приведенные ошибки имеют достоверность 68%. [24]
Используя наиболее подходящие данные и теоретические модели, команда WMAP определила время важных всемирных событий, включая красное смещение реионизации ,17 ± 4 ; красное смещение развязки ,1089 ± 1 (и возраст Вселенной на момент разделения,379+8
−7 kyr ); и красное смещение равенства материи и излучения,3233+194
−210. Они определили толщину поверхности последнего рассеяния как195 ± 2 в красном смещении, или118+3
−2 кыр . Они определили текущую плотность 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 . [24]
Группа также исследовала излучения Млечного Пути на частотах WMAP, создав каталог из 208 точек источников .
Трехлетние данные WMAP были опубликованы 17 марта 2006 года. Данные включали измерения температуры и поляризации реликтового излучения, которые предоставили дополнительное подтверждение стандартной плоской модели Lambda-CDM и новые доказательства в поддержку инфляции .
Данные WMAP за 3 года показывают, что во Вселенной должна быть темная материя . Результаты были вычислены как с использованием только данных WMAP, так и с использованием набора ограничений параметров из других инструментов, включая другие эксперименты по РКМ ( приемник болометрической решетки Arcminute Cosmology (ACBAR), космический фоновой имиджер (CBI) и BOOMERANG ), цифровой обзор неба Слоуна (SDSS), обзор красного смещения галактики 2dF , обзор сверхновых и ограничения на постоянную Хаббла из космического телескопа Хаббла . [25]
[a] ^ Оптическая глубина реионизации улучшилась благодаря измерениям поляризации. [26]
[b] ^ <0,30 при объединении с данными SDSS . Нет признаков негауссовости. [25]
Пятилетние данные WMAP были опубликованы 28 февраля 2008 года. Данные включали новые доказательства существования космического нейтринного фона , доказательства того, что первым звездам потребовалось более полумиллиарда лет, чтобы реионизировать Вселенную, и новые ограничения на космическую инфляцию . [27]
Улучшение результатов стало возможным благодаря двум дополнительным годам измерений (набор данных охватывает период с полуночи 10 августа 2001 года до полуночи 9 августа 2006 года), а также благодаря использованию улучшенных методов обработки данных и лучшей характеристики инструмента, особенно формы луча. Они также используют наблюдения на частоте 33 ГГц для оценки космологических параметров; ранее использовались только каналы 41 ГГц и 61 ГГц.
Улучшенные маски использовались для удаления переднего плана. [10] Улучшения спектров были в 3-м акустическом пике и поляризационных спектрах. [10]
Измерения наложили ограничения на содержимое Вселенной в то время, когда был испущен КМФ; в то время 10% Вселенной состояло из нейтрино, 12% из атомов, 15% из фотонов и 63% из темной материи. Вклад темной энергии в то время был незначительным. [27] Это также ограничило содержимое современной Вселенной; 4,6% атомов, 23% темной материи и 72% темной энергии. [10]
Пятилетние данные WMAP были объединены с измерениями сверхновой типа Ia (SNe) и барионных акустических колебаний (BAO). [10]
Эллиптическая форма карты неба WMAP является результатом проекции Мольвейда . [28]
Данные накладывают ограничения на значение отношения тензора к скаляру, r < 0,22 (95% достоверности), которое определяет уровень, на котором гравитационные волны влияют на поляризацию РИ, а также накладывают ограничения на величину изначальной негауссовости . Улучшенные ограничения были наложены на красное смещение реионизации, которое10,9 ± 1,4 , красное смещение развязки ,1 090 .88 ± 0.72 (а также возраст Вселенной на момент разделения,376.971+3,162
−3,167 kyr ) и красное смещение равенства материи и излучения,3253+89
−87. [10]
Каталог внегалактических источников был расширен и теперь включает 390 источников, а также была обнаружена изменчивость в излучении Марса и Сатурна . [10]
Семилетние данные WMAP были опубликованы 26 января 2010 года. В рамках этого выпуска были исследованы заявления о несоответствиях стандартной модели. [29] Было показано, что большинство из них не являются статистически значимыми и, вероятно, из-за апостериорного отбора (когда кто-то 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 оставшихся отклонений нет альтернативных космологических идей (например, похоже, есть корреляции с полюсом эклиптики). Кажется, что, скорее всего, они вызваны другими эффектами, при этом в отчете упоминаются неопределенности в точной форме луча и другие возможные небольшие оставшиеся инструментальные и аналитические проблемы.
Другое подтверждение большой значимости – это общее количество материи/энергии во вселенной в форме темной энергии – 72,8% (в пределах 1,6%) как не «частичного» фона, и темной материи – 22,7% (в пределах 1,4%) не барионной (субатомной) «частичной» энергии. Это оставляет материю, или барионные частицы (атомы), всего на уровне 4,56% (в пределах 0,16%).
29 декабря 2012 года были опубликованы данные WMAP за девятилетний период и соответствующие изображения.На изображении показаны 13,772 ± 0,059 миллиарда лет температурных колебаний и температурный диапазон ± 200 микрокельвинов . Кроме того, исследование показало, что 95% ранней Вселенной состоит из темной материи и темной энергии , кривизна пространства составляет менее 0,4% от «плоского», а Вселенная вышла из космических Темных веков «примерно через 400 миллионов лет» после Большого взрыва . [15] [16] [33]
Основной результат миссии содержится в различных овальных картах температурных различий CMB. Эти овальные изображения представляют распределение температуры, полученное командой WMAP из наблюдений телескопа во время миссии. Измеряется температура, полученная из интерпретации закона Планка 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 миллиарда лет назад. Микроволновый фон очень однороден по температуре (относительные отклонения от среднего значения, которое в настоящее время все еще составляет 2,7 кельвина, составляют всего лишь порядка5 × 10 −5 ). Изменения температуры, соответствующие локальным направлениям, представлены разными цветами («красные» направления более горячие, «синие» направления более холодные, чем в среднем). [ необходима цитата ]
Первоначальный график для WMAP предусматривал два года наблюдений; они были завершены к сентябрю 2003 года. Продление миссии было предоставлено в 2002, 2004, 2006 и 2008 годах, что дало космическому аппарату в общей сложности 9 лет наблюдений, которые закончились в августе 2010 года [20] , а в октябре 2010 года космический аппарат был переведен на гелиоцентрическую орбиту «кладбища» . [14]
Космический аппарат Planck также измерял CMB с 2009 по 2013 год и нацелен на уточнение измерений, сделанных WMAP, как по общей интенсивности, так и по поляризации. Различные наземные и аэростатные приборы также внесли вклад в CMB, и другие строятся для этого. Многие нацелены 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), South Pole Telescope (SPTpol) и другие.
21 марта 2013 года европейская исследовательская группа, стоящая за космическим аппаратом Planck, опубликовала карту всего неба миссии космического микроволнового фона. [34] [35] 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 рябь, которая возникла еще в самом начале существования Вселенной, как первая нониллионная (10 −30 ) секунды. По-видимому, эта рябь дала начало нынешней обширной космической паутине скоплений галактик и темной материи . Согласно данным 2013 года, Вселенная содержит 4,9% обычной материи , 26,8% темной материи и 68,3% темной энергии . 5 февраля 2015 года были опубликованы новые данные миссии Planck, согласно которым возраст Вселенной составляет 13,799 ± 0,021 миллиарда лет, а постоянная Хаббла равна 67,74 ± 0,46 (км/с)/Мпк . [36]
В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) предназначена для определения геометрии, состава и эволюции Вселенной с помощью полной карты неба с разрешением 13
угловых минут
FWHM
температурной анизотропии космического микроволнового фонового излучения.
В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .Только с помощью очень чувствительных инструментов, таких как COBE и WMAP, космологи могут обнаружить колебания температуры космического микроволнового фона. Изучая эти колебания, космологи могут узнать о происхождении галактик и крупномасштабных структурах галактик, а также могут измерить основные параметры теории Большого взрыва.
В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .В этой статье использован текст из этого источника, который находится в общественном достоянии .В данной статье использован текст из этого источника, который находится в открытом доступе .В данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
