윌킨슨 마이크로파 이방성 프로브

윌킨슨 마이크로파 이방성 프로브

윌킨슨 마이크로파 이방성 탐사기(WMAP) 위성
이름	익스플로러 80 맵 마이크로파 이방성 프로브 MIDEX-2 WMAP
미션 타입	우주 마이크로파 배경 천문학
교환입니다.	NASA
COSPAR ID	2001-027a
새캣	26859
웹 사이트	http://map.gsfc.nasa.gov/
미션 기간	27개월 (예정) 9년 (표준)[1]
우주선 속성
우주선	익스플로러 LXXX
우주선 종류	윌킨슨 마이크로파 이방성 프로브
버스	WMAP
제조원	미라오
발사 질량	835 kg (1,841파운드)[2]
건조 질량	763 kg (1,682파운드)
치수	3.6 × 5.1 m (12 × 17 ft)
힘	419 와트
임무 개시
발매일	2001년 6월 30일 19:46:46[3] UTC
로켓	델타 II 7425-10(델타 246)
발사장소	케이프 커내버럴, SLC-17B
청부업자	보잉 출시 서비스
입력 서비스	2001년 10월 1일
임무 종료
처리.	묘지 궤도
비활성화됨	2010년 10월 20일
마지막 연락처	2010년 8월 19일
궤도 파라미터
레퍼런스 시스템	L점2
정권	리사주 궤도
주 망원경
유형	그레고리오
직경	1.4 × 1.6 m (4피트 7인치 × 5피트 3인치)
파장	23GHz~94GHz
인스트루먼트
의사 상관 방사계
윌킨슨 마이크로파 이방성 프로브 미션 패치 익스플로러 프로그램 ← HETE-2 (익스플로러 79) RHESSI (익스플로러 81) →

원래 마이크로파 이방성 탐사선으로 알려진 윌킨슨 마이크로파 이방성 탐사선 (WMAP)은 2001년부터 2010년까지 운영된 NASA의 우주선으로서 우주 마이크로파 배경에서 하늘을 가로지르는 온도 차이를 측정했는데, 이는 ^[5][6]빅뱅으로부터 남아있는 복사열이다.존스 홉킨스 대학의 찰스 L. 베넷 교수가 이끄는 이 임무는 NASA 고다드 우주 비행 센터와 프린스턴 대학의 ^[7]공동 협력 하에 개발되었습니다.WMAP 우주선은 2001년 6월 30일 플로리다에서 발사되었다.WMAP 미션은 COBE 우주 임무의 뒤를 이었으며 NASA 탐색기 프로그램에서 두 번째 중형급 우주선이었다.2003년, MAP는 우주 과학 팀의 일원이었던 우주학자 데이비드 토드 윌킨슨(1935–2002)^[7]을 기리기 위해 WMAP으로 이름이 바뀌었다.2009년 유럽우주국(ESA)이 더 진보된 플랑크 우주선을 발사한 이후, 9년간의 운영 후, WMAP은 2010년에 꺼졌다.

WMAP의 측정은 현재의 우주론 표준 모델인 람다-CDM 모델을 확립하는 데 중요한 역할을 했다.WMAP 데이터는 우주 상수의 형태로 암흑 에너지가 지배하는 우주에 의해 매우 잘 들어맞습니다.다른 우주론적 데이터도 일관성이 있으며, 함께 모형을 엄격하게 구속합니다.우주의 람다-CDM 모형에서 우주의 나이는 137억72±0억5900만 년이다.WMAP 임무의 우주의 나이를 측정하는 것은 1% 이상의 ^[8]정밀도입니다.현재 우주의 팽창 속도는 69.32±0.80km·s⁻¹·Mpc이다⁻¹.현재 우주의 함량은 4.628%±0.093% 보통 중입자 물질 24.02%+0으로 구성되어 있다.88%~
0.87%의 차가운 암흑물질(CDM)과 71.35%+0.우주의 ^[9]팽창을 가속화하는 우주 상수 형태의 암흑 에너지의
95%에서 0.96%.현재 우주 함량의 1% 미만이 중성미자에 포함되어 있지만, WMAP의 측정 결과 2008년 처음으로 3.26±0.35의 유효 중성미자 종 수를 가진 우주 중성미자 배경의^[10] 존재를 선호한다는 것이 밝혀졌다.내용은 곡률(${\displaystyle {\delta }_{}}$k \$displaystyle \Omega$ _${k$이 -0.0027+0.0039-0
.0038인 유클리드 평면 형상을 가리킵니다.WMAP 측정은 또한 평탄도 측정을 포함한 여러 가지 방법으로 우주 인플레이션 패러다임을 뒷받침한다.

이 미션은 다양한 상을 수상했습니다: 사이언스지에 따르면,^[11] WMAP은 2003년 올해의 돌파구였습니다.이 미션의 결과 논문은 "2003년 이후 과학 분야의 슈퍼 핫 페이퍼"^[12] 목록에서 1, 2위를 차지했습니다.INSPER-HEP 데이터베이스에서 물리학 및 천문학에 대해 가장 많이 언급된 논문 중 2000년 이후 발표된 것은 3편뿐이며, 3편 모두 WMAP 출판물입니다.베넷, 라이먼 A 페이지 주니어와 데이비드 N. 스펠겔은 WMAP에 ^[13]대한 그들의 연구로 2010년 천문학 쇼 상을 공동 수상했다. 베넷과 WMAP 과학 팀은 2012년 우주론 그루버 상을 받았다.2018년 기초물리학 혁신상은 베넷, 게리 힌쇼, 노먼 말로식, 페이지, 스펠겔, WMAP 과학팀이 수상했다.

2010년 10월, WMAP 우주선은 9년간의 ^[14]작업을 마치고 태양중심 묘지 궤도에 버려졌다.모든 WMAP 데이터는 일반에 공개되며 면밀한 조사를 거쳤습니다.최종 공식 데이터 공개는 2012년 ^[15][16]9년간의 발표였다.

데이터의 일부 측면은 표준 우주론 모형에서 통계적으로 이례적입니다.예를 들어, 가장 큰 각도 척도 측정값인 4극 모멘트는 모형이 예측하는 것보다 다소 작지만 이 차이는 그다지 ^[17]유의하지 않습니다.데이터의 대규모 콜드 스폿과 기타 특징은 통계적으로 더 중요하며 이에 대한 연구는 계속된다.

목적

WMAP 목표는 우주 마이크로파 배경(CMB) 방사선의 온도 차이를 측정하는 것이었다.그리고 나서 이방성은 우주의 기하학, 내용물, 그리고 진화를 측정하기 위해 사용되었고, 빅뱅 모델과 우주 팽창 ^[18]이론을 시험하기 위해 사용되었다.이를 위해 우주선은 다주파 관측을 통해 13분 해상도의 CMB 풀스카이 지도를 제작했다.지도는 ^[18]분해능보다 큰 각도 축척 정확도를 보장하기 위해 가장 적은 시스템 오류, 상관된 픽셀 노이즈 및 정확한 보정이 필요했습니다.지도는 3,145,728픽셀을 포함하며 HELPix 방식을 사용하여 ^[19]구를 픽셀화합니다.망원경은 또한 CMB의 E-모드 ^[18]편광과 전경 ^[10]편광도 측정했다.수명은 27개월, L위치에₂ 도달하기 위해 3년,^[18] 관찰기간 2년이었다.

발전

MAP 미션은 1995년에 NASA에 제안되어 1996년에 정의 연구에 선정되어 1997년에 ^[20][21]개발 승인을 받았습니다.

WMAP에는 (i) CMB 이방성의 상한 측정을 보고한 소련 RILLKT-1과 (ii) 대규모 CMB 변동을 최초로 보고한 미국 COBE 위성의 두 가지 임무가 선행되었다.WMAP의 ^[22]감도는 45배, COBE 위성보다 33배 높았다.후속 유럽 플랑크 임무(2009-2013년 운용)는 WMAP보다 높은 분해능과 높은 감도를 가지고 있었으며 WMAP의 5가 아닌 9개의 주파수 대역에서 관측되어 개선된 천체물리 전경 모델을 가능하게 했다.

우주선

망원경의 1차 반사경은 그레고리 1.4 × 1.6m(4피트 7인치 × 5피트 3인치) 접시 한 쌍(반대 방향을 향함)으로, 신호를 2차 반사 거울 한 쌍에 집중시킨다.Korex 코어에 카본 파이버 쉘을 장착하고 알루미늄 및 실리콘 산화물로 얇게 코팅하여 최적의 성능을 발휘하도록 설계되었습니다.보조 리플렉터는 기본 ^[18]리플렉터 아래의 초점 평면 어레이 박스에 위치한 파형 피드혼으로 신호를 전송합니다.

수신기는 두 망원경 빔 사이의 차이를 측정하는 편광 감응형 차동 방사계입니다.이 신호는 국립전파천문대(NRAO)가 구축한 High-electron-Mobility Transistor(HEMT; 고전자이동성 트랜지스터) 저소음 증폭기로 증폭됩니다.각 방향으로 10개씩 20개의 피드가 있으며, 여기서 방사계가 신호를 수집합니다. 측정값은 반대 방향에서 하늘 신호의 차이입니다.방향 분리 방위각은 180°이다.총 각도는 141°입니다.우리 은하에서 전경 신호의 감산을 개선하기 위해 WMAP은 23GHz에서 94GHz까지 ^[18]5개의 개별 무선 주파수 대역을 사용했습니다.

다른^[18] 주파수에서의 WMAP 속성

소유물	K밴드	Ka밴드	Q밴드	V밴드	W밴드
중심 파장(mm)	13	9.1	7.3	4.9	3.2
중앙 주파수(GHz)	23	33	41	61	94
대역폭(GHz)	5.5	7.0	8.3	14.0	20.5
빔 크기(아크 분)	52.8	39.6	30.6	21	13.2
방사계수	2	2	4	4	8
시스템 온도(K)	29	39	59	92	145
감도(${\displaystyle {}^{\mathrm{}}}$1/$({$^{$1/$2$\}\}))$	0.8	0.8	1.0	1.2	1.6

WMAP의 베이스는 직경 5.0m(16.4ft)의 태양 패널 어레이로, CMB 관측 중에 (태양에 대해 22°의 각도를 유지함으로써) 계측기를 그늘에 가린다.어레이의 하단 데크(온열 컴포넌트 지지)와 상단 데크가 있습니다.망원경의 콜드 컴포넌트: 초점면 어레이와 거울은 ^[18]데크 상단에 33cm(13인치) 길이의 원통형 열 절연 셸이 있는 따뜻한 컴포넌트와 분리되어 있습니다.

수동형 열 방사기는 WMAP을 약 90K(-183.2°C; -297.7°F)까지 냉각하며, 저소음 증폭기에 연결됩니다.그 망원경은 419 W의 전력을 소비한다.사용 가능한 망원경 히터는 비상 생존용 히터이며, 꺼졌을 때 따뜻하게 하기 위해 사용되는 송신기 히터가 있습니다.WMAP 우주선의 온도는 백금 저항 ^[18]온도계로 모니터링됩니다.

WMAP의 보정은 CMB 쌍극자와 목성의 측정값으로 이루어집니다. 빔 패턴은 목성에 대해 측정됩니다.망원경의 데이터는 2GHz 트랜스폰더를 통해 매일 중계되며, 70m(230ft) 딥 스페이스 네트워크 스테이션에 667kbit/s 다운링크를 제공합니다.우주선에는 두 개의 트랜스폰더가 있으며, 하나는 예비용입니다. 무선 주파수 간섭을 최소화하기 위해 최소 작동 시간(매일 약 40분)을 사용합니다.망원경의 위치는 3개의 반작용 바퀴, 자이로스코프, 2개의 별 추적기,^[18] 태양 센서로 유지되며 8개의 히드라진 추진기로 조종된다.

발사, 궤도 및 궤도

WMAP 우주선은 2001년 4월 20일 케네디 우주 센터에 도착했다.두 달 동안 테스트를 거친 후,^[20][22] 2001년 6월 30일 델타 II 7425 발사체를 통해 발사되었습니다.그것은 발사 5분 전에 내부 전원으로 작동하기 시작했고, 태양 전지판이 전개될 때까지 작동을 계속했다.WMAP은 냉각 중에 활성화되고 모니터링되었습니다.22001년 7월에, 그것은, 첫번째 기내 시험(8월 17일 2001년까지 발사에서)과, 상수, 공식적인 일을 시작했습니다.[22]그 후가 sidelobes를 측정하는 때는 달에 의해 302001년 7월으로는, Sun-Earth L2라그랑주 지점에 도중에 거기에 2001년 10월 1일에 첫번째 전투 의무 휘장 관찰 거기 미션을 기록해 지고 도착하는 3Earth-Moon 단계 루프를 올렸다.[20]

우주선을 라그랑주 2(지구로부터 1,500,000km(930,000mi))에 위치시키면 열적으로 안정되고 등록된 태양, 지구, 달의 오염을 최소화할 수 있다.태양을 보지 않고 전체 하늘을 보기 위해 WMAP은 Lissajous 궤도 ca. 1.0° ~ 10°^[18]의 L주변₂ 경로를 6개월 ^[20]주기로 추적합니다.망원경은 2분 9초(0.464rpm)에 한 번씩 회전하며 시간당 ^[18]1회전 속도로 세차합니다.WMAP은 6개월마다 전체 하늘을 측정했고 2002년 ^[21]4월에 처음으로 전체 하늘을 관측했다.

• 

  2001년 6월 30일 케네디 우주센터에서 WMAP 발사

• 

  WMAP의 궤도와 궤도는

• 

  WMAP의 궤도 및 스카이 스캔 전략

실험.

의사 상관 방사계

WMAP 계측기는 두 개의 연속 1.5m(4ft 11in) 1차 그레고리 반사기에 의해 공급되는 의사 상관 차분 방사선계로 구성됩니다.이 계측기는 22GHz에서 90GHz까지 5개의 주파수 대역을 사용해 자체 개발한 갤럭시에서 나오는 전경 신호를 쉽게 제거한다.WMAP 계측기의 시야는 3.5° x 3.5°입니다(^[23]FoV

전경 방사선 차감

WMAP은 5개의 주파수로 관측되어 (은하와 은하계 외 선원으로부터의) 전지구 오염의 측정과 감산을 가능하게 한다.주요 방출 메커니즘은 싱크로트론 방사선과 자유 방출(낮은 주파수 우세) 및 천체물리학적 먼지 방출(높은 주파수 우세)입니다.이러한 방출의 스펙트럼 특성은 5가지 주파수에 서로 다른 양을 기여하므로 식별과 ^[18]감산이 가능하다.

전방 오염은 몇 가지 방법으로 제거된다.첫째, WMAP 측정에서 기존 방출 지도를 뺀다. 둘째, 구성요소의 알려진 스펙트럼 값을 사용하여 식별한다. 셋째, 추가 데이터 세트를 사용하여 전방 방출의 위치와 스펙트럼 데이터를 동시에 적합시킨다.전경 오염이 가장 적은 풀 스카이 맵 부분만 사용하고 나머지 맵 ^[18]부분은 마스킹함으로써 전경 오염을 줄였다.

다른 주파수로 전경을 방출하는 5년 모델입니다.

23 GHz	33 GHz	41 GHz	61 GHz	94 GHz

측정 및 검출

1년간의 데이터 릴리즈

2003년 2월 11일, NASA는 첫해 WMAP 데이터를 발표했다.가장 최근에 계산된 초기 우주의 나이와 구성이 제시되었다.또한, "최근 몇 년 동안 가장 중요한 과학적 결과 중 하나가 될 정도로 놀라운 세부사항을 담고 있다"는 초기 우주의 이미지가 제시되었다.새로 발표된 데이터는 이전 CMB ^[7]측정치를 능가합니다.

WMAP 팀은 람다-CDM 모델을 기반으로 WMAP의 첫 해 결과로부터 우주론적 매개변수를 생성했다.아래에 세 가지 세트가 있다. 첫 번째와 두 번째 세트는 WMAP 데이터이다. 차이는 스펙트럼 지수의 추가와 일부 인플레이션 모델의 예측이다.세 번째 데이터 집합은 WMAP 제약 조건을 다른 CMB 실험(ACBAR 및 CBI)의 제약 조건 및 2dF Galaxy Redshift Survey 및 Lyman 알파 포레스트 측정의 제약 조건과 결합합니다.파라미터에는 축퇴가 있습니다.가장 중요한 ${\displaystyle {것}_{}}$은 n$(\$s$$})과${\(\displaystyle$ \$tau$ 사이입니다.오차는 68% ^[24]신뢰도로 나타납니다.

WMAP의 1년 결과에^[24] 따른 최적의 우주론적 파라미터

파라미터	기호.	최적 맞춤(WMAP만 해당)	최적 맞춤(WMAP, 추가 매개변수)	최적(모든 데이터)
우주의 나이(Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13.4±0.3	–	13.7±0.2
허블의 상수(km mp Mpc · s )	${\displaystyle H_{0}}$	72±5	70±5	71+4 −3
바리온 함량	${\displaystyle\Omega_{b}h^{2}}$	0.024±0.001	0.023±0.002	0.0224±0.0009
물질 내용	${\displaystyle\Omega_{m}h^{2}}$	0.14±0.02	0.14±0.02	0.135+0.008 −0.009
광학적 깊이에서 재이온화	$\displaystyle \displays }$	0.140+0.076-0 .071	0.20±0.07	0.17±0.06
진폭	A	0.9±0.1	0.92±0.12	0.83+0.09 −0.08
스칼라 스펙트럼 지수	${\displaystyle n_{s}}$	0.99±0.04	0.93±0.07	0.93±0.03
스펙트럼 지수 실행	${\displaystyle dn_{s}/dk}$	—	- 0.047±0.04	- 0.031+0.016-0 .017
8h−1 Mpc에서의 변동 진폭	${\displaystyle_{8}}$	0.9±0.1	—	0.84±0.04
우주의 총밀도	$\displaystyle \Omega _{tot}$	–	–	1.02±0.02

WMAP 팀은 최적의 데이터와 이론 모델을 사용하여 재이온화의 적색 편이, 17±4, 디커플링의 적색 편이, 1089±1(및 디커플링의 우주의 나이, 379+8-7kyr
), 물질/방사선 균등의 적색 편이, 3233+194-210
등 중요한 보편적 사건의 시간을 결정했다.그들은 마지막 산란 표면의 두께를 적색 편이 195±2 또는 118+3-2
kyr로 결정했다.중입자의 전류 밀도(2.5±0.1)×10cm⁻⁷⁻¹, 광자에 대한 중입자의 비율 6.1+0.3-0
.2×10을⁻¹⁰ 구했다.WMAP의 조기 재이온 검출은 따뜻한 암흑 ^[24]물질을 제외했다.

연구팀은 또한 WMAP 주파수에서 은하수 방출을 조사하여 208개 항목의 소스 카탈로그를 제작했습니다.

3년간의 데이터 릴리즈

3년간의 WMAP 데이터는 2006년 3월 17일에 발표되었다.데이터에는 CMB의 온도와 편파 측정이 포함되어 있어 표준 평탄한 람다-CDM 모델의 추가 확인과 인플레이션을 뒷받침하는 새로운 증거를 제공했다.

3년간의 WMAP 데이터만 봐도 우주에는 암흑물질이 존재함을 알 수 있다.결과는 WMAP 데이터만 사용하여 계산되었으며, 다른 CMB 실험을 포함한 다른 계측기의 파라미터 제약이 혼합되어 계산되었습니다(ACB(Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver)).AR), 우주 배경 이미저(CBI) 및 부메랑(BUMEANG), 슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS), 2dF 은하 적색 편이 서베이, 초신성 유산 서베이 및 허블 우주 ^[25]망원경의 허블 상수에 대한 제약.

WMAP의 3년 결과에^[25] 따른 최적의 우주론적 파라미터

파라미터	기호.	최적 맞춤(WMAP만 해당)
우주의 나이(Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13.73+0.16 −0.15
허블 상수(kmµMpc·s)	${\displaystyle H_{0}}$	73.2+3.1 −3.2
바리온 함량	${\displaystyle\Omega_{b}h^{2}}$	0.0229±0.00073
물질 내용	${\displaystyle\Omega_{m}h^{2}}$	0.1277+0.0080 −0.0079
광학적 깊이에서 재이온화	$\displaystyle \displays }$	0.089±0.030
스칼라 스펙트럼 지수	${\displaystyle n_{s}}$	0.958±0.016
8h−1 Mpc에서의 변동 진폭	${\displaystyle_{8}}$	0.761+0.049 −0.048
텐서 대 스칼라 비	r	0.65 미만

[a]^ 편광 ^[26]측정으로 인해 재이온화에 대한 광학적 깊이가 개선되었습니다.
[b] ^ SDSS 데이터와 조합했을 경우 0.30 미만.가우시성이 ^[25]없는 것 같습니다.

5년간의 데이터 릴리즈

5년간의 WMAP 데이터는 2008년 2월 28일에 발표되었다.이 자료에는 우주 중성미자 배경에 대한 새로운 증거, 최초의 별이 우주를 재이온화하는 데 5억 년 이상이 걸렸다는 증거, 그리고 우주 ^[27]팽창에 대한 새로운 제약이 포함되어 있다.

결과의 개선은 2년의 추가 측정(2001년 8월 10일 자정부터 2006년 8월 9일 자정 사이 데이터 세트가 실행됨)과 더불어 개선된 데이터 처리 기법과 빔 형태, 특히 기기의 더 나은 특성화 사용에서 비롯되었습니다.또한 우주론적 매개변수를 추정하기 위해 33GHz 관측치를 사용하기도 했습니다. 이전에는 41GHz 및 61GHz 채널만 사용되었습니다.

전경을 제거하기 위해 ^[10]개선된 마스크가 사용되었습니다.스펙트럼에 대한 개선은 세 번째 음향 피크와 ^[10]편파 스펙트럼에서 이루어졌다.

이 측정치는 CMB가 방출될 당시 우주의 함량에 제약을 가했습니다; 그 당시 우주의 10퍼센트는 중성미자, 12퍼센트는 원자, 15퍼센트는 광자, 63퍼센트는 암흑 물질로 구성되어 있었습니다.그 당시 암흑에너지의 기여는 ^[27]무시해도 좋을 정도였다.그것은 또한 오늘날 우주의 내용물을 제한했다; 원자 4.6%, 암흑 물질 23%, 암흑 에너지 ^[10]72%.

WMAP 5년 데이터는 Ia형 초신성(SNe)과 바리온 음향 진동(BAO)^[10] 측정치와 결합되었다.

WMAP 스카이 맵의 타원 모양은 Mollweide ^[28]투영 결과입니다.

WMAP의 5년 결과에^[10] 따른 최적의 우주론적 파라미터

파라미터	기호.	최적 맞춤(WMAP만 해당)	최적 맞춤(WMAP + SNe + BAO)
우주의 나이(Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13.69±0.13	13.72±0.12
허블 상수(kmµMpc·s)	${\displaystyle H_{0}}$	71.9+2.6 −2.7	70.5±1.3
바리온 함량	${\displaystyle\Omega_{b}h^{2}}$	0.02273±0.00062	0.02267+0.00058 −0.00059
차가운 암흑 물질 함량	${\displaystyle\Omega_{c}h^{2}}$	0.1099±0.0062	0.1131±0.0034
암흑 에너지 함량	${\displaystyle\Omega_{\Lambda}}$	0.742±0.030	0.726±0.015
광학적 깊이에서 재이온화	$\displaystyle \displays }$	0.087±0.017	0.084±0.016
스칼라 스펙트럼 지수	${\displaystyle n_{s}}$	0.963+0.014 −0.015	0.960±0.013
스펙트럼 지수 실행	${\displaystyle dn_{s}/dlnk}$	- 0.037±0.028	- 0.028±0.020
8h−1 Mpc에서의 변동 진폭	${\displaystyle_{8}}$	0.796±0.036	0.812±0.026
우주의 총밀도	$\displaystyle \Omega _{tot}$	1.099+0.100 −0.085	1.0050+0.0060 −0.0061
텐서 대 스칼라 비	r	0.43 미만	0.22 미만

데이터는 중력파가 CMB의 편광에 영향을 미치는 수준을 결정하는 텐서 대 스칼라 비율 r < 0.22 (95% 확실도)의 값에 한계를 두고 원시 비-가우스성의 양에도 한계를 둔다.재이온화의 적색 편이 10.9±1.4, 디커플링의 적색 편이 1090.88±0.72(디커플링에서의 우주의 나이 376.971+3.162-3
.167 kyr) 및 물질/방사선 등식의 적색 편이 3253+89-87에
^[10]개선된 제약 조건이 적용되었다.

은하계 밖의 소스 카탈로그는 390개의 소스를 포함하도록 확장되었고, 화성과 ^[10]토성의 방출에서 변화가 감지되었다.

전경이 있는 WMAP과 주파수가 다른 5년 맵(빨간색 밴드)

23 GHz	33 GHz	41 GHz	61 GHz	94 GHz

7년간의 데이터 릴리즈

7년간의 WMAP 데이터는 2010년 1월 26일에 발표되었다.이 릴리스에서는 표준 모델과의 불일치에 대한 클레임이 ^[29]조사되었습니다.대부분은 통계적으로 유의하지 않은 것으로 나타났으며, 아마도 사후 선택 때문일 것이다(이상한 편차를 볼 수 있지만 얼마나 열심히 찾아왔는지 제대로 고려하지 못한다. 1000번 시도하면 일반적으로 1:1000 확률의 편차가 발견될 것이다.남아 있는 편차에 대해서는 다른 우주론적 생각은 없다(예를 들어 황도 극과 상관관계가 있는 것으로 보인다).이는 다른 영향 때문일 가능성이 높으며, 보고서에 정밀 빔 형상의 불확실성 및 기타 남아 있는 작은 기기 및 분석 문제가 언급되어 있다.

또 다른 주요 중요성의 확인은 암흑 에너지 – 72.8% (1.6% 이내)의 비입자 배경, 그리고 암흑 물질 – 22.7% (1.4% 이내)의 비입자 에너지 형태로 우주의 물질/에너지 총량이다.따라서 물질, 즉 중입자(atoms)가 4.56%(0.16% 이내)에 불과합니다.

WMAP 7년^[30] 결과에서 얻은 최적의 우주론적 파라미터

파라미터	기호.	최적 맞춤(WMAP만 해당)	최적 맞춤(WMAP + BAO + H[31]0[32])
우주의 나이(Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13.75±0.13	13.75±0.11
허블 상수(kmµMpc·s)	${\displaystyle H_{0}}$	71.0±2.5	70.4+1.3 −1.4
바리온 밀도	$\displaystyle \Omega _{b}$	0.0449±0.0028	0.0456±0.0016
물리 바리온 밀도	${\displaystyle\Omega_{b}h^{2}}$	0.02258+0.00057 −0.00056	0.02260±0.00053
암흑 물질 밀도	$\displaystyle \Omega _{c}$	0.222±0.026	0.227±0.014
물리적 암흑 물질 밀도	${\displaystyle\Omega_{c}h^{2}}$	0.1109±0.0056	0.1123±0.0035
암흑 에너지 밀도	${\displaystyle\Omega_{\Lambda}}$	0.734±0.029	0.728+0.015 −0.016
8h−1 Mpc에서의 변동 진폭	${\displaystyle_{8}}$	0.801±0.030	0.809±0.024
스칼라 스펙트럼 지수	${\displaystyle n_{s}}$	0.963±0.014	0.963±0.012
이온화 광학적 깊이	$\displaystyle \displays }$	0.088±0.015	0.087±0.014
* 우주의 총 밀도	$\displaystyle \Omega _{tot}$	1.080+0.093 −0.071	1.0023+0.0056 −0.0054
*텐서 대 스칼라 비, k0 = 0.002 Mpc−1	r	0.36 미만(95% CL)	0.24 미만(95% CL)
*스펙트럼 지수 k = 0.002−1 Mpc의 실행0	${\displaystyle dn_{s}/d\ln k}$	- 0.034±0.026	- 0.022±0.020
참고: * = 확장 모델의 매개 변수 (모수는 편차에 한계를 둡니다). Lambda-CDM 모델에서)[30]

7년 지도는 전경이 있는 WMAP과 다른 주파수로 표시됩니다(빨간색 밴드).

23GHz	33GHz	41GHz	61 GHz	94GHz

9년간의 데이터 릴리즈

2012년 12월 29일, 9년간의 WMAP 데이터와 관련 영상이 공개되었으며, 13772±0.0590억 년 된 온도 변동과 ±200 마이크로켈빈의 온도 범위가 영상에 나타나 있다.게다가, 연구는 초기 우주의 95%가 암흑 물질과 암흑 에너지로 구성되어 있고, 우주의 곡률은 "평탄"의 0.4% 미만이며, 우주는 빅뱅 ^[15][16][33]이후 "약 4억 년" 우주 암흑 시대로부터 생겨났다는 것을 발견했다.

WMAP의 9년^[16] 결과에 따른 최적의 우주론적 파라미터

파라미터	기호.	최적 맞춤(WMAP만 해당)	최적 맞춤(WMAP + eCMB + BAO0 + H)
우주의 나이(Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13.74±0.11	13.772±0.059
허블 상수(kmµMpc·s)	${\displaystyle H_{0}}$	70.0±2.2	69.32±0.80
바리온 밀도	$\displaystyle \Omega _{b}$	0.0463±0.0024	0.04628±0.00093
물리 바리온 밀도	${\displaystyle\Omega_{b}h^{2}}$	0.02264±0.00050	0.02223±0.00033
차가운 암흑 물질 밀도	$\displaystyle \Omega _{c}$	0.233±0.023	0.2402+0.0088 −0.0087
물리적 냉암물질 밀도	${\displaystyle\Omega_{c}h^{2}}$	0.1138±0.0045	0.1153±0.0019
암흑 에너지 밀도	${\displaystyle\Omega_{\Lambda}}$	0.721±0.025	0.7135+0.0095 −0.0096
8h−1 Mpc에서의 밀도 변동	${\displaystyle_{8}}$	0.821±0.023	0.820+0.013 −0.014
스칼라 스펙트럼 지수	${\displaystyle n_{s}}$	0.972±0.013	0.9608±0.0080
이온화 광학적 깊이	$\displaystyle \displays }$	0.089±0.014	0.081±0.012
곡률	1${\displaystyle }$-$${\$displaystyle -}$ \$Omega$ t_{\rm {tot$}}$	- 0.037+0.044-0 .042	- 0.0027+0.0039-0 .0038
텐서 대 스칼라 비 (k0 = 0.002 Mpc−1)	r	0.38 미만(95% CL)	< 0.13 (95 % CL )
스칼라 스펙트럼 지수 실행	${\displaystyle dn_{s}/d\ln k}$	- 0.019±0.025	- 0.023±0.011

주요 결과

미션의 주요 결과는 CMB 온도차이의 다양한 타원형 맵에 포함되어 있습니다.이 타원형 이미지는 WMAP 팀이 임무 수행 중 망원경을 통한 관측으로부터 도출한 온도 분포를 나타낸다.측정된 온도는 마이크로파 배경에 대한 플랑크의 법칙 해석에서 얻어진 온도입니다.타원형 지도가 온 하늘을 뒤덮고 있다.그 결과는 약 138억 년 전에 일어난 빅뱅 이후 약 375,000년 후의 우주의 스냅샷이다.마이크로파 배경은 온도가 매우 균일하다(현재 2.7 켈빈인 평균과의 상대적 변화는 5×10⁻⁵ 정도에 불과하다).국지적인 방향에 대응하는 온도 변화는 다양한 색상으로 표시됩니다("빨간색" 방향은 더 뜨겁고 "파란색" 방향은 ^{[citation needed]}평균보다 더 차갑습니다.

후속 작업 및 향후 측정

WMAP의 원래 스케줄은 2년간의 관측을 제공했으며, 2003년 9월까지 관측을 완료했다.2002년, 2004년, 2006년, 2008년 우주선에 총 9년의 관측 연장이 주어졌고, 2010년 8월^[20] 종료되었으며, 2010년 10월 우주선은 태양 중심의 "묘지" ^[14]궤도로 이동되었다.

플랑크 우주선은 또한 2009년부터 2013년까지 CMB를 측정했으며 WMAP에 의한 측정치를 총 강도와 편파 양면에서 정교하게 만드는 것을 목표로 하고 있다.다양한 지상 및 풍선 기반 기구도 CMB에 기여하고 있으며, 이를 위해 다른 기구도 건설되고 있습니다.대부분은 E 및 B 실험(EBEX), 스파이더, BICEP 및 꺽 어레이(BICEP2), 꺽, 큐트, 우주론 대형 각척도 측량기(CLASS), 남극(PTS) 등 가장 단순한 인플레이션 모델에서 예상되는 B-모드 편파 탐색을 목적으로 한다.

2013년 3월 21일, 플랑크 우주선을 지원하는 유럽 주도의 연구팀은 우주 마이크로파 ^[34][35]배경의 우주 비행 우주 지도를 공개했다.지도는 우주가 이전에 생각했던 것보다 약간 더 오래되었다는 것을 보여준다.지도에 따르면 우주의 나이가 약 37만 년이었을 때 기온의 미묘한 변화가 깊은 하늘에 각인되었다.이 자국은 우주의 존재 초기에 발생한 파문을 반영하는데, 이는 1초의 1조 분의 1초입니다⁻³⁰.분명히, 이러한 파문은 은하단과 암흑물질로 이루어진 현재의 거대한 우주 거미줄을 만들어 냈습니다.2013년 자료에 따르면 우주는 일반 물질 4.9%, 암흑 물질 26.8%, 암흑 에너지 68.3%를 포함하고 있다.2015년 2월 5일, 플랑크 미션에 의해 새로운 데이터가 발표되었으며, 이에 따라 우주의 나이는 13.799 ± 0.02억 1천만 년이며 허블 상수는 67.74 ± 0.46 (km/s)/Mpc로 ^[36]측정되었다.

「 」를 참조해 주세요.

• 익스플로러 프로그램
• 일러스트리스 프로젝트
• 우주 마이크로파 배경 실험 목록
• 우주 계산 소프트웨어 목록
• S150 은하 X선 매핑

레퍼런스

주요 소스

추가 정보

• Bennett, Charles (2007). "Wilkinson microwave anisotropy probe". Scholarpedia. 2 (10): 4731. Bibcode:2007SchpJ...2.4731B. doi:10.4249/scholarpedia.4731.

외부 링크

• 우주의 크기 조정
• 깔때기 모양의 우주에 대한 빅뱅의 빛 힌트, 뉴사이언티스트, 2004년 4월 15일
• NASA 2006년 3월 16일 WMAP 인플레이션 관련 보도 자료
• Seife, Charles (2003). "With Its Ingredients MAPped, Universe's Recipe Beckons". Science. 300 (5620): 730–731. doi:10.1126/science.300.5620.730. PMID 12730575. S2CID 585072.

시리즈의 일부
물리 우주론
빅뱅 · 우주 우주의 나이 우주의 연대기
초기 우주 인플레이션 · 핵합성 배경 중력파(GWB) 전자레인지(CMB) · 중성미자(CNB)
확장·미래 허블의 법칙 · 레드시프트 공간의 메트릭 확장 FLRW 메트릭 · 프리드만 방정식 비균질 우주론 팽창하는 우주의 미래 우주의 궁극적 운명
구성품·구조 구성 요소들 람다-CDM 모형 암흑 에너지 · 다크 유체 · 암흑 물질 구조. 우주의 모양 은하 필라멘트 · 은하 형성 큰 퀘이사군 대규모 구조물 이온화 · 구조 형성
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