Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson

Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson

Satélite de sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP)
Nombres	Sonda de anisotropía de microondas Explorer 80 MAP MIDEX-2 WMAP
Tipo de misión	Fondo cósmico de microondas Astronomía
Operador	NASA
Identificación de COSPAR	2001-027A
SATCAT N.º	26859
Sitio web	http://map.gsfc.nasa.gov/
Duración de la misión	27 meses (planificado) 9 años (logrado) [1]
Propiedades de las naves espaciales
Astronave	Explorador LXXX
Tipo de nave espacial	Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson
Autobús	Mapa del mundo
Fabricante	NRAO
Lanzamiento masivo	840 kg (1.850 libras) [2]
Masa seca	763 kg (1.682 libras)
Dimensiones	3,6 × 5,1 m (12 × 17 pies)
Fuerza	419 vatios
Inicio de la misión
Fecha de lanzamiento	30 de junio de 2001, 19:46:46 UTC [3]
Cohete	Delta II 7425-10 (Delta 246)
Sitio de lanzamiento	Cabo Cañaveral , SLC-17B
Contratista	Servicios de lanzamiento de Boeing
Entró en servicio	1 de octubre de 2001
Fin de la misión
Desecho	Órbita del cementerio
Desactivado	20 de octubre de 2010 [4]
Último contacto	19 de agosto de 2010
Parámetros orbitales
Sistema de referencia	Órbita Sol-Tierra L 2
Régimen	Órbita de Lissajous
Telescopio principal
Tipo	gregoriano
Diámetro	1,4 × 1,6 m (4 pies 7 pulgadas × 5 pies 3 pulgadas)
Longitudes de onda	De 23 GHz a 94 GHz
Instrumentos
Radiómetro de pseudocorrelación
Parche de misión de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson Programa explorador

La sonda de anisotropía de microondas Wilkinson ( WMAP ), originalmente conocida como sonda de anisotropía de microondas ( MAP y Explorer 80 ), fue una nave espacial de la NASA que operó entre 2001 y 2010 y que midió las diferencias de temperatura en el cielo en el fondo cósmico de microondas (CMB), el calor radiante que quedó del Big Bang . ^{[5] [6]} Dirigida por el profesor Charles L. Bennett de la Universidad Johns Hopkins , la misión se desarrolló en una asociación conjunta entre el Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA y la Universidad de Princeton . ^[7] La ​​nave espacial WMAP se lanzó el 30 de junio de 2001 desde Florida . La misión WMAP sucedió a la misión espacial COBE y fue la segunda nave espacial de clase media (MIDEX) en el programa Explorer de la NASA . En 2003, MAP pasó a llamarse WMAP en honor al cosmólogo David Todd Wilkinson (1935-2002), ^[7] que había sido miembro del equipo científico de la misión. Después de nueve años de operaciones, WMAP se apagó en 2010, tras el lanzamiento de la nave espacial más avanzada Planck por parte de la Agencia Espacial Europea (ESA) en 2009.

Las mediciones de WMAP desempeñaron un papel clave en el establecimiento del actual Modelo Estándar de Cosmología: el modelo Lambda-CDM . Los datos de WMAP se ajustan muy bien a un universo dominado por la energía oscura en forma de constante cosmológica . Otros datos cosmológicos también son consistentes y, en conjunto, limitan estrechamente el Modelo. En el modelo Lambda-CDM del universo, la edad del universo es13.772 ± 0,059 mil millones de años. La determinación de la edad del universo por parte de la misión WMAP tiene una precisión superior al 1%. ^[8] La tasa actual de expansión del universo es (véase la constante de Hubble )69,32 ± 0,80 km·s ⁻¹ ·Mpc ⁻¹ . El contenido del universo actualmente consiste en4,628% ± 0,093% de materia bariónica ordinaria ;24,02%+0,88%
-0,87% materia oscura fría (CDM) que no emite ni absorbe luz; y71,35%+0,95%
-0,96%de energía oscura en forma de una constante cosmológica que acelera la expansión del universo . ^[9] Menos del 1% del contenido actual del universo está en neutrinos, pero las mediciones de WMAP han descubierto, por primera vez en 2008, que los datos prefieren la existencia de un fondo cósmico de neutrinos ^[10] con un número efectivo de especies de neutrinos de3,26 ± 0,35 . Los contenidos apuntan a una geometría plana euclidiana , con curvatura ( ) de${\displaystyle \Omega_{k}}$-0,0027+0,0039
−0,0038Las mediciones del WMAP también respaldan el paradigma de la inflación cósmica de varias maneras, incluida la medición de la planitud.

La misión ha ganado varios premios: según la revista Science , el WMAP fue el Avance del año 2003. ^[11] Los artículos de resultados de esta misión fueron primero y segundo en la lista de "Super Hot Papers in Science Since 2003". [ ^12] De los artículos de física y astronomía más referenciados de todos los tiempos en la base de datos INSPIRE-HEP , solo tres se han publicado desde 2000, y los tres son publicaciones de WMAP. Bennett, Lyman A. Page Jr. y David N. Spergel, estos últimos ambos de la Universidad de Princeton, compartieron el Premio Shaw 2010 en astronomía por su trabajo en WMAP. ^[13] Bennett y el equipo científico de WMAP fueron galardonados con el Premio Gruber 2012 en cosmología. El Premio Breakthrough 2018 en Física Fundamental fue otorgado a Bennett, Gary Hinshaw, Norman Jarosik, Page, Spergel y el equipo científico de WMAP.

En octubre de 2010, la nave espacial WMAP quedó abandonada en una órbita heliocéntrica tras completar nueve años de operaciones. ^[14] Todos los datos de WMAP se hacen públicos y han sido objeto de un minucioso escrutinio. La última publicación oficial de datos se realizó en 2012, después de nueve años. ^{[15] [16]}

Algunos aspectos de los datos son estadísticamente inusuales para el Modelo Estándar de Cosmología. Por ejemplo, la medida de escala angular más grande, el momento cuadrupolar , es algo menor de lo que predeciría el Modelo, pero esta discrepancia no es muy significativa. ^[17] Un gran punto frío y otras características de los datos son más significativas estadísticamente, y la investigación continúa al respecto.

El objetivo del WMAP era medir las diferencias de temperatura en la radiación del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) . Las anisotropías se utilizaron para medir la geometría, el contenido y la evolución del universo ; y para probar el modelo del Big Bang y la teoría de la inflación cósmica . ^[18] Para ello, la misión creó un mapa de cielo completo del CMB, con una resolución de 13 minutos de arco mediante observación multifrecuencia. El mapa requirió la menor cantidad de errores sistemáticos , ningún ruido de píxeles correlacionado y una calibración precisa, para garantizar una precisión de escala angular mayor que su resolución. ^[18] El mapa contiene 3.145.728 píxeles y utiliza el esquema HEALPix para pixelar la esfera. ^[19] El telescopio también midió la polarización del modo E del CMB, ^[18] y la polarización de primer plano. ^[10] Su vida útil fue de 27 meses; 3 para alcanzar la posición L ₂ y 2 años de observación. ^[18]

La misión MAP fue propuesta a la NASA en 1995, seleccionada para estudio de definición en 1996 y aprobada para desarrollo en 1997. ^{[20] [21]}

El WMAP fue precedido por dos misiones para observar el CMB: (i) el RELIKT-1 soviético que informó las mediciones del límite superior de las anisotropías del CMB, y (ii) el satélite estadounidense COBE que informó por primera vez fluctuaciones del CMB a gran escala. El WMAP fue 45 veces más sensible, con 33 veces la resolución angular de su predecesor, el satélite COBE. ^[22] La misión sucesora europea Planck (operativa 2009-2013) tuvo una resolución y una sensibilidad más altas que el WMAP y observó en 9 bandas de frecuencia en lugar de las 5 del WMAP, lo que permitió mejorar los modelos astrofísicos de primer plano.

Los espejos reflectores primarios del telescopio son un par de antenas gregorianas de 1,4 × 1,6 m (4 pies 7 pulgadas × 5 pies 3 pulgadas) (orientadas en direcciones opuestas), que enfocan la señal en un par de espejos reflectores secundarios de 0,9 × 1,0 m (2 pies 11 pulgadas × 3 pies 3 pulgadas). Tienen una forma que permite un rendimiento óptimo: una carcasa de fibra de carbono sobre un núcleo de Korex, recubierto de una fina capa de aluminio y óxido de silicio . Los reflectores secundarios transmiten las señales a los cuernos de alimentación corrugados que se encuentran en una caja de matriz de plano focal debajo de los reflectores primarios. ^[18]

Los receptores son radiómetros diferenciales sensibles a la polarización que miden la diferencia entre dos haces de telescopio. La señal se amplifica con amplificadores de bajo ruido de transistores de alta movilidad de electrones (HEMT) , construidos por el Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO). Hay 20 alimentadores, 10 en cada dirección, desde los cuales un radiómetro recoge una señal; la medida es la diferencia en la señal del cielo desde direcciones opuestas. El acimut de separación direccional es de 180°; el ángulo total es de 141°. Para mejorar la sustracción de señales de primer plano de nuestra galaxia, la Vía Láctea , el WMAP utilizó cinco bandas de radiofrecuencia discretas, de 23 GHz a 94 GHz. ^[18]

Propiedades de WMAP en diferentes frecuencias ^[18]

Propiedad	Banda K	Banda Ka	Banda Q	Banda V	Banda W
Longitud de onda central (mm)	13	9.1	7.3	4.9	3.2
Frecuencia central ( GHz )	23	33	41	61	94
Ancho de banda (GHz)	5.5	7.0	8.3	14.0	20.5
Tamaño del haz (minutos de arco)	52.8	39.6	30.6	21	13.2
Número de radiómetros	2	2	4	4	8
Temperatura del sistema ( K )	29	39	59	92	145
Sensibilidad (mK s )${\estilo de visualización ^{1/2}}$	0,8	0,8	1.0	1.2	1.6

La base del WMAP es un conjunto de paneles solares de 5,0 m (16,4 pies) de diámetro que mantiene los instrumentos en sombra durante las observaciones del CMB (manteniendo la nave en un ángulo constante de 22° con respecto al Sol ). Sobre el conjunto se encuentran una plataforma inferior (que sostiene los componentes cálidos) y una plataforma superior. Los componentes fríos del telescopio (el conjunto de plano focal y los espejos) están separados de los componentes cálidos por una carcasa de aislamiento térmico cilíndrica de 33 cm (13 pulgadas) de largo sobre la plataforma. ^[18]

Los radiadores térmicos pasivos enfrían el WMAP a aproximadamente 90 K (−183,2 °C; −297,7 °F); están conectados a los amplificadores de bajo ruido . El telescopio consume 419 W de potencia. Los calentadores de telescopio disponibles son calentadores de emergencia y hay un calentador de transmisor, que se usa para calentarlos cuando están apagados. La temperatura de la nave espacial WMAP se monitorea con termómetros de resistencia de platino . ^[18]

La calibración del WMAP se realiza con el dipolo CMB y mediciones de Júpiter ; los patrones de haz se miden contra Júpiter. Los datos del telescopio se retransmiten diariamente a través de un transpondedor de 2 GHz que proporciona un enlace descendente de 667 kbit/s a una estación de la Red de Espacio Profundo de 70 m (230 pies) . La nave espacial tiene dos transpondedores, uno de ellos de respaldo redundante; están mínimamente activos (unos 40 minutos diarios) para minimizar la interferencia de radiofrecuencia . La posición del telescopio se mantiene, en sus tres ejes, con tres ruedas de reacción , giroscopios , dos rastreadores de estrellas y sensores solares , y se dirige con ocho propulsores de hidracina . ^[18]

La nave espacial WMAP llegó al Centro Espacial Kennedy el 20 de abril de 2001. Después de ser probada durante dos meses, fue lanzada a través del vehículo de lanzamiento Delta II 7425 el 30 de junio de 2001. ^{[20] [22]} Comenzó a funcionar con su energía interna cinco minutos antes de su lanzamiento, y continuó funcionando así hasta que se desplegó el conjunto de paneles solares. El WMAP fue activado y monitoreado mientras se enfriaba. El 2 de julio de 2001, comenzó a trabajar, primero con pruebas en vuelo (desde el lanzamiento hasta el 17 de agosto de 2001), luego comenzó un trabajo constante y formal. ^[22] Después, efectuó tres bucles de fase Tierra-Luna, midiendo sus lóbulos laterales , luego voló por la Luna el 30 de julio de 2001, en ruta al punto de Lagrange Sol-Tierra L ₂ , llegando allí el 1 de octubre de 2001, convirtiéndose en la primera misión de observación del CMB destinada allí. ^[20]

La ubicación de la sonda en Lagrange 2 (a 1.500.000 km de la Tierra) la estabiliza térmicamente y minimiza las emisiones contaminantes solares, terrestres y lunares registradas. Para ver el cielo completo, sin mirar al Sol, el WMAP traza una trayectoria alrededor de L ₂ en una órbita de Lissajous de aproximadamente 1,0° a 10°, ^[18] con un período de 6 meses. ^[20] El telescopio gira una vez cada 2 minutos y 9 segundos (0,464 rpm ) y precesa a una velocidad de 1 revolución por hora. ^[18] El WMAP midió todo el cielo cada seis meses y completó su primera observación de cielo completo en abril de 2002. ^[21]

• 
  Lanzamiento del WMAP desde el Centro Espacial Kennedy , 30 de junio de 2001
• 
  Trayectoria y órbita del WMAP
• 
  Estrategia de exploración del cielo y órbita de WMAP

El instrumento WMAP consta de radiómetros diferenciales de pseudocorrelación alimentados por dos reflectores gregorianos primarios de 1,5 m (4 pies 11 pulgadas) dispuestos uno detrás del otro. Este instrumento utiliza cinco bandas de frecuencia de 22 GHz a 90 GHz para facilitar el rechazo de las señales de primer plano de nuestra propia galaxia. El instrumento WMAP tiene un campo de visión (FoV) de 3,5° x 3,5°. ^[23]

El WMAP se observa en cinco frecuencias, lo que permite la medición y la sustracción de la contaminación de primer plano (de la Vía Láctea y fuentes extragalácticas) del CMB. Los principales mecanismos de emisión son la radiación de sincrotrón y la emisión libre-libre (que dominan las frecuencias más bajas), y las emisiones de polvo astrofísico (que dominan las frecuencias más altas). Las propiedades espectrales de estas emisiones contribuyen en diferentes cantidades a las cinco frecuencias, lo que permite su identificación y sustracción. ^[18]

La contaminación del primer plano se elimina de varias maneras. En primer lugar, se restan los mapas de emisión existentes de las mediciones del WMAP; en segundo lugar, se utilizan los valores espectrales conocidos de los componentes para identificarlos; en tercer lugar, se ajustan simultáneamente los datos de posición y espectro de la emisión del primer plano, utilizando conjuntos de datos adicionales. La contaminación del primer plano se redujo utilizando solo las partes del mapa de cielo completo con la menor contaminación del primer plano, mientras se enmascaraban las partes restantes del mapa. ^[18]

Modelos quinquenales de emisión en primer plano, a diferentes frecuencias. Rojo = sincrotrón; Verde = libre-libre; Azul = polvo térmico.

23 GHz	33 GHz	41 GHz	61 GHz	94 GHz

El 11 de febrero de 2003, la NASA publicó los datos del primer año de WMAP. Se presentaron los últimos cálculos de la edad y la composición del universo primitivo. Además, se presentó una imagen del universo primitivo que "contiene un nivel de detalle tan asombroso que puede ser uno de los resultados científicos más importantes de los últimos años". Los datos recién publicados superan las mediciones anteriores del CMB. ^[7]

Basándose en el modelo Lambda-CDM , el equipo WMAP produjo parámetros cosmológicos a partir de los resultados del primer año de WMAP. A continuación se presentan tres conjuntos; el primero y el segundo conjunto son datos WMAP; la diferencia es la adición de índices espectrales, predicciones de algunos modelos inflacionarios. El tercer conjunto de datos combina las restricciones WMAP con las de otros experimentos CMB ( ACBAR y CBI ), y restricciones del 2dF Galaxy Redshift Survey y las mediciones del bosque alfa de Lyman . Hay degeneraciones entre los parámetros, la más significativa está entre y ; los errores dados son al 68% de confianza. ^[24]${\displaystyle n_{s}}$${\estilo de visualización \tau}$

Parámetros cosmológicos de mejor ajuste a partir de los resultados de un año de WMAP ^[24]

Parámetro	Símbolo	Ajuste óptimo (solo WMAP)	Ajuste óptimo (WMAP, parámetro adicional)	Mejor ajuste (todos los datos)
Edad del universo ( Ga )	${\estilo de visualización t_{0}}$	13,4 ± 0,3	–	13,7 ± 0,2
Constante de Hubble ( km ⁄ Mpc · s )	$Estilo de visualización H_{0}$	72 ± 5	70 ± 5	71+4 −3
Contenido bariónico	$Estilo de visualización: Omega _{b}h^{2}$	0,024 ± 0,001	0,023 ± 0,002	0,0224 ± 0,0009
Contenido de la materia	$Estilo de visualización: Omega _{m}h^{2}$	0,14 ± 0,02	0,14 ± 0,02	0,135+0,008 −0,009
Profundidad óptica hasta la reionización	${\estilo de visualización \tau}$	0,166+0,076 −0,071	0,20 ± 0,07	0,17 ± 0,06
Amplitud	A	0,9 ± 0,1	0,92 ± 0,12	0,83+0,09 −0,08
Índice espectral escalar	${\displaystyle n_{s}}$	0,99 ± 0,04	0,93 ± 0,07	0,93 ± 0,03
Ejecución del índice espectral	$Estilo de visualización: dn_{s}/dk$	—	-0,047 ± 0,04	-0,031+0,016 -0,017
Amplitud de fluctuación a 8h −1 Mpc	$estilo de visualización {\sigma__{8}}$	0,9 ± 0,1	—	0,84 ± 0,04
Densidad total del universo	${\displaystyle \Omega_{tot}}$	–	–	1,02 ± 0,02

Utilizando los datos de mejor ajuste y los modelos teóricos, el equipo de WMAP determinó los tiempos de eventos universales importantes, incluido el corrimiento al rojo de la reionización ,17 ± 4 ; el corrimiento al rojo del desacoplamiento ,1089 ± 1 (y la edad del universo en el momento del desacoplamiento,379+8
−7 kyr ); y el corrimiento al rojo de la igualdad materia/radiación,3233+194
−210Determinaron que el espesor de la superficie de la última dispersión era195 ± 2 en corrimiento al rojo, o118+3
−2 kyr . Determinaron la densidad actual de bariones ,(2,5 ± 0,1) × 10 ⁻⁷  cm ⁻¹ , y la relación entre bariones y fotones,6.1+0,3
-0,2× 10 ⁻¹⁰ . La detección de una reionización temprana por parte del WMAP excluyó la materia oscura caliente . ^[24]

El equipo también examinó las emisiones de la Vía Láctea en las frecuencias WMAP, produciendo un catálogo de fuentes de 208 puntos .

Los datos trienales del WMAP se publicaron el 17 de marzo de 2006. Los datos incluían mediciones de temperatura y polarización del CMB, que proporcionaron una confirmación adicional del modelo Lambda-CDM plano estándar y nuevas pruebas en apoyo de la inflación .

Los datos WMAP de 3 años por sí solos muestran que el universo debe tener materia oscura . Los resultados se calcularon utilizando solo datos WMAP y también con una combinación de restricciones de parámetros de otros instrumentos, incluidos otros experimentos CMB ( Receptor de matriz de bolómetros de cosmología de Arcminute (ACBAR), Cosmic Background Imager (CBI) y BOOMERANG ), Sloan Digital Sky Survey (SDSS), 2dF Galaxy Redshift Survey , Supernova Legacy Survey y restricciones en la constante de Hubble del telescopio espacial Hubble . ^[25]

Parámetros cosmológicos de mejor ajuste a partir de los resultados trienales de WMAP ^[25]

Parámetro	Símbolo	Ajuste óptimo (solo WMAP)
Edad del universo ( Ga )	${\estilo de visualización t_{0}}$	13,73+0,16 -0,15
Constante de Hubble ( km ⁄ Mpc·s )	$Estilo de visualización H_{0}$	73.2+3,1 -3,2
Contenido bariónico	$Estilo de visualización: Omega _{b}h^{2}$	0,0229 ± 0,000 73
Contenido de la materia	$Estilo de visualización: Omega _{m}h^{2}$	0,1277+0,0080 −0,0079
Profundidad óptica hasta la reionización [a]	${\estilo de visualización \tau}$	0,089 ± 0,030
Índice espectral escalar	${\displaystyle n_{s}}$	0,958 ± 0,016
Amplitud de fluctuación a 8h −1 Mpc	$estilo de visualización {\sigma__{8}}$	0,761+0,049 −0,048
Relación tensor-escalar [b]	a	<0,65

[a] ^ La profundidad óptica de la reionización mejoró gracias a las mediciones de polarización. ^[26]
[b] ^ <0,30 cuando se combina con datos SDSS . No hay indicios de no gaussianidad. ^[25]

Los datos de cinco años del WMAP se publicaron el 28 de febrero de 2008. Los datos incluían nueva evidencia del fondo cósmico de neutrinos , evidencia de que las primeras estrellas tardaron más de 500 millones de años en reionizar el universo y nuevas restricciones a la inflación cósmica . ^[27]

La mejora de los resultados se debe tanto a que se han añadido dos años de mediciones (el conjunto de datos abarca desde la medianoche del 10 de agosto de 2001 hasta la medianoche del 9 de agosto de 2006), como a que se han utilizado técnicas de procesamiento de datos mejoradas y una mejor caracterización del instrumento, en particular de las formas de los haces. También se utilizan las observaciones de 33 GHz para estimar los parámetros cosmológicos; anteriormente sólo se habían utilizado los canales de 41 GHz y 61 GHz.

Se utilizaron máscaras mejoradas para eliminar los primeros planos. ^[10] Las mejoras en los espectros se encontraron en el tercer pico acústico y en los espectros de polarización. ^[10]

Las mediciones limitaron el contenido del universo en el momento en que se emitió el CMB: en ese momento, el 10% del universo estaba compuesto por neutrinos, el 12% por átomos, el 15% por fotones y el 63% por materia oscura. La contribución de la energía oscura en ese momento era insignificante. ^[27] También limitó el contenido del universo actual: 4,6% de átomos, 23% de materia oscura y 72% de energía oscura. ^[10]

Los datos de cinco años de WMAP se combinaron con mediciones de supernovas de tipo Ia (SNe) y oscilaciones acústicas bariónicas (BAO). ^[10]

La forma elíptica del mapa celeste WMAP es el resultado de una proyección de Mollweide . ^[28]

Parámetros cosmológicos de mejor ajuste a partir de los resultados de cinco años de WMAP ^[10]

Parámetro	Símbolo	Ajuste óptimo (solo WMAP)	Mejor ajuste (WMAP + SNe + BAO)
Edad del universo (Ga)	${\estilo de visualización t_{0}}$	13,69 ± 0,13	13,72 ± 0,12
Constante de Hubble ( km ⁄ Mpc·s )	$Estilo de visualización H_{0}$	71.9+2,6 -2,7	70,5 ± 1,3
Contenido bariónico	$Estilo de visualización: Omega _{b}h^{2}$	0,022 73 ± 0,000 62	0,022 67+0,000 58 −0,000 59
Contenido de materia oscura fría	${\displaystyle \Omega _ {c}h^{2}}$	0,1099 ± 0,0062	0,1131 ± 0,0034
Contenido de energía oscura	${\displaystyle \Omega _ {\Lambda }}$	0,742 ± 0,030	0,726 ± 0,015
Profundidad óptica hasta la reionización	${\estilo de visualización \tau}$	0,087 ± 0,017	0,084 ± 0,016
Índice espectral escalar	${\displaystyle n_{s}}$	0,963+0,014 -0,015	0,960 ± 0,013
Ejecución del índice espectral	$Estilo de visualización: dn_{s}/dlnk$	-0,037 ± 0,028	-0,028 ± 0,020
Amplitud de fluctuación a 8h −1 Mpc	$estilo de visualización {\sigma__{8}}$	0,796 ± 0,036	0,812 ± 0,026
Densidad total del universo	${\displaystyle \Omega_{tot}}$	1.099+0,100 -0,085	1.0050+0,0060 −0,0061
Relación tensor-escalar	a	<0,43	<0,22

Los datos imponen límites al valor de la relación tensor-escalar, r < 0,22 (95 % de certeza), que determina el nivel en el que las ondas gravitacionales afectan la polarización del CMB, y también impone límites a la cantidad de no gaussianidad primordial . Se pusieron restricciones mejoradas al corrimiento al rojo de la reionización, que es10,9 ± 1,4 , el corrimiento al rojo del desacoplamiento ,1 090,88 ± 0,72 (así como la edad del universo en el momento del desacoplamiento ,376.971+3,162
-3,167 kyr ) y el corrimiento al rojo de la igualdad materia/radiación,3253+89
−87. ^[10]

El catálogo de fuentes extragalácticas se amplió para incluir 390 fuentes y se detectó variabilidad en la emisión de Marte y Saturno . ^[10]

Los mapas de cinco años en diferentes frecuencias de WMAP con primeros planos (la banda roja)

23 GHz	33 GHz	41 GHz	61 GHz	94 GHz

Los datos de siete años del WMAP se publicaron el 26 de enero de 2010. Como parte de esta publicación, se investigaron las reclamaciones por inconsistencias con el modelo estándar. ^[29] Se demostró que la mayoría no eran estadísticamente significativas y probablemente se debían a una selección a posteriori (donde uno ve una desviación extraña, pero no considera adecuadamente cuánto se ha esforzado en buscar; una desviación con una probabilidad de 1:1000 se encontrará típicamente si uno intenta mil veces). Para las desviaciones que permanecen, no hay ideas cosmológicas alternativas (por ejemplo, parece haber correlaciones con el polo eclíptico). Parece más probable que se deban a otros efectos, y el informe menciona incertidumbres en la forma precisa del haz y otros posibles pequeños problemas instrumentales y de análisis restantes.

La otra confirmación de gran importancia es la de la cantidad total de materia/energía en el universo en forma de energía oscura: 72,8% (dentro del 1,6%) como fondo no "partícula", y materia oscura: 22,7% (dentro del 1,4%) de energía "partícula" no bariónica (subatómica). Esto deja a la materia, o partículas bariónicas (átomos), en solo el 4,56% (dentro del 0,16%).

Parámetros cosmológicos de mejor ajuste a partir de los resultados de siete años de WMAP ^[30]

Parámetro	Símbolo	Ajuste óptimo (solo WMAP)	Mejor ajuste (WMAP + BAO [31] + H 0 [32] )
Edad del universo (Ga)	${\estilo de visualización t_{0}}$	13,75 ± 0,13	13,75 ± 0,11
Constante de Hubble ( km ⁄ Mpc·s )	$Estilo de visualización H_{0}$	71,0 ± 2,5	70.4+1,3 -1,4
Densidad bariónica	${\displaystyle \Omega_{b}}$	0,0449 ± 0,0028	0,0456 ± 0,0016
Densidad física de bariones	$Estilo de visualización: Omega _{b}h^{2}$	0,022 58+0,000 57 −0,000 56	0,022 60 ± 0,000 53
Densidad de materia oscura	${\displaystyle \Omega_{c}}$	0,222 ± 0,026	0,227 ± 0,014
Densidad física de la materia oscura	${\displaystyle \Omega _ {c}h^{2}}$	0,1109 ± 0,0056	0,1123 ± 0,0035
Densidad de energía oscura	${\displaystyle \Omega _ {\Lambda }}$	0,734 ± 0,029	0,728+0,015 −0,016
Amplitud de fluctuación a 8h −1 Mpc	$estilo de visualización {\sigma__{8}}$	0,801 ± 0,030	0,809 ± 0,024
Índice espectral escalar	${\displaystyle n_{s}}$	0,963 ± 0,014	0,963 ± 0,012
Profundidad óptica de reionización	${\estilo de visualización \tau}$	0,088 ± 0,015	0,087 ± 0,014
*Densidad total del universo	${\displaystyle \Omega_{tot}}$	1.080+0,093 −0,071	1.0023+0,0056 −0,0054
*Relación tensor-escalar, k 0 = 0,002 Mpc −1	a	< 0,36 (IC del 95 %)	< 0,24 (IC del 95 %)
*Ejecución del índice espectral, k 0 = 0,002 Mpc −1	${\displaystyle dn_{s}/d\ln k}$	-0,034 ± 0,026	-0,022 ± 0,020
Nota: * = Parámetros para modelos extendidos (los parámetros establecen límites a las desviaciones del modelo Lambda-CDM ) [30]

Los mapas de siete años en diferentes frecuencias de WMAP con primeros planos (la banda roja)

23 GHz	33 GHz	41 GHz	61 GHz	94 GHz

El 29 de diciembre de 2012, se publicaron los datos WMAP de nueve años y las imágenes relacionadas.En la imagen se muestran fluctuaciones de temperatura de 13.772 ± 0.059 mil millones de años y un rango de temperatura de ± 200 microkelvins . Además, el estudio encontró que el 95% del universo primitivo está compuesto de materia oscura y energía oscura , la curvatura del espacio es menos del 0,4% de "plana" y el universo emergió de la Edad Oscura cósmica "unos 400 millones de años" después del Big Bang . ^{[15] [16] [33]}

Parámetros cosmológicos de mejor ajuste a partir de los resultados de nueve años de WMAP ^[16]

Parámetro	Símbolo	Ajuste óptimo (solo WMAP)	Mejor ajuste (WMAP + eCMB + BAO + H 0 )
Edad del universo (Ga)	${\estilo de visualización t_{0}}$	13,74 ± 0,11	13,772 ± 0,059
Constante de Hubble ( km ⁄ Mpc·s )	$Estilo de visualización H_{0}$	70,0 ± 2,2	69,32 ± 0,80
Densidad bariónica	${\displaystyle \Omega_{b}}$	0,0463 ± 0,0024	0,046 28 ± 0,000 93
Densidad física de bariones	$Estilo de visualización: Omega _{b}h^{2}$	0,022 64 ± 0,000 50	0,022 23 ± 0,000 33
Densidad de materia oscura fría	${\displaystyle \Omega_{c}}$	0,233 ± 0,023	0,2402+0,0088 −0,0087
Densidad física de materia oscura fría	${\displaystyle \Omega _ {c}h^{2}}$	0,1138 ± 0,0045	0,1153 ± 0,0019
Densidad de energía oscura	${\displaystyle \Omega _ {\Lambda }}$	0,721 ± 0,025	0,7135+0,0095 −0,0096
Fluctuaciones de densidad a 8h −1 Mpc	$estilo de visualización {\sigma__{8}}$	0,821 ± 0,023	0,820+0,013 −0,014
Índice espectral escalar	${\displaystyle n_{s}}$	0,972 ± 0,013	0,9608 ± 0,0080
Profundidad óptica de reionización	${\estilo de visualización \tau}$	0,089 ± 0,014	0,081 ± 0,012
Curvatura	1${\estilo de visualización -}$ ${\displaystyle \Omega _ {\rm {tot}}}$	-0,037+0,044 −0,042	-0,0027+0,0039 −0,0038
Relación tensor-escalar (k 0 = 0,002 Mpc −1 )	a	< 0,38 (IC del 95 %)	< 0,13 (IC del 95 %)
Ejecución del índice espectral escalar	${\displaystyle dn_{s}/d\ln k}$	-0,019 ± 0,025	-0,023 ± 0,011

El resultado principal de la misión está contenido en los diversos mapas ovalados de las diferencias de temperatura del CMB. Estas imágenes ovaladas presentan la distribución de temperatura derivada por el equipo WMAP a partir de las observaciones realizadas con el telescopio durante la misión. Se mide la temperatura obtenida a partir de una interpretación de la ley de Planck del fondo de microondas. El mapa ovalado cubre todo el cielo. Los resultados son una instantánea del universo unos 375.000 años después del Big Bang , que ocurrió hace unos 13.800 millones de años. El fondo de microondas es muy homogéneo en temperatura (las variaciones relativas con respecto a la media, que actualmente sigue siendo de 2,7 kelvin, son solo del orden de 100 000).5 × 10 ⁻⁵ ). Las variaciones de temperatura correspondientes a las direcciones locales se presentan a través de diferentes colores (las direcciones "rojas" son más cálidas, las direcciones "azules" más frías que el promedio). ^{[ cita requerida ]}

El cronograma original para el WMAP le dio dos años de observaciones; estas se completaron en septiembre de 2003. Se otorgaron extensiones de misión en 2002, 2004, 2006 y 2008, lo que le dio a la nave espacial un total de 9 años de observación, que finalizaron en agosto de 2010 ^[20] y en octubre de 2010 la nave espacial se trasladó a una órbita "cementerio" heliocéntrica . ^[14]

La sonda espacial Planck también midió el CMB entre 2009 y 2013 y pretende refinar las mediciones realizadas por WMAP, tanto en intensidad total como en polarización. Varios instrumentos terrestres y basados ​​en globos también han hecho contribuciones al CMB, y se están construyendo otros para hacerlo. Muchos están destinados a buscar la polarización en modo B esperada de los modelos más simples de inflación, incluidos The E and B Experiment (EBEX), Spider , BICEP y Keck Array (BICEP2), Keck , QUIET , Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS), South Pole Telescope (SPTpol) y otros.

El 21 de marzo de 2013, el equipo de investigación liderado por Europa detrás de la nave espacial Planck publicó el mapa de todo el cielo de la misión del fondo cósmico de microondas. ^{[34] [35]} El mapa sugiere que el universo es ligeramente más antiguo de lo que se pensaba anteriormente. Según el mapa, las fluctuaciones sutiles en la temperatura se imprimieron en el cielo profundo cuando el cosmos tenía unos 370.000 años de antigüedad. La huella refleja ondulaciones que surgieron tan temprano, en la existencia del universo, como la primera nonillonésima (10 ⁻³⁰ ) de segundo. Aparentemente, estas ondulaciones dieron lugar a la vasta red cósmica actual de cúmulos de galaxias y materia oscura . Según los datos de 2013, el universo contiene un 4,9% de materia ordinaria , un 26,8% de materia oscura y un 68,3% de energía oscura . El 5 de febrero de 2015, la misión Planck publicó nuevos datos según los cuales la edad del universo es de 13.799 ± 0,021 mil millones de años y la constante de Hubble es de 67,74 ± 0,46 (km/s)/Mpc . ^[36]

• Programa de Exploradores
• Proyecto Illustris
• Lista de experimentos sobre el fondo cósmico de microondas
• Lista de software de computación cosmológica
• Mapeo de rayos X galácticos S150

• Bennett, Charles (2007). "Sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson". Scholarpedia . 2 (10): 4731. Bibcode :2007SchpJ...2.4731B. doi : 10.4249/scholarpedia.4731 .

Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre WMAP .

• Evaluando el universo
• El resplandor del Big Bang sugiere un universo con forma de embudo, New Scientist , 15 de abril de 2004
• Comunicado de prensa de la NASA sobre la inflación del WMAP del 16 de marzo de 2006 Archivado el 22 de noviembre de 2013 en Wayback Machine
• Seife, Charles (2003). "Con sus ingredientes mapeados, la receta del universo nos llama". Science . 300 (5620): 730–731. doi :10.1126/science.300.5620.730. PMID  12730575. S2CID  585072.

Parte de una serie sobre
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