茶年 · 中文维基百科

威尔金森微波各向异性探测器

Wikipedia · 2025-11-17 维基百科 👁 1 阅读

威爾金森微波各向異性探測器（，簡稱）是美國國家航空暨太空總署的人造衛星，目的是探測宇宙中大爆炸後殘留的輻射熱，2001年6月30日，WMAP搭载德尔塔II型火箭在佛羅里達州卡纳维拉尔角的肯尼迪航天中心發射升空。

由於宇宙間殘存著大霹靂的熱輻射（即為宇宙微波背景輻射），而WMAP的目的就是測量這些熱輻射的極小差異。這計畫由查爾斯·本內特教授及約翰·霍普金斯大學所領導，與美國太空總署戈達德太空飛行中心及普林斯頓大學合作。WMAP太空船在2001年6月30日7點46分46秒於佛羅里達升空，是COBE太空任務的繼承者之一，也是中級探索者系列衛星的一員。2003年，為了紀念曾為研究計畫一員的宇宙學家大衛·威爾金森，MAP更名為WMAP。WMAP在圍繞日-地系統的L2點運行，離地球1.5×106公里。2012年十二月20日，研究團隊發佈了WMAP九年數據及相關影像。

WMAP的測量在建立最近的宇宙標準模型（宇宙常數－冷暗物質模型，或稱ΛCDM模型）中扮演了關鍵的角色。宇宙常數－冷暗物質模型是是一種以宇宙常數型態表示的暗能量為主導的宇宙模型，這模型與WMAP數據及其他宇宙學數據吻合，並且緊密的相互趨近。在宇宙常數－冷暗物質模型中，宇宙年齡為137.72 ± 0.059億年。由金氏世界記錄鑑定，WMAP的任務使宇宙的年齡精確度優於1%。現在的宇宙膨脹速率（見哈伯常數）為69.32 ± 0.80 （公里/秒）/百萬秒差距。宇宙的組成中有 4.628 ± 0.093%的一般重子物質，有24.02+0.88−0.87%既不吸收也不放射光的冷暗物質（CDM），有71.35+0.95−0.96% 使宇宙加速膨脹的暗能量。而微中子在宇宙含量中佔不到1%，但WMAP的測量發現其存在。該團隊於2008年首次發現，證實了宇宙微中子背景輻射的存在，微中子的有效種類為3.26 ± 0.35。尤拉平面幾何的曲率（Ωk）為-0.0027+0.0039−0.0038。WMAP的測量在很多方面也支持宇宙是平坦的，包括平坦測量。

根據「科學」雜誌，WMAP在2003年有重大突破。這任務的成果論文榮登2003年後超熱門科學文章排行榜的第一及第二名。在 INSPIRE-HEP數據庫中，物理與天文學引用最多次的論文只有三篇是在2000年以後發表的，而這三篇皆由WMAP發佈。在2010年三月27日，貝內特、來曼、大衛榮獲2010年的邵逸夫獎，以褒揚他們WMAP對天文界的貢獻。

2010年十月，WMAP太空船經過九年的運作，終於功成身退，安息在日心軌道上。天文學及物理高級審查小組在2010年九月於美國太空總署核准了總共九年的WMAP作業，所有WMAP的數據都會仔細檢查並公諸於世。

有些宇宙標準模型的數據型態不同於一般的統計。例如極大角度的測量中，四極矩的數據可能小於模型所預測的，但此不一致性並不顯著。比較小的角度，如大的冷班點及其他數據特徵等，在統計數據上反而較為明顯，而研究將會繼續往這些方面進行。

目標
WMAP的目標是測量宇宙微波背景（CMB）輻射中溫度的微小起伏。其各向異性可測量宇宙的幾何特性、物質組成及演化，並驗證大霹靂模型與宇宙暴脹理論。對此，該任務繪製了CMB全天圖，伴有13秒角的解析度及多頻觀測。此圖需有極少的系統誤差，無相干像素雜訊，及精確的校正，以保證角距尺度（angular-scale）之精確度高於此解析度。此圖包含3,145,728像素，使用HEALPix掃瞄，使球面像素化。該太空船也測量CMB的E模式極化。任務共歷時27個月，其中到達L2點耗費了三個月，觀測歷時兩年

WMAP因先前的兩項任務精進了CMB觀測：(1)蘇聯RELIKT-1報告指出CMB各向異性的測量上限；(2)美國COBE衛星首次報告大尺度CMB漲落。WMAP較此靈敏45倍，其中在角解析度上比COBE衛星靈敏33倍。

太空船
此太空船的主反射鏡為一對 1.4m x 1.6m 鏡盤（背對背）的格里望遠鏡，將訊號聚焦到一對 0.9m x 1.0m 的次級反射鏡上。它們的形狀可獲得最佳效能：碳纖維殼包覆著Korex核心，塗上一層極薄的鋁及矽氧化物。次級反射鏡將訊號傳送至位於主反射鏡下方焦平面陣列中的波紋狀號角形饋源器。，在發射前五分鐘，它開啟內部電源，並持續運作，直到太陽能電池板陣列部署完畢。WMAP在冷卻中啟動與監測。7月2日開始運作，首先進行飛行測試（從發射至8月17日），然後開始穩定的正式運作。

根據宇宙常數-冷暗物質模型，WMAP小組由WMAP第一年成果分析了宇宙學參數。三組參數如下；第一及第二組為WMAP數據；其差別在於加入光譜指數，此為某些暴脹模型的預測。第三組數據結合WMAP對模型的規範與其他來自宇宙微波背景實驗（ACBAR和CBI），及依據2度視場星系紅移巡天和萊曼α森林測量所得的規範。注意各參數之間會有退化，最顯著的就是在n_s 與\tau之間，給定的誤差範圍在68%信心區間。
! 參數!! 符號!! 最佳擬合（僅WMAP）!! 最佳擬合（WMAP及額外參數）!! 最佳擬合（所有數據）
|-
| 宇宙年齡 （Ga） || t_0 || || – ||
|-
| 哈伯常數 ( ) || H_0 || || ||
|-
| 重子含量 || \Omega_b h^2 || || ||
|-
| 物質含量 || \Omega_m h^2 || || ||
|-
| 再電離的光深度 || \tau || || ||
|-
| 振幅 || A || || ||
|-
| 純量光譜指數 || n_s || || ||
|-
| 光譜指數運算 || dn_s / dk ||—|| ||
|-
| 漲落振幅 以8h−1 百萬秒差距|| \sigma_8 || ||—||
|-
| 宇宙總密度 || \Omega_{tot} || – || – ||
|}

使用最佳擬合數據及理論模型，WMAP小組確定了重要的宇宙事件之時間，包括再電離的紅移 ； 脫耦的紅移（脫耦時的宇宙年齡）；及物質/輻射相等時的紅移。他們確定的了最後散射面的厚度為，以紅移表示為 。他們確定了重子流密度 ，及重子與光子的比例。WMAP對早期再電離的探測排除了溫暗物質的存在 。

三年數據發布
2006年3月17日，WMAP公布了三年的觀測數據。這些數據包括溫度和宇宙微波背景的測量，對標準的平坦模型－－宇宙常數－冷暗物質模型－－提供了進一步的確認，並有新證據支持暴脹理論。

僅分析WMAP三年的數據會發現宇宙必須要有暗物質。計算結果有兩組，一為只使用WMAP數據，一為綜合使用其他觀測所得的參數規範，包括其他宇宙微波背景實驗（ACBAR，CBI 和 BOOMERANG），（SDSS、2度視場星系紅移巡天 、 超新星遺痕統計（Supernova Legacy Survey）及哈伯太空望遠鏡對哈伯常數的規範。
! 參數 !! 符號 !! 最佳擬合（僅WMAP）
|-
| 宇宙年齡 （Ga） || t_0 ||
|-
| 哈伯常數( ) || H_0 ||
|-
| 重子含量 || \Omega_b h^2 ||
|-
| 物質含量 || \Omega_m h^2 ||
|-
|再電離的光深度 || \tau ||
|-
| 純量光譜指數 ||n_s ||
|-
| 漲落振幅 以8h−1 百萬秒差距 ||\sigma_8 ||
|-
| 張量對純量比 || r ||

[a] 再電離的光深度因測量偏振而改善。

[b]
{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|+ 由WMAP五年成果所得之最佳擬合的宇宙學參數 多處顯示並無統計學特徵，可能是源於後天的選擇（有人會發現奇怪的偏差，但未考慮到此搜尋的困難； 1:1000的概度偏差在測試一千次之後通常是會發現的）。雖然存在偏差，但宇宙學上並無其他的方法（例如，這似乎與黃極存在著相關性）。這些似乎極可能源自於其他影響，報告中曾提及精確光束的不確定性及其他存在於儀器中的微小誤差。
其他重要的確認為物質/能量在宇宙中以暗能量形式表示的含量 - 連同暗物質，在非“粒子”背景下，佔有 72.8％（小於1.6％） - 有22.7％（小於1.4％）的非重子（次原子）「粒子」的能量。這使物質，或重子粒子（原子）僅佔有4.56％（小於0.16％）。

{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|+ 由WMAP七年數據所得之最佳擬合宇宙學參數
!參數 !!符號!! 最佳擬合（僅WMAP）!! 最佳擬合（WMAP + BAO+H0）
|-
| 宇宙年齡 (Ga)|| t_0 || ||
|-
| 哈伯常數 ( ) || H_0 || ||
|-
| 重子密度|| \Omega_b || ||
|-
| 物理重子密度 || \Omega_b h^2 || ||
|-
| 暗物質密度 || \Omega_c || ||
|-
| 物理暗物質密度 || \Omega_c h^2 || ||
|-
| 暗能量密度 || \Omega_\Lambda || ||
|-
| 漲落振幅 以 8h−1 百萬秒差距 || \sigma_8 || ||
|-
| 純量光譜指數 || n_s || ||
|-
| 再電離光深度 || \tau || ||
|-
| *宇宙總密度 || \Omega_{tot} || ||
|-
| 張量對純量比, k0 = 0.002 百萬秒差距−1 || r* || 0 = 0.002 百萬秒差距−1 || dn_s / dlnk|| ||
|-
| 注：* =膨脹模型的參數
（由宇宙常數－冷暗物質模型
規範參數偏差 ）

{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|+ 由WMAP九年成果所得之最佳擬合宇宙學參數 在該軌道上，它將每15年會繞太陽運轉14周。

其他儀器對宇宙微波背景輻射漲落的測量
早期
、WMAP與普朗克的宇宙微波背景成果比較- 2012年3月21日]]
在WMAP之前，有幾項研究也改進了宇宙微波背景的觀測：

  • COBE –測量出非常大尺度的漲落。
  • 宇宙各向異性望遠鏡–在天空中的小區域內測量出小尺度的漲落。
  • 毫米波段氣球觀天計畫（Boomerang）–以更高的精確度測出了漲落。
  • Maxima -以更高的精確度測出了漲落。
  • Cosmic Background Imager -在天空中的小區域內以更高的精確度測量出極小尺度的漲落。
  • 極小陣列（Very Small Array）-在天空中的小區域內以更高的精確度測量出漲落。

接續的研究計畫
往後接續WMAP觀測任務的有：

  • Clover –提高對B模式偏振測量的精確度
  • 普朗克衛星- 改進角解析度的精確性。

普朗克衛星
普朗克衛星 於2009年5月14日升空，也測量宇宙微波背景，目的為改進WMAP的觀測結果，包括總密度和偏振測量。各種地面及以氣球為基礎的儀器同樣也提供了對宇宙微波背景的貢獻，而其他的建設也正在進行。其餘尚有許多目的在尋找由最簡單的暴漲模型所預測之B模式偏振的研究計畫，如EBEX， Spider ，宇宙泛星系偏振背景成像， Keck ， QUIET ，CLASS，SPTpol等。
在2013年3月21日，由歐洲領導的研究小組所支持的普朗克宇宙觀測計畫發布了該任務的宇宙微波背景輻射之全天圖。該圖建議宇宙應較昔日所想像的大。根據該圖，細微的溫度漲落烙印在宇宙約三十七萬歲的深空中。該印記反映出在第一個10−30秒時穿越於早期宇宙的漣漪。顯然的，這些漣漪造成了當今星系團和暗物質所組成的巨大宇宙網絡 。根據研究小組， 宇宙為137.98±0.37 億歲，含有4.9％的一般物質 ，26.8％ 的暗物質和 68.3％的暗能量。此外，哈伯常數測定為67.80±0.77（公里/秒）/ 百萬秒差距。

參考資料
腳注

更多來源
*
*
*
*
*
*
*
*
*

外部連結

#包含视频剪辑的条目 #美國太空總署太空探測器 #地日拉格朗日点的人造卫星 #宇宙微波背景实验 #日心轨道上的脱离卫星 #探险者计划 #2001年发射的空间探测器 #空间望远镜 #德尔塔2号火箭发射的航天器 #使用利萨如轨道的航天器

评论 (0)

  • 还没有评论，来抢沙发吧。