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-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]
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]
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]
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]
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]
[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]
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 las emisiones de Marte y Saturno . [10]
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%).
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]
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]
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .La misión WMAP (Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson) está diseñada para determinar la geometría, el contenido y la evolución del universo a través de un mapa del cielo completo con una resolución
FWHM de 13
minutos de arco
de la anisotropía de temperatura de la radiación de fondo de microondas cósmica.
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Los cosmólogos sólo pueden detectar fluctuaciones en la temperatura del fondo cósmico de microondas con instrumentos muy sensibles, como COBE y WMAP. Al estudiar estas fluctuaciones, los cosmólogos pueden aprender sobre el origen de las galaxias y las estructuras a gran escala de las galaxias, y pueden medir los parámetros básicos de la teoría del Big Bang.
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