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 搭載德爾塔 II 型火箭在佛羅裡達州卡納維拉爾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 秒於佛羅裡達升空，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 點執行，離地球 15106 公里。2012 年十二月 20 日，研究團隊釋出了 WMAP 九年資料及相關影像。 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 資料及其他宇宙學資料吻合，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 13772 0059 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 6932 080 （公里 秒） 百萬秒差距。宇宙的組成中有 4628 0093 的一般重子物質，有 2402088087 既不吸收也不放射光的冷暗物質（CDM），有 7135095096 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 326 035。尤拉平面幾何的曲率（Ωk）為 000270003900038。WMAP 的測量在很多方面也支援宇宙是平坦的，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 INSPIREHEP 資料庫中，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 釋出。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。天文學及物理高階審查小組在 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 的資料都會仔細檢查並公諸於世。 有些宇宙標準模型的資料型態不同於一般的統計。例如極大角度的測量中，四極矩的資料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資料特徵等，在統計資料上反而較為明顯，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 Bennett et al 2003a。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，無相干畫素雜訊，及精確的校正，以保證角距尺度（angularscale）之精確度高於此解析度 Bennett et al 2003a 。此圖包含 3145728 畫素，使用 HEALPix 掃瞄，使球面畫素化 Bennett et al 2003b。該太空船也測量 CMB 的 E 模式極化，及前景極化 Hinshaw et al 2009。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。 發展 此 MAP 任務於 1995 年由美國太空總署提出，於 1996 年選為研究方向，並於 1997 年核准發展。 WMAP 因先前的兩項任務精進了 CMB 觀測：1 蘇聯 RELIKT1 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。Limon et al 2008 太空船 此太空船的主反射鏡為一對 14m x 16m 鏡盤（背對背）的格里望遠鏡，將訊號聚焦到一對 09m x 10m 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。 接收器為極化敏感差異輻射計，測量兩束望遠鏡訊號之間的差異。訊號由美國國家無線電天文臺建立的高電子移動性電晶體低雜訊放大器放大。有 20 個饋源器，分別置於 10 個不同的方向，由輻射計收集訊號；以測量來自天空不同方向的訊號間差異。方位角的方向分割為 180 度，總角度為 141 度。為避免收集到銀河系的前景訊號，WMAP 將 23 千兆赫茲到 94 千兆赫茲的波段分成五段無線電波段。 性質 K 波段 Ka 波段 Q 帶 V 波段 W 波段 中央波長 （毫米） 13 91 73 49 32 中央頻率 （GHz） 23 33 41 61 94 頻寬 （GHz） 55 70 83 140 205 光束大小（弧分） 528 396 306 21 132 輻射計 2 2 4 4 8 系統溫度（K） 29 39 59 92 145 靈敏度 mK s12 08 08 10 12 16 WMAP 的基座是一個直徑 50 米的太陽能電池板陣列，使儀器在宇宙微波背景觀測期間都保持在陰影下（藉由持續的保持太空船相對於太陽的夾角為 22 度）。在陣列之後座落著底盤（供給熱氣的元件）和頂層甲板。望遠鏡的冷部件為：焦平面陣列及其鏡片，其與溫暖的元件之間以位於甲板上的 33 公分長的圓柱形絕熱壁分開。 被動式熱輻射器將 WMAP 冷卻至約 90K，它們連線至低雜訊放大器。該望遠鏡消耗 419 瓦的功率。可用的望遠鏡加熱器為緊急生存加熱器，另有一組發射器的加熱器，用於關機時熱機。WMAP 太空船的溫度以鉑電阻溫度計監控。 校正 WMAP 對 CMB 偶極及測量木星非常有用，尤其是以光束模式對木星測量。該望遠鏡的資料每天以 2 千兆赫茲的轉發器傳送，轉發器以 667kbit s 下傳至 70 米深空網路望遠鏡。太空船有兩個轉發器，其一為閒置備份；皆以最小限度活動，約每日 40 分鐘，將無線電頻率的幹擾最小化。望遠鏡的位置是恆定的，在其三個軸上有三組反應輪、 陀螺儀 ，二組恆星跟蹤器及太陽感測器，以八個聯氨推進器操縱。 發射，軌跡和軌道 WMAP 太空船在 2001 年 4 月 20 日到達肯尼迪航天中心。經兩個月測試，2001 年 6 月 30 日透過藉由德爾塔 II 7425 火箭發射 Limon et al 2008，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。之後，它影響了三個地球 月球相迴路，測量其旁瓣 ，然後於 7 月 30 日略過月球，在 2001 年 10 月 1 日經過太陽 地球的拉格朗日點，從而成為第一個常駐該處的宇宙微波背景觀測任務。 太空船位於第二拉格朗日點（離地球 150 萬公里），將已知來自太陽的危害、地面和月球輻射的量降至最低，並保持穩定溫度。為了觀測除了太陽以外的整個天空，WMAP 以近似利薩茹 Lissajous 軌道執行，由 10 度到 10 度， 歷經 6 個月。望遠鏡以 2 分 9 秒旋轉一週（0464 轉），以一小時的速率進動。WMAP 每半年測量整個天空，並在 2002 年 4 月完成了第一次全天觀測。 消除前景輻射 WMAP 觀察測五段頻率，允許測量並消去前景汙染（源自銀河系及銀河系外）的宇宙微波背景。其主要發射機制為同步輻射、自由態間發射 （主導較低的頻率），和天體物理粉塵揚塵量（主導較高的頻率）。這些放射線的光譜性質在此五段頻率貢獻不同的量，藉此辨識並消去。 消除前景汙染有幾種方式。首先，由 WMAP 的測量中消去現存的發射圖；第二，利用已知組成的發射光譜資料去辨識它們；第三，利用額外的資料組，同時擬合前景發射中的位置及光譜資料。前景汙染也可僅由含有最少前景汙染，掩蔽其它地圖部分的全天圖消去。 不同的頻率之前景排放輻射的五年模型。紅 同步輻射；綠色 自由態間發射；藍 熱塵埃。 23 千兆赫茲 33 千兆赫茲 41 千兆赫茲 61 千兆赫茲 94 千兆赫茲 測量及發現 一年資料發布 2003 年 2 月 11 日，美國國家航空暨太空總署釋出了第一年 WMAP 資料。最新的計算呈現了宇宙的年齡及宇宙早期的組成。此外，早期宇宙的影像，包含這樣驚人的細節，它可能是近年來最重要的科學成果之一。最新公佈的資料超過超越了以往對宇宙微波背景的測量。 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引數。三組引數如下；第一及第二組為 WMAP 資料；其差別在於加入光譜指數，此為某些暴脹模型的預測。第三組資料結合 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。注意各引數之間會有退化，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。 引數 符號 最佳擬合（僅 WMAP） 最佳擬合（WMAP 及額外引數） 最佳擬合（所有資料） 宇宙年齡 （Ga） t_0 哈伯常數 H_0 重子含量 Omega_b h2 物質含量 Omega_m h2 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 8h1 百萬秒差距 sigma_8 宇宙總密度 Omega_tot 使用最佳擬合資料及理論模型，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 。 該小組還驗證 WMAP 頻率中銀河系的輻射，製作了 208 點的來源目錄。此外，他們在 25σ 中的最強來源－－後髮座星系團 －－觀測到蘇尼亞耶夫 澤爾多維奇效應。Bennett et al 2003b 三年資料發布 2006 年 3 月 17 日，WMAP 公佈了三年的觀測資料。這些資料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，並有新證據支援暴脹理論。 僅分析 WMAP 三年的資料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 資料，一為綜合使用其他觀測所得的引數規範，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。 引數 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 h2 物質含量 Omega_m h2 再電離的光深度 tau 純量光譜指數 n_s 漲落振幅 以 8h1 百萬秒差距 sigma_8 張量對純量比 r 065 a 再電離的光深度因測量偏振而改善。Hinshaw et al 2007 b 030 時，為結合 SDSS 的資料。無跡象表明為非高斯分佈。 五年資料發布 2008 年 2 月 28 日，WMAP 釋出五年資料。這些資料包括宇宙中微子背景的新證據，表明它連結了半億年前第一代使宇宙再電離的恆星，並給出對宇宙暴脹的新規範。 此外使成果精進的是來自額外的 2 年測量（資料集在 2001 年 8 月 10 日午夜 12 時至 2006 年 8 月 9 日午夜間運算），及使用改進資料處理技術與更好的定性儀器，最顯著的即為光束形狀。他們還運用 33 千兆赫茲的觀測估算宇宙引數，而昔日僅有 41 千兆赫茲與 61 千兆赫茲兩頻道可使用。最後，改進了用來去除前景的遮罩。 改進光譜的是第三聲學峰值與偏振光譜。 該測量在宇宙微波背景放射時加入宇宙成分的規範；當時宇宙中有 10％的微中子，12％的原子，15％的光子與 63％的暗物質。暗能量的貢獻在當時可忽略不計。此外，還規範了宇宙近代的成分；46％的原子，23％的暗物質和 72％的暗能量。 WMAP 五年資料結合了對的 Ia 型超新星 （SNe）和重子聲學振盪（BAO）的測量。 WMAP 橢圓形星空圖的結果是一個莫爾威投影。WMAP 1year Paper Figures Bennett et al 引數 符號 最佳擬合（僅 WMAP） 最佳擬合（WMAP SNeBAO） 宇宙年齡 （Ga） t_0 哈伯常數 H_0 重子含量 Omega_b h2 冷暗物質含量 Omega_c h2 暗能量含量 Omega_Lambda 再電離的光深度 tau 純量光譜指數 n_s 能譜指數運算 dn_s dlnk 漲落振幅 以 8h1 百萬秒差距 sigma_8 宇宙總密度 Omega_tot 張量對純量比 r 043 022 資料在張量對純量比中下了限制，r 022（95％準確），此確定了重力波對宇宙微波背景之偏振的影響程度，又規範始基分佈為非高斯的含量。還改進了對再電離紅移的規範，即為 ，脫耦時的紅移 （亦為宇宙在脫耦時的年齡），和物質 輻射相等時的紅移。 河外來源目錄拓展到包括 390 個來源，及對火星和土星觀測時所發現的變化 23 千兆赫茲 33 千兆赫茲 41 千兆赫茲 61 千兆赫茲 94 千兆赫茲 七年資料發布 2010 年 1 月 26 日，WMAP 釋出七年資料。在該新聞稿當中，要求調查與標準模型不一致之處。 SevenYear Wilkinson Microwave Anisotropy Probe WMAP Observations Are There Cosmic Microwave Background Anomalies 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； 11000 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 728％（小於 16％） 有 227％（小於 14％）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 456％（小於 016％）。 引數 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 h2 暗物質密度 Omega_c 物理暗物質密度 Omega_c h2 暗能量密度 Omega_Lambda 漲落振幅 以 8h1 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 0002 百萬秒差距1 r 036 95 CL 024 95 CL 光譜指數運算，k0 0002 百萬秒差距1 dn_s dlnk 注： 膨脹模型的引數 （由宇宙常數－冷暗物質模型規範引數偏差 ） 23 千兆赫茲 33 千兆赫茲 41 千兆赫茲 61 千兆赫茲 94 千兆赫茲 九年資料發布 2012 年 12 月 20 日，WMAP 釋出九年資料及相關影像。上億年的溫度漲落及 200 微絕對溫度的溫度範圍內都顯示在影像中。此外，研究發現 95％ 的早期宇宙是由暗物質和能量組成 ，空間的曲率小於 04％，為 平坦 的，且宇宙在大霹靂後「約 4 億年」脫離宇宙的黑暗時代。Megan December 21 2012 New Baby Picture of Universe UnveiledSpacecom Retrieved December 21 2012Hinshaw et al 2013 引數 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 h2 暗物質密度 Omega_c 物理暗物質密度 Omega_c h2 暗能量密度 Omega_Lambda 漲落振幅 以 8h1 百萬秒差距 sigma_8 純量光譜指數 n_s 再電離 光深度 tau 曲率 1 Omega_tot 向量對純量比 k0 0002 百萬秒差距1 r 038 95 CL 013 95 CL 純量光譜運算 dn_s dlnk 威爾金森微波各向異性探測器的發現 威爾金森微波各向異性探測器在宇宙學引數的測量上提供許多比早先的儀器更高準確性的值。根據 WMAP 九年資料與標準模型，顯示： 宇宙的年齡是 1374 億 11 億歲。 宇宙的組成為： 463 一般的重子物質 233 為種類未知的暗物質，不輻射也不吸收光線。 721 為神秘的暗能量，造成宇宙膨脹的加速。 哈勃常數為 7022（公里 秒） 百萬秒差距 資料顯示宇宙是平坦的。 宇宙微波背景輻射偏極化的結果，提供宇宙暴脹理論傾向簡單化的觀測論點。 主要成果 此任務的主要成果包含在這些年宇宙微波背景光譜的各式橢圓形全天圖中。這些橢圓形影像呈現了 WMAP 小組由望遠鏡觀測任務所得的溫度分佈。測量的是以普朗克定律解釋的微波背景溫度。橢圓形全天圖涵蓋了整個天空。此成果描述大霹靂後幾十萬年的宇宙狀態，大約是在我們這時代之前的 138 億年。微波背景輻射的溫度非常均勻（目前仍為 27 絕對溫度，相對於平均的變化，偏差只有 5105 的數量級。 區域性方向的溫度差異以不同的顏色表示（紅色代表較熱的方向，藍色代表較平均冷的方向）。 後續的任務與未來測量 WMAP 原先的時間表提供兩年的觀測，皆於 2003 年 9 月完成。任務在 2002 年，2004 年，2006 年與 2008 年獲許發展，給予太空船總共 9 個觀測年，於 2010 年 8 月結束，而 2010 年 10 月，太空船被移至 L2 之外，那是一個以太陽為中心的 墓地 軌道。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 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援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 1030 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路 。根據研究小組， 宇宙為 13798037 億歲，含有 49％的一般物質 ，268％ 的暗物質和 683％的暗能量。此外，哈伯常數測定為 6780077（公里 秒） 百萬秒差距。 參考資料 腳注 WMAP Website at NASA GSFC NASAs February 11 2003 press release local cosmological parameters WMAP（1st Year）team Anisotropy Seife Charles BREAKTHROUGH OF THE YEAR 更多來源 外部連結 威爾金森微波各向異性探測器主頁 WMAP 的測量結果（英文） WMAP 的圖片 1：英文 繁體中文 WMAP 的圖片 2：英文 繁體中文 Category 包含影片剪輯的條目 Category 地日拉格朗日點的人造衛星 Category 宇宙微波背景實驗 Category 日心軌道上的脫離衛星 Category 探險者計劃 Category 美國太空總署太空探測器 Category2001 年發射的空間探測器 Category 空間望遠鏡 Category 德爾塔 2 號火箭發射的航天器 Category 使用利薩如軌道的航天器