威尔金森微波各向异性探测器

威尔金森微波各向异性探测器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe，简称WMAP）是美国国家航空暨太空总署的人造卫星，目的是探测宇宙中大爆炸后残留的辐射热，2001年6月30日，WMAP搭载德尔塔II型火箭在佛罗里达州卡纳维拉尔角的肯尼迪航天中心发射升空。

由于宇宙间残存着大霹雳的热辐射（即为宇宙微波背景辐射），而WMAP的目的就是测量这些热辐射的极小差异。这计划由查尔斯·本内特教授及约翰·霍普金斯大学所领导，与美国太空总署戈达德太空飞行中心及普林斯顿大学合作。WMAP太空船在2001年6月30日7点46分46秒于佛罗里达升空，是COBE太空任务的继承者之一，也是中级探索者系列卫星的一员。2003年，为了纪念曾为研究计划一员的宇宙学家大卫·威尔金森，MAP更名为WMAP。WMAP在围绕日-地系统的L2点运行，离地球1.5×106公里。2012年十二月20日，研究团队发布了WMAP九年数据及相关影像。

WMAP的测量在建立最近的宇宙标准模型（宇宙常数－冷暗物质模型，或称ΛCDM模型）中扮演了关键的角色。宇宙常数－冷暗物质模型是是一种以宇宙常数型态表示的暗能量为主导的宇宙模型，这模型与WMAP数据及其他宇宙学数据吻合，并且紧密的相互趋近。在宇宙常数－冷暗物质模型中，宇宙年龄为137.72 ± 0.059亿年。由金氏世界记录鉴定，WMAP的任务使宇宙的年龄精确度优于1%。现在的宇宙膨胀速率（见哈伯常数）为69.32 ± 0.80 （公里/秒）/百万秒差距。宇宙的组成中有 4.628 ± 0.093%的一般重子物质，有24.02+0.88−0.87%既不吸收也不放射光的冷暗物质（CDM），有71.35+0.95−0.96% 使宇宙加速膨胀的暗能量。而微中子在宇宙含量中占不到1%，但WMAP的测量发现其存在。该团队于2008年首次发现，证实了宇宙微中子背景辐射的存在，微中子的有效种类为3.26 ± 0.35。尤拉平面几何的曲率（Ωk）为-0.0027+0.0039−0.0038。WMAP的测量在很多方面也支持宇宙是平坦的，包括平坦测量。

根据“科学”杂志，WMAP在2003年有重大突破。这任务的成果论文荣登2003年后超热门科学文章排行榜的第一及第二名。在 INSPIRE-HEP数据库中，物理与天文学引用最多次的论文只有三篇是在2000年以后发表的，而这三篇皆由WMAP发布。在2010年三月27日，贝内特、来曼、大卫荣获2010年的邵逸夫奖，以褒扬他们WMAP对天文界的贡献。

2010年十月，WMAP太空船经过九年的运作，终于功成身退，安息在日心轨道上。天文学及物理高级审查小组在2010年九月于美国太空总署核准了总共九年的WMAP作业，所有WMAP的数据都会仔细检查并公诸于世。

有些宇宙标准模型的数据型态不同于一般的统计。例如极大角度的测量中，四极矩的数据可能小于模型所预测的，但此不一致性并不显著。比较小的角度，如大的冷班点及其他数据特征等，在统计数据上反而较为明显，而研究将会继续往这些方面进行。

## 目标

WMAP的目标是测量宇宙微波背景（CMB）辐射中温度的微小起伏。其各向异性可测量宇宙的几何特性、物质组成及演化，并验证大霹雳模型与宇宙暴胀理论。对此，该任务绘制了CMB全天图，伴有13秒角的分辨率及多频观测。此图需有极少的系统误差，无相干像素噪声，及精确的校正，以保证角距尺度（angular-scale）之精确度高于此分辨率。此图包含3,145,728像素，使用HEALPix扫描，使球面像素化。该太空船也测量CMB的E模式极化，及前景极化。任务共历时27个月，其中到达L2点耗费了三个月，观测历时两年。

## 发展

此MAP任务于1995年由美国太空总署提出，于1996年选为研究方向，并于1997年核准发展。

WMAP因先前的两项任务精进了CMB观测：(1)苏联RELIKT-1报告指出CMB各向异性的测量上限；(2)美国COBE卫星首次报告大尺度CMB涨落。WMAP较此灵敏45倍，其中在角分辨率上比COBE卫星灵敏33倍。

## 太空船

此太空船的主反射镜为一对 1.4m x 1.6m 镜盘（背对背）的格里望远镜，将讯号聚焦到一对 0.9m x 1.0m 的次级反射镜上。它们的形状可获得最佳效能：碳纤维壳包覆着Korex核心，涂上一层极薄的铝及硅氧化物。次级反射镜将讯号传送至位于主反射镜下方焦平面阵列中的波纹状号角形馈源器。

接收器为极化敏感差异辐射计，测量两束望远镜讯号之间的差异。讯号由美国国家无线电天文台建立的高电子移动性晶体管低噪声放大器放大。有20个馈源器，分别置于10个不同的方向，由辐射计收集讯号；以测量来自天空不同方向的讯号间差异。方位角的方向分割为180度，总角度为141度。为避免收集到银河系的前景讯号，WMAP将23千兆赫兹到94千兆赫兹的波段分成五段无线电波段。

性质｜K波段｜Ka波段｜Q带｜V-波段｜W-波段

中央波长 （毫米）｜13｜9.1｜7.3｜4.9｜3.2

中央频率 （GHz）｜23｜33｜41｜61｜94

带宽 （GHz）｜5.5｜7.0｜8.3｜14.0｜20.5

光束大小（弧分）｜52.8｜39.6｜30.6｜21｜13.2

辐射计｜2｜2｜4｜4｜8

系统温度（K）｜29｜39｜59｜92｜145

灵敏度(mK s$^{1/2}$)｜0.8｜0.8｜1.0｜1.2｜1.6

WMAP的基座是一个直径5.0米的太阳能电池板阵列，使仪器在宇宙微波背景观测期间都保持在阴影下（借由持续的保持太空船相对于太阳的夹角为22度）。在阵列之后座落着底盘（供给热气的组件）和顶层甲板。望远镜的冷部件为：焦平面阵列及其镜片，其与温暖的组件之间以位于甲板上的33公分长的圆柱形绝热壁分开。

被动式热辐射器将WMAP冷却至约90K，它们连接至低噪声放大器。该望远镜消耗419瓦的功率。可用的望远镜加热器为紧急生存加热器，另有一组发射器的加热器，用于关机时热机。WMAP太空船的温度以铂电阻温度计监控。

校正WMAP对CMB偶极及测量木星非常有用，尤其是以光束模式对木星测量。该望远镜的数据每天以2千兆赫兹的转发器发送，转发器以667kbit / s下传至70米深空网络望远镜。太空船有两个转发器，其一为闲置备份；皆以最小限度活动，约每日40分钟，将无线电频率的干扰最小化。望远镜的位置是恒定的，在其三个轴上有三组反应轮、陀螺仪，二组恒星跟踪器及太阳传感器，以八个联氨推进器操纵。

## 发射，轨迹和轨道

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WMAP太空船在2001年4月20日到达肯尼迪航天中心。经两个月测试，2001年6月30日通过借由德尔塔II 7425火箭发射，在发射前五分钟，它开启内部电源，并持续运作，直到太阳能电池板阵列部署完毕。WMAP在冷却中启动与监测。7月2日开始运作，首先进行飞行测试（从发射至8月17日），然后开始稳定的正式运作。之后，它影响了三个地球-月球相回路，测量其旁瓣，然后于7月30日略过月球，在2001年10月1日经过太阳-地球的拉格朗日点，从而成为第一个常驻该处的宇宙微波背景观测任务。

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太空船位于第二拉格朗日点（离地球150万公里），将已知来自太阳的危害、地面和月球辐射的量降至最低，并保持稳定温度。为了观测除了太阳以外的整个天空，WMAP以近似利萨茹(Lissajous)轨道运行，由 1.0度到10度，历经6个月。望远镜以2分9秒旋转一周（0.464转），以一小时的速率进动。WMAP每半年测量整个天空，并在2002年4月完成了第一次全天观测。

## 消除前景辐射

WMAP观察测五段频率，允许测量并消去前景污染（源自银河系及银河系外）的宇宙微波背景。其主要发射机制为同步辐射、自由态间发射 （主导较低的频率），和天体物理粉尘扬尘量（主导较高的频率）。这些放射线的光谱性质在此五段频率贡献不同的量，借此辨识并消去。

消除前景污染有几种方式。首先，由WMAP的测量中消去现存的发射图；第二，利用已知组成的发射光谱数据去辨识它们；第三，利用额外的数据组，同时拟合前景发射中的位置及光谱数据。前景污染也可仅由含有最少前景污染，掩蔽其它地图部分的全天图消去。

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23 千兆赫兹｜33千兆赫兹｜41千兆赫兹｜61千兆赫兹｜94千兆赫兹

## 测量及发现

### 一年数据发布

2003年2月11日，美国国家航空暨太空总署发布了第一年WMAP数据。最新的计算呈现了宇宙的年龄及宇宙早期的组成。此外，早期宇宙的图像，“包含这样惊人的细节，它可能是近年来最重要的科学成果之一”。最新公布的数据超过超越了以往对宇宙微波背景的测量。

根据宇宙常数-冷暗物质模型，WMAP小组由WMAP第一年成果分析了宇宙学参数。三组参数如下；第一及第二组为WMAP数据；其差别在于加入光谱指数，此为某些暴胀模型的预测。第三组数据结合WMAP对模型的规范与其他来自宇宙微波背景实验（ACBAR和CBI），及依据2度视场星系红移巡天和莱曼α森林测量所得的规范。注意各参数之间会有退化，最显著的就是在$n_s$ 与$\tau$之间，给定的误差范围在68%信心区间。

参数｜符号｜最佳拟合（仅WMAP）｜最佳拟合（WMAP及额外参数）｜最佳拟合（所有数据）

宇宙年龄 （Ga）｜$t_0$｜13.40.3｜13.70.2

哈伯常数 ｜$H_0$｜725｜705｜71+4

重子含量｜$\Omega_b h^2$｜0.0240.001｜0.0230.002｜0.02240.0009

物质含量｜$\Omega_m h^2$｜0.140.02｜0.140.02｜0.135+0.008

再电离的光深度｜$\tau$｜0.166+0.076｜0.200.07｜0.170.06

振幅｜A｜0.90.1｜0.920.12｜0.83+0.09

纯量光谱指数｜$n_s$｜0.990.04｜0.93+0.07｜0.930.03

光谱指数运算｜$dn_s / dk$｜-0.0470.04｜-0.031+0.016

涨落振幅 以8h−1 百万秒差距｜$\sigma_8$｜0.90.1｜0.840.04

宇宙总密度｜$\Omega_{tot}$｜1.020.02

使用最佳拟合数据及理论模型，WMAP小组确定了重要的宇宙事件之时间，包括再电离的红移 174；脱耦的红移10891（脱耦时的宇宙年龄379kyr）；及物质/辐射相等时的红移3233+194。他们确定的了最后散射面的厚度为118kyr，以红移表示为 1952。他们确定了重子流密度 2.5×10^-7cm−1，及重子与光子的比例6.1×10^-10+0.3。WMAP对早期再电离的探测排除了温暗物质的存在。

该小组还验证WMAP频率中银河系的辐射，制作了208-点的来源目录。此外，他们在 2.5σ中的最强来源－－后发座星系团 －－观测到苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应。

### 三年数据发布

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2006年3月17日，WMAP公布了三年的观测数据。这些数据包括温度和宇宙微波背景的测量，对标准的平坦模型－－宇宙常数－冷暗物质模型－－提供了进一步的确认，并有新证据支持暴胀理论。

仅分析WMAP三年的数据会发现宇宙必须要有暗物质。计算结果有两组，一为只使用WMAP数据，一为综合使用其他观测所得的参数规范，包括其他宇宙微波背景实验（ACBAR，CBI 和 BOOMERANG），（SDSS、2度视场星系红移巡天、超新星遗痕统计（Supernova Legacy Survey）及哈伯太空望远镜对哈伯常数的规范。

参数｜符号｜最佳拟合（仅WMAP）

宇宙年龄 （Ga）｜$t_0$｜13.73+0.16

哈伯常数｜$H_0$｜73.2+3.1

重子含量｜$\Omega_b h^2$｜0.02290.00073

物质含量｜$\Omega_m h^2$｜0.1277+0.0080

再电离的光深度 ｜$\tau$｜0.0890.030

纯量光谱指数｜$n_s$｜0.9580.016

涨落振幅 以8h−1 百万秒差距｜$\sigma_8$｜0.761+0.049

张量对纯量比 ｜r｜< 0.65

a a再电离的光深度因测量偏振而改善。

b b < 0.30时，为结合SDSS的数据。无迹象表明为非高斯分布。

### 五年数据发布

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2008年2月28日，WMAP发布五年数据。这些数据包括宇宙中微子背景的新证据，表明它连结了半亿年前第一代使宇宙再电离的恒星，并给出对宇宙暴胀的新规范。

近代的宇宙（上）及大霹雳后380.000年复合时期，光子脱耦时（下）的物质/能量含量此外使成果精进的是来自额外的2年测量（数据集在2001年8月10日午夜12时至2006年8月9日午夜间运算），及使用改进数据处理技术与更好的定性仪器，最显著的即为光束形状。他们还运用33千兆赫兹的观测估算宇宙参数，而昔日仅有41千兆赫兹与61千兆赫兹两频道可使用。最后，改进了用来去除前景的遮罩。

改进光谱的是第三声学峰值与偏振光谱。

该测量在宇宙微波背景放射时加入宇宙成分的规范；当时宇宙中有10％的微中子，12％的原子，15％的光子与63％的暗物质。暗能量的贡献在当时可忽略不计。此外，还规范了宇宙近代的成分；4.6％的原子，23％的暗物质和72％的暗能量。

WMAP五年数据结合了对的Ia型超新星 （SNe）和重子声学振荡（BAO）的测量。

WMAP椭圆形星空图的结果是一个莫尔威投影。

参数｜符号｜最佳拟合（仅WMAP）｜最佳拟合（WMAP +SNe+BAO）

宇宙年龄 （Ga）｜$t_0$｜13.690.13｜13.720.12

哈伯常数｜$H_0$｜71.9+2.6｜70.51.3

重子含量｜$\Omega_b h^2$｜0.022730.00062｜0.02267+0.00058

冷暗物质含量｜$\Omega_c h^2$｜0.10990.0062｜0.11310.0034

暗能量含量｜$\Omega_\Lambda$｜0.7420.030｜0.7260.015

再电离的光深度｜$\tau$｜0.0870.017｜0.0840.016

纯量光谱指数｜$n_s$｜0.963+0.014｜0.9600.013

能谱指数运算｜$dn_s / dlnk$｜-0.0370.028｜-0.0280.020

涨落振幅 以8h−1 百万秒差距｜$\sigma_8$｜0.7960.036｜0.8120.026

宇宙总密度｜$\Omega_{tot}$｜1.099+0.100｜1.0050+0.0060

张量对纯量比｜r｜< 0.43｜< 0.22

数据在张量对纯量比中下了限制，r <0.22（95％准确），此确定了重力波对宇宙微波背景之偏振的影响程度，又规范始基分布为非高斯的含量。还改进了对再电离红移的规范，即为 10.91.4，脱耦时的红移 1090.880.72（亦为宇宙在脱耦时的年龄376.971kyr），和物质/辐射相等时的红移3253+89。

河外来源目录拓展到包括390个来源，及对火星和土星观测时所发现的变化

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23 千兆赫兹｜33 千兆赫兹｜41 千兆赫兹｜61 千兆赫兹｜94 千兆赫兹

### 七年数据发布

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2010年1月26日，WMAP发布七年数据。在该新闻稿当中，要求调查与标准模型不一致之处。多处显示并无统计学特征，可能是源于后天的选择（有人会发现奇怪的偏差，但未考虑到此搜寻的困难； 1:1000的概度偏差在测试一千次之后通常是会发现的）。虽然存在偏差，但宇宙学上并无其他的方法（例如，这似乎与黄极存在着相关性）。这些似乎极可能源自于其他影响，报告中曾提及精确光束的不确定性及其他存在于仪器中的微小误差。

其他重要的确认为物质/能量在宇宙中以暗能量形式表示的含量 - 连同暗物质，在非“粒子”背景下，占有 72.8％（小于1.6％） - 有22.7％（小于1.4％）的非重子（次原子）“粒子”的能量。这使物质，或重子粒子（原子）仅占有4.56％（小于0.16％）。

参数｜符号｜最佳拟合（仅WMAP）｜最佳拟合（WMAP + BAO+H0）

宇宙年龄 (Ga)｜$t_0$｜13.750.13｜13.750.11

哈伯常数 ｜$H_0$｜71.02.5｜70.4+1.3

重子密度｜$\Omega_b$｜0.04490.0028｜0.04560.0016

物理重子密度｜$\Omega_b h^2$｜0.02258+0.00057｜0.022600.00053

暗物质密度｜$\Omega_c$｜0.2220.026｜0.2270.014

物理暗物质密度｜$\Omega_c h^2$｜0.11090.0056｜0.11230.0035

暗能量密度｜$\Omega_\Lambda$｜0.7340.029｜0.728+0.015

涨落振幅 以 8h−1 百万秒差距｜$\sigma_8$｜0.8010.030｜0.8090.024

纯量光谱指数｜$n_s$｜0.9630.014｜0.9630.012

再电离光深度｜$\tau$｜0.0880.015｜0.0870.014

- 宇宙总密度｜$\Omega_{tot}$｜1.080+0.093｜1.0023+0.0056
- 张量对纯量比, k0 = 0.002 百万秒差距−1｜r｜< 0.36 (95% CL)｜< 0.24 (95% CL)
- 光谱指数运算, k0 = 0.002 百万秒差距−1｜$dn_s / dlnk$｜-0.0340.026｜-0.0220.020

注：* =膨胀模型的参数 （由宇宙常数－冷暗物质模型规范参数偏差）

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23千兆赫兹｜33千兆赫兹｜41千兆赫兹｜61千兆赫兹｜94千兆赫兹

### 九年数据发布

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2012年12月20日，WMAP释出九年数据及相关影像。上亿年的温度涨落及±200微绝对温度的温度范围内都显示在图像中。此外，研究发现“95％”的早期宇宙是由暗物质和能量组成，空间的曲率小于0.4％，为“平坦”的，且宇宙在大霹雳后“约4亿年”脱离宇宙的黑暗时代。

参数｜符号｜最佳拟合（仅WMAP）｜最佳拟合（WMAP + BAO +H0）

宇宙年龄 (Ga)｜$t_0$｜13.740.11｜13.7720.059

哈伯常数 ( 公里 )｜$H_0$｜70.02.2｜69.320.80

重子密度｜$\Omega_b$｜0.04630.0024｜0.046280.00093

物理重子密度｜$\Omega_b h^2$｜0.022640.00050｜0.022230.00033

暗物质密度｜$\Omega_c$｜0.2330.023｜0.2402+0.0088

物理暗物质密度｜$\Omega_c h^2$｜0.11380.0045｜0.11530.0019

暗能量密度｜$\Omega_\Lambda$｜0.7210.025｜0.7135+0.0095

涨落振幅 以 8h−1 百万秒差距｜$\sigma_8$｜0.8210.023｜0.820+0.013

纯量光谱指数｜$n_s$｜0.9720.013｜0.96080.0080

再电离 光深度｜$\tau$｜0.0890.014｜0.0810.012

曲率｜1 - $\Omega_{tot}$｜-0.037+0.044｜-0.0027+0.0039

向量对纯量比 (k0 = 0.002 百万秒差距−1)｜r｜< 0.38 (95% CL)｜< 0.13 (95% CL)

纯量光谱运算｜$dn_s / dlnk$｜-0.0190.025｜-0.0230.011

## 威尔金森微波各向异性探测器的发现

威尔金森微波各向异性探测器在宇宙学参数的测量上提供许多比早先的仪器更高准确性的值。根据WMAP九年数据与标准模型，显示：

- 宇宙的年龄是137.4亿± 1.1亿岁。
- 4.63%一般的重子物质
- 23.3%为种类未知的暗物质，不辐射也不吸收光线。
- 72.1%为神秘的暗能量，造成宇宙膨胀的加速。
- 哈勃常数为70±2.2（公里/秒）/百万秒差距
- 数据显示宇宙是平坦的。
- 宇宙微波背景辐射偏极化的结果，提供宇宙暴胀理论倾向简单化的观测论点。

### 主要成果

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此任务的主要成果包含在这些年宇宙微波背景光谱的各式椭圆形全天图中。这些椭圆形图像呈现了WMAP小组由望远镜观测任务所得的温度分布。测量的是以普朗克定律解释的微波背景温度。椭圆形全天图涵盖了整个天空。此成果描述大霹雳后几十万年的宇宙状态，大约是在我们这时代之前的138亿年。微波背景辐射的温度非常均匀（目前仍为2.7绝对温度，相对于平均的变化，偏差只有5×10−5的数量级。)局部方向的温度差异以不同的颜色表示（红色代表较热的方向，蓝色代表较平均冷的方向）。

## 后续的任务与未来测量

WMAP原先的时间表提供两年的观测，皆于2003年9月完成。任务在2002年，2004年，2006年与2008年获许发展，给予太空船总共9个观测年，于2010年8月结束，而2010年10月，太空船被移至L2之外，那是一个以太阳为中心的“墓地”轨道。在该轨道上，它将每15年会绕太阳运转14周。

## 其他仪器对宇宙微波背景辐射涨落的测量

### 早期

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在WMAP之前，有几项研究也改进了宇宙微波背景的观测：

- COBE –测量出非常大尺度的涨落。
- 宇宙各向异性望远镜–在天空中的小区域内测量出小尺度的涨落。
- 毫米波段气球观天计划（Boomerang）–以更高的精确度测出了涨落。
- Maxima -以更高的精确度测出了涨落。
- Cosmic Background Imager -在天空中的小区域内以更高的精确度测量出极小尺度的涨落。
- 极小阵列（Very Small Array）-在天空中的小区域内以更高的精确度测量出涨落。

### 接续的研究计划

往后接续WMAP观测任务的有：

- Clover –提高对B模式偏振测量的精确度
- 普朗克卫星- 改进角分辨率的精确性。

#### 普朗克卫星

普朗克卫星 于2009年5月14日升空，也测量宇宙微波背景，目的为改进WMAP的观测结果，包括总密度和偏振测量。各种地面及以气球为基础的仪器同样也提供了对宇宙微波背景的贡献，而其他的建设也正在进行。其余尚有许多目的在寻找由最简单的暴涨模型所预测之B模式偏振的研究计划，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，由欧洲领导的研究小组所支持的普朗克宇宙观测计划发布了该任务的宇宙微波背景辐射之全天图。该图建议宇宙应较昔日所想像的大。根据该图，细微的温度涨落烙印在宇宙约三十七万岁的深空中。该印记反映出在第一个10−30秒时穿越于早期宇宙的涟漪。显然的，这些涟漪造成了当今星系团和暗物质所组成的巨大宇宙网络。根据研究小组，宇宙为137.98±0.37 亿岁，含有4.9％的一般物质，26.8％ 的暗物质和 68.3％的暗能量。此外，哈伯常数测定为67.80±0.77（公里/秒）/ 百万秒差距。

## 参考资料

### 脚注

- WMAP Website at NASA GSFC
- NASA's February 11, 2003 press release
- local cosmological parameters - WMAP（1st Year）team
- Anisotropy
- Seife, Charles, BREAKTHROUGH OF THE YEAR:

## 基本资料

- 日语原文：威尔金森微波各向异性探测器
- 组织：NASA
- 其它名称：MAP; Explorer 80
- 国际卫星标识符：2001-027A
- 地点：拉格朗日L2点
- 轨道类型：利萨如轨道
- 推出时间：2001年6月30日19:46 UTC
- launch_location：卡纳维拉尔角空军基地SLC-17
- 发射载具：Delta II 7425-10
- mission_length：已运行
- 质量：840 kg
- instrument_1_name：K-band 23 GHz
- instrument_1_characteristics：52.8 MOA beam
- instrument_2_name：Ka-band 33 GHz
- instrument_2_characteristics：39.6 MOA beam
- instrument_3_name：Q-band 41 GHz
- instrument_3_characteristics：30.6 MOA beam
- instrument_4_name：V-band 61 GHz
- instrument_4_characteristics：21 MOA beam
- instrument_5_name：W-band 94 GHz
- instrument_5_characteristics：13.2 MOA beam
- 网站：http://map.gsfc.nasa.gov/