Sonda de anisotropía para microondas Wilkinson

La sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson ( WMAP ), originalmente conocida como la sonda de anisotropía de microondas ( MAP ), es una nave espacial inactiva sin tripulación que opera entre 2001 y 2010 y que midió las diferencias de temperatura en el cielo en el fondo cósmico de microondas  (CMB): el calor radiante restante. del Big Bang . ^{[5] [6]} Dirigida por el profesor Charles L. Bennett de la Universidad Johns Hopkins , la misión fue desarrollada en una asociación conjunta entre el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA y la Universidad de Princeton . ^[7]La nave espacial WMAP fue lanzada 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 Exploradores 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 desactivó en 2010, tras el lanzamiento de la nave espacial Planck más avanzada por parte de la Agencia Espacial Europea en 2009.

Sonda de anisotropía para microondas Wilkinson

Impresión artística de WMAP
Nombres	Explorador de mapas 80
Tipo de misión	Astronomía CMBR
Operador	NASA
ID COSPAR	2001-027A
SATCAT no.	26859
Sitio web	map.gsfc.nasa.gov
Duración de la misión	9 años, 1 mes, 2 días (desde el lanzamiento hasta el final de la recopilación de datos científicos) [1]
Propiedades de la nave espacial
Fabricante	NASA  / NRAO
Masa de lanzamiento	835 kg (1.841 libras) [2]
Secado masivo	763 kg (1.682 libras)
Dimensiones	3,6 m × 5,1 m (12 pies × 17 pies)
Energía	419 W
Inicio de la misión
Fecha de lanzamiento	19:46:46, 30 de junio de 2001 (UTC) [3] ( 2001-06-30T19: 46: 46Z )
Cohete	Delta II 7425-10
Sitio de lanzamiento	Cabo Cañaveral SLC-17
Fin de la misión
Disposición	Pasivado
Desactivado	Recibido el último comando el 20 de octubre de 2010 ; transmitió los últimos datos el 19 de agosto de 2010 [4] ( 2010-10-20 )
Parámetros orbitales
Sistema de referencia	L 2  puntos
Régimen	Lissajous
Telescopio principal
Tipo	gregoriano
Diámetro	1,4 m × 1,6 m (4,6 pies × 5,2 pies)
Longitudes de onda	23 GHz a 94 GHz
Instrumentos
Instrumentos Banda K (23 GHz) 52.8- minutos de arco haz K a banda (33 GHz) Haz de 39,6 minutos de arco Banda Q (41 GHz) Haz de 30,6 minutos de arco Banda V (61 GHz) Haz de 21 minutos de arco Banda W (94 GHz) Haz de 13,2 minutos de arco
Collage de la NASA de imágenes relacionadas con WMAP (nave espacial, espectro CMB e imagen de fondo) Programa de exploradores ←  HETE RHESSI  →

Las mediciones de WMAP jugaron un papel clave en el establecimiento del Modelo Estándar de Cosmología actual: el modelo Lambda-CDM . Los datos de WMAP se ajustan muy bien a un universo que está dominado por energía oscura en forma de constante cosmológica . Otros datos cosmológicos también son consistentes y juntos restringen 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 de la misión WMAP tiene una precisión superior al 1%. ^[8] La tasa de expansión actual del universo es (ver 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 (MDL) que no emite ni absorbe luz; y71,35%+ 0,95%
−0,96%de energía oscura en forma de 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 encontrado, por primera vez en 2008, que los datos prefieren la existencia de un fondo de neutrinos cósmicos ^[10] con un número efectivo de especies de neutrinos de3,26 ± 0,35 . El contenido apunta a una geometría plana euclidiana , con curvatura (${\displaystyle \Omega _{k}}$) de −0,0027+0,0039
−0,0038. Las mediciones de WMAP también apoyan el paradigma de la inflación cósmica de varias formas, 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 documentos de resultados de esta misión ocuparon el primer y segundo lugar en la lista "Super Hot Papers in Science Since 2003". ^[12] De los artículos de todos los tiempos más referenciados en física y astronomía en la base de datos INSPIRE-HEP , solo tres se han publicado desde 2000, y los tres son publicaciones WMAP. Bennett, Lyman A. Page Jr. y David N. Spergel, 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 recibieron el Premio Gruber de cosmología de 2012 . El Premio Breakthrough 2018 en Física Fundamental se otorgó a Bennett, Gary Hinshaw, Norman Jarosik, Page, Spergel y el equipo científico de WMAP.

En octubre de 2010, la nave espacial WMAP está abandonada en una órbita cementerio heliocéntrica después de 9 años de operaciones. ^[14] Todos los datos de WMAP se dan a conocer al público y se han sometido a un escrutinio minucioso. La publicación de datos oficial final fue la publicación de nueve años en 2012. ^{[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 cuadrupolo , 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 estadísticamente más significativos, y la investigación continúa al respecto.

Objetivos

La línea de tiempo del universo, desde el Big Bang hasta el WMAP

El objetivo de WMAP era medir las diferencias de temperatura en la radiación de fondo cósmico de microondas (CMB) . Las anisotropías se utilizaron luego para medir la geometría, el contenido y la evolución del universo ; y probar el modelo del Big Bang y la teoría de la inflación cósmica . ^[18] Para eso, 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 , sin 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 la HEALPix esquema para pixelize la esfera. ^[19] El telescopio también midió la polarización en 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]

Una comparación de la sensibilidad de WMAP con COBE y el telescopio de Penzias y Wilson . Datos simulados.

Desarrollo

La misión MAP fue propuesta a la NASA en 1995, seleccionada para un estudio de definición en 1996 y aprobada para su 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 de límite superior de anisotropías CMB, y (ii) el satélite COBE de EE. UU. que informó por primera vez las fluctuaciones de CMB a gran escala. El WMAP era 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) tenía una resolución más alta y una mayor sensibilidad que WMAP y se observó en 9 bandas de frecuencia en lugar de las 5 de WMAP, lo que permitió mejorar los modelos de primer plano astrofísico.

Astronave

Diagrama de la nave espacial WMAP

Los espejos reflectantes primarios del telescopio son un par de platos gregorianos de 1,4 m × 1,6 m (en direcciones opuestas), que enfocan la señal en un par de espejos reflectantes secundarios de 0,9 m × 1,0 m. Tienen una forma para un rendimiento óptimo: una carcasa de fibra de carbono sobre un núcleo Korex , con 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]

Ilustración de los receptores de WMAP

Los receptores son radiómetros diferenciales sensibles a la polarización que miden la diferencia entre dos haces de telescopio. La señal se amplifica con amplificadores HEMT de bajo ruido , construidos por el Observatorio Nacional de Radioastronomía . Hay 20 alimentaciones, 10 en cada dirección, de las que 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 grados; el ángulo total es de 141 grados. ^[18] 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 a 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${\displaystyle ^{1/2}}$)	0,8	0,8	1.0	1.2	1,6

La base del WMAP es una matriz de paneles solares de 5,0 m de diámetro que mantiene los instrumentos en la sombra durante las observaciones del CMB (manteniendo la nave en un ángulo constante de 22 grados, en relación con el Sol). Sobre la matriz se sienta una plataforma inferior (que soporta los componentes calientes) y una plataforma superior. Los componentes fríos del telescopio: la matriz de plano focal y los espejos, están separados de los componentes calientes con una carcasa cilíndrica de aislamiento térmico de 33 cm de largo en la parte superior de la cubierta. ^[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 telescópicos disponibles son calentadores de supervivencia de emergencia, y hay un calentador transmisor, que se usa para calentarlos cuando están apagados. La temperatura de la nave espacial WMAP se controla con termómetros de resistencia de platino . ^[18]

La calibración del WMAP se efectúa con el dipolo CMB y las medidas de Júpiter ; los patrones de haz se miden contra Júpiter. Los datos del telescopio se transmiten diariamente a través de un transpondedor de 2 GHz que proporciona un enlace descendente de 667 kbit / s a un telescopio de la Red del Espacio Profundo de 70 m . La nave espacial tiene dos transpondedores, uno de respaldo redundante; tienen una actividad mínima (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 seguidores de estrellas y sensores solares, y se dirige con ocho propulsores de hidracina . ^[18]

Lanzamiento, trayectoria y órbita

Animación de la trayectoria de WMAP

Visto desde la Tierra

   Tierra   ·  WMAP

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 cohete Delta II 7425 el 30 de junio de 2001. ^{[20] [22]} Comenzó a operar con su potencia interna cinco minutos antes de su lanzamiento, y continuó funcionando hasta que se desplegó el conjunto de paneles solares. El WMAP se activó y monitorizó mientras se enfriaba. El 2 de julio comenzó a funcionar, primero con pruebas en vuelo (desde el lanzamiento hasta el 17 de agosto), luego comenzó un trabajo formal constante. ^[22] Posteriormente, efectuó tres ciclos de fase Tierra-Luna, midiendo sus lóbulos laterales , luego voló por la Luna el 30 de julio, en ruta hacia el punto Lagrangiano L 2 Sol-Tierra , llegando allí el 1 de octubre de 2001, convirtiéndose en el primer Misión de observación CMB publicada allí. ^[20]

La ubicación de la nave espacial en Lagrange 2 , (a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra) la estabiliza térmicamente y minimiza las emisiones contaminantes solares, terrestres y lunares registradas. Para ver todo el cielo, sin mirar al Sol, el WMAP traza un camino alrededor de L 2 en una órbita de Lissajous ca. 1.0 grados a 10 grados, ^[18] con un período de 6 meses. ^[20] El telescopio gira una vez cada 2 minutos, 9 segundos (0,464 rpm) y precesa a una velocidad de 1 revolución por hora. ^[18] WMAP midió todo el cielo cada seis meses y completó su primera observación de cielo completo en abril de 2002. ^[21]

• WMAP se lanza desde el Centro Espacial Kennedy , 30 de junio de 2001.

• Trayectoria y órbita del WMAP.

• Estrategia de exploración del cielo y la órbita de WMAP

Resta de radiación de primer plano

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

La contaminación de primer plano se elimina de varias formas. Primero, reste los mapas de emisiones existentes de las mediciones del WMAP; segundo, utilice los valores espectrales conocidos de los componentes para identificarlos; tercero, ajustar simultáneamente los datos de posición y espectros de la emisión en 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 que enmascara las partes restantes del mapa. ^[18]

Los 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

Mediciones y descubrimientos

Publicación de datos de un año

Imagen WMAP de un año de radiación cósmica de fondo (2003).

El 11 de febrero de 2003, la NASA publicó los datos de WMAP del primer año. Se presentaron la última edad calculada y la composición del universo temprano. Además, se presentó una imagen del universo primitivo, que "contiene un 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 de CMB. ^[7]

Basado en el modelo Lambda-CDM , el equipo de WMAP produjo parámetros cosmológicos a partir de los resultados del primer año de WMAP. A continuación se dan tres conjuntos; el primer y segundo conjuntos son datos WMAP; la diferencia es la suma de índices espectrales, predicciones de algunos modelos inflacionarios. El tercer conjunto de datos combina las restricciones de WMAP con las de otros experimentos de CMB ( ACBAR y CBI ) y las restricciones de 2dF Galaxy Redshift Survey y las mediciones del bosque alfa de Lyman . Hay degeneraciones entre los parámetros, la más significativa se encuentra entre${\displaystyle n_{s}}$ y ${\displaystyle \tau }$; los errores dados tienen una confianza del 68%. ^[23]

Parámetros cosmológicos que mejor se ajustan a los resultados de un año de WMAP ^[23]

Parámetro	Símbolo	Mejor ajuste (solo WMAP)	Mejor ajuste (WMAP, parámetro adicional)	Mejor ajuste (todos los datos)
Edad del universo ( Ga )	${\displaystyle t_{0}}$	13,4 ± 0,3	-	13,7 ± 0,2
Constante de Hubble ( km ⁄ Mpc · s )	${\displaystyle H_{0}}$	72 ± 5	70 ± 5	71+4 −3
Contenido bariónico	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0,024 ± 0,001	0,023 ± 0,002	0,0224 ± 0,0009
Contenido de la materia	${\displaystyle \Omega _{m}h^{2}}$	0,14 ± 0,02	0,14 ± 0,02	0,135+0,008 −0,009
Profundidad óptica a la reionización	${\displaystyle \tau }$	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 de índice espectral	${\displaystyle dn_{s}/dk}$	-	−0,047 ± 0,04	−0,031+0.016 −0.017
Amplitud de fluctuación a 8h −1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0,9 ± 0,1	-	0,84 ± 0,04
Densidad total del universo	${\displaystyle \Omega _{tot}}$	-	-	1,02 ± 0,02

Utilizando los datos y modelos teóricos que mejor se ajustan, 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 al desacoplarse,379+8
−7 kyr ); y el corrimiento al rojo de la igualdad materia / radiación,3233+194
−210. Determinaron el espesor de la superficie de la última dispersión para ser195 ± 2 en corrimiento al rojo, o118+3
−2 kyr . Determinaron la densidad de corriente de bariones ,(2.5 ± 0.1) × 10 ⁻⁷  cm ⁻¹ , y la relación de bariones a fotones,6.1+0,3
−0,2× 10 ⁻¹⁰ . La detección de WMAP de una reionización temprana excluyó la materia oscura cálida . ^[23]

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

Publicación de datos de tres años

Imagen WMAP de tres años de radiación cósmica de fondo (2006).

Los datos de WMAP de tres años 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 estándar Lambda-CDM plano y nueva evidencia en apoyo de la inflación .

Los datos de WMAP de 3 años por sí solos muestran que el universo debe tener materia oscura . Los resultados se calcularon utilizando únicamente datos WMAP y también con una combinación de restricciones de parámetros de otros instrumentos, incluidos otros experimentos CMB ( ACBAR , CBI y BOOMERANG ), SDSS , el estudio 2dF Galaxy Redshift Survey , el estudio Supernova Legacy y las limitaciones del Hubble. constante del telescopio espacial Hubble . ^[24]

Parámetros cosmológicos que mejor se ajustan a los resultados de WMAP a tres años ^[24]

Parámetro	Símbolo	Mejor ajuste (solo WMAP)
Edad del universo ( Ga )	${\displaystyle t_{0}}$	13,73+0,16 −0,15
La constante de Hubble ( km ⁄ Mpc · s )	${\displaystyle H_{0}}$	73,2+3,1 −3,2
Contenido bariónico	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	0,0229 ± 0,000 73
Contenido de la materia	${\displaystyle \Omega _{m}h^{2}}$	0.1277+0,0080 −0,0079
Profundidad óptica a la reionización [a]	${\displaystyle \tau }$	0,089 ± 0,030
Índice espectral escalar	${\displaystyle n_{s}}$	0,958 ± 0,016
Amplitud de fluctuación a 8h −1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$	0,761+0.049 −0.048
Relación tensor-escalar [b]	r	<0,65

[a] ^ La profundidad óptica a la reionización mejoró debido a las medidas de polarización. ^[25]
[b] ^ <0,30 cuando se combina con datos SDSS . No hay indicios de no gaussianidad. ^[24]

Publicación de datos de cinco años

Imagen WMAP de cinco años de radiación cósmica de fondo (2008).

Los datos de WMAP de cinco años se publicaron el 28 de febrero de 2008. Los datos incluían nueva evidencia del fondo de neutrinos cósmicos , evidencia de que las primeras estrellas tardaron más de 500 millones de años en reionizar el universo y nuevas restricciones sobre la inflación cósmica . ^[26]

Los espectros de polarización e intensidad total de cinco años de WMAP

Contenido de materia / energía en el universo actual (arriba) y en el momento del desacoplamiento de fotones en la época de recombinación 380.000 años después del Big Bang (abajo)

La mejora en los resultados provino tanto de tener 2 años adicionales de mediciones (el conjunto de datos se ejecuta entre la medianoche del 10 de agosto de 2001 hasta la medianoche del 9 de agosto de 2006), así como del uso de técnicas mejoradas de procesamiento de datos y una mejor caracterización de la instrumento, más notablemente de las formas del haz. También utilizan las observaciones de 33 GHz para estimar parámetros cosmológicos; anteriormente solo 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 estaban en el tercer pico acústico y los espectros de polarización. ^[10]

Las mediciones imponen restricciones al contenido del universo en el momento en que se emitió el CMB; en ese momento, el 10% del universo estaba formado por neutrinos, el 12% de átomos, el 15% de fotones y el 63% de materia oscura. La contribución de la energía oscura en ese momento era insignificante. ^[26] También restringió 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 la supernova Tipo Ia (SNe) y las oscilaciones acústicas de Baryon (BAO). ^[10]

La forma elíptica del mapa del cielo WMAP es el resultado de una proyección de Mollweide . ^[27]

Parámetros cosmológicos que mejor se ajustan a los resultados de cinco años de WMAP ^[10]

Parámetro	Símbolo	Mejor ajuste (solo WMAP)	Mejor ajuste (WMAP + SNe + BAO)
Edad del universo (Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13,69 ± 0,13	13,72 ± 0,12
La constante de Hubble ( km ⁄ Mpc · s )	${\displaystyle H_{0}}$	71,9+2,6 −2,7	70,5 ± 1,3
Contenido bariónico	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	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 a la reionización	${\displaystyle \tau }$	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 de índice espectral	${\displaystyle dn_{s}/dlnk}$	−0,037 ± 0,028	−0,028 ± 0,020
Amplitud de fluctuación a 8h −1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$	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	r	<0,43	<0,22

Los datos ponen límites al valor de la relación tensor-escalar, r <0,22 (certeza del 95%), que determina el nivel en el que las ondas gravitacionales afectan la polarización del CMB, y también pone límites a la cantidad de no primordial. -gaussianidad . Se pusieron restricciones mejoradas en el corrimiento al rojo de la reionización, que es10,9 ± 1,4 , el corrimiento al rojo del desacoplamiento ,1 090 0,88 ± 0,72 (así como la edad del universo en 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

Publicación de datos de siete años

Imagen WMAP de 7 años de radiación cósmica de fondo (2010).

Los datos de WMAP de siete años se publicaron el 26 de enero de 2010. Como parte de esta publicación, se investigaron las reclamaciones por inconsistencias con el modelo estándar. ^[28] Se demostró que la mayoría no era estadísticamente significativa, y probablemente se deba a una selección a posteriori (en la que se ve una desviación extraña, pero no se considera adecuadamente qué tan duro se ha estado mirando; normalmente se encontrará una desviación con una probabilidad de 1: 1000 si uno lo intenta mil veces). Para las desviaciones que permanecen, no hay ideas cosmológicas alternativas (por ejemplo, parece haber correlaciones con el polo de la eclíptica). Parece más probable que esto se deba 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 mayor importancia es la cantidad total de materia / energía en el universo en forma de energía oscura - 72,8% (dentro del 1,6%) como fondo sin 'partículas', y materia oscura - 22,7% (dentro del 1,4%) de energía de "partículas" no bariónicas (subatómicas). Esto deja la materia o las partículas bariónicas (átomos) en solo el 4,56% (dentro del 0,16%).

Parámetros cosmológicos que mejor se ajustan a los resultados de siete años de WMAP ^[29]

Parámetro	Símbolo	Mejor ajuste (solo WMAP)	Mejor ajuste (WMAP + BAO [30] + H 0 [31] )
Edad del universo (Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13,75 ± 0,13	13,75 ± 0,11
La constante de Hubble ( km ⁄ Mpc · s )	${\displaystyle H_{0}}$	71,0 ± 2,5	70,4+1,3 −1,4
Densidad bariónica	${\displaystyle \Omega _{b}}$	0,0449 ± 0,0028	0,0456 ± 0,0016
Densidad bariónica física	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	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 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	${\displaystyle \sigma _{8}}$	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	${\displaystyle \tau }$	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	r	<0,36 (95% CL)	<0,24 (95% CL)
* 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 imponen límites a las desviaciones del modelo Lambda-CDM ) [29]

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

23 GHz	33 GHz	41 GHz	61 GHz	94 GHz

Publicación de datos de nueve años

Imagen WMAP de 9 años de radiación cósmica de fondo (2012).

El 20 de diciembre de 2012, se publicaron los datos de 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 micro kelvin . Además, el estudio encontró que el 95% del universo temprano está compuesto de materia oscura y energía oscura , la curvatura del espacio es menos del 0.4 por ciento de "plano" y el universo emergió de la Edad Oscura cósmica "unos 400 millones de años". después del Big Bang . ^{[15] [16] [32]}

Parámetros cosmológicos que mejor se ajustan a los resultados de nueve años de WMAP ^[16]

Parámetro	Símbolo	Mejor ajuste (solo WMAP)	Mejor ajuste (WMAP + eCMB + BAO + H 0 )
Edad del universo (Ga)	${\displaystyle t_{0}}$	13,74 ± 0,11	13,772 ± 0,059
La constante de Hubble ( km ⁄ Mpc · s )	${\displaystyle H_{0}}$	70,0 ± 2,2	69,32 ± 0,80
Densidad bariónica	${\displaystyle \Omega _{b}}$	0,0463 ± 0,0024	0,046 28 ± 0,000 93
Densidad bariónica física	${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}}$	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 las 8 h -1 Mpc	${\displaystyle \sigma _{8}}$	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	${\displaystyle \tau }$	0,089 ± 0,014	0,081 ± 0,012
Curvatura	1 ${\displaystyle -}$ ${\displaystyle \Omega _{\rm {tot}}}$	−0,037+0.044 −0.042	−0,0027+0,0039 −0,0038
Relación tensor-escalar (k 0 = 0,002 Mpc −1 )	r	<0,38 (95% CL)	<0,13 (95% CL)
Ejecución de índice espectral escalar	${\displaystyle dn_{s}/d\ln k}$	−0,019 ± 0,025	−0,023 ± 0,011

Resultado principal

"> Reproducir medios

Entrevistas con Charles Bennett y Lyman Page sobre WMAP.