Перегляд вихідного коду сторінки WMAP

{{Космічний телескоп
| назва             = Апарат для вимірювання різниці температури [[Реліктове випромінювання|реліктового випромінювання]]
| зображення        = [[Файл:WMAP spacecraft.jpg|250px]]
| опис           = 
| організація      = [[NASA]]
| major_contractors = 
| alt_names         = MAP; Explorer 80
| nssdc_id          = 2001-027A  	
| розташування      = [[Точки Лагранжа|Точка Лагранжа]] L-2
| тип_орбіти        = [[орбіта Лісажу]]
| accel_gravity     = 
| дата_запуску      = 30 червня 2001, 19:46 [[UTC]]
| місце_запуску     = [[мис Канаверал|мису Канаверал]]
| засіб_запуску     = [[Дельта II|Дельта II 7425-10]]
| тривалість_місії  = {{Days between|30 |06 |2001}} діб
| deorbit_date      =
| довжина_хвилі     = 0,3–1,3 [[сантиметр|см]]
| маса              = 840 кг
| style             =
| diameter          =
| area              =
| focal_length      =
| website           = http://map.gsfc.nasa.gov
| as_of             =
| stats_ref         =
}}'''WMAP''' ({{lang-en|'''W'''ilkinson '''M'''icrowave '''A'''nisotropy '''P'''robe — Мікрохвильової Анізотропії Зонд імені Вілкінсона}}) — космічний апарат [[NASA]] для вимірювання [[Анізотропія|анізотропії]] [[Реліктове випромінювання|реліктового випромінювання]]<ref>{{cite web|url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/current/|title=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe: Огляд|date=2009-08-04|publisher=[[NASA]]'s High Energy Astrophysics Science Archive Research Center (HEASARC)|location=Greenbelt, Maryland|archiveurl=https://www.webcitation.org/6HmFbKwKQ?url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/current/|archivedate=2013-07-01|deadurl=no|accessdate=2010-05-01|quote=WMAP ({{lang-en|Wilkinson Microwave Anisotropy Probe}}) апарат дизайновано для визначення геометрії, вмісту, та еволюції [[Всесвіт]]у через побудову повної небесної карти температурної анізотропії космічного [[Реліктове випромінювання|реліктового випромінювання]] з [[роздільна здатність|роздільною здатністю]] (FWHM) 13 [[Мінута|кутових хвилин]].|work=Legacy Archive for Background Data Analysis (LAMBDA)}}</ref><ref>{{cite web|url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html|title=Перевірка теорії Великого Вибуху|date=липень 2009|publisher=[[NASA]]|archiveurl=https://www.webcitation.org/6HmFcKn9f?url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html|archivedate=2013-07-01|deadurl=no|accessdate=2010-05-01|quote=Тільки за допомогою високочутливих приладів, таких як [[COBE]] та WMAP, [[Космологія|космологи]] можуть зареєструвати варіації температури [[Реліктове випромінювання|космічного реліктового випромінювання]]. Вивчаючи ці флуктуації, вчені можуть дізнатися про походження [[Галактика|галактик]] та великих [[Кластер галактик|галактичних кластерів]], вони зможуть виміряти основні критичні параметри, що застосовуються в теорії [[Великий Вибух|Великого Вибуху]].|work=Всесвіт 101: Наш Всесвіт}}</ref>. Зонд працював з 2001 по 2010 рік поблизу [[точки Лагранжа]] [[L2|L-2]] і вимірював різницю температур в [[Реліктове випромінювання|космічному мікрохвильовому фоні]] — теплового випромінювання, що залишилося після [[Великий вибух|Великого вибуху]]<ref>{{Cite web|url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/current/|title=LAMBDA - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe DR5|website=lambda.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-04-29}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html|title=WMAP Big Bang CMB Test|website=map.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-04-29}}</ref>. 

Вимірювання WMAP відіграли ключову роль у створенні  сучасної стандартної моделі космології — [[Модель Лямбда-CDM|Лямбда-CDM]], в котрій вік всесвіту становить 13.772±0.059 мільярдів років. Місія WMAP визначила вік Всесвіту з точністю до 1%<ref>{{Cite book
|url=http://archive.org/details/guinnessworldrec00vari
|title=Guinness world records, 2010 |last=Internet Archive
|first=Craig
|date=2010
|publisher=New York : Bantam Books
|isbn=978-0-553-59337-2
}}</ref>. Також вимірювання WMAP в 2008 році вперше виявили дані, що свідчать на користь існування [[Нейтринне реліктове випромінювання|нейтринного реліктового випромінювання]].

Місія, очолювана професором [[Чарльз Беннетт (фізик)|Чарльзом Л. Беннеттом]] з [[Університет Джонса Гопкінса|Університету Джона Гопкінса]], була розроблена у спільному партнерстві між [[Центр космічних польотів імені Ґоддарда|Центром космічних польотів NASA ім. Годдарда]] та [[Принстонський університет|Принстонським університетом]]<ref>{{Cite web|url=http://www.gsfc.nasa.gov/topstory/2003/0206mapresults.html|title=NEW IMAGE OF INFANT UNIVERSE REVEALS ERA OF FIRST STARS, AGE OF COSMOS, AND MORE|website=web.archive.org|access-date=2024-04-29|archive-date=2004-11-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20041108091502/http://www.gsfc.nasa.gov/topstory/2003/0206mapresults.html|url-status=dead}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20041108091502/http://www.gsfc.nasa.gov/topstory/2003/0206mapresults.html |date=2004-11-08 }}</ref>. Космічний апарат WMAP був запущений 30 червня 2001 року зі штату [[Флорида]]. Місія WMAP прийшла на зміну космічній місії [[COBE]]. Він став другим космічним апаратом середнього класу (MIDEX) у програмі [[Програма «Експлорер»|NASA Explorer]]. У 2003 році MAP було перейменовано на WMAP на честь космолога [[Девід Тод Вілкінсон|Девіда Тодда Вілкінсона]] (1935–2002), який був членом наукової команди місії. Після дев'яти років роботи WMAP було вимкнено у 2010 році, після запуску [[Європейське космічне агентство|Європейським космічним агентством]] (ESA) у 2009 році більш досконалого космічного телескопу [[Планк (космічний телескоп)|Planck]]. 

У жовтні 2010 року космічний апарат WMAP був ліквідований на [[Геліоцентрична орбіта|геліоцентричній]] [[Орбіта захоронення|орбіті захоронення]] після дев'яти років роботи<ref>{{Cite web|url=https://www.youtube.com/channel/UCzWQYUVCpZqtN93H8RR44Qw|title=Seeker - YouTube|website=www.youtube.com|access-date=2024-04-29}}</ref>.

== Цілі та тривалість місії ==
Метою WMAP було вимірювання температурних відмінностей у космічному [[CMB|мікрохвильовому фоновому випромінюванні (CMB)]], що потім використовувалось би для вимірювання геометрії, вмісту та еволюції Всесвіту, а також для перевірки моделі [[Великий вибух|Великого вибуху]] і [[Інфляція (космологія)|теорії космічної інфляції.]]<ref name=":4" /> Для цього місія створила карту [[CMB]] на все небо з роздільною здатністю 13 [[Кутова мінута і секунда|кутових мінут]]  за допомогою багаточастотних спостережень. Карта вимагала найменшої кількості систематичних помилок, відсутності корельованого піксельного шуму і чіткого калібрування, щоб забезпечити кутову точність, вищу за роздільну здатність<ref>{{Cite news|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/377253/meta|title=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe(WMAP)* Observations:Preliminary Maps and Basic Results|last=Bennett|first=C. L.|last2=Halpern|first2=M.|last3=Hinshaw|first3=G.|last4=Jarosik|first4=N.|last5=Kogut|first5=A.|last6=Limon|first6=M.|last7=Meyer|first7=S. S.|last8=Page|first8=L.|last9=Spergel|first9=D. N.|date=2003-09-01|pages=1|language=en|work=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=148|doi=10.1086/377253|issn=0067-0049|issue=1|access-date=2024-04-29}}</ref>. Кінцевий результат карти містив 3 145 728 пікселів і використовував схему {{Не перекладено|HEALPix|HEALPix|en|HEALPix}} для пікселізації сфери. Телескоп також  мав вимірювати поляризацію реліктового випромінювання Е-типу<ref name=":4" />, і поляризацію переднього плану<ref>{{Cite news|url=https://doi.org/10.1086/513698|title=Three‐Year''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe''(''WMAP'') Observations: Temperature Analysis|last=Hinshaw|first=G.|last2=Nolta|first2=M. R.|last3=Bennett|first3=C. L.|last4=Bean|first4=R.|last5=Dore|first5=O.|last6=Greason|first6=M. R.|last7=Halpern|first7=M.|last8=Hill|first8=R. S.|last9=Jarosik|first9=N.|date=2007-06|pages=288–334|work=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=170|doi=10.1086/513698|issn=0067-0049|issue=2|access-date=2024-05-05}}</ref>. 

Спочатку для WMAP було передбачено два роки спостережень. Термін служби телескопа мав становити 27 місяців; 3 місяці для досягнення точки L2, і 2 роки спостережень. Цей період завершився у вересні 2003 року.<ref name=":0" /> Розширення терміну місії було зроблено в 2002, 2004, 2006 і 2008 роках<ref name=":2">{{Cite web|url=https://map.gsfc.nasa.gov/news/|title=WMAP 9 Year Mission Results|website=map.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-02}}</ref>, що дало космічному апарату в цілому 9 років спостережень, які закінчилися в серпні 2010 року, а в жовтні 2010 року космічний корабель був переміщений на «кладовище» на геліоцентричній орбіті. Зонд збирав інформацію до 19 серпня 2010 року, а 19 жовтня апарат отримав останній сигнал і продовжив спостереження в режимі тиші до розрядження батареї.<ref name=":1">{{Cite web|url=https://map.gsfc.nasa.gov/news/events.html|title=WMAP News: Events Timeline|website=map.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-02}}</ref>

== Розробка ==

WMAP передували дві місії для спостереження CMB: радянський [[RELIKT-1]]<ref>{{Cite web|url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/relikt/|title=LAMBDA - The Relikt Experiment|website=lambda.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-05}}</ref>, який повідомив про вимірювання верхньої межі анізотропії CMB, і американський супутник [[COBE]], який першим повідомив про великомасштабні флуктуації CMB.  WMAP був у 45 разів чутливішим, з кутовою роздільною здатністю в 33 рази більшою, ніж його супутник-попередник COBE.<ref>{{Cite web|url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/wmap/dr4/index.html|title=LAMBDA - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe DR4|website=lambda.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-05}}</ref>

Місія була запропонована НАСА в 1995 році, відібрана для дослідження в 1996 році і затверджена для розробки в 1997 році. WMAP було створено та випробувано в [[Центр космічних польотів імені Ґоддарда|Центрі космічних польотів Ґоддарда]] в [[Гринбелт (Меріленд)|Гринбелті]], штат [[Меріленд]].<ref>{{Cite web|url=https://map.gsfc.nasa.gov/news/launch.html|title=WMAP News: Launch|website=map.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-02}}</ref> 30 червня 2001 року зонд стартував з [[База ВПС США на мисі Канаверал|бази ВПС США на мисі Канаверал]] на ракеті [[Delta-2]] по траєкторії до точки [[Точки Лагранжа|Лагранжа L-2]] системи Земля-Сонце.<ref name=":0">{{Cite web|url=https://map.gsfc.nasa.gov/news/facts.html|title=WMAP News: Quick Facts|website=map.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-01}}</ref><ref name=":1" />

== Космічний апарат ==
{| class="wikitable" style="margin:1em auto;"
|+ Основні характеристики<ref name=":4">{{Cite news|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/345346/meta|title=The Microwave Anisotropy Probe* Mission|last=Bennett|first=C. L.|last2=Bay|first2=M.|last3=Halpern|first3=M.|last4=Hinshaw|first4=G.|last5=Jackson|first5=C.|last6=Jarosik|first6=N.|last7=Kogut|first7=A.|last8=Limon|first8=M.|last9=Meyer|first9=S. S.|date=2003-01-20|pages=1|language=en|work=The Astrophysical Journal|volume=583|doi=10.1086/345346|issn=0004-637X|issue=1|access-date=2024-05-05}}</ref>
|- style="background:#b0c4de; text-align:center;"
! Критерій !! Значення
|-
| Охоплення неба || все небо
|-
| Оптична система || двостороннє грегоріанське дзеркало,1.4 м × 1.6 м
|-
| Радіометрична система || поляризаційно-чутливий псевдокореляційний диференціал
|-
| Виявлення || підсилювачі [[HEMT]]
|-
| Радіометрична модуляція || перемикач фаз 2,5 кГц
|-
| Модуляція обертання || обертання космічного корабля 0,464 об/хв ≈ 7,57 мГц
|-
| Модуляція прецесії || прецесія космічного корабля 1 rev hr-1≈0,3 мГц
|-
| Калібрування || у польоті: амплітуда від дипольної модуляції, випромінювання від Юпітера
|-
| Система охолодження || пасивне охолодження до ~90° К
|-
| Контроль позиції || керований 3-осьовий, 3 колеса, гіроскопи, трекери зірок, сонячні датчики
|-
| Рушій || гідразиновий продув із 8 двигунами
|-
| Радіозв'язок || траспондери 2 ГГц, 667 кбіт/с низхідна лінія зв'язку до 70 м DSN 419 Вт
|-
| Вага || 840 кг
|}

Основою WMAP є масив [[Сонячна панель|сонячних панелей]] діаметром 5,0 м, який утримує інструменти в тіні під час спостережень реліктового випромінювання (утримуючи корабель постійно під кутом 22° відносно [[Сонце|Сонця]]). На масиві розташовані нижній відсік (підтримує теплі компоненти) і верхній відсік. Холодні компоненти телескопа: решітка фокальної площини та дзеркала відокремлені від теплих компонентів циліндричною [[Теплоізоляція|теплоізоляційною]] оболонкою довжиною 33 см на вершині відсіку.<ref name=":4" />

Пасивні теплові радіатори охолоджують WMAP приблизно до 90° K; їх підключають до малошумних підсилювачів. Телескоп споживає 419 Вт електроенергії. Доступні обігрівачі телескопа є обігрівачами для аварійного виживання, а також є нагрівач передавача, який використовується для підігріву, коли вони вимкнені. Температура космічного корабля WMAP контролюється [[Платина|платиновими]] [[Термометри опору|термометрами опору]].<ref name=":4" />

Калібрування WMAP здійснюється за допомогою диполя CMB і вимірювань [[Юпітер (планета)|Юпітера]]; діаграми променів вимірюються відносно Юпітера. Дані телескопа щодня передаються через [[транспондер]] на частоті 2 ГГц, який забезпечує низхідну лінію зв’язку 667 кбіт/с на станцію [[Deep Space Network]] на відстані 70 м. Космічний корабель має два транспондери, один резервний; вони мінімально активні – приблизно 40 хвилин на день – щоб мінімізувати радіочастотні перешкоди. Положення телескопа за трьома осями підтримується трьома реактивними колесами, [[Гіроскоп|гіроскопами]], двома датчиками відстеження зірок і датчиками Сонця, а також керується вісьмома [[Гідразин|гідразиновими]] двигунами.<ref name=":4" />

===Інструменти WMAP===
<gallery heights="220" widths="320">
Файл:WMAP spacecraft diagram.jpg|<small>Схема WMAP</small>
Файл:WMAP receivers.png|<small>Зображення радіоприймачів WMAP</small>
</gallery>

WMAP складається з набору пасивно охолоджуваних мікрохвильових [[Радіометр|радіометрів]] (підключених до радіаторних панелей за допомогою металевих ременів) з основними [[Рефлектор (телескоп)|рефлекторами]] діаметром 1,4 x 1,6 метра для забезпечення бажаної кутової роздільної здатності.<ref name=":3">{{Cite web|url=https://map.gsfc.nasa.gov/mission/|title=WMAP Observatory: Mission Overview|website=map.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-03}}</ref>  

Основні дзеркала телескопа — це пара [[Грегоріанський телескоп|Грегоріанських дзеркал]] розміром 1,4 × 1,6 м, спрямованих у протилежні сторони, які фокусують сигнал на пару вторинних дзеркал розміром 0,9 × 1,0 м. Вони мають оптимальну форму: корпус із [[Вуглецеве волокно|вуглецевого волокна]] на серцевині Korex, тонко вкритій [[Алюміній|алюмінієм]] і [[Оксид кремнію|оксидом кремнію]]. Вторинні рефлектори передають сигнали на гофровані рупори, розташовані на решітці фокальної площини під основними дзеркалами.<ref name=":4" />

Приймачі є чутливими до [[Поляризація електромагнітної хвилі|поляризації]] диференціальними радіометрами, що вимірюють різницю між двома променями телескопа. Сигнал підсилюється малошумними підсилювачами на транзисторах з високою мобільністю [[Електрон|електронів]] (HEMT), створеними [[Національна радіоастрономічна обсерваторія|Національною радіоастрономічною обсерваторією]] (NRAO). Є 20 каналів, по 10 в кожному напрямку, з яких радіометр збирає сигнали; мірою є різниця в сигналі від неба з протилежних напрямків. [[Азимут]] поділу 180°; повний кут 141°. Щоб покращити віднімання сигналів переднього плану від нашої галактики [[Чумацький Шлях]], WMAP використовував п’ять дискретних діапазонів [[Радіочастота|радіочастот]], від 23 ГГц до 94 ГГц.<ref name=":4" /> 

[[Обсерваторія]] WMAP має [[Оптична система|двосторонню оптичну систему]], яка забезпечує диференціальне вимірювання неба. Верхня частина апарата, що знаходиться над білим циліндром, охолоджується великими вертикальними пластинами радіатора. Нижня пластина захищає механізм від потужних мікрохвиль [[Сонце|Сонця]] та [[Земля|Землі]].<ref name=":0" /> 

Прилад має п'ять частотних діапазонів від 22 до 90 [[Герц|ГГц]] для полегшення відділення сигналів галактичного переднього плану від космічного фонового випромінювання.<ref name=":4" /> 

{| class="wikitable" style="margin:1em auto;"
|+ Інструменти встановлені на телескоп
|- style="background:#b0c4de; text-align:center;"
! Інструмент !! Опис ([[поле зору]])
|-
| Камера для [[K-діапазон (IEEE)|K-діапазону]] (23 ГГц) || 52.8 [[Мінута|кутових мінут]]
|-
| Камера для [[Ka-діапазон|Ka-діапазону]] (33 ГГц) || 39.6 кутових мінут
|-
| Камера для [[Q-діапазону]] (41 ГГц) || 30.6 кутових мінут
|-
| Камера для [[V-діапазон|V-діапазону]] (61 ГГц) || 21 кутова мінута
|-
| Камера для [[W-діапазон|W-діапазону]] (94 ГГц) || 13.2 кутових мінут
|}

{| class="wikitable" style="margin:1em auto;"
|+ Властивості WMAP на різних частотах<ref>{{Cite web|url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/wmap/current/|title=LAMBDA - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe DR5|website=lambda.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-04}}</ref>
|- style="background:#b0c4de; text-align:center;"
! Властивість !! K-діапазон !! Ka-діапазон !! Q-діапазон !! V-діапазон !! W-діапазон
|-
| Центральна [[довжина хвилі]] (мм) || 13 || 9.1 || 7.3 || 4.9 || 3.2
|-
| Центральна частота (ГГц) || 23 || 33 || 41 || 61 || 94
|-
| [[Пропускна здатність]] (ГГц) || 5.5 || 7.0 || 8.3 || 14.0 || 20.5
|-
| Розмір променя (Кутова '''[[мінута]]''') || 52.8 || 39.6 || 30.6 || 21 || 13.2
|-
| Кількість [[Радіометр|радіометрів]]|| 2 || 2 || 4 || 4 || 8
|-
| Температура системи ([[Кельвін|K]]) || 29 || 39 || 59 || 92 || 145
|-
| Чутливість (mK s<math>^{1/2}</math>) || 0.8 || 0.8 || 1.0 || 1.2 || 1.6
|}

== Запуск, траєкторія та орбіта ==
[[Файл:Animation of Wilkinson Microwave Anisotropy Probe trajectory.gif|альт=Анімація траєкторії руху WMAP|міні|Анімація траєкторії руху WMAP]]
Космічний апарат WMAP прибув до [[Космічний центр імені Кеннеді|Космічного центру Кеннеді]] 20 квітня 2001 року. Після двомісячних випробувань він був запущений [[Ракета-носій|ракетою-носієм]] [[Delta-II|Delta II]] 7425 30 червня 2001 р.<ref name=":6">{{Cite web|url=https://map.gsfc.nasa.gov/news/facts.html|title=WMAP News: Quick Facts|website=map.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-06}}</ref> До запуску апарат працював на внутрішніх джерелах енергії аж до розгортання масиву сонячних панелей. 2 липня 2001 року він розпочав роботу, спочатку з тестування в польоті (з моменту запуску до 17 серпня 2001 року), а потім почав постійну роботу. Після цього він здійснив три фазові діаграми Земля-Місяць, вимірюючи бічні сторони [[Місяць (супутник)|Місяця]], а 30 липня 2001 року пролетів повз Місяць, прямуючи до точки Сонце-Земля [[Точки Лагранжа|L2 Лагранжа]], і прибув туди 1 жовтня 2001 року, ставши першою місією спостережень за [[Реліктове випромінювання|реліктовим космічним випромінюванням]], розміщеною в цій точці<ref name=":6" /> .
[[Файл:WMAP orbit.jpg|міні|Спосіб WMAP сканування орбіти та неба ]]
[[Файл:WMAP trajectory and orbit.jpg|альт=Траєкторія та орбіта WMAP|міні|Траєкторія та орбіта WMAP]]
Розташування космічного апарата на орбіті  [[Точки Лагранжа|точки Лагранжа 2]] (1 500 000 км (930 000 миль) від Землі) мінімізує шкідливі [[сонячні спалахи]]. Щоб побачити все небо, не спостерігаючи Сонце, WMAP простежує шлях навколо L2 на [[Орбіта Ліссажу|орбіті Ліссажу]] приблизно від 1° до 10°, з періодом 6 місяців<ref name=":6" />. Телескоп обертається кожні 2 хвилини 9 секунд (0,464 [[Оберт за хвилину|об/хв]]) і [[Прецесія|прецесує]] зі швидкістю 1 оберт на годину. WMAP вимірює все небо кожні півроку і завершив своє перше спостереження повного неба у квітні 2002 року<ref>{{Cite web|url=https://map.gsfc.nasa.gov/news/events.html|title=WMAP News: Events Timeline|website=map.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-06}}</ref>.

== Експеримент ==

=== Псевдокореляційний радіометр ===
Прилад WMAP складається з псевдокореляційних диференціальних радіометрів, що живляться від двох розташованих один за одним 1,5 м (4 фути 11 дюймів) грегоріанських рефлекторів. Цей інструмент використовує п'ять частотних діапазонів від 22 ГГц до 90 ГГц, щоб полегшити відсіювання сигналів переднього плану від нашої власної Галактики. Інструмент WMAP має [[поле зору]] (FoV) 3,5° x 3,5°<ref>{{Cite web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/experiment/display.action?id=2001-027A-01|title=NASA - NSSDCA - Experiment - Details|website=nssdc.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-06}}</ref>.

== Вилучення випромінювання першого плану ==
WMAP спостерігає на п'яти частотах, що дозволяє вимірювати і вилучати реліктове випромінювання першого плану (від Чумацького Шляху і позагалактичних джерел). Основними механізмами випромінювання є [[синхротронне випромінювання]] і [[гальмівне випромінювання]] (домінують на нижчих частотах), а також [[Космічний пил|астрофізичне пилове випромінювання]] (домінує на вищих частотах). Спектральні властивості цих випромінювань вносять різний внесок у п'ять частот, що дозволяє їх ідентифікувати і вилучати з аналізу.

Забруднення переднього плану видаляють кількома способами. По-перше, віднімають збережені карти випромінювання з вимірювань WMAP; по-друге, використовують відомі спектральні значення компонентів для їх ідентифікації; по-третє, одночасно підганяють дані про положення і спектри випромінювання на передньому плані, використовуючи додаткові набори даних. Випромінювання першого плану було зменшено завдяки використанню лише частин карти повного неба з найменшим забрудненням першого плану, а решту частину карти було замасковано.

{| class="wikitable"
|+ П'ятирічні моделі випромінювання на передньому плані, на різних частотах. Червоний - синхротронне; зелений - вільне; синій - тепловий пил.
|-
| [[File:WMAP 2008 23GHz foregrounds.png|150px|23-GHz]] || [[File:WMAP 2008 33GHz foregrounds.png|150px|33-GHz]] || [[File:WMAP 2008 41GHz foregrounds.png|150px|41-GHz]] || [[File:WMAP 2008 61GHz foregrounds.png|150px|61-GHz]] || [[File:WMAP 2008 94GHz foregrounds.png|150px|94-GHz]]
|-
| 23 ГГц|| 33 ГГЦ || 41 ГГц || 61 ГГЦ || 94 ГГЦ
|}

== Вимірювання та відкриття ==
Група науковців, що працювала з даними WMAP отримала багато важливих результатів та значно збільшила точність значень космологічних параметрів. Зокрема було уточнено інформацію щодо [[Вік Всесвіту|віку Всесвіту]], щільності [[Атом|атомів]] та усієї іншої [[Матерія (фізика)|матерії]], епохи, коли засяяли перші зірки і т.п.<ref name=":2" />
=== Результати першого року досліджень ===
[[File:Baby Universe.jpg|thumb|right|Зображення космічного випромінювання з WMAP після першого року досліджень (2003)]]

11 лютого 2003 року NASA опублікувало дані WMAP за перший рік роботи. Було представлено останні розрахунки віку та складу раннього Всесвіту. Крім того, було представлено зображення раннього Всесвіту, яке «містить такі приголомшливі деталі, що це може бути одним з найважливіших наукових результатів останніх років». Нові дані перевершують попередні вимірювання реліктового випромінювання.<ref name="2003PressRelease">{{cite web|url=http://www.gsfc.nasa.gov/topstory/2003/0206mapresults.html|title=New image of infant universe reveals era of first stars, age of cosmos, and more|publisher=NASA / WMAP team|date=11 лютого 2003|access-date=27 квітня 2008|archive-url=https://web.archive.org/web/20080227175308/http://www.gsfc.nasa.gov/topstory/2003/0206mapresults.html <!-- Bot retrieved archive -->|archive-date=27 лютого 2008}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20041108091502/http://www.gsfc.nasa.gov/topstory/2003/0206mapresults.html |date=2004-11-08 }}</ref>

На основі [[Модель Лямбда-CDM|моделі Lambda-CDM]] команда WMAP створила космологічні параметри за результатами першого року роботи WMAP. Нижче наведено три набори; перший і другий набори - це дані WMAP; різниця полягає в додаванні спектральних індексів, прогнозів деяких інфляційних моделей. Третій набір даних поєднує обмеження WMAP з обмеженнями інших експериментів щодо реліктового випромінювання ([[ACBAR]] і [[CBI (телескоп)|CBI]]), а також з обмеженнями [[2dF Galaxy Redshift Survey]] і вимірюваннями [[Ліс Лайман-альфа|альфа-лісу Лаймана]]. Існують виродження між параметрами, найсуттєвіше - між <math>n_s</math> та <math>\tau</math>; наведені похибки мають довірчу ймовірність 68%.<ref name="2003spergel" />

{| class="wikitable" style="margin:1em auto; text-align:center;"
|+ Найкраще узгоджені космологічні параметри з даних першого року досліджень<ref name="2003spergel">Spergel et al. (2003)</ref>
|- style="background:#b0c4de; text-align:center;"
! Параметр !! Символ !! Найкраще значення (WMAP) !! Найкраще значення (WMAP, додатковий параметр) !! Найкраще значення (всі дані)
|-
| [[Вік Всесвіту]] (млрд. років) || <math>t_0</math> || {{val|13.4|0.3}} || – ||{{val|13.7|0.2}}
|-
| [[Закон Габбла — Леметра|Стала Габбла]] (([[км]]/[[Секунда|с]])/М[[Парсек|пк]].) || <math>H_0</math> || {{val|72|5}} || {{val|70|5}} || {{val|71|+4|-3}}
|-
| Вміст [[Баріони|баріонів]]|| <math>\Omega_b h^2</math> || {{val|0.024|0.001}} || {{val|0.023|0.002}} || {{val|0.0224|0.0009}}
|-
| Вміст матеріалу || <math>\Omega_m h^2</math> || {{val|0.14|0.02}} || {{val|0.14|0.02}} || {{val|0.135|+0.008|-0.009}}
|-
| [[Оптична глибина]] [[Реіонізація|реіонізації]]|| <math>\tau</math> || {{val|0.166|+0.076|-0.071}} || {{val|0.20|0.07}} || {{val|0.17|0.06}}
|-
| Амплітуда || ''A'' || {{val|0.9|0.1}} || {{val|0.92|0.12}} || {{val|0.83|+0.09|-0.08}}
|-
| Скалярний спектральний індекс || <math>n_s</math> || {{val|0.99|0.04}} || {{val|0.93|0.07}} || {{val|0.93|0.03}}
|-
| Розрахунок спектрального індексу || <math>dn_s / dk</math> ||—|| {{val|-0.047|0.04}} || {{val|-0.031|+0.016|-0.017}}
|-
| Амплітуда коливань при 8 год-1 Мпк|| <math>\sigma_8</math> || {{val|0.9|0.1}} ||—|| {{val|0.84|0.04}}
|-
| Загальна густина Всесвіту ||<math>\Omega_{tot}</math> || – || – || {{val|1.02|0.02}}
|}

Використовуючи найкраще узгоджені дані та теоретичні моделі, команда WMAP визначила час важливих вселенських подій, включаючи червоне зміщення [[Реіонізація|реіонізації]] {{val|17|4}}; червоне зміщення роз'єднання, {{val|1089|1}} (і вік Всесвіту в момент роз'єднання, {{val|379|+8|-7|u=kyr}}); і червоне зміщення рівності матерія/випромінювання, {{val|3233|+194|-210}}. Вони визначили, що товщина [[Реліктове випромінювання|поверхні останнього розсіювання]] становить {{val|195|2}} у червоному зміщенні, або {{val|118|+3|-2|u=kyr}}. Визначено густину струму [[Баріони|баріонів]], {{val|2.5|0.1|e=-7|u=см<sup>−1</sup>}}, і відношення баріонів до фотонів, {{val|6.1|+0.3|-0.2|e=-10}}. Виявлення WMAP ранньої реіонізації виключило можливість існування [[Тепла темна матерія|теплої темної матерії]].<ref name="2003spergel" />

Команда також дослідила випромінювання Чумацького Шляху на частотах WMAP, створивши каталог з 208 [[Точкове джерело|точкових джерел]]. 

=== Результати третього року досліджень ===
[[File:Microwave Sky polarization.png|thumb|right|Зображення космічного випромінювання з WMAP після третього року досліджень (2006)]]

Результати третього року досліджень WMAP були опубліковані 17 березня 2006 року. Ці дані включають вимірювання температури і поляризації реліктового випромінювання, які надали подальше підтвердження стандартної пласкої [[Модель Лямбда-CDM|моделі Lambda-CDM]] і нові докази на підтримку [[Інфляція (космологія)|інфляції]].

Тільки 3-річні дані WMAP показують, що у Всесвіті повинна існувати [[темна матерія]]. Результати були обчислені як тільки за даними WMAP, так і з використанням комбінації обмежень на параметри з інших інструментів, включно з іншими експериментами з реліктового випромінювання (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver (ACBAR), Cosmic Background Imager (CBI) і [[BOOMERanG]]), Слоанівський цифровий огляд неба ([[Слоанівський цифровий огляд неба|SDSS]]), 2dF Galaxy Redshift Survey, Supernova Legacy Survey і обмеженнями на сталу Габбла з [[Габбл (телескоп)|космічного телескопа Габбл]].<ref name="2007Spergel" />

{| class="wikitable" style="margin:1em auto; text-align:center;"
|+ Найкраще узгоджені космологічні параметри з даних третього року досліджень<ref name="2007Spergel">Spergel et al. (2007)</ref>
|- style="background:#b0c4de; text-align:center;"
! Параметр !! Символ !! Найкращі значення (WMAP)
|-
| [[Вік Всесвіту]] (млрд. років) || <math>t_0</math> || {{val|13.73|+0.16|-0.15}}
|-
| [[Закон Габбла — Леметра|Стала Габбла]] (([[км]]/[[Секунда|с]])/М[[Парсек|пк]].) || <math>H_0</math> || {{val|73.2|+3.1|-3.2}}
|-
| Вміст [[Баріони|баріонів]]|| <math>\Omega_b h^2</math> || {{val|0.0229|0.00073}}
|-
| Вміст матеріалу || <math>\Omega_m h^2</math> || {{val|0.1277|+0.0080|-0.0079}}
|-
| [[Оптична глибина]] [[Реіонізація|реіонізації]] <sup>{{ref|a|[a]}}</sup> || <math>\tau</math> || {{val|0.089|0.030}}
|-
| Скалярний спектральний індекс ||<math>n_s</math> || {{val|0.958|0.016}}
|-
| Амплітуда коливань при 8 год-1 Мпк ||<math>\sigma_8</math> || {{val|0.761|+0.049|-0.048}}
|-
| Тензорно-скалярне відношення <sup>{{ref|b|[b]}}</sup> || ''r'' || <0.65
|}

[a] {{note|a}} Оптичну глибину реіонізації покращено завдяки поляризаційним вимірюванням.<ref name="2007Hinshaw">Hinshaw et al. (2007)</ref><br />[b] {{note|b}} <0,30 у поєднанні з даними [[Слоанівський цифровий огляд неба|SDSS]]. Немає ознак негауссовості.<ref name="2007Spergel" />

=== Результати п'ятого року досліджень ===
[[File:WMAP 2008.png|thumb|right|Зображення космічного випромінювання з WMAP після п'ятого року досліджень (2008)]]

Результати п'ятого року досліджень WMAP були опубліковані 28 лютого 2008 року. Ці дані включали нові дані про [[Нейтрино|космічний нейтринний фон]], докази того, що першим зіркам знадобилося понад півмільярда років для реіонізації Всесвіту, а також нові обмеження на [[Інфляція (космологія)|космічну інфляцію]].<ref name="2008PressRelease">{{cite web|url=http://map.gsfc.nasa.gov/news/|title=WMAP reveals neutrinos, end of dark ages, first second of universe |publisher=NASA / WMAP team|date=7 березня 2008|access-date=27 квітня 2008}} {{PD-notice}}</ref>

{{Multiple image|direction=horizontal|align=left|width=150|image1=WMAP 2008 TT and TE spectra.png|image2=WMAP 2008 universe content.png|caption1=П'ятирічні спектри повної інтенсивності та поляризації з WMAP |caption2=Вміст речовини/енергії у сучасному Всесвіті (вгорі) та на момент роз'єднання фотонів у [[Рекомбінація (космологія)|рекомбінаційну]] [[Епоха (астрономія)|епоху]]. 380 000 років після Великого вибуху (внизу)|footer=|header=}}

Покращення результатів стало можливим завдяки додатковим двом рокам вимірювань (набір даних охоплює період з опівночі 10 серпня 2001 року до опівночі 9 серпня 2006 року), а також завдяки використанню вдосконалених методів обробки даних і кращій характеристиці інструменту, зокрема, форми променів. Вони також використовують спостереження в діапазоні 33 ГГц для оцінки космологічних параметрів; раніше використовувалися лише канали 41 ГГц і 61 ГГц.

Для видалення переднього плану було використано вдосконалені маски<ref name="2009Hinshaw" />. Покращення спектрів стосувалися 3-го акустичного піку та поляризаційних спектрів<ref name="2009Hinshaw" />. 

Вимірювання накладають обмеження на вміст Всесвіту у момент оцінки реліктового випромінювання: на той час 10% Всесвіту складалося з нейтрино, 12% - з атомів, 15% - з фотонів і 63% - з темної матерії. Внесок [[Темна енергія|темної енергії]] в той час був незначним<ref name="2008PressRelease" />. Він також обмежував вміст сучасного Всесвіту: 4,6% атомів, 23% темної матерії та 72% темної енергії<ref name="2009Hinshaw">Hinshaw et al. (2009)</ref>.

П'ятирічні дані WMAP були об'єднані з вимірами від [[Наднові типу Ia|наднових типу Ia]] (SNe) і [[Баріонні акустичні осциляції|баріонних акустичних коливань]] (BAO).<ref name="2009Hinshaw" />

Еліптична форма карти неба WMAP є результатом [[Проєкція Мольвейде|проекції Мольвейда]].<ref>[http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/pub_papers/firstyear/basic/wmap_cb1_images.cfm WMAP 1-year Paper Figures], Bennett, et al. {{PD-notice}}</ref>

{| class="wikitable" style="margin:1em auto; text-align:center;"
|+ Найкраще узгоджені космологічні параметри з даних п'ятого року досліджень<ref name="2009Hinshaw" />
|- style="background:#b0c4de; text-align:center;"
! Параметр !! Символ !! Найкращі значення (WMAP) !! Найкращі значення (WMAP + SNe + BAO)
|-
| [[Вік Всесвіту]] (млрд. років) || <math>t_0</math> || {{val|13.69|0.13}} || {{val|13.72|0.12}}
|-
|  [[Закон Габбла — Леметра|Стала Габбла]] (([[км]]/[[Секунда|с]])/М[[Парсек|пк]].) | <math>H_0</math> || {{val|71.9|+2.6|-2.7}} || {{val|70.5|1.3}}
|-
| Вміст [[Баріони|баріонів]] || <math>\Omega_b h^2</math> || {{val|0.02273|0.00062}} || {{val|0.02267|+0.00058|-0.00059}}
|-
| Вміст холодної темної матерії || <math>\Omega_c h^2</math> || {{val|0.1099|0.0062}} || {{val|0.1131|0.0034}}
|-
| Вміст темної енергії || <math>\Omega_\Lambda</math> || {{val|0.742|0.030}} || {{val|0.726|0.015}}
|-
| [[Оптична глибина]] [[Реіонізація|реіонізації]] <sup>{{ref|a|[a]}}</sup>  || <math>\tau</math> || {{val|0.087|0.017}} || {{val|0.084|0.016}}
|-
| Скалярний спектральний індекс || <math>n_s</math> || {{val|0.963|+0.014|-0.015}}|| {{val|0.960|0.013}}
|-
| Розрахунок спектрального індексу || <math>dn_s / dlnk</math> || {{val|-0.037|0.028}} || {{val|-0.028|0.020}}
|-
| Амплітуда коливань при 8 год-1 Мпк || <math>\sigma_8</math> || {{val|0.796|0.036}} || {{val|0.812|0.026}}
|-
| Загальна густина Всесвіту || <math>\Omega_{tot}</math> || {{val|1.099|+0.100|-0.085}} || {{val|1.0050|+0.0060|-0.0061}}
|-
| Тензорно-скалярне відношення || ''r'' || <0.43 || <0.22
|}

Отримані дані накладають обмеження на величину тензорно-скалярного відношення, r <0.22 (95% впевненість), яке визначає рівень, на якому гравітаційні хвилі впливають на поляризацію реліктового випромінювання, а також накладають обмеження на величину первісної негауссовості. Покращені обмеження були накладені на червоне зміщення реіонізації, яке становить {{val|10.9|1.4}}, червоне зміщення роз'єднання, 1090.88±0.72 (а також на вік Всесвіту при роз'єднанні,, {{val|376.971|+3.162|-3.167|u=kyr}}) і червоне зміщення рівності речовина/випромінювання, {{val|3253|+89|-87}}.<ref name="2009Hinshaw"/>

Каталог [[Позагалактична астрономія|позагалактичних]] джерел розширено до 390 джерел, виявлено змінність у випромінюванні [[Марс (планета)|Марса]] та [[Сатурн (планета)|Сатурна]]. <ref name="2009Hinshaw"/>

{| class="wikitable"
|+ П'ятирічні карти на різних частотах з WMAP з переднім планом (червона смуга)
|-
| [[File:WMAP 2008 23GHz.png|150px|23-GHz]] || [[File:WMAP 2008 33GHz.png|150px|33-GHz]] || [[File:WMAP 2008 41GHz.png|150px|41-GHz]] ||[[File:WMAP 2008 61GHz.png|150px|61-GHz]] || [[File:WMAP 2008 94GHz.png|150px|94-GHz]]
|-
| 23 ГГц || 33 ГГц || 41 ГГц || 61 ГГц || 94 ГГц
|}

===Результати 7 років досліджень===

[[File:WMAP 2010.png|thumb|right|<small>Карта температур реліктового випромінювання отримана впродовж семи років роботи.</small>]]Дані зібрані завдяки WMAP за сім років були опубліковані 26 січня 2010 року. У рамках цього релізу було досліджено твердження щодо невідповідності стандартній моделі. Більшість з яких виявилися статистично незначними, і, ймовірно, сталися через апостеріорний вибір. Для відхилень, які залишаються, немає альтернативних космологічних ідей (наприклад, здається, що існують кореляції з екліптичним полюсом). Найімовірніше, це пов’язано з іншими причинами. У звіті згадується нездатність визначити точну форму променя та інші можливі дрібні проблеми з інструментами та аналізом.<ref name=":5">{{Cite news|url=https://doi.org/10.1088/0067-0049/192/2/17|title=SEVEN-YEAR                     ''WILKINSON MICROWAVE ANISOTROPY PROBE''                     (                     ''WMAP''                     ) OBSERVATIONS: ARE THERE COSMIC MICROWAVE BACKGROUND ANOMALIES?|last=Bennett|first=C. L.|last2=Hill|first2=R. S.|last3=Hinshaw|first3=G.|last4=Larson|first4=D.|last5=Smith|first5=K. M.|last6=Dunkley|first6=J.|last7=Gold|first7=B.|last8=Halpern|first8=M.|last9=Jarosik|first9=N.|date=2011-01-11|pages=17|work=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=192|doi=10.1088/0067-0049/192/2/17|issn=0067-0049|issue=2|access-date=2024-05-05}}</ref>

Також серед важливих досліджених значень є загальна кількість матерії/енергії у Всесвіті у формі темної енергії – 72,8% (у межах 1,6%) як фону, відмінного від частинок, і темної матерії – 22,7% (у межах 1,4%), енергії небаріонних ([[Субатомна частинка|субатомних]]) «частинок». Це залишає матерію, або баріонні частинки (атоми) лише на 4,56% (у межах 0,16%).<ref name=":5" />
{| class="wikitable"
|+ Карти отримані в результаті 7 років роботи WMAP на різних частотах з переднім планом (червона смуга)<ref>{{Cite web|url=https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/wmap/dr4/sos/7year/|title=LAMBDA - WMAP Science on a Sphere Microwave Sky Images<br />Seven Year Maps|website=lambda.gsfc.nasa.gov|access-date=2024-05-05}}</ref>
|-
| [[File:WMAP 2010 23GHz.png|150px|23-GHz]] || [[File:WMAP 2010 33GHz.png|150px|33-GHz]] || [[File:WMAP 2010 41GHz.png|150px|41-GHz]] || [[File:WMAP 2010 61GHz.png|150px|61-GHz]] || [[File:WMAP 2010 94GHz.png|150px|94-GHz]]
|-
| 23 ГГц || 33 ГГц || 41 ГГц || 61 ГГц || 94 ГГц
|}

{| class="wikitable" style="margin:1em auto; text-align:center;"
|+ Значення космологічних параметрів за підсумками 7 років діяльності<ref>{{Cite web|url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|title="Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results"}}</ref>
|- style="background:#b0c4de; text-align:center;"
! Параметр !! Символ !! Найкращий показник (лише WMAP) !! Найкращий показник (WMAP + [[Baryon Acoustic Oscillations|BAO]]<ref>{{Cite news|url=http://arxiv.org/abs/0907.1660|title=Baryon Acoustic Oscillations in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 Galaxy Sample|last=Percival|first=Will J.|last2=Reid|first2=Beth A.|last3=Eisenstein|first3=Daniel J.|last4=Bahcall|first4=Neta A.|last5=Budavari|first5=Tamas|last6=Frieman|first6=Joshua A.|last7=Fukugita|first7=Masataka|last8=Gunn|first8=James E.|last9=Ivezic|first9=Zeljko|date=2010-02-01|pages=2148–2168|work=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=401|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15812.x|issue=4|access-date=2024-05-04}}</ref> + H<sub>0</sub><ref>{{Cite news|url=http://arxiv.org/abs/0905.0695|title=A Redetermination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope from a Differential Distance Ladder|last=Riess|first=Adam G.|last2=Macri|first2=Lucas|last3=Casertano|first3=Stefano|last4=Sosey|first4=Megan|last5=Lampeitl|first5=Hubert|last6=Ferguson|first6=Henry C.|last7=Filippenko|first7=Alexei V.|last8=Jha|first8=Saurabh W.|last9=Li|first9=Weidong|date=2009-07-01|pages=539–563|work=The Astrophysical Journal|volume=699|doi=10.1088/0004-637X/699/1/539|issn=0004-637X|issue=1|access-date=2024-05-04}}</ref>)
|-
| Вік Всесвіту (Ga) || <math>t_0</math> || {{val|13.75|0.13}} || {{val|13.75|0.11}}
|-
| Стала Габбла ( {{frac|km|Mpc·s}} ) || <math>H_0</math> || {{val|71.0|2.5}} || {{val|70.4|+1.3|-1.4}}
|-
| Щільність баріонів || <math>\Omega_b</math> || {{val|0.0449|0.0028}} || {{val|0.0456|0.0016}}
|-
| Фізична щільність баріонів || <math>\Omega_b h^2</math> || {{val|0.02258|+0.00057|-0.00056}} || {{val|0.02260|0.00053}}
|-
| Щільність темної матерії || <math>\Omega_c</math> || {{val|0.222|0.026}} || {{val|0.227|0.014}}
|-
| Фізична щільність темної матерії || <math>\Omega_c h^2</math> || {{val|0.1109|0.0056}} || {{val|0.1123|0.0035}}
|-
| Щільність темної енергії || <math>\Omega_\Lambda</math> || {{val|0.734|0.029}} || {{val|0.728|+0.015|-0.016}}
|-
| Амплітуда флуктуації при 8h<sup>−1</sup> Mpc || <math>\sigma_8</math> || {{val|0.801|0.030}} || {{val|0.809|0.024}}
|-
| Скалярний спектральний індекс || <math>n_s</math> || {{val|0.963|0.014}}|| {{val|0.963|0.012}}
|-
| Оптична глибина реіонізації || <math>\tau</math> || {{val|0.088|0.015}} || {{val|0.087|0.014}}
|-
| Загальна щільність Всесвіту || <math>\Omega_{tot}</math> || {{val|1.080|+0.093|-0.071}} ||{{val|1.0023|+0.0056|-0.0054}}
|-
| Тензорно-скалярне відношення, k<sub>0</sub> = 0.002 Mpc<sup>−1</sup> || ''r'' || <&nbsp;0.36 (95% CL) || <&nbsp;0.24 (95% CL)
|-
| Пробіг спектрального індексу, k<sub>0</sub> = 0.002 Mpc<sup>−1</sup> || <math>dn_s / d\ln k</math>|| {{val|-0.034|0.026}} || {{val|-0.022|0.020}}
|}

===Результати 9 років досліджень===
[[Файл:WMAP 2012.png|міні|<small>Карта температур [[реліктове випромінювання|реліктового випромінювання]] отримана впродовж дев'яти років роботи.</small>]]29 грудня 2012 року було опубліковано дані і зображення зібрані за 9 років роботи WMAP і відповідні зображення. Зокрема, дослідження за цей період показали, що 95% раннього Всесвіту складається з темної матерії та темної енергії, кривизна простору становить менше 0,4% від «плоскої», а Всесвіт виник із космічних темних віків «приблизно 400 мільйонів років» після Великого вибуху.<ref>{{Cite news|url=https://dx.doi.org/10.1088/0067-0049/208/2/20|title=NINE-YEAR WILKINSON MICROWAVE ANISOTROPY PROBE (WMAP) OBSERVATIONS: FINAL MAPS AND RESULTS|last=Bennett|first=C. L.|last2=Larson|first2=D.|last3=Weiland|first3=J. L.|last4=Jarosik|first4=N.|last5=Hinshaw|first5=G.|last6=Odegard|first6=N.|last7=Smith|first7=K. M.|last8=Hill|first8=R. S.|last9=Gold|first9=B.|date=2013-09|pages=20|language=en|work=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=208|doi=10.1088/0067-0049/208/2/20|issn=0067-0049|issue=2|access-date=2024-05-05}}</ref>
{| border="2" cellpadding="4" cellspacing="0" style="margin: 1em 1em 1em 0; background: #f9f9f9; border: 1px #aaa solid; border-collapse: collapse; font-size: 90%; text-align:center;"

|+Значення космологічних параметрів за підсумками 9 років діяльності (остаточні дані)<ref>{{cite web|url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr5/pub_papers/nineyear/cosmology/wmap_9yr_cosmology_results.pdf|title=Значення космологічних констант на основі дев'ятирічних даних|date=4 червня 2013|archive-url=https://web.archive.org/web/20160304083617/http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr5/pub_papers/nineyear/cosmology/wmap_9yr_cosmology_results.pdf|archive-date=4 березня 2016|accessdate=5 травня 2024|work=NINE-YEAR WILKINSON MICROWAVE ANISOTROPY PROBE (WMAP) OBSERVATIONS:
COSMOLOGICAL PARAMETER RESULTS}}</ref>
! Параметр !! Символ !! Найкращий показник<br/> (лише WMAP) !! Найкращий показник<br/> (WMAP + дані з інших проєктів)
|-
| [[Стала Габбла]] ({{frac|км|[[парсек|Мпс]]·сек}}) || <math>H_0</math> ||{{val|70.0|2.2}}
|| {{val|69.33|0.88}}
|-
| Щільність [[баріон]]ів|| <math>\Omega_b h^2</math> || {{val|0.02264|0.00050}} || {{val|0.02266|0.00043}}
|-
| Щільність холодної [[темна матерія|темної матерії]] || <math>\Omega_c h^2</math> || {{val|0.1138|0.0045}} || {{val|0.1157|0.0023}}
|-
| Щільність [[темна енергія|темної енергії]] || <math>\Omega_\Lambda</math> || {{val|0.721|0.025}} || {{val|0.712|0.010}}
|-
| [[Оптична глибина]] [[переіонізації]] || <math>\tau</math> || {{val|0.089|0.014}} || {{val|0.088|0.013}}
|-
| Скалярний спектральний індекс || <math>n_s</math> ||{{val|0.972|0.013}}
|| {{val|0.971|0.010}}
|-
| Зміна спектрального індексу || <math>dn_s / dlnk</math> || {{val|-0.037|0.028}} || {{val|-0.028|0.020}}
|-
| Амплітуда флуктуацій на 8h<sup>−1</sup> [[парсек|Мпс]]|| <math>\sigma_8</math> || {{val|0.821|0.023}} || {{val|0.803|0.016}}
|-
| [[Вік Всесвіту]] (<math>10^9</math>[[рік|років]]) || <math>t_0</math> || {{val|13.74|0.11}} || {{val|13.702|0.069}}
|-
| Відношення тензор/скаляр || <math>r</math> || <&nbsp;0.43 || <&nbsp;0.22
|}

== Загальні висновки ==
[[File:WMAP.ogv|thumb|right|Інтерв'ю з Чарльзом Беннеттом та Лайменом Пейджем про WMAP]]

Основний результат місії міститься в різних овальних картах різниці температур реліктового випромінювання. Ці овальні зображення представляють розподіл температури, отриманий командою WMAP зі спостережень телескопа під час місії. Виміряно температуру, отриману з інтерпретації мікрохвильового фону за [[Закон випромінювання Планка|законом Планка.]] Овальна карта покриває все небо. Результати є знімком Всесвіту приблизно через 375 000 років після [[Великий вибух|Великого вибуху]], який стався близько 13,8 мільярдів років тому. Тло випромінювання дуже однорідне за температурою (відносні відхилення від середнього значення, яке на сьогодні все ще становить 2,7 кельвінів, лише порядку 5×10-5). Температурні варіації, що відповідають локальним напрямкам, представлені різними кольорами ("червоні" напрямки гарячіші, "сині" - холодніші за середнє значення).

== Подальші місії та майбутні вимірювання == 

[[Планк (космічний телескоп)|Космічний телескоп «Планк»]] також вимірював CMB з 2009 по 2013 рік і мав на меті уточнити вимірювання, зроблені WMAP, як щодо загальної інтенсивності, так і щодо поляризації. Це європейський космічний апарат, що мав вищу роздільну здатність і вищу чутливість, ніж WMAP, і проводив спостереження в 9 частотних діапазонах, (WMAP у 5) дозволяючи вдосконалити астрофізичні моделі переднього плану.<ref>{{Cite web|url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Planck_overview|title=Planck overview|website=www.esa.int|language=en|access-date=2024-05-05}}</ref>

21 березня 2013 року дослідницька група під керівництвом Європи, що працює з космічним телескопом «Планк», опублікувала карту космічного мікрохвильового фону всього неба. Карта показує, що [[Всесвіт]] трохи старший, ніж вважалося раніше. Згідно з картою, незначні коливання температури були відображені в глибинах неба, коли космосу було приблизно 370 000 років. Зображення відображає хвилі, що виникли ще на початку існування Всесвіту, наскільки рано як у перший [[Іменні назви степенів тисячі|нонильйон]] (10³⁰) секунди. Очевидно, ці брижі породили нинішню величезну космічну мережу [[Скупчення галактик|скупчень галактик]] і [[Темна матерія|темної матерії]]. Згідно з даними 2013 року, Всесвіт містить 4,9% [[Матерія (фізика)|звичайної матерії]], 26,8% темної матерії та 68,3% [[Темна енергія|темної енергії]]. 5 лютого 2015 року місія «Планк» опублікувала нові дані, згідно з якими [[вік Всесвіту]] становить 13,799 ± 0,021 мільярда років, а [[Закон Габбла — Леметра|стала Габбла]] — 67,74 ± 0,46 (км/с)/Мпк.<ref>{{Cite news|url=http://arxiv.org/abs/1303.5062|title=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results|last=Planck Collaboration|last2=Ade|first2=P. A. R.|last3=Aghanim|first3=N.|last4=Alves|first4=M. I. R.|last5=Armitage-Caplan|first5=C.|last6=Arnaud|first6=M.|last7=Ashdown|first7=M.|last8=Atrio-Barandela|first8=F.|last9=Aumont|first9=J.|date=2014-11|pages=A1|work=Astronomy & Astrophysics|volume=571|doi=10.1051/0004-6361/201321529|issn=0004-6361|access-date=2024-05-05}}</ref>

Різноманітні наземні та аеростатні інструменти також зробили свій внесок у вимірювання CMB, і продовжують працювати і надалі. Багато з них спрямовані на вимірювання реліктового випромінювання та пошук поляризації типу B, очікуваної від найпростіших моделей інфляції. Зокрема це експерименти [[Експеримент E та B (EBEX)|E та B (EBEX)]], [[Spider (поляриметр)|Spider]], [[BICEP|BICEP та масив Кека]] (BICEP2), [[QUIET (експеримент)|QUIET]], [[Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS)]], [[Південний полярний телескоп|Південний полярний телескоп (SPTpol)]], [[Атакамський космологічний телескоп|Космологічний телескоп Атаками]] (ATC).<ref>{{cite web| url = https://pdg.lbl.gov/2020/reviews/rpp2020-rev-cosmic-microwave-background.pdf| title = 29. Cosmic Microwave Background: Particle Data Group P.A. Zyla (LBL, Berkeley) et al.}}</ref>

== Відгуки і нагороди ==
{{Цитата|Остання інформація від WMAP позначає кінець початку нашого завдання зрозуміти Всесвіт. WMAP приніс точність в космологію і безповоротно змінив Всесвіт.|40|Нобелівський лауреат 2011 року [[Адам Рісс]]|}}
[[Файл:WMAP spacecraft diagram.jpg|thumb|right|250px|Апарат WMAP]]
[[Стівен Гокінг]] називає отримані WMAP докази [[Інфляція (космологія)|інфляції]] найзахопливішим науковим проривом за час його кар'єри.

Команда WMAP отримала [[Премія Грубера з космології|Премію Грубера з космології]] 2012-го року за «витончені вимірювання анізотропії космічного мікрохвильового випромінювання. Ці вимірювання допомогли накласти строгі обмеження на походження, вміст, вік і геометрію Всесвіту, перетворивши нашу парадигму формування структури з привабливого сценарію в точну науку.»

Команду WMAP оголошено переможцем [[Премія з фундаментальної фізики|Премії з фундаментальної фізики]] за 2018 рік<ref>{{cite news|url= https://www.unian.ua/science/2277159-zasnovanu-tsukerbergom-premiyu-gotuyutsya-otrimati-fiziki-za-kartu-vsesvitu.html|title= Засновану Цукербергом премію готуються отримати фізики за карту Всесвіту|date= 4 грудня 2017|publisher= |accessdate= 5 грудня 2017|archive-date= 4 грудня 2017|archive-url= https://web.archive.org/web/20171204115217/https://www.unian.ua/science/2277159-zasnovanu-tsukerbergom-premiyu-gotuyutsya-otrimati-fiziki-za-kartu-vsesvitu.html}}</ref>.

== Примітки ==
{{примітки}}

== Посилання ==
* http://map.gsfc.nasa.gov/ {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080119202007/http://map.gsfc.nasa.gov/ |date=19 січня 2008 }}

{{Космічні телескопи}}
{{НАСА}}
[[Категорія:Акроніми]]
[[Категорія:Космічні апарати]]
[[Категорія:Космічні телескопи]]
[[Категорія:Космонавтика 2001]]
[[Категорія:NASA]]
[[Категорія:Покинуті супутники]]
[[Категорія:Червень 2001]]
[[Категорія:Експерименти з вивчення реліктового випромінювання]]