威尔金森微波各向异性探测器_用于微波各向异性探测的设备

威尔金森微波各向异性探测器

用于微波各向异性探测的设备

2003年7月23日，美国匹兹堡大学斯克兰顿（Scranton）博士领导的一个多国科学家小组宣布，他们借助美国“威尔金森微波各向异性探测器” （Wilkinson Microwave Anisotropy Probe），简称WMAP的观测数据（观测宇宙微波背景辐射的微小变化），发现了暗能量存在的直接证据。

工作原理

重 840kg的WMAP于2001年6月30日升空，经过三阶段绕地-月系统的飞行后，被弹射到日-地系统的第二拉格朗日点L2，该点在月球轨道之外，距地球约150万千米，其周围区域是引力的鞍点，在这里卫星可以近似保持距地球的距离，需要很少的维护工作，WMAP的维护工作约一年四次。在与地－月系统绕太阳转动的同时，WMAP在L2轨道上还做着0.464转/分钟的自转和1转/小时的进动。为了降低系统误差，WMAP精确测量的是天空上分隔180度至0.25度的任意两个方向的温度差。为了获得全天的信息，WMAP采用了复杂的全天扫描方式，做一次完整地全天扫描要六个月的时间。第一次公布的数据（2003年）包含了两组全天扫描的结果。

应用

WMAP测到的全天的各向异性数据，要传送回地球，经过复杂的数据校准和数据处理后，就像地图（map）一样，我们可以用这些数据绘制一幅关于全天辐射各向异性的图（map），图（map）上任一点记载着对应的天空方向的温度涨落。该图（map）用Molleweide投影的方法绘出，该方法把全天的各项异性信息映射到一个2:1的椭圆上，保持水平线是直线，子午线除中间一条外都是椭圆弧，并保持相邻的平行线和子午线所包络的面积不变。WMAP共给出五个波段的全天图：W-band（～94GHz），V-band（～61GHz），Q-band（～41GHz），Ka-band（～33GHz）和K-band（～23GHz）。其选取的目的是为降低前景辐射（如银河系的辐射）对CMB的污染，在这些频率上CMB各向异性与前景辐射污染的比率最大。其中，K-band和Ka-band不用做CMB的分析，因为它们有着最大的前景污染和它们所观测的在l-空间的区域是受限于其他频段测量所带来的不确定性（cosmic variance）。

为了得到CMB各向异性的信息，对弥漫的星系辐射和星系外的点光源的理解是很重要的，以便去除这些污染信息。通过采取Kp0、Kp2等屏蔽（mask），线形组合多频段的WMAP数据，去除电源和SZ效应等手段，才最终得到了CMB的各向异性信息。

简介

威尔金森微波各向异性探测器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe，简称WMAP）是NASA的人造卫星，目的是探测宇宙中大爆炸後残留的辐射热，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。

WMAP的目标是找出宇宙微波背景辐射的温度之间的微小差异，以帮助测试有关宇宙产生的各种理论。它是COBE的继承者，是中级探索者卫星系列之一。

WMAP以宇宙背景辐射的先躯研究者大卫·威尔金森命名。

WMAP在围绕日-地系统的L2点运行，离地球150万公里。

科学目的

根据大爆炸宇宙模型（The Big Bang）, 在宇宙年龄约30万年的时候，宇宙中的物质由电离状态转化成中性原子的状态，宇宙中的光子组分与实物退耦而变成微波背景辐射（CMB）。对于给定的宇宙模型，物理学家们可以精确的计算出CMB各向异性的功率谱，它是与宇宙模型的基本参数有关的，因而通过精确的测量宽角度范围的CMB功率谱，可以确定出各种宇宙模型的基本参数，判断哪些宇宙的模型更好的描述着我们的宇宙，而通过这些基本参数，我们可以知道许多宇宙学中的基本问题，比如空间的几何、宇宙中的物质组分、大尺度结构的形成和宇宙的电离历史等。CMB首先是由Penzias和Wilson(1965)发现的。1992年，NASA的COBE卫星观测表明CMB是我们可以在自然界测到的黑体辐射谱，并且第一次给出了CMB各项异性的证据。但由于当时技术的限制，COBE的角分辨率只为7度，WMAP的角分辨率为13分，因而WMAP将能精确的回答上述许多基本问题。

作为“大爆炸”的“余烬”，宇宙微波背景辐射大约在“大爆炸”后38万年产生，其中的光子在宇宙中穿行时会经历一系列物理过程，特别是在经过质量较大的星系时，这些光子将遭遇“引力陷阱”。探测结果显示，宇宙年龄约为137亿年，宇宙由22.7%的暗物质，72.8%的暗能量，4.5%的普通物质组成。宇宙中所占比例最多的东西反而是人类最迟也是最难了解的，至今仅知道它们存在着，但还不清楚它们的性质。