Tato sonda, která se původně jmenovala MAP (Microwave Anisotropy Probe), byla po oznámení prvních výsledků přejmenována na počest David T. Wilkinsona, hlavního autora projektu, na WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). WMAP sleduje anisotropii reliktního záření. Po vyhodnocení výsledků pozorování by měla odpovědět přímo na otázky spojené se vznikem Vesmíru a s jeho topologií a stát se následovníkem slavné sondy COBE. Sonda je umístěna v blízkosti Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálen 1,5 milionů kilometrů od Země. Na svém stanovišti je od 14. září 2001. Plánovaná délka celé mise je 27 měsíců (má zásoby paliva na více než 3 roky): 3 měsíce na let a 24 měsíců na samotné pozorování.

Cíle mise

Hlavním cílem je pořídit Mapu fluktuací reliktního záření s mnohem vyšší citlivostí a rozlišením než sonda COBE. Předpokládá se úhlové rozlišení kolem 0,3° a citlivost 20 µK. Sonda pozoruje v pěti oddělených frekvenčních pásmech od 22 do 90 GHz.

Výsledky měření provedené sondou COBE.	Mapa reliktního záření vytvořená simulací.

Na těchto obrázcích můžete porovnat výsledky měření sondou COBE s počítačovými simulacemi. Výsledky z pozorování sondou WMAP se očekávají v kvalitě podobné simulacím. Nejlepší rozlišení bude menší než 0,25°.

Dále bychom měli umět odpovědět na otázky: Kdy se formovaly první kosmické struktury? Co ionizovalo plyn v časném vesmíru? Kdy byl plyn ionizován?

První výsledky

Dne 11.2.2003 byla zveřejněna mapa fluktuací reliktního záření a oznámeny první výsledky.

S velkou přesností poprvé známe stáří vesmíru, Hubbleovu konstantu a kosmologickou konstantu. Výsledky přehledně shrnuje následující tabulka.

Nutno podotknout, že stále nebyla zodpovězena otázka topologie Vesmíru. Na odpovědi se však ještě pracuje a výsledky budou, alespoň všichni doufáme, brzy známé.

Popis sondy

Přístroje

Optický systém se skládá ze dvou Gregoriho dalekohledů, které vyrobí (ze záření ze dvou protilehlých směrů) dva paprsky A a B. Tyto paprsky jsou osově symetrické.

Primary reflectors - Primární zrcadlo: 1,4×1,6 m.
Secondary reflectors - Sekundární zrcadlo: 0,9×1,0 m.

Passive thermal radiator - Pasivní chladič: Z důvodů zlepšení citlivosti a stability systému, jsou některé části systému chlazeny. Jedná se o veškerou optiku a FPA, kde chladí citlivé HEMT zesilovače. Teplota se udržuje pod 95 K.

Focal Plane Assembly (FPA) - Komplex přístrojů v ohniskové rovině: V této části, která je celá chlazená, se nalézá Orthomode transducer (OMT), Tee - "Téčko" a zesilovač HEMT .

Téčko vytváří ze dvou signálů A a B' následující dva signály.

Receiver Box (RXB) - Přijímací skříň: Tento blok není chlazen a je od FPA oddělen termálním odpojovacím válcem. Je zde umístěn další zesilovač HEMT, přepínač fáze (0° a 180°, 2,5 kHz), "Téčko", filtr, detektor a diferenciální zapisovač.

Několik parametrů:

Lagrangeovy body

Italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange objevil pět speciálních bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterém třetí, menší těleso, může létat po oběžné dráze ve fixní vzdálenosti od jednoho z těles. V těchto bodech je gravitační síla dvou velkých těles buď vyrovnána nebo rovna síle odstředivé požadované k oběhu tohoto tělesa.

Tomuto modelu odpovídá soustava Slunce-Země. Na obrázku jsou zakresleny Lagrangeovy body. Je jich celkem 5, 3 jsou nestabilní (L1, L2 a L3) a 2 jsou stabilní (L4 a L5).

Lagrangeovy body soustavy Země-Slunce (tento obrázek není v měřítku).	Diagram rozvržení potenciálu.

Výhodou bodu L1 soustavy Země-Slunce je, že se z něj můžeme stále dívat na Slunce. V této době je zde umístěna sonda SOHO. Stejnou výhodu má i L3. NASA pravděpodobně pro něj najde nějaké využití. L4 a L5 body mohou být na dlouhou dobu stabilní, pokud poměr mezi dvěmi velkými tělesy překračuje 24,96. Tato podmínka je pro dvojici Slunce-Země splněna.

Reliktní záření

Teorie Velkého třesku zahrnuje v sobě, že časný vesmír byl velice horký. Během prvních 300 000 roků po Velkého třesku, byla teplota Vesmíru větší než 4000 K. Při této teplotě byla většina vodíku ve Vesmíru ionizovaná. Vesmír tedy bylo horké moře energických protonů a elektronů. Tento horký plyn stále vysílal fotony a byl zdrojem kosmického mikrovlnného záření pozadí. Dokud zůstal plyn ionizovaný, choval se jako neprůhledná tekutina. V tomto prostředí se šířil foton jako zvuková vlna šířící se plynem. Kdybychom našli nějaký záznam o šíření takovéto zvukové vlny, mohli bychom se dovědět velmi mnoho z těchto dob časného Vesmíru. K našemu velkému štěstí, reliktní záření obsahuje tento záznam.

Když teplota vesmíru klesla pod 4000 K, elektron a proton byl schopen rekombinovat na neutrální vodík (vodík je téměř úplně průhledný pro kosmické záření pozadí) a foton se mohl začít šířit volně vesmírem. Od této doby reliktní záření chladlo až na dnešní teplotu kolem 3 K. Důsledkem chladnutí bylo rozpínání Vesmíru.

Objevení nebe za oblačného dne je dobrá obdoba objevení mikrovlnného záření pozadí. Vodní kapičky rozhází optické světlo, stejně jako volný elektron rozhází foton kosmického záření pozadí. Ale vodní pára je téměř průhledná pro optické světlo, zrovna tak neutrální vodík je téměř průhledný pro kosmické záření pozadí. Za oblačného dne, můžeme vyhlížet přes vzduch na vodní kapičky v mracích, které zatemňují náš pohled na druhou stranu.

Pokud se chcete dovědět o objevení reliktního záření, podívejte se do sekce astrofyzika/kosmologie.

  Další informace o této sondě naleznete zde: