Pour les articles homonymes, voirWilkinson.
| Organisation | NASA |
|---|---|
| Programme | Explorer |
| Domaine | Cartographie dufond diffus cosmologique |
| Statut | Mission achevée |
| Autres noms | WMAP, Microwave Anisotropy Probe |
| Lancement | |
| Lanceur | Delta II 4725 |
| Fin de mission | 19 août 2010 |
| Identifiant COSPAR | 2001-027A |
| Site | http://map.gsfc.nasa.gov/ |
| Masse au lancement | 840 kg |
|---|
| Orbite | Orbite de Lissajous |
|---|---|
| Localisation | Point de Lagrange L2 |
| Type | Grégorien (x2) |
|---|---|
| Diamètre | 1,4 m x 1,6 m |
| Longueur d'onde | Micro-onde |
| 1 | Radiomètres à 22, 30, 40, 60 et 90 GHz |
|---|
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ouWMAP est unobservatoire spatialaméricain de laNASA lancé en pour dresser une carte de l'anisotropie dufond diffus cosmologique. Par rapport à l'observatoire spatialCOBE qui l'a précédé dans les années 1980, la mission a permis d'améliorer d'un facteur 68 000 la précision des valeurs des principaux paramètres cosmologiques comme l'âge de l'Univers (13,77 milliards d'années) et la proportion de ses composants :matière baryonique (4,6 %),matière noire (24 %) eténergie sombre (71 %). Les mesures effectuées confirment les hypothèses dumodèle standard de la cosmologie. Le satellite de 840 kg, qui a effectué ses observations depuis une orbite autour dupoint de Lagrange L2, a achevé sa mission le.
Pour un article plus général, voirFond diffus cosmologique.
Au cours des millénaires qui suivent leBig Bang, il y a 13,8 milliards d'années, la matière de l'univers primordial est enéquilibre thermique, et émet unrayonnement électromagnétique decorps noir, dont lalongueur d'onde est liée à la température de la matière. Mais celle-ci est à l'époque très chaude et très dense : elle se comporte comme unplasma et lesphotons associés à ce rayonnement ne peuvent se déplacer que sur des distances très courtes car ils interagissent immédiatement avec la matière : l'univers est opaque.
Immédiatement après le Big Bang, l'univers commence à se dilater et donc à se refroidir. Au bout de 380 000 ans, cette évolution produit ledécouplage du rayonnement : la température a suffisamment baissé pour que lesélectrons libres s'associent aux noyaux atomiques, formant desatomes. Dans ce nouvel état, la matière n'empêche plus les photons de se déplacer et le rayonnement qui existait au moment de cet événement se diffuse. La quantité d'énergie libérée est énorme. Initialement le rayonnement est celui d'un gaz chaud dont la température est de3 000 kelvins (2 700 °C). Il se situe alors dans le spectre du proche infrarouge, mais avec l'expansion de l'Univers, son énergie diminue (effet Doppler) et à notre époque, 13 milliards d'années après son apparition, ce rayonnement est celui d'uncorps noir à la température extrêmement basse de 2,726kelvins (−270 °C). Cerayonnement diffus cosmologique, dont la longueur d'onde est de 3 mm ou 100 GHz, se situe dans un spectre intermédiaire entre l'infrarouge lointain (10-100 microns) et lesmicro-ondes (ondes centimétriques).
Ce rayonnement, dit fossile, continue à nous parvenir pratiquement inchangé depuis son émission. Il constitue une photo de l'univers tel qu'il existait au moment où les photons ont été libérés. Les caractéristiques du rayonnement apportent des informations sur les principaux paramètres de l'univers : son âge, sa composition... Ce rayonnement n'est pas parfaitement homogène : en fonction de la direction observée, apparaissent de petites fluctuations (anisotropies) dans le spectre qui reflètent des différences de température et de densité de la matière dans l'univers au moment de la libération des photons : selon les principales théories qui restent à confirmer, ces différences de densité sont apparues bien avant durant l'épisode baptiséinflation cosmique qui se situe dans les premières secondes après le Big Bang. L'ordre de grandeur de ces variations est très faible (1/10000) mais, sous l'influence notamment de lagravité, elles ont constitué les germes de la concentration de la matière dans des points privilégiés, et sont donc directement à l'origine des grandes structures de l'univers qui apparaissent par la suite :galaxies,amas de galaxies.
Le phénomène dufond diffus cosmologique est une des conséquences de la théorie duBig Bang et son existence est prédite à la fin desannées 1940 par le physicienGeorge Gamow. Il est observé accidentellement en 1964 parPenzias etWilson dans le cadre de recherches sur les émissions radio de laVoie lactée. Dans les années 1980, laNASA, décide de lancer unobservatoire spatial pour cartographier de manière précise ce rayonnement. L'observatoire spatialCOBE est placé en orbite en 1992. Les données qu'il recueille confirment sans contestation possible que le rayonnement est celui d'uncorps noir et permettent ainsi une validation importante de la théorie du Big Bang. COBE dresse une première carte du rayonnement fossile.
La mission WMAP est proposée par laNASA en 1995. C'est la seconde mission de taille moyenne (MIDEX) duprogramme scientifique Explorer.
Le nom initial de la sonde étaitMicrowave Anisotropy Probe (MAP), mais elle a été rebaptisée en hommage à l'astronome américainDavid Wilkinson, membre de l'équipe responsable du satellite, pionnier de l'étude du fond diffus cosmologique, décédé le.
L'objet de la mission est de cartographier avec la meilleure précision possible les fluctuations de température durayonnement thermique cosmologique, ainsi que sapolarisation. Ces informations sont cruciales pour lacosmologie, car elles permettent de reconstituer avec une grande précision le contenu matériel de l'univers à ses origines. Les fluctuations de la température doivent être mesurées avec unerésolution angulaire d'environ 0,2° alors que la carte dressée par le prédécesseur COBE n'a qu'une résolution angulaire de 7° soit 14 fois le diamètre de laLune[1].
L'observatoire spatial est lancé durant l'été 2001 par une fuséeDelta II 7425-10 puis après avoir reçu à plusieurs reprises l'assistance gravitationnelle de laLune il se dirige vers lepoint de Lagrange L2 qu'il atteint au bout de 3 mois. Il se place sur uneorbite de Lissajous autour de L2 et entame sa mission d'une durée de 24 mois. Celle-ci est prolongée à plusieurs reprises et finalement le satellite achève sa mission le. Une dernière manœuvre déclenchée par le centre de contrôle lui fait quitter l'orbite de Lissajous et le place sur une orbite héliocentrique[2].
WMAP est un satellite de 840 kg; il comprend un large bouclier thermique de forme circulaire et d'un diamètre de 5 mètres qui maintient en permanence les télescopes dans l'ombre. Despanneaux solaires de 3,1 m2 fournissent 419 watts. Le satellite ne subit jamais d'éclipse mais il dispose d'une batterie lithium-ion de 23 A-h. Les données sont transmises via une antenne moyengain qui est utilisée 16 minutes par jour avec un débit de 667kilobits par seconde (antenne de réception de 70 mètres de diamètre). WMAP dispose également de deux antennes omnidirectionnelles qui sont utilisées notamment durant le transit vers lepoint de Lagrange. La propulsion est assurée par 8 propulseurs brûlant de l'hydrazine. Le satellite est en rotation autour de son axe(spinné) à la vitesse de 1 tour toutes les deux minutes. L'axe du satellite subit une précession qui lui fait décrire un cône de 22,5° autour de la droite reliant le Soleil au satellite. Lecontrôle d'attitude est piloté à l'aide de deux viseurs d'étoiles, deux capteurs de Soleil et met en œuvre 3roues de réaction[3].
Lacharge utile de WMAP est constituée par deuxtélescopes grégoriens avec un miroir primaire de 1,4 x 1,6 m. qui concentre le rayonnement micro-ondes sur desradiomètres refroidis passivement à une température inférieure à 95kelvins. Les deux télescopes pointent vers deux régions du ciel écartées de 141° avec un champ optique de 3,5 x 3,5°. Au foyer de chaque télescope 10 radiomètres sont utilisés pour mesurer la température du rayonnement émis par ces deux régions. Le signal recueilli par chaque radiomètre du télescope est rapproché du signal d'un radiomètre de l'autre télescope ; ainsi la donnée collectée est la différence de température entre les deux régions du ciel. Pour éliminer le rayonnement émis par les autres sources, les radiomètres différentiels effectuant des mesures sur deslongueurs d'onde distinctes, 3,2 mm (4 radiomètres pour chaque télescope) , 4,9 mm (2 radiomètres), 7,3 mm (2 radiomètres), 9,1 mm (1 radiomètre) et 13 mm (1 radiomètre) ce qui correspond à desfréquences de 23, 33, 41, 61 et 94 GHz respectivement. Le radiomètre est un instrument qui mesure les intensités relatives du rayonnement pour une longueur d'onde donnée. La raison de l'utilisation de mesures dans cinq longueurs d'onde différentes tient au fait que, pour être certain que les différences de température observées proviennent effectivement de l'émission du fond diffus cosmologique et non de rayonnements d'avant-plan (lumière zodiacale,rayonnement synchrotron oufree-free de laVoie lactée,effet Sunyaev-Zel'dovich, etc.), il faut que les différences d'intensité lumineuse dans chacune de ces longueurs d'onde satisfassent à certaines relations. Par exemple, un corps noir chaud émettra plus qu'un corps noir froid quelle que soit la longueur d'onde observée. Si WMAP observe une région plus lumineuse qu'une autre à 3,2 mm de longueur d'onde, mais moins lumineuse à 4,9 mm, il est certain qu'une partie significative du rayonnement observé n'est pas due à une variation d'intensité du fond diffus cosmologique. L'utilisation d'un grand nombre de longueurs d'onde permet donc une certaine redondance de façon à éliminer au mieux toutartefact lié à la présence de rayonnement d'avant-plan. La précision de la mesure de température est de 1 millionième de degré[4].
Les résultats de WMAP ont été diffusés à l'issue de 3 ans de collecte (à l'issue de la mission primaire) puis avec les données collectées en 5 ans, 7 ans et 9 ans (derniers résultats produits). WMAP achève sa mission de neuf années de mesure en ayant déterminé avec une grande précision les sixparamètres cosmologiques dont la précision est améliorée d'un facteur 68000 par rapport aux valeurs fournies par le satelliteCOBE en1992, et dresse une carte des fluctuations de densité de l'univers à la date d'émission du Fond diffus cosmologique avec une résolution bien meilleure. Les valeurs des paramètres confirment lathéorie de l'inflation dans sa version la plus simple : les fluctuations de densité suivent une courbe en cloche qui est uniforme dans le ciel et il y a autant de régions froides que de régions chaudes. WMAP a également confirmé les prédictions selon lesquelles l'amplitude des variations de densité de l'univers est légèrement supérieure à grande échelle qu'à faible échelle et que l'univers obéit sans doute aux règles de la géométrie euclidienne (univers plat). L'âge de l'univers est désormais évalué à 13,75 milliards d'années. L'univers est composé à l'époque de l'émission du rayonnement de 4,6 % dematière ordinaire (atomes), de 24 % dematière sombre, et comprend 71 % d'énergie sombre, qui serait responsable de l'accélération de l'expansion de l'univers. WMAP a également permis de déterminer que les premières étoiles se sont allumées environ400 millions d'années après le Big Bang[5].
 |  |  |  |  |
| 23 GHz. | 33 GHz. | 41 GHz | 61 GHz. | 94 GHz. |
Les résultats finaux de WMAP ont été publiés fin 2012, sous la forme de données numériques[5] et de cartes et diagrammes[6]. La carte ci-contre représente les fluctuations actuelles (± 200 µK) de latempérature de l'Univers, 13,772 ± 0,059 milliards d'années après leBig Bang. Ces résultats établissent notamment que 95 % de l'univers précoce sont constitués dematière noire et d'énergie sombre, que lacourbure de l'espace est inférieure à 0,4 %, et que le rayonnement diffus a été émis environ400 millions d'années après le Big Bang.
| Paramètre | Symbole | WMAP seul | WMAP + eCMB +BAO + H0 |
|---|---|---|---|
| Âge de l'Univers (Ga) | 13,74 ± 0,11 | 13,772 ± 0,059 | |
| Constante de Hubble (km Mpc−1 s−1 ) | 70,0 ± 2,2 | 69,32 ± 0,80 | |
| Densitébaryonique | 0,046 3 ± 0,002 4 | 0,046 28 ± 0,000 93 | |
| Densité baryonique physique | 0,022 64 ± 0,000 50 | 0,022 23 ± 0,000 33 | |
| Densité de lamatière noire froide | 0,233 ± 0,023 | 0,240 2+0,008 8 −0,008 7 | |
| Densité physique de lamatière noire froide | 0,113 8 ± 0,004 5 | 0,115 3 ± 0,001 9 | |
| Densité de l'énergie sombre | 0,721 ± 0,025 | 0,713 5+0,009 5 −0,009 6 | |
| Fluctuations de densité à 8h−1 Mpc | 0,821 ± 0,023 | 0,820+0,013 −0,014 | |
| Indice spectral scalaire | 0,972 ± 0,013 | 0,960 8 ± 0,008 0 | |
| Épaisseur optique de laréionisation | 0,089 ± 0,014 | 0,081 ± 0,012 | |
| Courbure de l'espace | −0,037+0,044 −0,042 | −0,002 7+0,003 9 −0,003 8 | |
| Rapport tenseur/scalaire (k0 = 0,002 Mpc−1) | r | < 0.38 (IC à 95 %) | < 0.13 (IC à 95 %) |
| Indice spectral scalaire courant | −0,019 ± 0,025 | −0,023 ± 0,011 |
Expériences d'observation desanisotropies dufond diffus cosmologique | |
|---|---|
| Terrestre | |
| Ballons | |
| Spatiales | |
| Rayonnement gamma |
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|---|---|---|---|---|---|
| Rayonnement X |
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| Ultraviolet |
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| Lumière visible | |||||
| Infrarouge | |||||
| Ondes millimétriques et submillimétriques | |||||
| Ondes radio (radiotélescopes) | |||||
| Autres types |
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| Projets |
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| Articles liés | |||||
| La première date est celle du lancement, la deuxième celle de la fin de la mission. ¹ Programme international. ² Projet. | |||||
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| La première date est celle du lancement du lancement (du premier lancement s'il y a plusieurs exemplaires). Lorsqu'elle existe la deuxième date indique la date de lancement du dernier exemplaire. Si d'autres exemplaires doivent lancés la deuxième date est remplacée par un -. Pour les engins spatiaux autres que les lanceurs les dates de fin de mission ne sont jamais fournies. | |||||||||||||||||
