|
<noinclude>{{Utente:Vale maio/Disclaimer}}</noinclude>
[[:en:Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]
=[[en:Bulbous corpuscle]]=
{{MissioneSpaziale
|missione = WMAP
|proponente = [[NASA]]
|immagine = [[File:WMAP collage.jpg|300px]]
=[[Corpuscolo di Ruffini]]=
|destinazione = [[Punti di Lagrange|punto di Lagrange L2]]
|lanciatore = razzo [[Delta II]]
|lancio = [[30 giugno]] [[2001]], 19:46:00 [[Tempo coordinato universale|UTC]], dal [[Cape Canaveral Air Force Station]], [[Florida]], [[USA]]
|massa = 840 [[chilogrammo|kg]]
|potenza =
|strumentazione =
|esito = sonda funzionante, dismissione prevista per settembre 2009
}}
{{anatomia
Il '''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe''' ('''WMAP'''), conosciuto anche come [[sonda spaziale]] per l<nowiki>'</nowiki>[[anisotropia]] delle [[microonde]] ({{en}}: '''Microwave Anisotropy Probe''' ('''MAP''')), e '''Explorer 80''', è un satellite che misura ciò che rimane delle radiazioni dovute al [[Big Bang]], ovvero la [[radiazione cosmica di fondo]]. Diretto dal professore della Johns Hopkins University [[Charles L. Bennett]], si tratta di un progetto che prevede la collaborazione tra il [[Goddard Space Flight Center]] della [[NASA]] e l<nowiki>'</nowiki>[[Università di Princeton]].<ref name="2003PressRelease" /> Il satellite WMAP è stato lanciato il [[30 giugno]] [[2001]], alle ore 19:46 (GDT) dallo stato della [[Florida]]. Il WMAP è l'erede dei satelliti [[COBE]] e [[MIDEX (satellite)|MIDEX]] previsti dal [[programma Explorer]]. Tale satellite è stato così chiamato in onore di [[David Todd Wilkinson]] (1935-2002).<ref name="2003PressRelease" />
|Nome=Corpuscolo di Ruffini
|GraySubject=233
Le rilevazioni del WMAP sono più precise di quelle dei suoi predecessori; secondo il [[modello Lambda-CDM]], l<nowiki>'</nowiki>[[età dell'universo]] è stata calcolata in 13.73 ± 0.12 miliardi di anni, con una [[costante di Hubble]] di 70.1 ± 1.3 km·s<sup>-1</sup>·Mpc<sup>-1</sup>, una composizione del 4,6% di [[Barione|materia barionica]] ordinaria; 23 % di [[materia oscura]] di natura sconosciuta, la quale non assorbe o emette luce; 72% di [[energia oscura]] la quale accelera l'espansione; infine meno del 1% di [[neutrino|neutrini]]. Tutti questi dati sono coerenti con l'ipotesi che l'universo abbia una [[Forma_dell'universo#Universo_piatto|geometria piatta]], e anche con il rapporto tra densità d'energia e [[Equazioni di Friedmann|densità critica]] di Ω = 1.02 ± 0.02. Questi dati supportano il modello Lambda-CDM e gli scenari [[Cosmologia (astronomia)|cosmologici]] dell<nowiki>'</nowiki>[[Inflazione (cosmologia)|inflazione]], dando anche prova della [[radiazione cosmica di fondo di neutrini]].<ref name="2008Hinshaw">Hinshaw et al. (2008)</ref>
|GrayPage=1061
|Immagine=Gray937.png
Ma questi dati contengono anche caratteristiche inspiegate: una anomalia nella massima misura ngolare del [[Momento di quadrupolo elettrico|momento quadrupolico]], ed una grande [[macchia fredda nella radiazione cosmica di fondo]]. Secondo la rivista scientifica ''Science'', il WMAP è stato il ''Breakthrough of the Year for 2003'' (scoperta dell<nowiki>'</nowiki>anno 2003).<ref name="2003Seife">Seife (2003)</ref> I risultati di questa missione sono stati al primo e al secondo posto della lista "Super Hot Papers in Science Since 2003".<ref name="incites">{{cite web | url=http://www.in-cites.com/hotpapers/shp/1-50.html | title="Super Hot" Papers in Science | publisher=in-cites | month=ottobre | year=2005 | accessdate=15-02-2009}}</ref> Alla fine del 2008 il satellite WMAP era ancora in funzione, mentre è prevista la sua dismissione per il mese di settembre 2009.
|Didascalia=Terminazioni nervose del corpuscolo di Ruffini
|Sviluppo embriologico=
|Sistema=
|Arteria=
==Obiettivi==
|Vena=
[[File:Linea temporale della radiazione di fondo.png|thumb|La linea del tempo dell'universo, dall'inflazione al WMAP]]
|Nervo=
|Linfatici=
Lo scopo primario del progetto WMAP è la misurazione delle differenze di temperatura nella [[radiazione cosmica di fondo]]. Le [[Anisotropia|anisotropie]] della radiazione vengono quindi utilizzate per calcolare la [[geometria dell'universo]], il suo contenuto e l<nowiki>'</nowiki>evoluzione, e per testare i modelli del [[Big Bang]] e dell<nowiki>'</nowiki>[[inflazione (cosmologia)|inflazione cosmologica]].<ref name="2003Bennett" /> Per questo, questo satellite sta creando una mappa completa della radiazione di fondo, con una risoluzione di 13 [[Primo (geometria)|arcominuti]] tramite una osservazione multi frequenza. Tale mappa, per assicurare una accuratezza angolare pari alla sua risoluzione, richiede alcuni [[Errore sistematico|errori sistematici]], pixel di [[Rumore_di_fondo|rumore]] non correlati tra loro ed una calibrazione accurata.<ref name="2003Bennett">Bennett et al. (2003a)</ref> La mappa è formata da 3,145,728 [[pixel]] e usa lo schema [[HEALPix]] per trasformare in pixel la sfera.<ref name="2003Bennettb" /> Il telescopio misura inoltre la polarizzazione E-mode della radiazione di fondo<ref name="2003Bennett" />, e la polarizzazione in primo piano. <ref name="2008Hinshaw" /> La sua vita è di 27 mesi: 3 mesi per ricercare la posizione [[Punti_di_Lagrange#L2|L2]], ed i restanti 24 mesi di osservazione.<ref name="2003Bennett" />
|MeshName=
|MeshYear=
==Sviluppo==
|MeshNumber=
[[Image:BigBangNoise.jpg|thumb|Paragone tra le sensibilità del WMAP e del COBE. I dati sono simulati]]
La missione MAP venne proposta alla [[NASA]] nel [[1995]], selezionata per uno studio approfondito nel [[1996]] e approvata per lo sviluppo definitivo nel [[1997]].<ref name="news_facts">{{cite web | url=http://map.gsfc.nasa.gov/news/facts.html | title=news sul WMAP: fatti | publisher=NASA | date=[[22 aprile]] [[2008]] | accessdate=28 febbraio 2008}}</ref><ref name="news_events">{{cite web | url=http://map.gsfc.nasa.gov/news/events.html | title=WMAP News: Events | publisher=NASA | date=[[17 aprile]] [[2008]] | accessdate=19 febbraio 2009}}</ref>
Il WMAP è stato preceduto da altri due satelliti per l'analisi della radiazione di fondo:
* la sonda sovietica [[RELIKT-1]], la quale ha riportato i limiti superiori dell'analisi delle anisotropie della radiazione di fondo;
* la sonda statunitense [[COBE]], la quale ha riportato fluttuazioni su larga scala della radiazione di fondo.
Vi sono stati anche altri 3 esperimenti, basati però sull'utilizzo di palloni sonda, che hanno analizzato piccole porzioni di cielo ma in modo più dettagliato:
* il pallone [[Esperimento BOOMERanG|BOOMERanG]];
* il [[Cosmic Background Imager]];
* il [[Very Small Array]].
Il WMAP, rispetto al suo predecessore COBE, ha una sensibilità 45 volte superiore, ed una risoluzione angolare più precisa di 33 volte.<ref name="2008Limon">Limon et al. (2008)</ref>
==La sonda==
[[File:Schema del WMAP.png|thumb|Illustrazione della sonda WMAP]]
Gli specchi primari del WAMP sono una coppia di [[Telescopio gregoriano|gregoriani]], di dimensioni 1,4 metri e 1,6 metri, rivolti in direzioni opposte tra loro, i quali focalizzano il segnale ottico su degli specchi secondari grandi 0,9 m x 1,0 m. Questi specchi sono stati modellati per ottenere delle prestazioni ottimali: una corazza in [[fibra di carbonio]] che protegge un nocciolo in [[Korex]], ricoperto ulteriormente da uno strato sottile di [[alluminio]] e [[ossido di silicio]]. Gli specchi secondari riflettono il segnale a dei sensori ondulati, posti sul [[piano focale]] tra i due specchi primari.<ref name="2003Bennett" />
[[Image:WMAP receivers.png|thumb|Illustrazione dei ricevitori del WMAP]]
I ricevitori sono costituiti da dei [[radiometro|radiometri]] differenziali sensitivi alla [[Polarizzazione della radiazione elettromagnetica|polarizzazione elettromagnetica]]. Il segnale viene amplificato quindi da un [[amplificatore a basso rumore]] di tipo [[HEMT]]. Sono presenti 20 alimentatori, 10 per ogni direzione, dai quali i radiometri raccolgono i segnali; la misura finale corrisponde nella differenza tra i segnali provenienti da direzioni opposte. La separazione azimuth direzionale è di 180 gradi; l'angolo totale è di 141 gradi.<ref name="2003Bennett" />
Per evitare di captare anche segnali di disturbo provenienti dalla [[Via Lattea]], il WMAP lavora su 5 frequenze radio discrete, da 23 GHz a 94 GHz.<ref name="2003Bennett" />
{| border="2" cellpadding="4" cellspacing="0" style="margin: 1em 1em 1em 0; background: #f9f9f9; border: 1px #aaa solid; border-collapse: collapse; font-size: 90%;"
|- bgcolor="#B0C4DE" align="center"
|+ Proprietà del WMAP a differenti frequenze<ref name="2003Bennett" />
! Proprietà !! Banda K !! Banda Ka !! Banda Q !! Banda V !! Banda W
|-
| [[Lunghezza d'onda]] centrale (mm) || 13 || 9.1 || 7.3 || 4.9 || 3.2
|-
| [[Frequenza]] centrale ([[GHz]]) || 23 || 33 || 41 || 61 || 94
|-
| [[Larghezza di banda]] (GHz) || 5.5 || 7.0 || 8.3 || 14.0 || 20.5
|-
| Misura del raggio ([[arcominuto|arcominuti]]) || 52.8 || 39.6 || 30.6 || 21 || 13.2
|-
| Numero di [[Radiometro|radiometri]] || 2 || 2 || 4 || 4 || 8
|-
| Temperatura del sistema ([[Kelvin|K]]) || 29 || 39 || 59 || 92 || 145
|-
| Sensibilità (mK s<math>^{1/2}</math>) || 0.8 || 0.8 || 1.0 || 1.2 || 1.6
|}
La base del WMAP è costituita da un [[pannello solare]] di 5 metri di diametro, il quale tiene la sonda costantemente all'ombra durante il rilevamento della radiazione di fondo.<ref name="abba">Questo avviene mantenendo la sonda ad un'angolatura costante di 22 gradi rispetto al Sole</ref> Al di sopra del pannello si trova l'apparato di raffreddamento della sonda. Tra questo apparato di raffreddamento e gli specchi, è posizionato un cilindro per l'isolamento termico, dellla lunghezza di 33 cm.<ref name="2003Bennett" />
Il raffreddamento del WMAP è affidato a dei radiatori passivi, i quali raggiungono una temperatura di 90 K circa (-183,15 °C); questi radiatori sono connessi agli amplificatori a basso rumore. Il consumo totale del telescopio arriva a 419 [[watt|W]]. La temperatura della sonda è controllata da una [[termoresistenza]] di platino.<ref name="2003Bennett" />
La calibrazione di WMAP viene effettuata eseguendo una misurazione di [[Giove (astronomia)|Giove]] rispetto al dipolo della radiazione cosmica di fondo. I dati del WMAP vengono trasmessi giornalmente tramite un [[trasponder]] in funzione alla frequenza di 2 GHz, il quale provvede a trasmettere il segnale ad uno dei telescopi della rete [[Deep Space Network]], ad una velocità di traferimento di 667 [[Kilobit|Kbit/s]]. Il satellite è provvisto di 2 trasponder di cui uno, ridondante, è di riserva; questi sono attivi per un breve periodo giornaliero (circa 40 minuti al giorno), per evitare [[Interferenza (telecomunicazioni)|radiointerferenze]]. La posizione del telescopio è mantenuta stabile, lungo i 3 assi spaziali, da uno speciale [[Volano (meccanica)|volano]] a reazione, da vari [[giroscopio|giroscopi]], da due [[star tracker]] e da vari sensori che ne determinano la posizione rispetto al [[Sole]]. Il riposizionamento viene effettuato grazie ad 8 motori ad [[idrazina]].<ref name="2003Bennett" />
==Lancio, traiettoria e orbita==
[[File:Orbita WMAP.png|thumb|Traiettoria e orbita del WMAP]]
Il WMAP, una volta completata la sua costruzione, è arrivato al [[John F. Kennedy Space Center]] il [[20 aprile]] [[2001]], dopodichè, dopo un test durato 2 mesi, è stato spedito in orbita tramite un razzo ''Delta II 7425'' il [[30 giugno]] [[2001]].<ref name="2008Limon" /><ref name="news_facts" /> La sonda ha iniziato ad usare la propria scorta di energia interna da 5 minuti prima del lancio fino al completo dispiegamento del pannello solare. L'attivazione completa della sonda, e il suo monitoraggio, sono partiti al raggiungimento della temperatura di raffreddamento operativa. Dopodichè, la sonda ha effettuato 3 [[loop]] graduali tra la [[Terra]] e la [[Luna]] quindi, il [[30 luglio]], ha iniziato il viaggio verso il [[Punti di Lagrange|punto di Lagrange]] L2 Sole-Terra, raggiungendolo in data [[1º ottobre]] [[2001]]. In questo modo, il WMAP è diventato il primo satellite per la scansione della radiazione di fondo a trovarsi permanentemente in tale punto.<ref name="news_facts" />
[[Image:WMAP orbit.jpg|thumb|Orbita e modalità di scansione del cielo del WMAP]]
Il posizionamento dell'orbita al punto di Lagrange 2 (1,5 milioni di Km circa dalla Terra), minimizza le emissioni di interferenza proveniente dal Sole, dalla Terra e dalla Luna, permettendo anche una stabilità termica degli strumenti. Per poter analizzare il cielo senza puntare verso il Sole, il WMAP orbita nel punto L2 con un'[[orbita di Lissajous]], con un angolo che varia dai 1,0 ai 10,0 gradi<ref name="2003Bennett" />, ed un periodo di 6 mesi.<ref name="news_facts" /> Il telescopio ruota ogni 2 minuti e 9 secondi (0,464 [[Giri al minuto|giri/min]]), e procede alla velocità di 1 rivoluzione all'ora.<ref name="2003Bennett" /> Il WMAP compie un'intera analisi del cielo ogni 6 mesi, completando la prima nell'[[aprile]] del [[2002]].<ref name="news_events" />
== Rimozione delle emissioni inquinanti ==
Il WMAP raccoglie dati in cinque lunghezze d'onda differenti, permettendo così di eliminare varie radiazioni contaminanti la radiazione di fondo (provenienti dalla Via Lattea o da altre fonti extra galattiche). I meccanismi principali di emissione sono [[Radiazione di sincrotrone|radiazioni sincrotroniche]] e [[Bremsstrahlung]] (quest'ultima detta anche ''free-free emission'', radiazione di frenamento), le quali predominano le frequenze più basse, mentre alle frequenze più alte la principale fonte di emissione sono le [[Polvere atrofisica|polveri astrofisiche]]. Le proprietà di spettro di queste emissioni danno un contributo diverso nelle cinque frequenze analizate, permettendo così la loro identificazione e successiva eliminazione.<ref name="2003Bennett" />
Le contaminazioni di fondo vengono rimosse in vari modi.
# Si eliminano le emissioni ancora presenti nelle misurazioni del WMAP;
# utilizzando i componenti conosciuti delle misurazioni del WMAP, ne si utilizzando i valori di spettro per identificarli;
# vengono adattati simultaneamente la posizione e l'elemento dell'emissione, utilizzando vari parametri extra.
Le emissioni inquinanti vengono anche rimosse prendendo in considerazione solo la porzione analizzata del cielo con la minore quantità di radiazioni inquinanti, mascherando la porzione rimanente di cielo.<ref name="2003Bennett" />
{| border="2" cellpadding="4" cellspacing="0" style="margin: 1em 1em 1em 0; background: #f9f9f9; border: 1px #aaa solid; border-collapse: collapse; font-size: 90%;"
|+ Emissioni di diverso tipo riprese nei cinque anni di attività della sonda, a diverse frequenze.<br/>Rosso = [[Radiazione di sincrotrone|Sincrotrone]]; Verde = [[Bremsstrahlung]]; Blu = Polvere termica.
|-
| [[Image:WMAP 2008 23GHz foregrounds.png|150px|23 GHz]] || [[Image:WMAP 2008 33GHz foregrounds.png|150px|33 GHz]] || [[Image:WMAP 2008 41GHz foregrounds.png|150px|41 GHz]] || [[Image:WMAP 2008 61GHz foregrounds.png|150px|61 GHz]] || [[Image:WMAP 2008 94GHz foregrounds.png|150px|94 GHz]]
|-
| 23 GHz || 33 GHz || 41 GHz || 61 GHz || 94 GHz
|}
== Dati e scoperte ==
=== Dati del primo anno ===
[[Image:Baby Universe.jpg|thumb|Mappa delle anisotropie calcolate dopo un anno]]
L<nowiki>'</nowiki>[[11 febbraio]] [[2003]] la [[NASA]] ha pubblicato i risultati del primo anno di funzionamento del WMAP, rendendo noti dati come l'[[età dell'universo]], la sua composizione ed una sua immagine dettagliata, la quale, a detta degli scienziati, contiene dettagli così sbalorditivi che potrebbe essere considerato uno dei migliori risultati scientifici degli ultimi anni ({{en}}: ''contains such stunning detail, that it may be one of the most important scientific results of recent years''). La qualità e la precisione di tali dati supera di gran lunga ogni altro dato precedente sulla radiazione cosmica di fondo.<ref name="2003PressRelease">{{cita web | url=http://www.gsfc.nasa.gov/topstory/2003/0206mapresults.html | titolo=New image of infant universe reveals era of first stars, age of cosmos, and more | publisher=NASA / WMAP team | data=[[11 febbraio]] [[2003]] | accesso=27-02-2009}}</ref>
Basandosi sul [[Modello Lambda-CDM]], gli scienziati del WMAP hanno estrapolato i dati cosmologici partendo dai dati del primo anno. Nella colonna sottostante vengono forniti tre tipi di dati: i primi due (''Dato migliore (solo WMAP)'' e ''Dato migliore (WMAP e parametri extra)'') si riferiscono ai risultati ottenuti dal WMAP; la differenza fra questi due tipi di dati risiede nell'addizione degl'[[indice spettrale|indici spettrali]] nella seconda colonna, previsti da alcuni [[Inflazione (cosmologia)|modelli inflazionari]]. La terza colonna di dati (''Dato migliore (tutti i dati)''), invece, combina i dati con le restrizioni calcolate da altri esperimenti (come [[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|ACBAR]] e [[Telescopio CBI|CBI]]), e con altre restrizioni derivanti dalla [[foresta Lyman-alpha]] e dal [[2dF Galaxy Redshift Survey]]. Da notare che queste restrizioni sono delle degenerazioni sui parametri del WMAP, e la più significava si trova fra <math>n_s</math> e <math>\tau</math>. Gli errori sui dati presentano un [[intervallo di confidenza]] del 68%.<ref name="2003spergel" />
<center>
{| border="2" cellpadding="4" cellspacing="0" style="margin: 1em 1em 1em 0; background: #f9f9f9; border: 1px #aaa solid; border-collapse: collapse; text-align:center;"
|- bgcolor="#B0C4DE" align="center"
|+ Dati rilevanti dei [[Modello Lambda-CDM|parametri cosmologici]] dal primo anno di funzionamento del WMAP<ref name="2003spergel">Spergel et al. (2003)</ref>
! Parametero !! Simbolo !! Dato migliore (solo WMAP) !! Dato migliore (WMAP e parametri extra) !! Dato migliore (tutti i dati)
|-
| [[Costante di Hubble]] <sup>km</sup>/<sub>[[parsec|Mpc]]·s</sub>|| <math>H_0</math> || 0.72 ± 0.05 || 0.70 ± 0.05 || <math>0.71^{+0.04}_{-0.03}</math>
|-
| Contenuto [[Barione|barionico]] || <math>\Omega_b h^2</math> || 0.024 ± 0.001 || 0.023 ± 0.002 || 0.0224 ± 0.0009
|-
| Contenuto di materia || <math>\Omega_m h^2</math> || 0.14 ± 0.02 || 0.14 ± 0.02 || <math>0.135^{+0.008}_{-0.009}</math>
|-
| [[Profondità ottica]] alla [[reionizzazione]] || <math>\tau</math> || <math>0.166^{+0.076}_{-0.071}</math> || 0.20 ± 0.07 || 0.17 ± 0.06
|-
| [[Ampiezza]] || <math>A</math> || 0.9 ± 0.1 || 0.92 ± 0.12 || <math>0.83^{+0.09}_{-0.08}</math>
|-
| [[Indice spettrale]] || <math>n_s</math> || 0.99 ± 0.04 || <math>0.93^{+0.07}_{-0.07}</math> || 0.93 ± 0.03
|-
| Variazione dell'indice spettrale || <math>dn_s / dk</math> ||—||-0.047 ± 0.04 || <math>-0.031^{+0.016}_{-0.017}</math>
|-
| Ampiezza fluttuazioni a 8h<sup>−1</sup> Mpc|| <math>\sigma_8</math> || 0.9 ± 0.1 ||—|| 0.84 ± 0.04
|-
| [[Età dell'universo]] ([[Annum|Ga]]) || <math>t_0</math> || 13.4 ± 0.3|| — || 13.7 ± 0.2
|-
| Densità totale dell'universo || <math>\Omega_{tot}</math> || — || — || 1.02 ± 0.02
|}
</center>
Usando i dati migliori ottenuti in questo modo e i modelli teorici, il team del WMAP è riuscito a calcolare i tempi degli eventi più importanti dell'universo, tra i quali:
* lo [[spostamento verso il rosso]] della [[reionizzazione]], calcolato come 17 ± 4;
* lo [[spostamento verso il rosso]] del [[disaccoppiamento]], 1089 ± 1;
* l'età dell'universo al [[disaccoppiamento]], <math>379^{+8}_{-7}</math> [[Annum|Ka]];
* lo [[spostamento verso il rosso]] dell'equivalenza materia/radiazione<ref>dall'inglese ''redshift of matter/radiation equality''</ref>, <math>3233^{+194}_{-210}</math> .
Sono stati calcolati anche altri parametri, come:
* lo spessore della superficie di ultimo scattering, 195 ± 2 nello spostamento verso il rosso, o <math>118^{+3}_{-2}</math> [[Annum|Ka]];
* la densità [[barione|barionica]] attuale, <math>(2.5 \pm 0.1) \times 10^{-7} cm^{-1}</math>;
* il rapporto [[barione|barioni]]/[[fotone|fotoni]], <math>(6.1^{+0.3}_{-0.2}) \times 10^{-10}</math>
Le misurazioni del WMAP di una precedente reionizzazione escludono la [[materia oscura tiepida]].<ref name="2003spergel" />
Sono state esaminate anche le emissioni della [[Via Lattea]] sulle frequenze operative del WMAP, evidenziando così 208 sorgenti puntiforme. È stato osservato inoltre l'[[effetto Sunyaev-Zel'dovich]] a <math>2.5 \sigma</math>, la cui sorgente più forte è l'[[ammasso della Chioma]].<ref name="2003Bennettb">Bennett et al. (2003b)</ref>
=== Dati del terzo anno ===
[[Image:Microwave Sky polarization.png|thumb|Mappa delle polarizzazioni calcolate dopo tre anni]]
Il [[17 marzo]] [[2006]] sono stati rilasciati i dati relativi al terzo anno di funzionamento del WMAP. Tra i vari dati, vi sono anche la temperatura e la [[Polarizzazione della radiazione elettromagnetica|polarizzazione]] delle misurazione della radiazione di fondo, le quali hanno ulteriormente confermato lo standard piatto del [[modello Lambda-CDM]], e altre prove a favore del [[Inflazione (cosmologia)|modello inflazionistico]].
Tali dati mostrano che nell'universo debba essere presente della [[materia oscura]]. I risultati sono stati elaborati, sia con i soli dati del WMAP, sia in combinazione con altri dati, tra i quali i dati di altri esperimenti sulla radiazione di fondo, come l'[[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|ACBAR]], il [[telescopio CBI]], il pallone [[Esperimento BOOMERanG|BOOMERanG]], lo [[SDSS]], il [[2dF Galaxy Redshift Survey]], il [[Supernova Legacy Survey]], e altre costrizioni sulla [[costante di Hubble]] date dal [[telescopio spaziale Hubble]].<ref name="2007Spergel" />
<center>
{| border="2" cellpadding="4" cellspacing="0" style="margin: 1em 1em 1em 0; background: #f9f9f9; border: 1px #aaa solid; border-collapse: collapse; text-align:center;"
|- bgcolor="#B0C4DE" align="center"
|+ Dati rilevanti dei [[Modello Lambda-CDM|parametri cosmologici]] al terzo anno di funzionamento del WMAP<ref name="2007Spergel">Spergel et al. (2007)</ref>
! Parametero !! Simbolo !! Dato migliore (solo WMAP)
|-
| [[Costante di Hubble]] ( <sup>km</sup>/<sub>Mpc·s</sub> ) || <math>H_0</math> || <math>0.732^{+0.031}_{-0.032}</math>
|-
| Contenuto [[Barione|barionico]] || <math>\Omega_b h^2</math> || 0.0229 ± 0.00073
|-
| Contenuto di materia || <math>\Omega_m h^2</math> || <math>0.1277^{+0.0080}_{-0.0079}</math>
|-
| [[Profondità ottica]] alla [[reionizzazione]]<ref name="abbb">[[Profondità ottica]] alla [[reionizzazione]] dovuta alla [[polarizzazione]] delle misurazioni. Hinshaw et al (2007)</ref>|| <math>\tau</math> || 0.089 ± 0.030
|-
| [[Indice spettrale]] ||<math>n_s</math> || 0.958 ± 0.016
|-
| Ampiezza fluttuazioni at 8h<sup>−1</sup> Mpc ||<math>\sigma_8</math> || <math>0.761^{+0.049}_{-0.048}</math>
|-
| [[Età dell'universo]] ([[Annum|Ga]]) || <math>t_0</math> || <math>13.73^{+0.16}_{-0.15}</math>
|-
| Rapporto tensore-scalare<ref name="abbc"><nowiki><</nowiki> 0.30 in combinazione con i dati dello [[Sloan Digital Sky Survey]]. Nessuna indicazione di non [[Variabile casuale normale|gaussianità]].2007Spergel</ref>|| <math>r</math> || <0.65
|}
</center>
[[Profondità ottica]] alla [[reionizzazione]] dovuta alla [[polarizzazione]] delle misurazioni.<ref name="2007Hinshaw">Hinshaw et al. (2007)</ref>
<nowiki><</nowiki> 0.30 in combinazione con i dati dello [[Sloan Digital Sky Survey]]. Nessuna indicazione di non [[Variabile casuale normale|gaussianità]].<ref name="2007Spergel" />
=== Dati del quinto anno ===
[[Image:WMAP 2008.png|thumb|Immagine della radiazione cosmica di fondo calcolata dopo 5 anni di lavoro del WMAP (2008)]]
I dati relativi al quinto anno di lavoro della sonda sono stati rilasciati il [[28 febbraio]] [[2008]]. Tali dati, tra le altre cose, includono nuove prove dell'esistenza della [[radiazione cosmica di fondo di neutrini]], prove sul tempo impiegato dalla prima stella a reionizzare l'universo (oltre mezzo miliardo di anni), e nuove restrizione sull'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmologica]].
The five-year WMAP data were released on 28 February 2008. The data included new evidence for the [[cosmic neutrino background]], evidence that it took over half a billion years for the first stars to reionize the universe, and new constraints on [[cosmic inflation]].<ref name="2008PressRelease">{{cite web | url=http://map.gsfc.nasa.gov/news/ | title=WMAP Press Release — WMAP reveals neutrinos, end of dark ages, first second of universe | publisher=NASA / WMAP team | date=[[7 March]] [[2008]] | accessdate=2008-04-27}}</ref>
The improvement in the results came from both having an extra 2 years of measurements (the data set runs between midnight on 10 August 2001 to midnight of 9 August 2006), as well as using improved data processing techniques and a better characterization of the instrument, most notably of the beam shapes. They also make use of the 33GHz observations for estimating cosmological parameters; previously only the 41 and 61GHz channels had been used. Finally, improved masks were used to remove foregrounds.<ref name="2008Hinshaw" />
[[Image:WMAP 2008 TT and TE spectra.png|thumb|The five-year total-intensity and polarization spectra from WMAP]]
Improvements to the spectra were in the 3rd acoustic peak, and the polarization spectra.<ref name="2008Hinshaw" />
The measurements put constraints on the content of the universe at the time that the CMB was emitted; at the time 10% of the universe was made up of neutrinos, 12% of atoms, 15% of photons and 63% dark matter. The contribution of dark energy at the time was negligible.<ref name="2008PressRelease" />
The WMAP five-year data was combined with measurements from [[Type Ia supernova]] (SNe) and [[Baryon acoustic oscillations]] (BAO).<ref name="2008Hinshaw" />
[[File:Contenuto universo calcolato dal WMAP 2008.png|thumb|Contenuto di materia nell'universo]]
<center>
{| border="2" cellpadding="4" cellspacing="0" style="margin: 1em 1em 1em 0; background: #f9f9f9; border: 1px #aaa solid; border-collapse: collapse; font-size: 90%;"
|- bgcolor="#B0C4DE" align="center"
|+ Dati rilevanti dei [[Modello Lambda-CDM|parametri cosmologici]] al quinto anno di funzionamento del WMAP<ref name="2008Hinshaw" />
! Parametro !! Simbolo !! Dato migliore (solo WMAP) !! Dato migliore (WMAP + SNe + BAO)
|-
| [[Costante di Hubble]] ( <sup>km</sup>/<sub>Mpc·s</sub> ) || <math>H_0</math> || <math>0.719^{+0.026}_{-0.027}</math> || 0.701 ± 0.013
|-
| Contenuto [[Barione|barionico]] || <math>\Omega_b h^2</math> || 0.02273 ± 0.00062 || 0.02265 ± 0.00059
|-
| Materia fredda oscura || <math>\Omega_c h^2</math> || 0.1099 ± 0.0062 || 0.1143 ± 0.0034
|-
| [[Energia oscura]] || <math>\Omega_\Lambda</math> || 0.742 ± 0.030 || 0.721 ± 0.015
|-
| Profondità ottica alla [[reionizzazione]] || <math>\tau</math> || 0.087 ± 0.017 || 0.084 ± 0.016
|-
| [[Indice spettrale]] || <math>n_s</math> || <math>0.963^{+0.014}_{-0.015}</math>|| <math>0.960^{+0.014}_{-0.013}</math>
|-
| Variazione dell'indice spettrale || <math>dn_s / dk</math> || −0.037 ± 0.028 || <math>-0.032^{+0.021}_{-0.020}</math>
|-
| Ampiezza fluttazioni a 8h<sup>−1</sup> Mpc || <math>\sigma_8</math> || 0.796 ± 0.036 || 0.817 ± 0.026
|-
| [[Età dell'universo]] ([[Annum|Ga]]) || <math>t_0</math> || 13.69 ± 0.13 || 13.73 ± 0.12
|-
| Densità totale dell'universo || <math>\Omega_{tot}</math> || <math>1.099^{+0.100}_{-0.085}</math> || 1.0052 ± 0.0064
|-
| Rapporto tensore-scalare || <math>r</math> || <0.20 || —
|}
</center>
The data puts a limits on the value of the tensor-to-scalar ratio, r < 0.20 (95% certainty), which determines the level at which gravitational waves affect the polarization of the CMB, and also puts limits on the amount of primordial [[non-gaussianity]]. Improved constraints were put on the redshift of reionization, which is 10.8 ± 1.4, the redshift of [[decoupling]], <math>1091.00^{+0.72}_{-0.73}</math> (as well as age of universe at decoupling, <math>375,938^{+3148}_{-3115}</math> years) and the redshift of matter/radiation equality, <math>3280^{+88}_{-89}</math>.<ref name="2008Hinshaw" />
The [[extragalactic]] source catalogue was expanded to include 390 sources, and variability was detected in the emission from [[Mars]] and [[Saturn]].<ref name="2008Hinshaw" />
{| border="2" cellpadding="4" cellspacing="0" style="margin: 1em 1em 1em 0; background: #f9f9f9; border: 1px #aaa solid; border-collapse: collapse; font-size: 90%;"
|- bgcolor="#B0C4DE" align="center"
|+ The five-year maps at different frequencies from WMAP with foregrounds (the red band)
|-
| [[Image:WMAP 2008 23GHz.png|150px|23 GHz]] || [[Image:WMAP 2008 33GHz.png|150px|33 GHz]] || [[Image:WMAP 2008 41GHz.png|150px|41 GHz]] || [[Image:WMAP 2008 61GHz.png|150px|61 GHz]] || [[Image:WMAP 2008 94GHz.png|150px|94 GHz]]
|-
| 23 GHz || 33 GHz || 41 GHz || 61 GHz || 94 GHz
|}
== Future measurements ==
[[Image:Planck satellite.jpg|thumb|upright|Artist's impression of the [[Planck satellite]]]]
The original timeline for WMAP gave it two years of observations; these were completed by September 2003. Mission extensions were granted in both 2002 and 2004, giving the spacecraft a total of 8 observing years (the originally proposed duration), which end in September 2009.<ref name="news_facts" />
WMAP's results will be built upon by several other instruments that are currently under construction. These will either be focusing on higher sensitivity total intensity measurements or measuring the polarization more accurately in the search of [[B-mode polarization]] indicative of primordial [[gravitational wave]]s.
The next space-based instrument will be the [[Planck satellite]], which is currently being built and will launch in early 2009. This instrument aims to measure the CMB more accurately than WMAP at all angular scales, both in total intensity and polarization. Various ground- and balloon-based instruments are being constructed to look for B-mode polarization, including [[Clover (telescope)|Clover]] and [[The E and B Experiment|EBEX]].
== Altri progetti ==
{{commonscat|WMAP}}
== Note ==
{{Reflist|2}}
=== Pagine con contenuto tecnico ===
* {{cite journal
| quotes =
| last = Bennett
| first = Charles L.
| authorlink =
| coauthors = et al.
| date =
| year = 2003a
| month =
| title = The Microwave Anisotropy Probe (MAP) Mission
| journal = [[Astrophysical Journal]]
| volume = 583
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| pages = 1-23
| doi = 10.1086/345346
| id =
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583....1B
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| accessdate = 27 febbraio 2009
}}
*{{cite journal
| quotes =
| last = Bennett
| first = Charles L.
| authorlink =
| coauthors = et al.
| date =
| year = 2003b
| month =
| title = First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Foreground Emission
| journal = Astrophysical Journal Supplement
| volume = 148
| issue =
| pages = 97-117
| doi = 10.1086/377252
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}}
Il '''corpuscolo di Ruffini''' è una classe di [[meccanorecettore|meccanorecettori]] ad adattamento lento. Si pensa che siano presenti solo nelle zone naturalmente glabre del [[derma]] (dorso della [[mano]], pianta del [[Piede (anatomia)|piede]], [[labbro|labbra]], [[piccole labbra]] e [[glande]]), e nell'[[ipoderma]] umano. Il nome deriva dal medico italiano [[Angelo Ruffini]].
* {{cite journal | doi= 10.1086/513698 | title=Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP1) Observations: Temperature Analysis | first=G. | last=Hinshaw | coauthors=et al. | journal=Astrophysical Journal Supplement | volume=170 | pages=288–334 | year=2007}}
* {{cite journal | title=Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results | first=G. | last=Hinshaw | coauthors=et al. | journal=[[Astrophysical Journal]] Supplement (submitted) | year=2008 | url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf |format=PDF|}}
* {{cite web | title=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): Five–Year Explanatory Supplement |
first=M. | last=Limon | coauthors=et al. | date=[[20 March]] [[2008]] | url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/supplement/WMAP_supplement.pdf | format=[[PDF]]}}
* {{cite journal | authorlink=Charles Seife | last=Seife | first= Charles | title=Breakthrough of the Year: Illuminating the Dark Universe | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/302/5653/2038 | journal=Science | year=2003 | volume=302 | pages=2038–2039 | doi=10.1126/science.302.5653.2038 | pmid=14684787}}
* {{cite journal | title=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters | last=Spergel | first=D. N. | coauthors=et al. | journal=Astrophysical Journal Supplement | volume=148 | pages=175–194 | year=2003 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0302209 | doi=10.1086/377226}}
* {{cite journal | title=Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology | last=Sergel | first=D. N. | coauthors=et al. | journal=Astrophysical Journal Supplement | volume=170 | pages=377–408 | year=2007 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0603449 | doi=10.1086/513700}}
* [http://arxiv.org/abs/0803.0547v2 E. Komatsu ''et al.'': ''WMAP Cosmological Interpretation'' 2008]
* {{cite journal | last = Seife | first = Charles |authorlink=Charles Seife | title=With Its Ingredients MAPped, Universe's Recipe Beckons | journal=Science | year=2003 | volume=300 | issue=5620 |pages=730–731 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K | doi=10.1126/science.300.5620.730 | pmid=12730575 }}
== Collegamenti esterni ==
* {{en}} [http://map.gsfc.nasa.gov/ Sito ufficiale della missione]
* {{it}} [http://www.theblueplanet.ch/infocenter/articoli/aprile2003/wmap_fondo_cosmico_12042003.htm Articolo sul quotidiano svizzero] [[Corriere del Ticino]]
* {{en}} [http://www.gsfc.nasa.gov/topstory/2003/0206mapresults.html Comunicato stampa della NASA], 11 febbraio 2003
* {{en}} [http://arXiv.org/abs/astro-ph/0302209 Parametri cosmologici, team WMAP]
* {{en}} [http://www.nature.com/nsu/040517/040517-3.html Sizing up the universe], articolo su nature.com
* {{en}} [http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/mar/HQ_06097_first_trillionth_WMAP.html NASA 16 marzo 2006, comunicato stampa NASA] sull'inflazione calcolata dal WMAP
{{Programma Explorer}}
{{Radiazione cosmica di fondo}}
==Function==
{{Portale|Astronautica}}
This spindle-shaped receptor is sensitive to skin stretch, and contributes to the kinesthetic sense of and control of finger position and movement.<ref>{{Cita libro|cognome=Mountcastle |nome=Vernon C. |anno=2005 |titolo=The Sensory Hand: Neural Mechanisms of Somatic Sensation |editore=Harvard University Press |p=34}}</ref> It is believed to be useful for monitoring slippage of objects along the surface of the skin, allowing modulation of grip on an object.
Ruffinian endings are located in the deep layers of the skin, and register mechanical deformation within joints, more specifically angle change, with a specificity of up to 2 degrees, as well as continuous pressure states.They also act as a thermoreceptors that respond for a long time, so in case of deep burn there will be no pain as these receptors will be burned off.<ref>{{Cita libro|cognome=Hamilton |nome=Nancy |anno=2008 |titolo=Kinesiology: Scientific Basis of Human Motion |editore=McGraw-Hill |pp=76–7}}</ref>
==Footnotes and references==
[[:Categoria:Esperimenti radiazione cosmica di fondo]]
<references />
[[:Categoria:Satelliti artificiali NASA]]
==External links==
[[:Categoria:Microonde]]
* {{Cita pubblicazione|autore= Paré M, Behets C, Cornu O |titolo= Paucity of presumptive ruffini corpuscles in the index finger pad of humans. |rivista= J Comp Neurol |volume= 456 |numero= 3 |pp= 260–6 |anno= 2003 | pmid = 12528190 | doi = 10.1002/cne.10519}}
[[:Categoria:Programma Explorer]]
<nowiki>
[[Category:Sensory receptors]]
[[cs:Ruffiniho tělísko]]
[[bn:উইলকিনসন মাইক্রোওয়েভ এনিসোট্রপি প্রোব]]
[[de:Ruffini-Körperchen]]
[[ca:WMAP]]
[[es:Corpúsculos de Ruffini]]
[[cs:Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]
[[fr:Corpuscule de Ruffini]]
[[de:Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]
[[gl:Corpúsculo de Ruffini]]
[[en:Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]
[[he:גופיף רפיני]]
[[es:WMAP]]
[[pl:Ciałka Ruffiniego]]
[[et:WMAP]]
[[pt:Corpúsculo de Ruffini]]</nowiki>
[[fa:دبلیومپ]]
[[fi:WMAP]]
[[fr:Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]
[[he:לוויין המחקר WMAP]]
[[hu:Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]
[[ja:WMAP]]
[[lt:WMAP]]
[[nl:Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]
[[pl:WMAP]]
[[pt:WMAP]]
[[ru:WMAP]]
[[sv:WMAP]]
[[zh:威尔金森微波各向异性探测器]]
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