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宇宙微波背景

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物理宇宙学
Full-sky image derived from nine years' WMAP data
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根据WMAP对宇宙微波背景辐射的观测所绘制的图像。

宇宙微波背景（英语：Cosmic Microwave Background，简称CMB，又称3K背景辐射）是宇宙学中“大霹雳”遗留下来的热辐射。在早期的文献中，“宇宙微波背景”称为“宇宙微波背景辐射”（CMBR）或“遗留辐射”，是一种充满整个宇宙的电磁辐射。特征和绝对温标2.725K的黑体辐射相同。频率属于微波范围。宇宙微波背景是宇宙背景辐射之一，为观测宇宙学的基础，因其为宇宙中最古老的光，可追溯至再复合时期。利用传统的光学望远镜，恒星和星系之间的空间（背景）是一片漆黑。然而，利用灵敏的辐射望远镜可发现微弱的背景辉光，且在各个方向上几乎一模一样，与任何恒星，星系或其他对象都毫无关系。这种光的电磁波谱在微波区域最强。1964年美国射电天文学家阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊偶然发现宇宙微波背景[1][2]，这一发现是基于1940年代开始的研究，并于1978年获得诺贝尔物理奖。

“宇宙微波背景是我们宇宙中最古老的光，当宇宙刚刚38万岁时刻在天空上。它显示出微小的温度涨落，对应著局部密度的细微差异，代表著所有未来的结构，是当今的恒星与星系的种子”[3]

宇宙微波背景很好地解释了宇宙早期发展所遗留下来的辐射，它的发现被认为是一个检测大霹雳宇宙模型的里程碑。宇宙包含著不透明的浓雾，其中包含亚原子粒子的致密高温等离子体。电浆与辐射充满著整个宇宙，随著宇宙的膨胀而逐渐冷却。当宇宙冷却到某个温度时，质子和电子结合形成中性原子。这些原子不再吸收热辐射，因此宇宙逐渐明朗，不再是不透明的云雾。宇宙学家提出中性原子在“复合”时期形成，紧接在“光子脱耦”之后，即光子开始自由穿越整个空间，而非在电子与质子所组成的电浆中紧密的碰撞。光子在脱耦之后开始传播，但由于空间膨胀，导致波长随著时间的推移而增加（根据普朗克定律，波长与能量成反比），光线越来越微弱，能量也较低。这就是别称“遗留辐射”的来源。“最后散射面”是指我们由光子脱耦时的放射源接收到光子的来源点在空间中的集合。

因为任何建议的宇宙模型都必须解释这种辐射，因此宇宙微波背景是精确测量宇​​宙学的关键。宇宙微波背景在黑体辐射光谱的温度为2.72548±0.00057 K。[4]辐射率dEν/dν的峰值为160.23 GHz，在微波频率的范围内。（若光谱辐射的定义为dEλ/dλ，则峰值波长为1.063公釐。）

该光辉在所有方向中几乎一致，但细微的残留变化展现出各向异性，与预期的一样，分布相当均匀的炽热气体已经扩大到目前的宇宙大小。特别的是，在天空中不同角度的光谱辐射包含相同的各向异性，或不规则性，随区域大小变化。它们已被详细测量，若有因物质在极小空间的量子微扰而起的微小温度变化，且膨胀到今日可观测的宇宙大小，应该会与之吻合。这是一个非常活跃的研究领域，科学家同时寻求更好的数据（例如，普朗克卫星）和更好的宇宙膨胀初始条件。虽然许多不同的过程都可产生黑体辐射的一般形式，但没有比大霹雳模型更能解释涨落。因此，大多数宇宙学家认为，宇宙大霹雳模型最能解释宇宙微波背景。

在整个可观测宇宙中有高度的一致性，黯淡却已测得的各向异性非常广泛的支持大霹雳模型，尤其是ΛCDM模型。此外，威尔金森微波各向异性探测器[5]及宇宙泛星系偏振背景成像[6]实验观测相距大于再复合时期之宇宙视界角尺度上涨落间的相干性。此相关可能为非因果的微调，或因宇宙暴胀产生。[7][8]

特征

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由FIRAS仪器对COBE观测的宇宙微波背景辐射光谱，为最精确测量的黑体辐射光谱性质，[9]即使将图像放大，误差范围也极小，无法由理论曲线中分辨观测数据。

从背景辐射中，利用都卜勒效应减去一个偶极，其中后者乃源于地球相对于共动宇宙静止参照系有相对运动，星球以相当371 km/s的速度朝向狮子座移动。减去偶极后，宇宙微波背景是均匀的辐射，黑体辐射的热能来自整个天空。辐射是各向同性的，差异约略为1/100000：方均根变异只有18μK，[10]宇宙微波背景偶极以及在更高阶的多极矩上的光行差已经得到测量，其结果同银河系运动的影响相一致。[11]

在大霹雳模型下形成的宇宙，宇宙暴胀预测，约10 −37秒之后的[12]新生宇宙会以指数增长，抚平了几乎所有的不均匀性。其馀的不均匀性由量子微扰在暴胀场中引发宇宙暴胀事件。[13]在10−6秒之后，早期宇宙由充满著高温、以电子、质子、重子与光子交互作用的电浆所组成。当宇宙膨胀，绝热冷却导致电浆的能量密度降低，直到环境变得有利于电子与质子结合，形成氢原子。复合发生时，温度约为3000 K，当时的宇宙约37.9万岁。[14]在这一点上，光子不再与已是电中性的原子相互作用，并开始自由的在空间中旅行，导致物质与辐射退耦合。 [15]

脱耦光子的色温逐渐减少，如今降至2.7260 ± 0.0013 K[4]，随著宇宙膨胀，其温度将继续下降。根据大霹雳模型，今日所测的天际辐射来自一种称为“最后散射面”的球面。此为空间中预测为脱耦事件发生[16]及恰好传递至观测者的光子之时间点的点集合。所有宇宙中的辐射能都是宇宙微波背景辐射，[17]补足了约6×10−5的宇宙总密度。[18]

大霹雳理论的两个最伟大成就为其近乎完美的黑体辐射能谱及其详细地预测宇宙微波背景辐射的各向异性。宇宙微波背景频谱已成为最精确测量的黑体辐射能谱。[9]

预测

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1934年，Tolman发现在宇宙中辐射温度的演化里温度会随著时间演化而改变；而光子的频率随时间演化（即宇宙学红移）也会有所不同。但是当两者一起考虑时，也就是讨论光谱时（是频率与温度的函数）两者的变化会抵销掉，也就是黑体辐射的形式会保留下来。

1948年，美国物理学家伽莫夫、阿尔菲和赫尔曼估算出，如果宇宙最初的温度约为十亿度，则会残留有约5~10k的黑体辐射。然而这个工作并没有引起重视。1964年，苏联的泽尔多维奇、英国的霍伊尔、泰勒（Tayler）、美国的皮布尔斯等人的研究预言，宇宙应当残留有温度为几K的背景辐射，并且在厘米波段上应可观测，从而重新引起了学术界对背景辐射的重视。美国的迪克、劳尔（Roll）、威尔金森等人也开始着手制造一种低杂讯的天线来探测这种辐射，然而美国射电天文学家阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊却在无意中先于他们发现了背景辐射。

研究史

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宇宙微波背景观测的时间表
重要人物和日期
1941年 安德鲁·麦凯拉（英语：Andrew McKellar）试图测量星际介质的平均温度，并提出依据星际吸收线的观测研究，热辐射平均温度为2.3 K[19][20]
1946年 罗伯特·迪克预测“…辐射来自宇宙物质”，约为20 K，但未提及背景辐射[21]
1948年 伽莫夫计算温度为50 K（假设为3亿岁的宇宙）[22]评论“…这是对星际空间实际温度合理的认同”，但未提及背景辐射。
1948年 拉尔夫·阿尔菲和罗伯特·赫尔曼估计“宇宙中的温度”为5 K。即使他们未具体提出微波背景辐射，但可由此推断。[23]
1950年 拉尔夫·阿尔菲和罗伯特·赫尔曼重新估算的温度在28 K
1953年 伽莫夫估计为7 K。[21]
1955年 埃米尔·勒鲁的南塞放射天文台，在天空对λ= 33公分搜寻，发现接近各向同性的背景辐射为3开尔文，加减2。[21]
1956年 伽莫夫估计为6 K。[21]
1957年 迪格兰夏玛诺夫（Tigran Shmaonov）报告说，“绝对有效的辐射放射背景温度……为4±3K”。[24]值得注意的是，“测量结果表明，辐射强度与时间或观测方向独立……显然夏玛诺夫在波长3.2公分处观测宇宙微波背景”[25]
19世纪60年代 罗伯特·迪克重新估计MBR（微波背景辐射）温度为40 K。[21]
1964年 安德烈·多罗什克维奇和伊戈尔·德米特里耶维奇·诺维科夫发表简短的论文，他们将宇宙微波背景辐射现象命名为可侦测的。[26]
1964–65年 阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊测量温度约为3 K。罗伯特·迪克，P.J.E.皮布尔斯，P.G.Roll及威尔金森解释这种辐射是大霹雳的印记。
1983年 苏联的宇宙微波背景各向异性实验RELIKT-1（英语：RELIKT-1）升空。
1990年 FIRAS在宇宙背景探测者(COBE)上以高精密度测量由宇宙微波背景光谱的黑体辐射。
1992年 科学家由宇宙背景探测者（COBE）DMR分析数据，宣布发现主要温度的各向异性。[27]
1999年 首次由TOCO, BOOMERANG，和Maxima Experiments的宇宙微波背景各向异性角功率谱中测量声学振荡。
2002年 DASI发现偏振[28]
2004年 E模式偏振能谱包含在宇宙背景影像中。[29]
2005年 拉尔夫·阿尔菲因他在核融合和预测宇宙的膨胀留下背景辐射，提供给宇宙大爆炸理论一个模型，如此开创性的工作，被授予美国国家科学奖章。
2006年 在2006年，因COBE的两个主要调查，乔治·斯穆特和约翰·马瑟，获得诺贝尔物理奖，以表扬他们精密测量宇宙微波背景的工作。
2014年 对BICEP2实验合作研究人员于3月17日公布第一个检测到宇宙暴胀的直接证据。[30]可是，同样团队于6月19日在《物理评论快报》正式发布的论文承认，由于仍旧有重要问题尚未解决，对于这结果的正确性持保留态度。[31][32][33]


宇宙微波背景在1948年由拉尔夫·阿尔菲、罗伯特·赫尔曼首次预测。[34][35][36]阿尔菲和赫尔曼估计宇宙微波背景辐射的温度是5 K，但两年后，他们重新估计为28 K。此高估是由于阿尔弗雷德·贝洱错估哈伯常数，这不能复制，之后放弃了原先的估计。虽然有一些先前对空间温度的估计，然而遭遇到两个缺陷。第一，他们测量空间的有效温度，但并未表明空间充满著热力学普朗克能谱。其二，他们仰赖于我们位在银河系的边缘，一个特别的点，而且他们未建议辐射是各向同性的。如果地球位于宇宙中的其他地方，将会产生非常不同的预测。[37]

阿尔菲和赫尔曼在1948年的成果在1955年两人离开约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室时讨论了许多物理设定。然而天文界的主流并未被当时的宇宙学吸引。阿尔菲和赫尔曼的预测被雅可夫·泽尔多维奇在1960年代前期重新发现，并同时为罗伯特·迪克独立预测。苏联天体物理学家A.G.多罗什克维奇和伊戈尔·诺维科夫，确认宇宙微波背景辐射为可侦测的现象，并于1964年的春天，以一个简短的论文首次发表。[38]

1965年，阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊在位于贝尔实验室附近霍姆德尔镇区的Crawford Hill克劳福德山（英语：Crawford Hill克勞福德山）建立了一个迪克辐射计，他们打算利用电波天文学和卫星通信实验。他们架设了一台喇叭形状的天线，用以接受“回声”卫星的信号。为了检测这台天线的噪音性能，他们将天线对准天空方向进行测量。他们发现，在波长为7.35cm的地方一直有一个各向同性的讯号存在，这个信号既没有周日的变化，也没有季节的变化，因而可以判定与地球的公转和自转无关。

起初他们怀疑这个信号来源于天线系统本身。1965年初，他们对天线进行了彻底检查，清除了天线上的鸽子窝和鸟粪，然而噪声仍然存在。于是他们在《天体物理学报》上以《在4080兆赫上额外天线温度的测量》为题发表论文正式宣布了这个发现。

另一方面，1964年，大卫·托德·威尔金森和彼得劳尔、迪克在普林斯顿大学的同事，开始建设迪克辐射计测量宇宙微波背景辐射。他们无法解释他们的仪器多了个3.5 K 天线杂讯温度。[39]当接到一通来自克劳福德山的电话后，迪克风趣地说：“伙伴，我们被挖到了。”[1][40][41]普林斯顿和克劳福德山小组之间的会议决定天线温度确实是来自微波背景。

迪克、皮布尔斯、劳尔和威尔金森在同一杂志上以《宇宙黑体辐射》为标题发表了一篇论文，对这个发现给出了正确的解释，即：这个额外的辐射就是宇宙微波背景辐射。

宇宙背景辐射的发现在近代天文学上具有非常重要的意义，它给了大爆炸一个有力的证据，并且与类星体、脉冲星、星际有机分子一道，并称为20世纪60年代天文学“四大发现”。

彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年诺贝尔物理奖，以表彰他们的发现。[42]

与大爆炸的关系

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宇宙微波背景辐射和宇宙学红移－距离的关系一同被视为大爆炸理论最好的证据。测量宇宙微波背景使暴涨大爆炸理论成为宇宙标准模型。[43]宇宙微波背景在1960年代中叶的发现削减了对非标准宇宙模型如稳态理论的兴趣。[44]

宇宙微波背景基本上证实了宇宙大爆炸理论。在1940年代末期，阿尔菲和赫尔曼推论，若大爆炸存在，宇宙膨胀应会拉长并将极早期宇宙的高能辐射冷却到微波范围，并降温到大约5K。他们稍微偏离​​他们的估计，但他们的想法完全正确。他们预测了宇宙微波背景。又过了15年，彭齐亚斯和威尔逊赫然发现微波背景竟然在那里。[4]

宇宙微波背景给出了一个宇宙的快照，根据标准宇宙学，当时温度下降到足以让电子和质子形成氢原子，从而使宇宙明朗而辐射。这大约发生在大爆炸后38万年，这段时间通常被称为“最后散射时间”或“再复合”、或“脱耦”时期，宇宙的温度约为3000 K。这能量相当于约0.25电子伏特，远小于13.6 eV的氢原子游离能。[45]

脱耦之后，背景辐射的温度因宇宙膨胀而下降了大约1,100K[46]。随著宇宙的膨胀，宇宙微波背景的光子被红移了，使得辐射的温度与一种叫做“尺度因子”的参数成反比。宇宙微波背景的温度“Tr”是红移z的函数，可表示成与近代所测量的波背景的温度（2.725 K或0.235毫电子伏特）成正比：[47]

Tr = 2.725(1 + z）

关于辐射是宇宙大爆炸的证据推理的详细信息，请参阅宇宙背景辐射的大爆炸。

初阶各向异性

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以角尺度展现的宇宙微波背景辐射温度各向异性的能谱（多极展开）。显示的数据来自威尔金森微波各向异性探测器（2006）、角分宇宙学阵列接收器（英语：Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver）（2004）毫米波段气球观天计画（2005）、宇宙背景成像仪（英语：Cosmic Background Imager）（2004），和极小阵列（2004）仪器。另显示理论模型（实线）。

宇宙微波背景的各向异性分为两种：初阶各向异性，这是源于在最后散射面及之前发生的影响；及二阶各向异性，这是源于与背景热气体的辐射相互作用或重力位能影响，后者发生在最后散射面与观察者之间。

宇宙微波背景辐射各向异性的结构主要源于两方面的影响：声学振荡及扩散阻尼（英语：Diffusion damping）（也称为碰撞阻尼）。因为光子－重子在早期宇宙的电浆中碰撞而产生声学振荡。光子的压力趋于消除各向异性，而重力吸引重子－－移动的速度比光子慢得多－－让他们往往坍缩形成致密的类星体。这两种效应竞争创造了声学振荡，给予微波背景辐射特征的峰值结构。这些峰值大致对应，并与光子脱耦当时为峰值振幅的一个模式共振。

这些峰值包含了有趣的物理特征。第一峰值的角尺度决定了宇宙曲率（但不是宇宙拓朴学）。下一个峰值－－奇数峰值对偶数峰值比－－决定了限缩重子密度[48]第三峰值可用来获取暗物质密度的信息。[49]

峰值的位置也给出了对初始密度扰动有关的重要信息。密度扰动有两种基本类型，称为“绝热”和“等曲率”。一般的密度扰动是两者的混合，不同的理论希望去解释一阶密度扰动能谱，预测不同的混合方式。

  • 绝热密度扰动
每种类型的粒子（重子、光子…）的额外密度比例是相同的。也就是说，如果在一个地方有1％以上的重子能量大于平均，那么那处同样也有1％以上的光子能量（和1％以上的微中子能量）高于平均。宇宙暴胀预测一阶扰动是绝热的。
  • 等曲率密度扰动
在每个地方（所有不同类型的粒子）的额外密度比之和为零。此即，在某点的重子能量微扰为多于平均的1％，则光子能量大于平均1％，及2％的微中子能量小于平均，这就是纯粹的等曲率扰动。宇宙弦（英语：Cosmic string）将产生绝大多数的等曲率一阶扰动。

宇宙微波背景光谱可以区分这两种，因这两种类型的扰动会产生不同的峰值位置。等曲率密度扰动将产生一系列的峰值，其角尺度（“l”，峰值的数）的比例约为1:3:5:…，而绝热密度扰动所产生的峰值其位置以比例1:2:3:…[50]观测结果在一阶密度微扰上完全与绝热的一致，对暴涨提供了关键的支持，并排除了许多结构形成的理论，如宇宙弦。

碰撞阻尼是源于两方面的影响，当初阶电浆流体开始被打破时：

  • 当电浆在膨胀的宇宙中变得越来越稀薄时，光子的平均自由径将增加
  • 最后散射面的深度（LSS）有限，其导致在脱耦期间，甚至康普顿散射仍在发生，平均自由路径也顿时增加。

这些效应有助于抑制在小尺度的各向异性，并拉抬极小角尺度各向异性的特征指数衰减尾部。

LSS的深度为：光子的脱耦和重子不会瞬间相遇，而是需要当时宇宙年龄的某个可观比例。将此过程量化的方法之一为，利用“光子能见度函数（PVF）”。此函数定义为，以P（t）表示PVF，宇宙微波背景光子在时间t与t+dt之间最后散射的机率为P(t)dt。

PVF的最大值（给定的宇宙微波背景光子最可有可能散射的时间）已知相当精确。WMAP的一年成果的P（t）最大值为372,000年。[51]这通常被视为宇宙微波背景形成的“时间”。然而，为了弄清光子与重子脱耦花了多“长”的时间，我们必须测量PVF的宽度。WMAP小组发现，PVF大于其最大值的一半（“半高全宽”，或FWHM）超过115,000年的期间。经由此测量，脱耦发生超过约11.5万年，而当完全脱耦，宇宙约为48.7万岁。

后期各向异性

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由于宇宙微波背景开始存在，又显然经过数个后来的物理过程影响，统称为后期各向异性，或二级各向异性。当宇宙微波背景光子自由出行畅通时，宇宙中的普通物质形式主要为中性氢和氦原子。然而，现今对星系的观测似乎表明，大部分星际介质（IGM）的体积由离子化的物质（因为存在著氢原子吸收线）构成。这意味著有个再电离期间，一些宇宙的物质被打散成氢离子。

宇宙微波背景光子被自由电子散射，使电子不被束缚在原子中。在电解的宇宙，这些带电粒子借由解离（紫外线）辐射从中性原子中得到解放。今天，这些自由电荷在宇宙中所有体积内都有够低的密度不再于可测量的量下影响著宇宙微波背景。然而，如果IGM在极早期，宇宙仍处于高密度时被游离，那么就会对宇宙微波背景产生两个主要效应：

  1. 小尺度各向异性被消去。（就像透过雾看东西，对象的细节模糊不清。）
  2. 光子如何与自由电子散射的物理机制（汤姆森散射）导致大角尺度偏振各向异性。这种广角偏振与广角温度扰动相关。

这些效应都已由WMAP卫星观测，提供的证据表明，宇宙在极早期，当红移超过17时是游离的[需要解释]。这个早期的电离辐射的详细出处仍是一个有争议的科学辩论。它可能已包括由第一批恒星的星光（第三星族星），这些第一代恒星在它们生命的最终时刻超新星爆发，或由大质量黑洞吸积盘产生的电离辐射。

宇宙微波背景发射之后至观测第一颗恒星之前的时间，被戏称为宇宙的黑暗时代（见21公分线）。

发生于再电离与我们观测宇宙微波背景之间发生的两个其他效应，及其对各向异性造成的影响为苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应，其中高能电子云将辐射散射，转移一些宇宙微波背景光子的能量；和萨克斯-瓦福效应，这导致宇宙微波背景辐射的光子由于重力场改变而重力红移或蓝移。

偏振

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这位艺术家的印象展示了来自早期宇宙的光在穿越宇宙时如何被形成B模的大质量宇宙结构的引力透镜效应偏转。

宇宙微波背景在数个微绝对温度的阶层上为偏振。偏振有两种类型，分别为E模和B模。这状况类比于静电学。在静电学里，电场（“E”场）的旋度为零，磁场（“B”场）的散度为零。在不匀相电浆中，E模因汤姆森散射自然产生。B模尚未被测量，被认为振幅最大应有0.1μK，并非由电浆物理产生。B模不是来自于标准的标量微扰，而是来自两种机制。第一种是来自于被引力透镜后的E模，这已于2013年被南极天文台测得。[52]第二种是来自于宇宙暴胀所产生的重力波。探测“B”模式极其困难，尤其是前景污染程度未知，弱重力透镜信号又将较强的E模信号与B模信号混合在一起。[53]

进一步的研究

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后来人们在不同波段上对微波背景辐射做了大量的测量和详细的研究，发现它在一个相当宽的波段范围内良好地符合黑体辐射谱，对应温度大约为2.7K（近似为3K），并且在整个天空上是高度各向同性的，只是具有一个微小的偶极各向异性：在赤经11.3±0.1 h，赤纬4±2°的地方温度略高，在相反的方向温度略低，人们认为这是由银河系运动带来的多普勒效应所引起的。

微波背景观测

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主条目：宇宙微波背景实验列表（英语：List of cosmic microwave background experiments）

随后发现宇宙背景的，是数以百计已进行测量和识别辐射特征的宇宙微波背景辐射实验。最有名的实验可能是美国太空总署的宇宙背景探测者（COBE）卫星，运行于1989-1996年，在有限的探测能力下探测及定量大尺度的各向异性。由COBE极为各向同性且均匀背景这最初结果获得启发，一系列地面及气球基础的实验在往后十年量化了宇宙微波背景在小角尺度上的各向异性。这些实验的主要目的为测量角尺度第一声学峰，而COBE没有足够的解析度。这些测量已排除了宇宙弦（英语：Cosmic string）为主导的宇宙结构形成理论，并建议宇宙暴胀理论是正确的。在1990年代，第一峰值的测量随著灵敏度提高，于2000年，由毫米波段气球观天计画揭开最高功率微扰发生于大约一度的尺度。综合其他宇宙学数据，这些结果暗示宇宙的几何形状是平坦的。一些陆基的干涉仪在往后三年内提供了高精密度测量的微扰，包括极小阵列，度角尺度干涉仪，宇宙背景成像器（英语：Cosmic Background Imager）。其中度角尺度干涉仪创造了第一个宇宙微波背景偏振探测，而CBI提供了第一个E模偏振能谱，并明显相较与B模反相。

在2001年6月，美国太空总署推出了第二宇宙微波背景太空任务，为威尔金森微波各向异性探测器（WMAP），更精确的测量整个天空的大尺度各向异性。威尔金森微波各向异性探测器采用对称的，快速的多频扫描，快速转换辐射计与极小化非天空讯号杂讯。[46]此任务的首次结果于2003年披露，详细的测量小于1度的角功率谱，紧紧地约束了各种宇宙学参数。其结果与宇宙暴胀及其他各种相互竞争的理论的预期大致相符，宇宙微波背景（CMB）的详细资料可在美国航天暨太空总署的资料库取得（参见下方链接）。WMAP虽然提供了非常精确的宇宙微波背景大尺度角扰动（天空中与月亮同宽的结构）测量，但未有角解析度来测量已由先前的陆基干涉仪所发现的小尺度扰动。

第三个太空任务为欧洲太空总署（ESA）的普朗克卫星，于2009年5月升空，目前正进行更详细的调查。普朗克利用高电子移动率电晶体（HEMT）辐射计与热辐射计技术，可以较WMAP于更小尺度上测量宇宙微波背景。其探测器在亚其欧普（Archeops）气球望远镜中，及南极的蝰蛇望远镜（Viper telescope）作为角分宇宙热辐射计阵列接收器（Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver，简称ACBAR）实验进行测试，该实验已在小角尺度数据上产生了最精确的测量，

由宇宙背景探测者、WMAP和普朗克卫星的结果比较宇宙微波背景 - 2013年3月21日。

2013年3月21日，普朗克卫星背后的欧洲领导研究小组发布此任务的宇宙微波背景辐射全天图（565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg（页面存档备份，存于互联网档案馆））。[54][55]此图建议宇宙略老于研究者所想的。根据该图，宇宙在约37万岁时，细微的温度波动烙印在深空中。此印记反映著略过早期，当宇宙存在时第一个1030秒时的涟漪。显然，这些涟漪掀起了当今浩瀚的星系团与暗物质宇宙网络。据该团队，宇宙为137.98±0.37亿岁[56]，含有4.9％普通物质，26.8％的暗物质和68.3％的暗能量。此外，哈勃常数测定为67.15±1.2（公里/秒）/ 百万秒差距。[54][57][58][59]

此外，陆基仪器诸如南极洲的南极望远镜和建议的Clover电波望远镜计画、阿塔卡马宇宙望远镜、及在智利的QUIET将提供卫星观测无法提供的额外的数据，可能包括B模偏振。

数据处理和分析

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卫星的原始宇宙微波背景数据（如WMAP）包含了前景效应，会完全掩盖宇宙微波背景的精细尺度结构。细微尺度结构被叠加在原始宇宙微波背景数据中，因过小而无法由该尺度的原始数据中显现。前景效果最突出的是由太阳相对于宇宙微波背景运动而造成的偶极各向异性。由于偶极各向异性与地球相对于太阳、众多在银河系平面的微波源及其他各处的周年运动和其他都必须减去，以显露超细微变化，描绘宇宙微波背景的精细尺度结构特征。

宇宙微波背景数据制作的全天图、角功率谱，及最终宇宙学参数的详细分析，是一个复杂，难以计算的问题。虽然从图中计算功​​率谱原则上是一个简单的傅里叶变换，将全天图分解至球谐函数，在实践上，这很难将杂讯及前景来源列入考虑。特别是，这些前景由星系射线如制动辐射、同步辐射及微波发射带的星际微尘所主导，在实践上，星系已被删除，导致宇宙微波背景图并非全天图。此外，星系团等点光源代表另外的前景来源，必须将其去除，以免扭曲宇宙微波背景能谱中的小尺度结构。

对许多宇宙学参数的设限可由他们对能谱上的效应来获得，结果往往借由马尔科夫蒙特卡洛采样技术计算。

宇宙微波背景辐射各向异性偶极

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从宇宙微波背景的数据可以看出，我们本星系（包括太阳系的银河系之银河星团）似乎正在星系经度方向l = 263.99±0.14°，b = 48.26±0.03°，以369±0.9公里/秒相对于宇宙微波背景参考系（也称为宇宙微波背景静止系，或相对于宇宙微波背景无运动的参考系）移动。[60][61]此运动导致数据各向异性（宇宙微波背景在运动方向显得较反方向暖）。[62]温度变化的标准解释为：由于相对于宇宙微波背景运动，产生简单的速度红移和蓝移。但替代的宇宙学模型可解释所观察到的宇宙微波背景偶极温度分布的比例。[63]

低阶多极和其他异常

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WMAP所提供日益精确的数据，已有数个声称，宇宙微波背景显示异常，如超大尺度的各向异性，反常对齐，和非高斯分布。[64][65][66][67]长久以来，这些最具争议的是低l多极矩。据观察，即使在COBE的地图中，四极矩（l = 2，球谐函数）与大霹雳的预测相比，有一个偏低的振幅。特别是，四极矩和八极矩（l = 3）模式似乎有种难以解释的互相对齐及与黄道平面对齐，[68][69][70]对齐有时被视为“邪恶轴（axis of evil）”[65]某些团体建议这可能是新物理学在最大的观察尺度的特征；其他团体怀疑是系统数据中的错误。[71][72][73] 最终，由于前景和宇宙变异数的问题，最大的模式将永远不会与小角度的模式一样测量。此分析均在两张已尽可能除去前景的图中完成：“内部线性组合”，为WMAP协作的地图，和马克斯·泰格马克等人所制作的类似地图。[46][74][75]后来分析指出，这些都是最容易受同步辐射、星际微尘、制动辐射放射等前景污染的模式，及源于单极和偶极实验的不确定性。一个完整的WMAP能谱的贝氏分析演示了ΛCDM模型预测的四级矩与数据在10％的程度上吻合，而观测的八极矩并不值得注意。[76]小心的对全天图中消除前景的步骤计算进一步造成约5%显著的对齐。[77][78][79][80]

观测结果

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宇宙背景探测者(COBE)的成果

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参见：宇宙背景探测者

根据1989年11月升空的宇宙背景探测者（COBE，Cosmic Background Explorer）测量到的结果，宇宙微波背景辐射谱非常精确地符合温度为2.726±0.010K的黑体辐射谱，证实了银河系相对于背景辐射有一个相对的运动速度，并且还验证，扣除掉这个速度对测量结果带来的影响，以及银河系内物质辐射的干扰，宇宙背景辐射具有高度各向同性，温度涨落的幅度只有大约百万分之五。目前公认的理论认为，这个温度涨落起源于宇宙在形成初期极小尺度上的量子涨落，它随着宇宙的暴胀而放大到宇宙学的尺度上，并且正是由于温度的涨落，造成宇宙物质分布的不均匀性，最终得以形成诸如星系团等的一类大尺度结构。

2006年，负责COBE项目的美国科学家约翰·马瑟和乔治·斯穆特因其对“宇宙微波背景辐射的黑体形式和各向异性”而获得诺贝尔物理学奖。

威尔金森微波各向异性探测器(WMAP)的发现

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参见：威尔金森微波各向异性探测器

2003年，美国发射的威尔金森微波各向异性探测器对宇宙微波背景在不同方向上涨落的测量表明，宇宙的年龄是137±1亿年，在宇宙的组成成分中，4%是一般物质，23%是暗物质，73%是暗能量。宇宙目前的膨胀速度是每秒71公里每百万秒差距，宇宙空间是近乎于平坦的，它经历过暴胀的过程，并且会一直膨胀下去。

普朗克卫星的成果

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参见：普朗克卫星

参见

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维基共享资源上的相关多媒体资源：宇宙微波背景

参考资料

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