# รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ

แผนที่อุณหภูมิของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพที่ตรวจวัดได้จากยานอวกาศพลังค์
**รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ** (อังกฤษ: cosmic microwave background; CMB หรือ CMBR) หรือที่เรียกว่า **รังสีหลงเหลือ** (*relic radiation*) เป็นรังสีในย่านไมโครเวฟที่แผ่กระจายอยู่ทั่วอวกาศทั้งหมดภายในเอกภพที่สังเกตได้ ทว่าหากใช้กล้องโทรทรรศน์เชิงแสงทั่วไปส่องดูนั้นพื้นที่ว่างระหว่างดวงดาวและดาราจักรจะปรากฏเป็นความมืดเกือบทั้งหมด อย่างไรก็ตาม กล้องโทรทรรศน์วิทยุที่มีความไวสูงสามารถตรวจพบการเรืองแสงพื้นหลังที่อ่อนมากได้ ซึ่งมีความสม่ำเสมอเกือบทั่วทั้งท้องฟ้าและไม่ได้มีความเกี่ยวข้องกับดาวฤกษ์ ดาราจักร หรือวัตถุใดโดยเฉพาะ การเรืองแสงนี้มีความเข้มสูงสุดในช่วงไมโครเวฟของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า โดยมีความหนาแน่นของพลังงานมากกว่าผลรวมของโฟตอนทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ทุกดวงตลอดประวัติศาสตร์ของเอกภพ การค้นพบ CMB โดยบังเอิญในปี ค.ศ. 1964 โดยนักดาราศาสตร์วิทยุชาวอเมริกัน อาร์โน อัลลัน เพนเซียส (Arno Allan Penzias) และโรเบิร์ต วูดโรว์ วิลสัน (Robert Woodrow Wilson) ถือเป็นผลสรุปของงานวิจัยที่เริ่มต้นมาตั้งแต่ทศวรรษ 1940

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพเป็นหลักฐานเชิงทดลองที่สำคัญของทฤษฎีบิกแบงในการอธิบายต้นกำเนิดของเอกภพ ในแบบจำลองจักรวาลวิทยาแบบบิกแบง ในช่วงแรกเริ่มนั้นเอกภพถูกปกคลุมด้วยสภาวะทึบแสงคล้ายหมอก ซึ่งประกอบด้วยพลาสมาที่ร้อนและหนาแน่นของอนุภาคย่อยของอะตอม เมื่อเอกภพขยายตัว พลาสมาเหล่านี้ได้เย็นตัวลงจนโปรตอนและอิเล็กตรอนรวมตัวกันเป็นอะตอมที่เป็นกลางทางไฟฟ้า ซึ่งส่วนใหญ่คือไฮโดรเจน อะตอมเหล่านี้ไม่สามารถกระเจิงรังสีความร้อนได้ผ่านการกระเจิงแบบทอมสัน (Thomson scattering) เช่นเดียวกับพลาสมา ส่งผลให้เอกภพเริ่มโปร่งใส ในยุคที่เรียกว่ายุครวมตัวกันอีกครั้ง (recombination epoch) ได้เกิดเหตุการณ์การแยกตัว ซึ่งทำให้โฟตอนสามารถเดินทางผ่านอวกาศได้อย่างอิสระ อย่างไรก็ตาม พลังงานของโฟตอนได้ลดลงเนื่องจากการเลื่อนทางแดงของจักรวาลที่สัมพันธ์กับการขยายตัวของเอกภพ แนวคิดเรื่อง “พื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้าย” หมายถึงเปลือกเชิงระยะทางในอวกาศที่เหมาะสม ซึ่งทำให้โฟตอนที่ถูกปล่อยออกมาในช่วงเวลาการแยกตัวนั้นสามารถถูกตรวจรับได้ในปัจจุบัน

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพนั้นมีลักษณะราบเรียบและสม่ำเสมออย่างมาก อย่างไรก็ตาม แผนที่ที่ได้จากตัวตรวจวัดจากอุปกรณ์ที่มีความไวสูงสามารถตรวจพบความแปรผันของอุณหภูมิขนาดเล็กแต่มีนัยสำคัญได้ การทดลองทั้งภาคพื้นดินและอวกาศ เช่น COBE, WMAP และ Planck ได้ถูกนำมาใช้ในการวัดความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิเหล่านี้ โครงสร้างที่ไม่สม่ำเสมอแบบแอนไอโซทรอปี (anisotropy) เหล่านี้ได้รับอิทธิพลจากปฏิสัมพันธ์ระหว่างสสารและโฟตอนหลากหลายรูปแบบจนถึงช่วงเวลาการแยกตัว ส่งผลให้เกิดรูปแบบเฉพาะของคลื่นกระเพื่อมขนาดเล็กที่เปลี่ยนแปลงไปตามขนาดเชิงมุม การกระจายตัวของความไม่สม่ำเสมอบนท้องฟ้านี้มีองค์ประกอบเชิงความถี่ที่สามารถแสดงได้ด้วยสเปกตรัมเลขยกกำลัง ซึ่งมีลักษณะเป็นชุดของยอดและท้องคลื่น ซึ่งค่า “ยอด” ในสเปกตรัมนี้ให้ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับสมบัติทางกายภาพของเอกภพยุคแรก โดยยอดแรกบ่งชี้ความโค้งโดยรวมของเอกภพ ส่วนยอดที่สองและสามให้รายละเอียดเกี่ยวกับความหนาแน่นของสสารปกติและสสารมืดตามลำดับ อย่างไรก็ตาม การดึงข้อมูลรายละเอียดเชิงลึกจากข้อมูล CMB เป็นเรื่องที่ท้าทาย เนื่องจากสัญญาณดังกล่าวได้ถูกแปรเปลี่ยนโดยวัตถุเบื้องหน้า เช่น กระจุกดาราจักร

## คุณลักษณะ

กราฟของสเปกตรัมรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ (CMB) บริเวณใกล้จุดสูงสุดในช่วงความถี่ไมโครเวฟ ซึ่งวัดโดยเครื่องมือ FIRAS บนดาวเทียม COBE แม้ว่าจะมีการใส่แถบค่าความคลาดเคลื่อน (error bar) ที่ถูกขยายเกินจริงอย่างมากในที่นี้เพื่อแสดงจุดข้อมูลที่ตรวจวัดได้ ทว่าค่าความคลาดเคลื่อนที่แท้จริงนั้นกลับมีขนาดที่เล็กมากจนไม่สามารถมองเห็นได้แม้ในภาพที่ขยายแล้ว และไม่อาจแยกความแตกต่างระหว่างข้อมูลที่สังเกตได้กับสเปกตรัมการแผ่รังสีของวัตถุดำที่อุณหภูมิ 2.725 เคลวินได้รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพเป็นการแผ่พลังงานความร้อนของวัตถุดำที่มีความสม่ำเสมอและมาจากทุกทิศทาง ความเข้มของ CMB ถูกแสดงในหน่วยเคลวิน (K) ซึ่งเป็นหน่วย SI ของอุณหภูมิ โดย CMB มีสเปกตรัมความร้อนของวัตถุดำที่อุณหภูมิ 2.72548±0.00057 เคลวิน ความแปรผันของความเข้มจะแสดงในรูปของความแปรผันของอุณหภูมิ อุณหภูมิของวัตถุดำสามารถใช้อธิบายความเข้มของรังสีในทุกความยาวคลื่นได้อย่างเฉพาะเจาะจง กล่าวคือ ค่าอุณหภูมิความสว่างที่วัดได้ ณ ความยาวคลื่นใด ๆ สามารถแปลงเป็นอุณหภูมิของวัตถุดำได้

รังสีดังกล่าวมีความสม่ำเสมออย่างชัดเจนทั่วทั้งท้องฟ้า ซึ่งแตกต่างอย่างมากจากโครงสร้างของดาวฤกษ์หรือกลุ่มดาวในดาราจักรที่มีลักษณะคล้ายจุด รังสีนี้มีสมบัติเป็นไอโซทรอปิก โดยมีความแตกต่างเพียงประมาณ 1 ส่วนใน 25,000 ส่วนเท่านั้น กล่าวคือ ค่าความแปรผันแบบรากที่สองเฉลี่ย (root mean square) มีค่าสูงแค่เพียง 100 ไมโครเคลวิน (μK) หลังจากหักลบความไม่สม่ำเสมอแบบขั้วคู่ที่เกิดจากการเลื่อนดอปเพลอร์ของรังสีพื้นหลังออกแล้ว ความเป็นแอนไอโซทรอปีดังกล่าวนี้เกิดจากความเร็วเฉพาะของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับกรอบอ้างอิงร่วมเคลื่อนของเอกภพในขณะที่ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 369.82 ± 0.11 กิโลเมตรต่อวินาที ไปยังทิศทางของกลุ่มดาวถ้วยใกล้ขอบเขตกับกลุ่มดาวสิงโต ทั้งขั้วคู่ของ CMB และปรากฏการณ์ความคลาดทางดาราศาสตร์ (aberration) ในระดับหลายขั้ว (multipole) ที่สูงขึ้นนั้นได้รับการตรวจวัดแล้ว และสอดคล้องกับการเคลื่อนที่ของดาราจักร แม้ว่าระดับความไม่สม่ำเสมอของ CMB จะมีค่าน้อยมาก แต่คุณสมบัติหลายประการยังคงสามารถวัดได้อย่างแม่นยำที่สูง และการวัดเหล่านี้มีความสำคัญอย่างยิ่งต่อทฤษฎีจักรวาลวิทยา

นอกจากความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิแล้ว รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพยังควรมีความแปรผันเชิงมุมในด้านโพลาไรเซชันอีกด้วย โดยโพลาไรเซชันในแต่ละทิศทางบนท้องฟ้าจะมีการวางแนวที่อธิบายได้ในรูปของโพลาไรเซชันแบบ E-mode และ B-mode โดยสัญญาณแบบ E-mode มีความเข้มน้อยกว่าความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิประมาณ 10 เท่า และทำหน้าที่เสริมข้อมูลด้านอุณหภูมิ เนื่องจากทั้งสองมีความสัมพันธ์กัน ส่วนสัญญาณแบบ B-mode นั้นอ่อนยิ่งกว่า แต่มีศักยภาพในการให้ข้อมูลเสริมทางจักรวาลวิทยา

ความไม่สม่ำเสมอนี้มีความสัมพันธ์กับแหล่งกำเนิดทางกายภาพของโพลาไรเซชัน การกระตุ้นอิเล็กตรอนด้วยแสงที่มีโพลาไรเซชันเชิงเส้นจะก่อให้เกิดแสงที่มีโพลาไรเซชันในทิศทางตั้งฉาก 90 องศากับทิศทางของแสงที่ตกกระทบ หากรังสีที่เข้ามามีลักษณะเป็นไอโซทรอปิก ทิศทางของรังสีที่เข้ามาจากหลายทิศจะก่อให้เกิดโพลาไรเซชันที่หักล้างกันเอง แต่หากรังสีที่เข้ามามีความไม่สม่ำเสมอแบบสี่ขั้ว (quadrupole) จะสามารถสังเกตเห็นโพลาไรเซชันสุทธิที่เหลืออยู่ได้

นอกเหนือจากความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิและโพลาไรเซชันแล้ว สเปกตรัมความถี่ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพยังได้รับการคาดการณ์ว่าจะมีการเบี่ยงเบนเล็กน้อยจากกฎของวัตถุดำ ซึ่งเรียกว่า “การบิดเบือนของสเปกตรัม” (spectral distortion) ประเด็นนี้เป็นหัวข้อของการวิจัยอย่างต่อเนื่อง โดยมีความหวังว่าจะสามารถตรวจวัดได้เป็นครั้งแรกภายในไม่กี่ทศวรรษข้างหน้านี้ เนื่องจากปรากฏการณ์ดังกล่าวมีข้อมูลสำคัญจำนวนมากเกี่ยวกับเอกภพยุคแรกเริ่มและการก่อรูปของโครงสร้างในช่วงเวลาต่อมา

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพมีจำนวนโฟตอนคิดเป็นสัดส่วนส่วนใหญ่ของโฟตอนทั้งหมดในเอกภพ โดยมากกว่าประมาณ 400 ต่อ 1:5 ซึ่งค่าความความหนาแน่นเชิงจำนวนของโฟตอนใน CMB นั้นสูงกว่าความหนาแน่นของสสารในเอกภพถึงหนึ่งพันล้านเท่า (109) ความหนาแน่นพลังงานของโฟตอนของ CMB ในปัจจุบันนี้มีค่าสูงกว่าพลังงานรวมของโฟตอนทั้งหมดที่ถูกปลดปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ตลอดประวัติศาสตร์ของเอกภพ:71 หากปราศจากการขยายตัวของเอกภพซึ่งทำให้ CMB เย็นตัวลงแล้วนั้นจะทำให้ท้องฟ้ายามค่ำคืนสว่างเทียบเท่ากับดวงอาทิตย์ได้เลย ความหนาแน่นพลังงานของ CMB มีค่าเท่ากับ 0.260 อิเล็กตรอนโวลต์ต่อลูกบาศก์เซนติเมตร (4.17×10⁻¹⁴ จูลต่อลูกบาศก์เมตร) หรือประมาณ 411 โฟตอนต่อลูกบาศก์เซนติเมตร

## ประวัติ

### ข้อสังเกตเริ่มแรก

ในปี ค.ศ. 1931 ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ (Georges Lemaître) ได้ตั้งข้อสันนิษฐานว่าร่องรอยของเอกภพยุคแรกอาจสามารถสังเกตได้ในรูปแบบของรังสี ทว่าสิ่งที่เขาเสนอในขณะนั้นกลับเป็นเพียงรังสีคอสมิก:140 ต่อมาในปี ค.ศ. 1934 ริชาร์ด โทลแมน (Richard C. Tolman) ได้แสดงให้เห็นว่าการขยายตัวของเอกภพจะทำให้รังสีแบบวัตถุดำเย็นตัวลงในขณะที่ยังคงรักษาสเปกตรัมความร้อนไว้ได้ รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพนั้นได้ถูกทำนายเป็นครั้งแรกในปี ค.ศ. 1948 โดยรัลฟ์ อัลเฟอร์ (Ralph Alpher) และโรเบิร์ต เฮอร์แมน (Robert Herman) ในการแก้ไขบทความที่พวกเขาจัดทำขึ้นสำหรับจอร์จ กามอฟ (George Gamow) ซึ่งเป็นอาจารย์ที่ปรึกษาระดับปริญญาเอกของอัลเฟอร์ โดยอัลเฟอร์และเฮอร์แมนนั้นสามารถประมาณการอุณหภูมิของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพได้ที่ประมาณ 5 เคลวิน

### การค้นพบ

เสาอากาศลำโพงที่ช่วยให้เพนเซียสและวิลสันได้ค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ
การรับรู้ถึงรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพในฐานะปรากฏการณ์ที่สามารถตรวจวัดได้นั้นปรากฏในงานตีพิมพ์เป็นครั้งแรกในบทความสั้นของนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชาวโซเวียตสองคนคือเอ. จี. โดโรชเกวิช (A. G. Doroshkevich) และอิกอร์ โนวิคอฟ (Igor Novikov) ในช่วงฤดูใบไม้ผลิปี ค.ศ. 1964 ต่อมาในปีเดียวกัน เดวิด ทอดด์ วิลคินสัน (David Todd Wilkinson) และปีเตอร์ โรลล์ (Peter Roll) ซึ่งเป็นเพื่อนร่วมงานของโรเบิร์ต เอช. ดิกกี (Robert H. Dicke) ที่มหาวิทยาลัยพรินซ์ตันได้เริ่มสร้างเครื่องวัดรังสีแบบดิกกี (Dicke radiometer) เพื่อใช้วัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลัง ขณะเดียวกันในปีเดียวกันนี้อาร์โน เพนเซียสและโรเบิร์ต วูดโรว์ วิลสันที่อยู่ในห้องปฏิบัติการเบลล์เทเลโฟน (Bell Telephone Laboratories) ณ ครอว์ฟอร์ดฮิลล์ (Crawford Hill) ใกล้เมืองโฮล์มเดล (Holmdel) รัฐนิวเจอร์ซีย์ ได้สร้างเครื่องวัดแบบดิกกีขึ้นเพื่อใช้ในงานดาราศาสตร์วิทยุและการทดลองสื่อสารผ่านดาวเทียม เสาอากาศดังกล่าวถูกสร้างขึ้นตั้งแต่ปี ค.ศ. 1959 เพื่อสนับสนุนโครงการเอโค (Project Echo) ซึ่งเป็นโครงการดาวเทียมสื่อสารแบบพาสซีฟขององค์การการบินและอวกาศแห่งชาติสหรัฐอเมริกา (NASA) ที่ใช้บอลลูนพลาสติกเคลือบอลูมิเนียมขนาดใหญ่โคจรรอบโลกเป็นตัวสะท้อนสัญญาณวิทยุ หลังจากนั้นในวันที่ 20 พฤษภาคม ค.ศ. 1964 พวกเขาได้ทำการตรวจวัดครั้งแรกซึ่งแสดงให้เห็นอย่างชัดเจนถึงการมีอยู่ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลัง โดยเครื่องมือของพวกเขาตรวจพบอุณหภูมิส่วนเกินของเสาอากาศที่ประมาณ 4.2 เคลวิน ซึ่งไม่สามารถอธิบายได้ หลังจากได้รับโทรศัพท์จากครอว์ฟอร์ดฮิลล์แล้วนั้นก็ได้ทำให้ดิกกีกล่าวประโยคที่มีชื่อเสียงว่า “Boys, we've been scooped.” (พวกเราถูกตัดหน้าแล้ว):140 การพบปะกันระหว่างกลุ่มวิจัยจากพรินซ์ตันและครอว์ฟอร์ดฮิลล์นั้นได้ยืนยันว่าอุณหภูมิส่วนเกินของเสาอากาศนั้นเกิดจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังโดยแท้จริง ต่อมาเพนเซียสและวิลสันจึงได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี ค.ศ. 1978 จากการค้นพบครั้งนี้

### จุดกำเนิดของเอกภพ

การตีความเรื่องรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพนั้นเป็นประเด็นที่ก่อให้เกิดข้อถกเถียงในช่วงปลายทศวรรษ 1960 โดยมีคำอธิบายทางเลือกต่าง ๆ เช่น พลังงานจากภายในระบบสุริยะ จากดาราจักร จากพลาสมาระหว่างดาราจักร และจากแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุนอกดาราจักรจำนวนหลายแหล่ง เงื่อนไขสำคัญสองประการที่ใช้ยืนยันว่ารังสีไมโครเวฟนี้มีแหล่งกำเนิดจาก “จักรวาล” อย่างแท้จริง ได้แก่ ประการแรก ความสัมพันธ์ระหว่างความเข้มกับความถี่ หรือสเปกตรัมนั้นต้องสอดคล้องกับแหล่งกำเนิดจากความร้อนหรือวัตถุดำ ซึ่งได้รับการยืนยันในปี ค.ศ. 1968 ผ่านชุดการตรวจวัดอุณหภูมิของรังสีในช่วงความยาวคลื่นที่สูงและต่ำ ประการที่สอง รังสีดังกล่าวต้องมีสมบัติเป็นไอโซทรอปิก คือมีค่าเท่ากันหรือมีความสม่ำเสมอจากทุกทิศทาง ซึ่งได้รับการยืนยันในปี ค.ศ. 1970 แสดงให้เห็นว่ารังสีเช่นนี้มีแหล่งกำเนิดจากระดับจักรวาลอย่างแท้จริง

### ความคืบหน้าทางทฤษฎี

ในช่วงทศวรรษ 1970 งานวิจัยจำนวนมากแสดงให้เห็นว่าความเบี่ยงเบนเล็กน้อยจากความเป็นไอโซทรอปิกในรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพนั้นอาจเป็นผลมาจากเหตุการณ์ในเอกภพยุคแรก:8.5.1 แฮร์ริสัน (Harrison), พีเบิลส์ (Peebles) และยู (Yu) รวมถึงเซลโดวิช (Zel'dovich) ได้ตระหนักว่าเอกภพยุคแรกจำเป็นต้องมีความไม่สม่ำเสมอในระดับควอนตัม ซึ่งจะก่อให้เกิดความเป็นแอนไอโซทรอปิคของอุณหภูมิในระดับประมาณ 10⁻⁴ หรือ 10⁻⁵:8.5.3.2 ต่อมาราชิด ซุนยาเอฟ (Rashid Sunyaev) ได้ใช้คำเรียกทางเลือกว่า “รังสีหลงเหลือ” (relic radiation) และยังได้คำนวณลักษณะร่องรอยที่สามารถสังเกตได้ ซึ่งความไม่สม่ำเสมอเหล่านี้จะถูกทิ้งไว้ในรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ

### ดาวเทียมโคบี (COBE)

หลังจากช่วงชะลอตัวในทศวรรษ 1970 โดยที่ส่วนหนึ่งนั้นเกิดจากความยากลำบากในการทดลองเพื่อวัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพด้วยความแม่นยำสูง:8.5.1 การทดลองภาคพื้นดินในช่วงทศวรรษ 1980 ได้กำหนดขีดจำกัดที่เข้มงวดมากขึ้นเกี่ยวกับความไม่เสม่ำเสมอของ CMB โครงการรีลิคท์-1 (RELIKT-1) ซึ่งเป็นการทดลองที่ศึกษาความไม่สม่ำเสมอของ CMB ของสหภาพโซเวียตบนดาวเทียมพรอกนอซ 9 (Prognoz 9 - ปล่อยตัวเมื่อวันที่ 1 กรกฎาคม ค.ศ. 1983) ได้ให้ค่าขีดจำกัดบนครั้งแรกสำหรับความไม่สม่ำเสมอในสเกลขนาดใหญ่:8.5.3.2

เหตุการณ์สำคัญอีกเหตุการณ์หนึ่งหนึ่งในช่วงทศวรรษ 1980 คือข้อเสนอของอลัน กูธ (Alan Guth) ที่เกี่ยวกับการพองตัวของเอกภพ (cosmic inflation) ทฤษฎีการขยายตัวของอวกาศอย่างรวดเร็วนี้ได้ให้คำอธิบายต่อความเป็นไอโซทรอปิกในสเกลขนาดใหญ่ โดยทำให้เกิดการเชื่อมโยงเชิงเหตุและผลได้ก่อนช่วงยุคการกระเจิงครั้งสุดท้าย (epoch of last scattering):8.5.4 และด้วยทฤษฎีนี้และแนวคิดที่คล้ายคลึงกันนี้การคาดการณ์เชิงรายละเอียดจึงช่วยกระตุ้นให้เกิดการทดลองที่มีขนาดใหญ่ขึ้นและมีความทะเยอทะยานมากยิ่งขึ้นได้

ดาวเทียมโคบี (COBE) ของนาซาซึ่งโคจรรอบโลกในช่วงปี ค.ศ. 1989–1996 ได้ตรวจพบและวัดปริมาณความเป็นแอนไอโซทรอปีในสเกลขนาดใหญ่ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพจนถึงขีดความสามารถของตัวเอง ภารกิจโคบีนี้ได้ยืนยันอย่างชัดเจนถึงความเป็นแอนไอโซทรอปีแบบหลักโดยใช้เครื่องวัดความต่างรังสีไมโครเวฟ (Differential Microwave Radiometer) และเผยแพร่ผลการค้นพบในปี ค.ศ. 1992 หลังจากนั้นทางทีมวิจัยนี้จึงได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปี ค.ศ. 2006 จากการค้นพบนี้

### จักรวาลวิทยาแบบแม่นยำ

หลังจากที่ได้รับแรงบันดาลใจจากผลการทดลองของดาวเทียมโคบี ชุดการทดลองทั้งภาคพื้นดินและบอลลูนจำนวนมากได้ทำการวัดความเป็นแอนไอโซทรอมปีของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพในสเกลเชิงมุมที่เล็กลงตลอดช่วงสองทศวรรษถัดมา ความไวต่อข้อมูลของการทดลองรุ่นใหม่นี้เพิ่มขึ้นเป็นอย่างมาก โดยมีการลดข้อมูลรบกวนภายในลงถึงสามอันดับของขนาด เป้าหมายหลักของการทดลองเหล่านี้คือการวัดขนาดของยอดอะคูสติกแรก (first acoustic peak) ซึ่งการทดลองของโคบีนั้นไม่มีความละเอียดเพียงพอที่จะตรวจแยกได้ ยอดดังกล่าวสอดคล้องกับความแปรผันของความหนาแน่นในสเกลขนาดใหญ่ของเอกภพยุคแรก ซึ่งเกิดจากความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วง และก่อให้เกิดการสั่นแบบอะคูสติกในพลาสมา ยอดแรกของความเป็นแอนไอโซทรอปิกถูกตรวจพบในเบื้องต้นโดยการทดลอง MAT/TOCO และได้รับการยืนยันโดยการทดลอง BOOMERanG และ MAXIMA การวัดเหล่านี้แสดงให้เห็นว่าเรขาคณิตของเอกภพมีลักษณะแบนโดยประมาณแทนที่จะโค้ง อีกทั้งยังตัดความเป็นไปได้ที่เส้นคอสมิก (cosmic strings) จะเป็นองค์ประกอบหลักในการก่อรูปโครงสร้างของเอกภพ และสนับสนุนว่าทฤษฎีการพองตัวของเอกภพนั้นเป็นคำอธิบายที่ถูกต้องสำหรับการก่อรูปของโครงสร้างดังกล่าว

### การสังเกตการณ์หลังจากดาวเทียมโคบี

ภาพเปรียบเทียบของผลลัพธ์การตรวจวัดรังสี CMB ของดาวเทียม COBE, WMAP และพลังค์ (21 มีนาคม ค.ศ. 2013)หลังจากการได้รับแรงบันดาลใจจากผลลัพธ์เบื้องต้นของดาวเทียมโคบีที่แสดงให้เห็นว่ารังสีพื้นหลังมีความเป็นไอโซทรอปิกและเป็นเนื้อเดียวกันอย่างยิ่ง ได้ก่อให้เกิดชุดการทดลองทั้งภาคพื้นดินและบอลลูนที่ได้ทำการวัดปริมาณของความเป็นแอนไอโซทรอปีของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพในขนาดเชิงมุมที่เล็กลงตลอดช่วงทศวรรษถัดมา เป้าหมายหลักของการทดลองเหล่านี้คือการวัดขนาดเชิงมุมของยอดอะคูสติกแรกซึ่งดาวเทียมโคบีไม่มีความละเอียดเพียงพอในการตรวจวัด การตรวจวัดเหล่านี้สามารถตัดความเป็นไปได้ที่เส้นคอสมิกจะเป็นทฤษฎีหลักของการก่อรูปโครงสร้างของเอกภพ และชี้ให้เห็นว่าทฤษฎีการพองตัวของเอกภพนั้นเป็นคำอธิบายที่ถูกต้อง

ในช่วงทศวรรษ 1990 ยอดอะคูสติกยอดแรกถูกวัดด้วยความไวที่เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง และภายในปี ค.ศ. 2000 การทดลอง BOOMERanG ได้รายงานว่าความผันผวนที่มีกำลังสูงสุดเกิดขึ้นที่ขนาดเชิงมุมประมาณหนึ่งองศา เมื่อพิจารณาร่วมกับข้อมูลทางจักรวาลวิทยาอื่น ๆ ผลลัพธ์เหล่านี้บ่งชี้ว่าเรขาคณิตของเอกภพนั้นมีลักษณะ “แบน” ในช่วงสามปีถัดมา อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ภาคพื้นดินหลายชุดได้ให้วิธีการวัดค่าความผันผวนด้วยความแม่นยำที่สูงขึ้น ได้แก่เวรีสมอลล์อาร์เรย์ (Very Small Array - VSA), อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์เชิงมุมระดับองศา (Degree Angular Scale Interferometer - DASI) และเครื่องสร้างภาพพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Background Imager - CBI) โดย DASI เป็นเครื่องมือแรกที่ตรวจพบโพลาไรเซชันของ CMB ขณะที่เครื่อง CBI ให้สเปกตรัมโพลาไรเซชันแบบ E-mode เป็นครั้งแรก พร้อมหลักฐานที่ชัดเจนว่าสเปกตรัมดังกล่าวมีเฟสไม่ตรงกับสเปกตรัมแบบ T-mode

### ดาวเทียมสำรวจคลื่นไมโครเวฟวิลกินสัน

ในเดือนมิถุนายน ค.ศ. 2001 องค์การนาซาได้ส่งภารกิจอวกาศเพื่อศึกษาการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลครั้งที่สองคือ WMAP เพื่อวัดค่าความเป็นแอนไอโซทรอปีขนาดใหญ่ (large-scale anisotropies) บนท้องฟ้าทั้งหมดด้วยความแม่นยำสูงกว่าเดิมอย่างมีนัยสำคัญ โดย WMAP ใช้เครื่องรับสัญญาณวิทยุแบบสลับสัญญาณอย่างรวดเร็วหลายความถี่แบบสมมาตร (symmetric, rapid-multi-modulated scanning, rapid switching radiometers) ที่ความถี่ห้าระดับ เพื่อลดสัญญาณรบกวนที่ไม่ใช่สัญญาณจากท้องฟ้าให้เหลือน้อยที่สุด ข้อมูลจากภารกิจดังกล่าวได้รับการเผยแพร่ออกมาเป็นห้าชุด โดยชุดสุดท้ายคือบทสรุปการสังเกตการณ์ตลอดเก้าปี ผลลัพธ์ที่ได้มีความสอดคล้องอย่างกว้างขวางกับแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม (Lambda-CDM) ซึ่งอาศัยพารามิเตอร์อิสระหกตัว และสอดคล้องกับจักรวาลวิทยาบิกแบง (Big Bang cosmology) ร่วมกับทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล

### กล้องโทรทรรศน์อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์เชิงมุมระดับองศา (Degree Angular Scale Interferometer)

กล้องโทรทรรศน์อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์เชิงมุมระดับองศา (DASI) คือกล้องโทรทรรศน์ที่ติดตั้ง ณ สถานีขั้วโลกใต้อามุนด์เซน–สกอตต์ (Amundsen–Scott South Pole Station) ในทวีปแอนตาร์กติกา ซึ่งดำเนินการโดยมูลนิธิวิทยาศาสตร์แห่งชาติสหรัฐอเมริกา (U.S. National Science Foundation) กล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวเป็นกล้องแบบอินเทอร์เฟอโรมิเตอร์ (interferometer) แบบ 13 องค์ประกอบ ทำงานในช่วงความถี่ 26 ถึง 36 กิกะเฮิรตซ์ (คลื่นย่านเคเอ หรือ Ka band) โดยแบ่งออกเป็นสิบแถบความถี่ เครื่องมือดังกล่าวมีการออกแบบที่คล้ายคลึงกับ CBI และ VSA ใน ค.ศ. 2001 ทีมวิจัย DASI ได้ประกาศผลการวัดสเปกตรัมกำลัง (power spectrum) ของอุณหภูมิการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลที่มีความละเอียดสูงที่สุดเท่าที่เคยมีมา ผลลัพธ์เหล่านี้ประกอบด้วยการตรวจพบยอดอะคูสติกที่สองและสามใน CMB เป็นครั้งแรก ซึ่งถือเป็นหลักฐานสำคัญสนับสนุนทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล การประกาศดังกล่าวกระทำร่วมกับการทดลอง BOOMERanG และ MAXIMA ต่อมาใน ค.ศ. 2002 ทีมวิจัยได้รายงานการตรวจพบความเป็นแอนไอโซทรอปีเชิงโพลาไรเซชัน (polarization anisotropies) ใน CMB เป็นครั้งแรก

### กล้องโทรทรรศน์จักรวาลวิทยาอาตากามา

กล้องโทรทรรศน์จักรวาลวิทยาอาตากามา (Atacama Cosmology Telescope–ACT) เป็นกล้องโทรทรรศน์จักรวาลวิทยาชนิดคลื่นมิลลิเมตรที่ตั้งอยู่บนยอดเขาเซร์โรโตโก (Cerro Toco) ในทะเลทรายอาตากามา (Atacama Desert) ทางตอนเหนือของประเทศชิลี ACT ได้ดำเนินการสำรวจท้องฟ้าในช่วงความยาวคลื่นไมโครเวฟด้วยความละเอียดระดับลิปดา (arcminute resolution) และความไวสูง เพื่อศึกษาการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล อันเป็นรังสีตกค้างจากกระบวนการบิกแบง กล้องโทรทรรศน์แห่งนี้ตั้งอยู่ห่างจากเมืองซานเปโดรเดอาตากามา (San Pedro de Atacama) ประมาณ 40 กิโลเมตร ที่ระดับความสูง 5,190 เมตร (17,030 ฟุต) เหนือระดับน้ำทะเล ซึ่งเคยถูกนับเป็นหนึ่งในกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินที่ตั้งอยู่ในพื้นที่ที่สูงที่สุดแห่งหนึ่งในโลก

### ยานอวกาศพลังค์

ภารกิจอวกาศลำดับที่สามคือยานสำรวจพลังค์ (Planck Surveyor) ขององค์การอวกาศยุโรป (European Space Agency–ESA) ซึ่งถูกส่งขึ้นสู่อวกาศในเดือนพฤษภาคม ค.ศ. 2009 และดำเนินการสำรวจอย่างละเอียดยิ่งขึ้นจนกระทั่งสิ้นสุดภารกิจในเดือนตุลาคม ค.ศ. 2013 โดยยานพลังค์ใช้ทั้งเครื่องวัดรังสีแบบเฮมต์ (HEMT radiometers) และเทคโนโลยีโบโลมิเตอร์ (bolometer) ในการวัดค่าการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลในระดับที่เล็กกว่า WMAP อุปกรณ์ตรวจวัดของยานดังกล่าวได้รับการทดสอบเบื้องต้นผ่านการทดลอง ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver) ซึ่งติดตั้งบนกล้องโทรทรรศน์ไวเปอร์ (Viper telescope) ในทวีปแอนตาร์กติกา โดย ACBAR ได้สร้างผลการวัดที่มีความแม่นยำสูงสุดในระดับมาตราส่วนเชิงมุมขนาดเล็กจนถึงปัจจุบัน รวมถึงได้รับการทดสอบบนกล้องโทรทรรศน์บอลลูนอาร์คีออปส์ (Archeops) อีกด้วย

เมื่อวันที่ 21 มีนาคม ค.ศ. 2013 ทีมวิจัยนำโดยนักวิทยาศาสตร์ชาวยุโรปที่อยู่เบื้องหลังยานสำรวจจักรวาลวิทยาพลังค์ได้เผยแพร่แผนที่ท้องฟ้าทั้งหมดของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล จากภารกิจดังกล่าว แผนที่นี้ได้ชี้ให้เห็นว่าจักรวาลมีอายุมากกว่าที่นักวิจัยคาดการณ์ไว้เล็กน้อย จากแผนที่ดังกล่าวได้พบว่าความผันแปรเล็กน้อยของอุณหภูมิได้ถูกประทับรอยไว้บนห้วงอวกาศลึกในช่วงที่จักรวาลมีอายุประมาณ 370,000 ปี รอยประทับดังกล่าวนี้สะท้อนให้เห็นคลื่นระลอกที่เกิดขึ้นในช่วงแรกสุดของการดำรงอยู่ของจักรวาล นับตั้งแต่ช่วงเวลาที่ 10⁻³⁰ วินาทีแรก ซึ่งคลื่นระลอกเหล่านี้เชื่อกันว่าเป็นจุดกำเนิดของโครงข่ายจักรวาลขนาดมหึมาในปัจจุบัน อันประกอบด้วยกระจุกดาราจักรและสสารมืด จากข้อมูลใน ค.ศ. 2013 ได้มีการพบว่าจักรวาลประกอบด้วยสสารธรรมดาในร้อยละ 4.9 สสารมืดในร้อยละ 26.8 และพลังงานมืดที่คิดเป็นร้อยละ 68.3 ต่อมาเมื่อวันที่ 5 กุมภาพันธ์ ค.ศ. 2015 ภารกิจพลังค์ได้เผยแพร่ข้อมูลชุดใหม่ ซึ่งระบุว่าจักรวาลมีอายุ 13,799 ± 0,021 ล้านปี และค่าคงที่ฮับเบิล (Hubble constant) ได้รับการวัดค่าอยู่ที่ 67.74 ± 0.46 (กิโลเมตรต่อวินาที) ต่อเมกะพาร์เซก (Mpc)

### กล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้

กล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ (South Pole Telescope–SPT) เป็นกล้องโทรทรรศน์ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 เมตร (390 นิ้ว) ตั้งอยู่ที่สถานีขั้วโลกใต้อามุนด์เซน–สกอตต์ในทวีปแอนตาร์กติกา กล้องโทรทรรศน์นี้ได้รับการออกแบบสำหรับการสังเกตการณ์ในย่านไมโครเวฟ คลื่นมิลลิเมตร และคลื่นซับมิลลิเมตรของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า โดยมีเป้าหมายการออกแบบหลักเพื่อวัดการแผ่รังสีแบบกระจาย (diffuse emission) ที่มีความเข้มอ่อนมากจากการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล ผลลัพธ์สำคัญจากภารกิจนี้ได้แก่การตรวจพบโพลาไรเซชันแบบบีโหมด (B-mode polarization) ใน CMB เป็นครั้งแรก การค้นพบกระจุกดาราจักรมากกว่า 1,000 แห่งโดยอาศัยปรากฏการณ์ซุนยาเยฟ–เซลโดวิช (Sunyaev–Zel'dovich effect) การค้นพบกลุ่มประชากรของดาราจักรชนิดฝุ่นที่มีค่าการเลื่อนทางแดงสูงและผ่านการหักเหของแสงอย่างรุนแรง (high-redshift, strongly lensed dusty galaxies) รวมถึงการวัดสเปกตรัมกำลังของอุณหภูมิปฐมภูมิ (primary temperature) และโพลาไรเซชันของ CMB ในระดับมาตราส่วนเชิงมุมขนาดเล็กด้วยความไวสูงเป็นประวัติการณ์

## แบบจำลองทางทฤษฎี

การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลและความสัมพันธ์ระหว่างการเลื่อนทางแดงทางจักรวาลวิทยากับระยะทางนั้นได้รับการยอมรับร่วมกันว่าเป็นหลักฐานที่ดีที่สุดที่มีอยู่สำหรับเหตุการณ์บิกแบง การวัดค่า CMB ได้ทำให้แบบจำลองบิกแบงแบบพองตัว (inflationary Big Bang model) กลายมาเป็นแบบจำลองจักรวาลวิทยามาตรฐาน (Standard Cosmological Model) การค้นพบ CMB ในช่วงกลางคริสต์ทศวรรษ 1960 ได้ลดความสนใจในทฤษฎีทางเลือกอื่น ๆ ลง เช่น ทฤษฎีสภาวะคงตัว (steady state theory)

ในแบบจำลองบิกแบงสำหรับการก่อกำเนิดจักรวาล จักรวาลวิทยาแบบพองตัว (inflationary cosmology) ทำนายว่าภายหลังจากการเริ่มต้นของจักรวาลประมาณ 10⁻³⁷ วินาที จักรวาลในระยะเริ่มแรกได้เกิดการขยายตัวแบบเอกซ์โปเนนเชียล (exponential growth) ซึ่งได้ปรับความไม่สม่ำเสมอเกือบทั้งหมดให้ราบเรียบ ความไม่สม่ำเสมอที่หลงเหลืออยู่เกิดจากความผันผวนเชิงควอนตัม (quantum fluctuation) ในสนามอินฟลาตอน (inflaton field) ซึ่งเป็นตัวการที่ก่อให้เกิดเหตุการณ์การพองตัว ในช่วงก่อนการก่อตัวของดาวฤกษ์และดาวเคราะห์เป็นเวลานานนั้นจักรวาลยุคแรกมีความหนาแน่นที่สูงกว่า มีความร้อนที่สูงกว่ามาก และนับตั้งแต่ 10⁻⁶ วินาทีหลังบิกแบง จักรวาลได้เต็มไปด้วยแสงสว่างที่สม่ำเสมอจากหมอกพลาสมาร้อนจัดสีขาว ซึ่งประกอบด้วยอนุภาคโฟตอน อิเล็กตรอน และแบริออน (baryon) ที่มีปฏิสัมพันธ์ซึ่งกันและกัน

เมื่อจักรวาลขยายตัวออก การทำให้เย็นลงแบบอะเดียแบติก (adiabatic) ส่งผลให้ความหนาแน่นพลังงานของพลาสมาลดลงจนถึงจุดที่เอื้ออำนวยให้อิเล็กตรอนสามารถรวมตัวกับโปรตอนได้ ก่อให้เกิดอะตอมไฮโดรเจน กระบวนการรวมตัวใหม่ (recombination) นี้เกิดขึ้นเมื่ออุณหภูมิอยู่ที่ประมาณ 3,000 เคลวิน (K) หรือเมื่อจักรวาลมีอายุประมาณ 379,000 ปี เนื่องจากโฟตอนไม่มีปฏิสัมพันธ์กับอะตอมที่เป็นกลางทางไฟฟ้าเหล่านี้ โฟตอนจึงเริ่มเดินทางอย่างอิสระผ่านห้วงอวกาศ ส่งผลให้เกิดการแยกตัวระหว่างสสารและรังสี

อุณหภูมิสี (color temperature) ของกลุ่มโฟตอนที่แยกตัวออกมาได้ลดลงอย่างต่อเนื่องนับตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา โดยปัจจุบันอยู่ที่ 2.7260 ± 0.0013 เคลวิน และจะยังคงลดลงต่อไปเมื่อจักรวาลขยายตัว ความเข้มของรังสีสอดคล้องกับการแผ่รังสีวัตถุดำ (black-body radiation) ที่อุณหภูมิ 2.726 เคลวิน เนื่องจากการแผ่รังสีวัตถุดำที่ผ่านการเลื่อนทางแดงนั้นมีลักษณะเทียบเท่ากับการแผ่รังสีวัตถุดำที่อุณหภูมิต่ำกว่า ตามแบบจำลองบิกแบงแล้วนั้นรังสีจากท้องฟ้าที่เราวัดได้ในปัจจุบันมาจากพื้นผิวทรงกลมที่เรียกว่า*พื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้าย (the surface of last scattering)* ซึ่งหมายถึงกลุ่มของตำแหน่งในอวกาศที่คาดว่าเหตุการณ์การแยกตัว (decoupling event) ได้เกิดขึ้น ณ ช่วงเวลาที่โฟตอนจากระยะทางดังกล่าวเพิ่งเดินทางมาถึงผู้สังเกตการณ์พอดี พลังงานรังสีส่วนใหญ่ในจักรวาลอยู่ในรูปของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล โดยคิดเป็นสัดส่วนประมาณ 6×10⁻⁵ ของความหนาแน่นรวมของจักรวาล

ความสำเร็จที่ยิ่งใหญ่ที่สุดสองประการของทฤษฎีบิกแบงนั้นได้แก่การทำนายสเปกตรัมวัตถุดำที่เกือบสมบูรณ์แบบและการทำนายอย่างละเอียดของความเป็นแอนไอโซทรอปีในการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล โดยสเปกตรัม CMB ได้กลายเป็นสเปกตรัมวัตถุดำที่มีการวัดค่าด้วยความแม่นยำสูงสุดที่พบในธรรมชาติ

### การทำนายจากแบบจำลองบิกแบง

ในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1940 อัลเฟอร์และเฮอร์แมน (Alpher and Herman) ได้ให้เหตุผลว่าหากบิกแบงเกิดขึ้นจริง การขยายตัวของจักรวาลจะทำให้รังสีพลังงานสูงในยุคแรกเริ่มของจักรวาลถูกยืดออกเข้าสู่ย่านไมโครเวฟของสเปกตรัมคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า และลดอุณหภูมิลงเหลือประมาณ 5 เคลวิน การประมาณการของพวกเขามีความคลาดเคลื่อนอยู่บ้าง ทว่าแนวคิดโดยพื้นฐานนั้นถูกต้อง โดยพวกเขาได้ทำนายการมีอยู่ของ CMB ไว้ล่วงหน้า และต้องใช้เวลาอีกกว่า 15 ปีกว่าที่เพนเซียสและวิลสันจะค้นพบว่าการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังนั้นมีอยู่จริง

ตามหลักจักรวาลวิทยามาตรฐานแล้วนั้น CMB ได้ให้ภาพถ่ายฉับพลัน (snapshot) ของจักรวาลยุคแรกเริ่มที่ร้อนจัด ณ ช่วงเวลาที่อุณหภูมิลดลงจนเพียงพอให้อิเล็กตรอนและโปรตอนรวมตัวกันก่อเป็นอะตอมไฮโดรเจน เหตุการณ์นี้ทำให้จักรวาลมีความโปร่งใสต่อรังสีเกือบสมบูรณ์ เนื่องจากแสงไม่ถูกกระเจิงโดยอิเล็กตรอนอิสระอีกต่อไป เหตุการณ์นี้เกิดขึ้นประมาณ 380,000 ปีหลังบิกแบง ในขณะที่อุณหภูมิของจักรวาลอยู่ที่ประมาณ 3,000 เคลวิน ซึ่งสอดคล้องกับพลังงานโดยรอบ (ambient energy) ประมาณ 0.26 อิเล็กตรอนโวลต์ (eV) ซึ่งน้อยกว่าพลังงานไอออไนเซชันของไฮโดรเจนที่ 13.6 อิเล็กตรอนโวลต์อย่างมีนัยสำคัญ ยุคสมัยนี้เป็นที่รู้จักกันโดยทั่วไปในชื่อ "ช่วงเวลาแห่งการกระเจิงครั้งสุดท้าย" หรือยุคของการรวมตัวใหม่ (recombination) หรือการแยกตัว (decoupling)

นับตั้งแต่การแยกตัว อุณหภูมิสี ของการแผ่รังสีพื้นหลังได้ลดลงโดยเฉลี่ยเป็นปัจจัย 1,089 เท่า อันเป็นผลมาจากการขยายตัวของจักรวาล เมื่อจักรวาลขยายตัวออก โฟตอน CMB จะเกิดการเลื่อนทางแดง ทำให้พลังงานของโฟตอนลดลง อุณหภูมิสีของรังสีดังกล่าวจะคงความสัมพันธ์แบบผกผันกับพารามิเตอร์ที่ใช้อธิบายการขยายตัวสัมพัทธ์ของจักรวาลตามเวลาซึ่งเรียกว่าความยาวมาตราส่วน (scale length) โดยอุณหภูมิสี Tr ของ CMB ในฐานะฟังก์ชันของค่าเรดชิฟต์ z สามารถแสดงให้เห็นว่ามีความสัมพันธ์แบบแปรผันตรงกับอุณหภูมิสีของ CMB ที่สังเกตได้ในปัจจุบัน (2.725 เคลวิน หรือ 0.2348 มิลลิอิเล็กตรอนโวลต์):

*T*r = 2.725 K × (1 + *z*)
ความสม่ำเสมอในระดับสูงทั่วทั้งเอกภพที่สังเกตได้และค่าแอนไอโซทรอปีที่แม้จะมีค่าเพียงเล็กน้อยแต่สามารถวัดได้นั้นล้วนเป็นหลักฐานสนับสนุนอย่างหนักแน่นต่อแบบจำลองบิกแบงโดยทั่วไป และโดยเฉพาะอย่างยิ่งต่อแบบจำลอง ΛCDM ("แลมบ์ดา-สสารมืดเย็น" หรือ Lambda Cold Dark Matter) ยิ่งไปกว่านั้น ความผันผวนดังกล่าวมีความเชื่อมโยงกันอย่างสอดคล้อง (coherent) ในมาตราส่วนเชิงมุมที่ใหญ่กว่าขอบฟ้าจักรวาลวิทยาปรากฏ (apparent cosmological horizon) ณ ช่วงเวลาของการรวมตัวกันใหม่ ความสอดคล้องดังกล่าวจะต้องเป็นผลจากการปรับค่าอย่างละเอียดโดยปราศจากความเป็นเหตุเป็นผล (acausally fine-tuned) หรือไม่ก็ต้องเกิดจากการพองตัวของจักรวาล

#### แอนไอโซทรอปีหลัก

สเปกตรัมกำลังของแอนไอโซทรอปีของอุณหภูมิการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลในแง่ของมาตราส่วนเชิงมุม (หรือโมเมนต์หลายขั้ว) ข้อมูลที่แสดงมาจากเครื่องมือ WMAP (ค.ศ. 2006), Acbar (ค.ศ. 2004), Boomerang (ค.ศ. 2005), CBI (ค.ศ. 2004) และ VSA (ค.ศ. 2004) นอกจากนี้ยังแสดงแบบจำลองเชิงทฤษฎี (เส้นทึบ) ประกอบด้วยเช่นกันแอนไอโซทรอปีหรือการขึ้นอยู่กับทิศทางของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลนั้นแบ่งออกได้เป็นสองประเภท ได้แก่ แอนไอโซทรอปีปฐมภูมิ (primary anisotropy) ซึ่งเกิดจากผลกระทบที่เกิดขึ้น ณ พื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้ายและก่อนหน้านั้น และแอนไอโซทรอปีทุติยภูมิ (secondary anisotropy) ซึ่งเกิดจากผลกระทบต่าง ๆ เช่น ปฏิสัมพันธ์ระหว่างการแผ่รังสีพื้นหลังกับก๊าซร้อนหรือศักย์ความโน้มถ่วง (gravitational potential) ที่อยู่ระหว่างพื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้ายและผู้สังเกตการณ์

#### การรบกวนความหนาแน่นแบบอะเดียแบติก (adiabatic density perturbations)

#### การรบกวนความหนาแน่นแบบไอโซเคอร์เวอเจอร์ (isocurvature density perturbations)

#### แอนไอโซทรอปีในยุคหลัง

### ทฤษฎีทางเลือกอื่น

## โพลาไรเซชัน

## การวิเคราะห์แบบหลายขั้ว

## วิวัฒนาการในอนาคต

## เส้นเวลาของการพยากรณ์, การค้นพบ และการตีความ

## ในวัฒนธรรมนิยม

## ดูเพิ่มเติม

## อ้างอิง

## อ่านเพิ่มเติม

## แหล่งข้อมูลอื่น