宇宙微波背景

特征

从背景辐射中，利用多普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，宇宙微波背景偶极以及在更高阶的多极矩上的相差已经得到测量，其结果同银河系运动的影响相一致。
在大爆炸模型下形成的宇宙，暴胀宇宙预测，约10 ⁻³⁷秒之后的新生宇宙会以指数成长，抚平了几乎所有的不均匀性。其余的不均匀性由量子摄动在暴胀场中引发宇宙暴胀事件。在10⁻⁶秒之后，早期宇宙由充满着高温、以电子、质子、重子与光子相互作用的等离子体所组成。当宇宙膨胀，绝热冷却导致等离子体的能量密度降低，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。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。
脱耦光子的色温逐渐减少，如今降至2.7260 ± 0.0013 K，随着宇宙膨胀，其温度将继续下降。根据大爆炸模型，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，补足了约6×10⁻⁵的宇宙总密度。
大爆炸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。

预测

1934年，Tolman发现在宇宙中辐射温度的演化里温度会随着时间演化而改变；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噪声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。

偏振

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。在不匀相等离子体中，E模因汤姆孙散射自然产生。B模尚未被测量，被认为振幅最大应有0.1μK，并非由等离子体物理产生。B模不是来自于标准的标量摄动，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。第二种是来自于宇宙暴胀所产生的引力波。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。

进一步的研究

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。

微波背景的观测

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国家航空航天局的宇宙背景探测者（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没有足够的分辨率。这些测量已排除了宇宙弦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，第一峰值的测量随着灵敏度提高，于2000年，由毫米波段气球观天计划实验揭开最高功率摄动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摄动，包括极小阵列，度角尺度干涉仪（DASI），宇宙背景成像器（Cosmic Background Imager，简称CBI）。其中DASI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，美国国家航空航天局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噪声。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数据库取得（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，但未有角分辨率来测量已由先前的陆基干涉仪所发现的小尺度扰动。

全天图

宇宙微波背景全天图，由威尔金森微波各向异性探测器9年成果绘制
第三个太空任务为欧洲空间局（ESA）的普郎克卫星，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晶体管（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，
2013年3月21日，普郎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）。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。此印记反映着略过早期，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，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。
此外，陆基仪器诸如南极洲的南极望远镜和建议的Clover电波望远镜计划、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

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，这很难将噪声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

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。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）。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。

低阶多极和其他异常

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。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）与大爆炸的预测相比，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，对齐有时被视为“邪恶轴（axis of evil）”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。
最终，由于前景的和宇宙变异数问题，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。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。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。

宇宙背景探测者(COBE)的成果

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，造成物质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

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。