宇宙微波背景

特徵

從背景輻射中，利用都卜勒效應減去一個偶極，其中後者乃源於地球相對於共動宇宙靜止參照系有相對運動，星球以相當371 km/s的速度朝向獅子座移動。減去偶極後，宇宙微波背景是均勻的輻射，黑體輻射的熱能來自整個天空。輻射是各向同性的，差異約略為1/100000：方均根變異只有18μK，宇宙微波背景偶極以及在更高階的多極矩上的相差已經得到測量，其結果同銀河系運動的影響相一致。
在大霹靂模型下形成的宇宙，暴脹宇宙預測，約10 ⁻³⁷秒之後的新生宇宙會以指數成長，撫平了幾乎所有的不均勻性。其餘的不均勻性由量子微擾在暴脹場中引發宇宙暴脹事件。在10⁻⁶秒之後，早期宇宙由充滿著高溫、以電子、質子、重子與光子交互作用的電漿所組成。當宇宙膨脹，絕熱冷卻導致電漿的能量密度降低，直到環境變得有利於電子與質子結合，形成氫原子。復合發生時，溫度約為3000 K，當時的宇宙約37.9萬歲。在這一點上，光子不再與已是電中性的原子交互作用，並開始自由的在空間中旅行，導致物質與輻射退耦合。
脫耦光子的色溫逐漸減少，如今降至2.7260 ± 0.0013 K，隨著宇宙膨脹，其溫度將繼續下降。根據大霹靂模型，今日所測的天際輻射來自一種稱為「最後散射面」的球面。此為空間中預測為脫耦事件發生及恰好傳遞至觀測者的光子之時間點的點集合。所有宇宙中的輻射能都是宇宙微波背景輻射，補足了約6×10⁻⁵的宇宙總密度。
大霹靂理論的兩個最偉大成就為其近乎完美的黑體輻射能譜及其詳細地預測宇宙微波背景輻射的各向異性。宇宙微波背景頻譜已成為最精確測量的黑體輻射能譜。

預測

1934年，Tolman發現在宇宙中輻射溫度的演化裡溫度會隨著時間演化而改變；而光子的頻率隨時間演化（即宇宙學紅移）也會有所不同。但是當兩者一起考慮時，也就是討論光譜時（是頻率與溫度的函數）兩者的變化會抵銷掉，也就是黑體輻射的形式會保留下來。
1948年，美國物理學家伽莫夫、阿爾菲和赫爾曼估算出，如果宇宙最初的溫度約為十億度，則會殘留有約5~10k的黑體輻射。然而這個工作並沒有引起重視。1964年，蘇聯的澤爾多維奇、英國的霍伊爾、泰勒（Tayler）、美國的皮布爾斯等人的研究預言，宇宙應當殘留有溫度為幾K的背景輻射，並且在厘米波段上應可觀測，從而重新引起了學術界對背景輻射的重視。美國的迪克、勞爾（Roll）、威爾金森等人也開始著手製造一種低雜訊的天線來探測這種輻射，然而美國射電天文學家阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜卻在無意中先於他們發現了背景輻射。

偏振

宇宙微波背景在數個微絕對溫度的階層上為偏振。偏振有兩種類型，分別為E模和B模。這狀況類比於靜電學。在靜電學裏，電場（「E」場）的旋度為零，磁場（「B」場）的散度為零。在不勻相電漿中，E模因湯姆森散射自然產生。B模尚未被測量，被認為振幅最大應有0.1μK，並非由電漿物理產生。B模不是來自於標準的標量微擾，而是來自兩種機制。第一種是來自於被重力透鏡後的E模，這已於2013年被南極天文台測得。第二種是來自於宇宙暴脹所產生的重力波。探測「B」模式極其困難，尤其是前景污染程度未知，弱重力透鏡信號又將較強的E模信號與B模信號混合在一起。

進一步的研究

後來人們在不同波段上對微波背景輻射做了大量的測量和詳細的研究，發現它在一個相當寬的波段範圍內良好地符合黑體輻射譜，對應溫度大約為2.7K（近似為3K），並且在整個天空上是高度各向同性的，只是具有一個微小的偶極各向異性：在赤經11.3±0.1 h，赤緯4±2°的地方溫度略高，在相反的方向溫度略低，人們認為這是由銀河系運動帶來的都卜勒效應所引起的。

微波背景的觀測

隨後發現宇宙背景的，是數以百計已進行測量和識別輻射特徵的宇宙微波背景輻射實驗。最有名的實驗可能是美國國家航空暨太空總署的宇宙背景探測者（COBE）衛星，運行於1989-1996年，在有限的探測能力下探測及定量大尺度的各向異性。由COBE極為各向同性且均勻背景這最初結果獲得啟發，一系列地面及氣球基礎的實驗在往後十年量化了宇宙微波背景在小角尺度上的各向異性。這些實驗的主要目的為測量角尺度第一聲學峰，而COBE沒有足夠的解析度。這些測量已排除了宇宙弦為主導的宇宙結構形成理論，並建議宇宙暴脹理論是正確的。在1990年代，第一峰值的測量隨著靈敏度提高，於2000年，由毫米波段氣球觀天計畫實驗揭開最高功率微擾發生於大約一度的尺度。綜合其他宇宙學數據，這些結果暗示宇宙的幾何形狀是平坦的。一些陸基的干涉儀在往後三年內提供了高精密度測量的微擾，包括極小陣列，度角尺度干涉儀（DASI），宇宙背景成像器（Cosmic Background Imager，簡稱CBI）。其中DASI創造了第一個宇宙微波背景偏振探測，而CBI提供了第一個E模偏振能譜，並明顯相較與B模反相。
在2001年6月，美國國家航空暨太空總署推出了第二宇宙微波背景太空任務，為威爾金森微波各向異性探測器（WMAP），更精確的測量整個天空的大尺度各向異性。威爾金森微波各向異性探測器採用對稱的，快速的多頻掃描，快速轉換輻射計與極小化非天空訊號雜訊。此任務的首次結果於2003年披露，詳細的測量小於1度的角功率譜，緊緊地約束了各種宇宙學參數。其結果與宇宙暴脹及其他各種相互競爭的理論的預期大致相符，宇宙微波背景（CMB）的詳細資料可在美國航天暨太空總署的資料庫取得（參見下方鏈接）。WMAP雖然提供了非常精確的宇宙微波背景大尺度角擾動（天空中與月亮同寬的結構）測量，但未有角解析度來測量已由先前的陸基干涉儀所發現的小尺度擾動。

全天圖

宇宙微波背景全天圖，由威爾金森微波各向異性探測器9年成果繪製
第三個太空任務為歐洲太空總署（ESA）的普郎克衛星，於2009年5月升空，目前正進行更詳細的調查。普朗克利用高電子移動率電晶體（HEMT）輻射計與熱輻射計技術，可以較WMAP於更小尺度上測量宇宙微波背景。其探測器在亞其歐普（Archeops）氣球望遠鏡中，及南極的蝰蛇望遠鏡（Viper telescope）作為角分宇宙熱輻射計陣列接收器（Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver，簡稱ACBAR）實驗進行測試，該實驗已在小角尺度數據上產生了最精確的測量，
2013年3月21日，普郎克衛星背後的歐洲領導研究小組發布此任務的宇宙微波背景輻射全天圖（565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg）。此圖建議宇宙略老於研究者所想的。根據該圖，宇宙在約37萬歲時，細微的溫度波動烙印在深空中。此印記反映著略過早期，當宇宙存在時第一個10³⁰秒時的漣漪。顯然，這些漣漪掀起了當今浩瀚的星系團與暗物質宇宙網絡。據該團隊，宇宙為137.98±0.37億歲，含有4.9％普通物質，26.8％的暗物質和68.3％的暗能量。此外，哈伯常數測定為67.15±1.2（公里/秒）/ 百萬秒差距。
此外，陸基儀器諸如南極洲的南極望遠鏡和建議的Clover電波望遠鏡計畫、阿塔卡馬宇宙望遠鏡、及在智利的QUIET將提供衛星觀測無法提供的額外的數據，可能包括B模偏振。

數據處理和分析

衛星的原始宇宙微波背景數據（如WMAP）包含了前景效應，會完全掩蓋宇宙微波背景的精細尺度結構。細微尺度結構被疊加在原始宇宙微波背景數據中，因過小而無法由該尺度的原始數據中顯現。前景效果最突出的是由太陽相對於宇宙微波背景運動而造成的偶極各向異性。由於偶極各向異性與地球相對於太陽、眾多在銀河系平面的微波源及其他各處的週年運動和其他都必須減去，以顯露超細微變化，描繪宇宙微波背景的精細尺度結構特徵。
宇宙微波背景數據製作的全天圖、角功率譜，及最終宇宙學參數的詳細分析，是一個複雜，難以計算的問題。雖然從圖中計算功​​率譜原則上是一個簡單的傅里葉變換，將全天圖分解至球諧函數，在實踐上，這很難將雜訊及前景來源列入考慮。特別是，這些前景由星系射線如制動輻射、同步輻射及微波發射帶的星際微塵所主導，在實踐上，星系已被刪除，導致宇宙微波背景圖並非全天圖。此外，星系團等點光源代表另外的前景來源，必須將其去除，以免扭曲宇宙微波背景能譜中的小尺度結構。
對許多宇宙學參數的設限可由他們對能譜上的效應來獲得，結果往往藉由馬爾科夫蒙特卡洛採樣技術計算。

宇宙微波背景輻射各向異性偶極

從宇宙微波背景的數據可以看出，我們本星系（包括太陽系的銀河系之銀河星團）似乎正在星系經度方向l = 263.99±0.14°，b = 48.26±0.03°，以369±0.9公里/秒相對於宇宙微波背景參考系（也稱為宇宙微波背景靜止系，或相對於宇宙微波背景無運動的參考系）移動。此運動導致數據各向異性（宇宙微波背景在運動方向顯得較反方向暖）。溫度變化的標準解釋為：由於相對於宇宙微波背景運動，產生簡單的速度紅移和藍移。但替代的宇宙學模型可解釋所觀察到的宇宙微波背景偶極溫度分布的比例。

低階多極和其他異常

WMAP所提供日益精確的數據，已有數個聲稱，宇宙微波背景顯示異常，如超大尺度的各向異性，反常對齊，和非高斯分布。長久以來，這些最具爭議的是低l多極矩。據觀察，即使在COBE的地圖中，四極矩（l = 2，球諧函數）與大霹靂的預測相比，有一個偏低的振幅。特別是，四極矩和八極矩（l = 3）模式似乎有種難以解釋的互相對齊及與黃道平面對齊，對齊有時被視為「邪惡軸（axis of evil）」某些團體建議這可能是新物理學在最大的觀察尺度的特徵；其他團體懷疑是系統數據中的錯誤。
最終，由於前景的和宇宙變異數問題，最大的模式將永遠不會與小角度的模式一樣測量。此分析均在兩張已盡可能除去前景的圖中完成：「內部線性組合」，為WMAP協作的地圖，和馬克斯·泰格馬克等人所製作的類似地圖。後來分析指出，這些都是最容易受同步輻射、星際微塵、制動輻射放射等前景污染的模式，及源於單極和偶極實驗的不確定性。一個完整的WMAP能譜的貝氏分析演示了ΛCDM模型預測的四級矩與數據在10％的程度上吻合，而觀測的八極矩並不值得注意。小心的對全天圖中消除前景的步驟計算進一步造成約5%顯著的對齊。

宇宙背景探測者(COBE)的成果

根據1989年11月升空的宇宙背景探測者（COBE，Cosmic Background Explorer）測量到的結果，宇宙微波背景輻射譜非常精確地符合溫度為2.726±0.010K的黑體輻射譜，證實了銀河系相對於背景輻射有一個相對的運動速度，並且還驗證，扣除掉這個速度對測量結果帶來的影響，以及銀河系內物質輻射的干擾，宇宙背景輻射具有高度各向同性，溫度漲落的幅度只有大約百萬分之五。目前公認的理論認為，這個溫度漲落起源於宇宙在形成初期極小尺度上的量子漲落，它隨著宇宙的暴脹而放大到宇宙學的尺度上，並且正是由於溫度的漲落，造成物質宇宙物質分布的不均勻性，最終得以形成諸如星系團等的一類大尺度結構。
2006年，負責COBE項目的美國科學家約翰·馬瑟和喬治·斯穆特因其對「宇宙微波背景輻射的黑體形式和各向異性」而獲得諾貝爾物理學獎。

威爾金森微波各向異性探測器(WMAP)的發現

2003年，美國發射的威爾金森微波各向異性探測器對宇宙微波背景在不同方向上漲落的測量表明，宇宙的年齡是137±1億年，在宇宙的組成成分中，4%是一般物質，23%是暗物質，73%是暗能量。宇宙目前的膨脹速度是每秒71公里每百萬秒差距，宇宙空間是近乎於平坦的，它經歷過暴脹的過程，並且會一直膨脹下去。