우주 마이크로파 배경
예측, 발견 및 해석의 연표 > 마이크로파 배경 복사 예측 및 측정

1941년 – 앤드루 맥켈러Andrew McKellar는 월터 시드니 애덤스가 B별에서 측정한 CN 이중선의 여기를 사용하여 우주 마이크로파 배경을 성간 매질의 가장 차가운 구성 요소로 감지하여 "공간의 유효 온도"(평균 볼로미터(bolometer) 온도) 2.3 K를 발견했다.
1946년 – 조지 가모프는 50 K (30억 년 된 우주라고 가정)의 온도를 계산하고, "... 성간 공간의 실제 온도와 합리적인 일치"라고 언급했지만 배경 복사에 대해서는 언급하지 않았다.
1948년 – 랠프 앨퍼와 로버트 허먼은 "우주의 온도"를 5 K로 추정한다. 그들이 배경 복사에 대해 구체적으로 언급하지는 않았지만, 그것은 추론될 수 있다.
1949년 - 랠프 앨퍼와 로버트 허먼은 온도를 28 K로 다시 추정한다.
1953년 - 조지 가모프는 7 K를 추정한다.
1956년 – 조지 가모프는 6 K를 추정한다.
1955년 - 난차이 라디오 천문대(Nançay Radio Observatory)의 에밀 르 루Émile Le Roux는 λ = 33 cm의 하늘 조사에서 3 K 플러스 마이너스 2에 가까운 등방성 배경 복사를 보고했다.
1957년 티그란 슈마오노프Tigran Shmaonov는 "방사선 방출 배경의 절대 유효 온도는... 는 4±3 K이다."라고 보고한다. "측정 결과 방사선 강도는 관측 시간이나 방향과 무관했다... 이제 슈마오노프가 3.2 cm의 파장에서 우주 마이크로파 배경을 관찰했다는 것이 명백해졌다."라고 한것이 주목된다.
1960년대 - 로버트 딕은 한 40 K의 마이크로파 배경 복사 온도를 재추정한다.
1964년 - 안드레이 도로슈케비치Andrei Doroshkevich와 이고르 노비코프는 가모프, 알퍼 및 헤르만이 예측한 흑체 복사에 대한 제안하는 짧은 논문을 발표했는데, 여기소 그들은 CMB 복사 현상을 감지하는한 것으로 명명한다.
1964년부터 1965년까지 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 약 3 K로 측정한다. 로버트 딕, 제임스 피블스, P. G. 롤Roll, 데이비드 토드 윌킨슨은 이 복사를 대폭발(빅뱅)의 신호로 해석한다.
1966년 - 라이너 K. 삭스Rainer K. Sachs와 아서 M. 울프는 이론적으로 관측자와 마지막 산란 표면 사이의 중력 퍼텐셜 변화에 의해 생성되는 마이크로파 배경 변동 진폭을 예측한다(삭스-울프 효과(Sachs–Wolfe effect) 참조).
1968년 – 마틴 리스Martin Rees와 데니스 시아마Dennis W. Sciama는 이론적으로 광자가 시간 의존적인 퍼텐셜 우물을 통과하면서 발생하는 마이크로파 배경 변동 진폭을 예측한다.
1969년 - 라시드 수냐에프와 야코프 젤도비치는 뜨거운 전자에 의한 마이크로파 배경 광자의 역 컴프턴 산란을 연구한다.(수냐에프-젤도비치 효과 참조)
1983년 – 케임브리지 전파천문 그룹(Cambridge Radio Astronomy Group)와 오웬스 밸리 전파천문대(Owens Valley Radio Observatory)의 연구원들이 은하단에서 수냐에프-젤도비치 효과를 처음으로 감지한다.
1983년 - RELIKT-1 소련의 CMB 바등방성 실험이 시작되었다.
1990년 – COBE 위성의 FIRAS는 CMB 스펙트럼의 흑체 형태를 정교한 정밀도로 측정했으며, 마이크로파 배경이 거의 완벽한 흑체 스펙트럼을 가지고 있어 은하간 매질(intergalatic medium)의 밀도를 강하게 제한한다는 것을 보여준다.
1992년 1월 – RELIKT-1의 데이터를 분석한 과학자들은 모스크바 천체물리학 세미나에서 우주 마이크로파 배경에서 비등방성의 발견을 보고한다.
1992년 – COBE DMR의 데이터를 분석했던 과학자들은 우주 마이크로파 배경에서 비등방성의 발견을 보고한다.
1995년 - 우주 비등방성 망원경(Cosmic Anisotropy Telescope, CAT)은 우주 마이크로파 배경에 대한 최초의 고해상도 관측을 수행한다.
1999년 - TOCO, BOMEANG, Maxima Experiments으로부터 CMB 비등방성 각도 파워 스펙트럼에서의 음향 진동들의 첫 측정치들. BOOMERanG 실험은 중간 해상도에서 더 높은 품질의 지도를 만들고, 또한 우주가 "평평"하다는 것을 확인한다.
2002년 - DASI(Degree Angular Scale Interferometer)에 의해 편광 발견.
2003년 - CBI가 획득한 E-모드 편광 스펙트럼. CBI(Cosmic Background Imager)와 VSA(Very Small Array)는 고해상도(하늘의 작은 영역을 포함)에서 더 높은 품질의 지도를 생성한다.
2003년 – 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기는 전체 하늘의 저해상도 및 중간 해상도에서 훨씬 더 높은 품질의 지도를 생성한다(WMAP은 고해상도 데이터를 제공하지 않지만 BOOMERanG의 중간 해상도 지도를 개선한다).
2004년 - CBI(Cosmic Background Imager)가 획득한 E-모드 편광 스펙트럼.
2004년 – ACBAR(Arcminute 우주론 보로미터어레이 수신기)는 WMAP에 의해 매핑되지 않은 고해상도 구조의 고품질 지도를 생성한다.
2005년 - AMI(Arcminute Microkelvin Imager)와 SZA(Sunyaev–Zel'dovich Array)은 수냐에프-젤도비치 효과를 이용하여 매우 높은 적색편이 은하단에 대한 첫 조사를 시작한다.
2005년 - 랠프 A. 앨퍼는 핵합성에 대한 획기적인 업적과 우주 팽창이 배경 복사를 남긴다는 예측으로 인해 대폭발 이론의 모형을 제공한 공로로 국가 과학 메달을 수상한다.
2006년 – 오랫동안 기다려온, 이전의 분석을 확인하고, 몇 가지 사항을 수정하며 편광 데이터를 포함하는, 3년 WMAP 결과가 발표된다.
2006년 – COBE의 주요 연구자들 중 두 명인 조지 스무트와 존 매더는 CMBR의 정밀도를 측정한 공로로 2006년에 노벨 물리학상을 수상했다.
2006–2011년 – WMAP의 개선된 측정, 새로운 초신성 조사 EESSENCE와 SNLS, 슬론 디지털 전천탐사와 WiggleZ의 중입자 음향 진동은 ΛCDM 모형과 계속 일치한다.
2010년 - 플랑크 망원경의 최초 전천체 지도가 발표되었다.
2013년 - WMAP의 측정을 개선하고 훨씬 더 작은 규모까지 확장하는, 플랑크 망원경의 개선된 전천체 지도가 발표된다.
2014년 3월 17일, BICEP2의 천체물리학자들은 B-모드 파워 스펙트럼(power spectrum)에서 급팽창의 중력파를 발견했다고 발표했는데, 이것이 확인되면 급팽창 이론에 대한 명확한 실험적 증거를 제공할 것이다. 그렇지만, 2014년 6월 19일, 우주 급팽창 결과를 확인하는 데 대한 신뢰도가 낮아진 것으로 보고되었다.
2015년 – 2015년 1월 30일, 같은 BICEP2 소속 천문학자 팀이 전년도 주장을 철회했다. 유럽우주국은 BICEP2와 플랑크의 결합된 데이터를 바탕으로 이 신호가 전적으로 은하수의 먼지에 기인한다고 발표했다.
2018년 - 플랑크 망원경의, 대규모로 편광 개선된 측청치들을 갖는, 최종 데이터와 지도가 발표된다,
2019년 - 플랑크 망원경의 2018년 최종 데이터 분석이 계속 발표된다.