背景辐射

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物理学术语

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背景辐射（Cosmic Microwave Background，CMB），又称3K背景辐射或宇宙微波背景辐射，是宇宙大爆炸后遗留的黑体辐射，充斥整个宇宙空间。其温度约为2.725K，波长分布于微波厘米波范围，表现为各向同性的微弱电磁辐射，可通过灵敏望远镜观测到与天体无关的全天均匀辉光 ^[1-2] ^[16] 。与之类似的原初引力波则是大爆炸遗留下来的引力波辐射。

该辐射与2.725K黑体辐射谱高度吻合，微小温度涨落反映早期宇宙密度差异，为恒星与星系形成提供种子。威尔金森微波各向异性探测器通过测量涨落确定宇宙年龄、物质组成及膨胀速率等参数，其观测结果支持大爆炸模型及ΛCDM模型 ^[3] ^[5-6] 。宇宙背景探测者（COBE）、普朗克卫星等任务验证了黑体谱特性及引力透镜效应导致的功率谱形变 ^[4] ^[14] ^[17] 。

乔治·伽莫夫团队于1948年预言早期宇宙将遗留低温辐射。1964年彭齐亚斯与威尔逊发现厘米波背景噪声，该发现获1978年诺贝尔物理学奖 ^[1] ^{[15

]} ^[16] 。中国阿里原初引力波探测实验及西蒙斯天文台正通过CMB偏振测量探索宇宙暴胀理论 ^[18-20] 。

中文名: 背景辐射
外文名: CMB,cosmic microwave background
别名: 宇宙背景辐射

获奖: 诺贝尔物理学奖
主要人物: 乔治·伽莫夫
地点: 宇宙空间
领域: 物理学

术语简介

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宇宙背景辐射是来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射，也称为微波背景辐射。二十世纪六十年代初，美国科学家彭齐亚斯和R.W.威尔逊为了改进卫星通讯，建立了高灵敏度的号角式接收天线系统。1964年，他们用它测量银晕气体射电强度。为了降低杂波，他们甚至清除了天线上的鸟粪，但依然有消除不掉的厘米波背景噪声。他们认为，这些来自宇宙的波长为1.875的微波噪声相当于3.5K。1965年，他们又订正为3K，并将这一发现公诸于世，为此获1978年诺贝尔物理学奖。

特征和绝对温标 2.725K的黑体辐射相同。频率属于微波中的毫米波范围。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厘米波区域最强。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] ，于1940年代开始研究，并于1978年获得诺贝尔奖。 ^{[15

]}

“宇宙微波背景是我们宇宙中最古老的光，当宇宙刚刚380,000岁时刻在天空上。它显示出微小的温度涨落，对应着局部密度的细微差异，代表着所有未来的结构，是当今的恒星与星系的种子”。 ^[3]

宇宙微波背景很好的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爆炸宇宙模型地里程碑。宇宙在年轻时期，恒星和行星尚未形成之前，含有致密，高温，充满着白热化地氢气云雾等离子体。等离子体与辐射充满着整个宇宙，随着宇宙地膨胀而逐渐冷却。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，不再是不透明地云雾。宇宙学家提出中性原子在“再复合”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地等离子体中紧密地碰撞。光子在脱耦之后开始传播，但由于空间膨胀，导致波长随着时间地推移而增加（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”地来源。“最后散射面”是指光子脱耦时地放射源接收到光子地来源点在空间中地集合。

因为任何建立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±0.00057K。 ^[4] 光谱辐射dEν/dν的峰值为160.2GHz，在微波中的毫米波频率的范围内。（若光谱辐射的定义为dEλ/dλ，则峰值波长为1.063毫米。）

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摄动而起的微小温度变化，且膨胀到可观测的宇宙大小，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，普郎克卫星）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，但没有比大爆炸模型更能解释涨落。因此，大多数宇宙学家认为，宇宙大爆炸模型最能解释宇宙微波背景。

在整个可视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爆炸模型，尤其是ΛCDM模型。此外，威尔金森微波各向异性探测器及宇宙泛星系偏振背景成像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关性。此相关可能为非因果的微调，或因宇宙暴胀产生。 ^[5-6]

特征

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背景辐射

微波背景辐射的最重要特征是具有黑体辐射谱，在0.3厘米－75厘米波段，可以在地面上直接测到；在大于100厘米的射电波段，银河系本身的超高频辐射掩盖了来自河外空间的辐射，因而不能直接测到；在小于0.3厘米波段，由于地球大气辐射的干扰，要依靠气球、火箭或卫星等空间探测手段才能测到。从0.54厘米直到数十厘米波段内的测量表明，背景辐射是温度近于2.7K的黑体辐射，习惯称为3K背景辐射。黑体谱现象表明，微波背景辐射是极大的时空范围内的事件。因为只有通过辐射与物质之间的相互作用，才能形成黑体谱。由于现今宇宙空间的物质密度极低，辐射与物质的相互作用极小，所以，我们观测到的黑体谱必定起源于很久以前。微波背景辐射应具有比遥远星系和射电源所能提供的更为古老的信息。微波背景辐射的另一特征是具有极高度的各向同性。这有两方面的含义：首先是小尺度上的各向同性。在小到几十弧分的范围内，辐射强度的起伏小于0.2-0.3%；其次是大尺度上的各向同性。沿天球各个不同方向，辐射强度的涨落小于0.3%。各向同性说明，在各个不同方向上，在各个相距非常遥远的天区之间，应当存在过相互的联系。

宇宙充满了温度刚刚超过开氏2.7度、能用地面射电望远镜和人造卫星上的仪器探测到的辐射之海。这被解释为宇宙由之诞生的大爆炸火球的直接证据。因而背景辐射的发现，是自埃德温·哈勃发现宇宙膨胀以来宇宙学方面最重要的观测成就；然而这一发现可真是来之不易。

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 ^[7] ，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。 ^[8]

在大爆炸模型下形成的宇宙，暴胀宇宙预测，约10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。 ^[9]

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，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

的宇宙总密度。 ^[10]

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。

各向异性

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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势能影响，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：扩散阻尼（也称为碰撞阻尼）。因为光子- 重子在早期宇宙的等离子体中碰撞而产生。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。第三峰值可用来获取暗物质密度的信息。 ^[11]

峰值的位置也给出了对初始密度扰动有关重的重要信息。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%以上的中微子能量）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，在某点的重子能量摄动为多于平均的1%，则光子能量大于平均1%，及2%的中微子能量小于平均，这就是纯粹的等曲率扰动。宇宙弦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:…观测结果在一阶密度摄动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，当初阶等离子体流体开始被打破时：

当等离子体在膨胀的宇宙中变得越来越稀薄时，光子的平均自由路径将增加。
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之间最后散射的概率为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。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。

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（因为存在着氢原子吸收线）构成。这意味着有个再电离期间，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。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着宇宙微波背景。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（汤姆孙散射）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。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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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。 ^[12] 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。 ^[13]

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）两者的变化会抵消掉，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）、美国的皮伯斯（Peebles）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（Dicke）、劳尔（Roll）、威尔金森（Wilkinson）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

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乔治·伽莫夫

第一个试图定量描述大爆炸物理条件的人是乔治·伽莫夫。他在1940年代应用当时正在发展的量子物理学知识，研究宇宙诞生时应该发生过的核相互作用类型，他发现原始氢应该已经部分转变为氦（见 αβγ理论）。

根据计算，通过这种方式产生的氦的数量，依赖于这些相互作用发生时大爆炸的温度。它应该被一个热的、取 X射线和 γ射线形态的短波黑体辐射火球填充。伽莫夫小组领悟到，对应这个火球的热辐射，应该已经随着宇宙的膨胀而稀化和冷却，但仍然以高度红移了的射电波形态存在。

由于没有‘宇宙之外’的地方让这一辐射逃走，它就永远充满宇宙，宛如气球内部的气体永远充满气球。如果拉扯气球使它变大，但不让更多的气体进入，气球内部气体的密度将变小。同样，当宇宙膨胀时，充满它的辐射的密度也将变小。这对应着温度的降低和辐射波长的增加—— 红移。但是，虽然辐射已经冷却，它仍然应该像充满气球的气体那样均匀充满宇宙。它应该从空间所有方向照射地球，而宇宙膨胀引起的辐射波长被拉开的量，决定了它的温度。

拉尔夫·阿尔菲和罗伯特·赫尔曼

伽莫夫的两位学生——拉尔夫· 阿尔菲和罗伯特· 赫尔曼 ——早在1948年发表的一篇论文中就计算出，要使大爆炸中‘烹调’的氦的数量匹配于光谱学揭示的老年恒星中氦的数量，大爆炸火球遗留下来的辐射现在应该具有仅仅5K的温度。伽莫夫自己1952年在他撰写的《宇宙创生》一书中公布的数字要稍稍大些。

准确数字决定于对大爆炸物理条件所做的详细假设，也依鞍于对宇宙年龄的估计。一种手工计算法则是，背景辐射的开氏温度等于（1后面跟10个零）除以用秒数表示的宇宙年龄的平方根。所以，在时间开始1秒后的温度是100亿度，100秒后是10亿度，而1小时后就只有1亿7千万度了。与此相比，我们太阳中心的温度约1,500万度。

但不论是伽莫夫还是他的同事都未能意识到，给宇宙‘量体温’的技术在1950年代就已经存在了。他们既没有敦促射电天文学家进行本来可以揭示存在背景辐射的观测，看来也没有哪位射电天文学家注意到预言存在这种辐射的文章。然而稀奇的是，表明宇宙温度非常接近3K的观测，已经在1930年代用光谱方法做出来了。

那是对一种叫做氰（CN）的化合物做的光谱观测，揭示了我们银河系中星际物质云的温度。1940年，加拿大自治领天体物理台的安德鲁·麦克凯勒（Andrew McKellar）解释了这些观测，得出星际云的温度约2.3K。到1950年时，这一结果被写进了标准的教科书。但是，甚至伽莫夫也没有将它与预言的背景辐射温度联系起来。原因之一是，伽莫夫自己估计的温度，比麦克凯勒公布的温度和阿尔菲及赫尔曼估计的温度都要高很多。

弗雷德·霍伊尔

1981年弗雷德· 霍伊尔在《新科学家》发表的一篇文章中，详细叙述了他1956年同伽莫夫交谈时如何提到麦克凯勒计算结果的情景。霍伊尔是稳恒态假说的热烈支持者，他不相信曾经有过大爆炸，所以他（当时）认为不存在背景辐射。伽莫夫则认为应该存在温度比5K高许多的背景辐射。霍伊尔记得他向伽莫夫指出，麦克凯勒已经为任何这种背景辐射规定了3K的上限，因此伽莫夫错了。他们两人的想像力都未能跨出事后看来并非很大的一步，因而没有领悟到，背景辐射确实无处不在，不过它的温度低于伽莫夫的预计值。

更奇怪的是，就在伽莫夫研究组1940年代发展他们的思想的同时，一组射电天文学家正在实际搜寻来自空间的低温辐射。罗伯特· 狄克和他的同事们使用一台由战时雷达技术演变而来的仪器，在微波厘米波频段研究天空，发现了温度低于20K——这是仪器规定的极限——辐射的证据。他们的结果于1946年发表在《物理学评论》杂志上（70卷，340页），而在这同一卷上也发表了伽莫夫研究组关于核合成的第一篇论文（70卷，572页）——可是还要等待差不多20年才有人把它们联系起来。

联合小组

到1960年代初，几个研究组，包括美国、英国和苏联的科学家们，已经开始考虑如何探测大爆炸的残留辐射——伽莫夫小组的先驱工作基本上被人们忘记了，而每个组都重新看到了可能性。在普林斯顿大学，一位年轻的科学家詹姆斯·皮布尔斯（P.J.E. Peebles）不知情地重复阿尔菲和赫尔曼做过的计算，认识到宇宙应该充满温度为开氏几度的背景辐射之海。他在这项工作中的导师狄克，也忘记了他自己在1940年代的开创性成果，却指定另两位研究者——罗尔（P.C. Roll）和威尔金森（D.T. Wilkinson）——建造一具小射电望远镜来搜寻这一辐射。

1965年，就在他们一切准备就绪时，狄克接到阿尔诺· 彭齐亚斯（Arno Penzias）从30英里外的新泽西州霍姆代尔的贝尔研究实验室打来的电话。彭齐亚斯与他的同事罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）当时正在准备将一台本来是为回波通讯卫星设计的20英尺喇叭天线用于射电天文观测。他们发现了一个顽固的干扰源——均匀来自整个天空的微波厘米波射电噪声。他们想问问狄克及其同事们对这种噪声可能是什么有何见解。

当然，那就是背景辐射。理论和观测终于走到一起了。两个两人小组立即联合攻关。

普林斯顿小组很快证实了这些观测结果。两个小组的论文同时刊登在《天体物理学报》上。在随后20年左右时间里，越来越多的观测，使用各种不同的仪器，在很多波段上，都证明了背景辐射的存在，将温度定格在2.7K，并且证明它是黑体辐射。彭齐亚斯和威尔逊因这一偶然发现于1978年获诺贝尔奖。正是背景辐射的发现和解释，才使大多数天文学家承认确实曾经发生过大爆炸，它也使宇宙学成了一门兴旺的学科，同时它也促使天体物理学家研究其他和大爆炸有关的现象，比如原初引力波。

困惑

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1980年代前，仍有一个与背景辐射有关的问题令人困惑。从太空所有方向来的辐射具有完全相同的温度，这太平滑了。

已经得到可靠证明的大爆炸理论认为，从宇宙诞生大约30万年后的时刻以来，这一辐射应该没有发生过变化（红移和冷却除外）。而宇宙诞生30万年后，整个宇宙冷却到温度约6,000K，这大致是太阳表面的温度。在那个温度下，个别电子和核子能够结合形成稳定的原子，而原子没有任何净电荷。因为原子是电中性的，它们不能与电磁波强烈相互作用，所以从那时以来背景辐射没有受到干扰。

如果宇宙像背景辐射平滑性暗示的那样，在它诞生30万年后是完全平滑的话，那么星系、恒星和人类这样的事物是从哪里来的呢？我们要能存在，则宇宙在进入30万岁之前，一定已经含有一些不规则性——太空中的气体云，它们在自身重力作用下应该很快聚集、坍缩而形成星系和恒星。

理论

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理论声称，这些不规则性存在的结果，是背景辐射中应该有涟漪，也就是仪器指向天空不同部位时，温度应该有细微差异。预言的差异非常小，只能从高出地球大气干扰的太空进行测量。1992年4月，美国宇航局宣布COBE（宇宙背景探险者）卫星发现了涟漪，大小正好与标准大爆炸模型预言的准确符合。这个发现被欢呼为大爆炸理论的最后胜利，它证实宇宙真正是在一个确定的时刻、在一个热辐射火球中起源的。因此，宇宙诞生方式的一个结果，是它充满了厘米波段的微波背景辐射，恰如微波炉中的微波，不过它的烹调温度相当低，比-270℃还要低一点。

数据分析

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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。

观测结果

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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，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。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）

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

普朗克巡天者是欧洲空间局在视野2000年的第三个中型的科学计划。她的设计目标为以史无前例的高灵敏的角解析力获取宇宙微波背景辐射在整个天空的的各向异性图。普朗克巡天者将提供几个宇宙学和天体物理学的主要讯息，例如，测试早期宇宙的理论和宇宙结构的起源。在计划获准之前的企画案名称为宇宙背景辐射各向异性卫星和背景各向异性测量（CosmicBackgroundRadiationAnisotropySatellite andSatellite forMeasurement ofBackgroundAnisotropies.，缩写为COBRAS/SAMBA）在任务被核准后，更改为以纪念在1918年获得诺贝尔物理奖的德国科学家马克斯·普朗克（1858-1947）。普朗克巡天者已于2009年5月14日由亚利安五号火箭和赫歇尔太空天文台一起发射升空。这是和美国国家航空航天局合作的计划，将补全WMAP探测器测量大尺度连漪的不足之处。 ^[14]

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