宇宙背景辐射 微波辐射

宇宙背景辐射微波辐射
宇宙微波背景（英语：Cosmic Microwave Background，简称CMB，又称3K背景辐射）是宇宙学中“大爆炸”遗留下来的热辐射。

在早期的文献中，“宇宙微波背景”称为“宇宙微波背景辐射”（CMBR）或“遗留辐射”，是一种充满整个宇宙的电磁辐射。

特征和绝对温标2.725K的黑体辐射相同。

频率属于微波范围。

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。

宇宙微波背景很好地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的里程碑[1]。

宇宙微波背景是宇宙学中“大爆炸”遗留下来的热辐
射。

历史
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，这一发现是基于于1940年代开始的研究，并于1978年获得诺贝尔奖[2]。

预测时间轴
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。

1941年安德鲁·麦凯勒试图测量星际介质的平均温度，并提出依据星际吸收线的观测研究，辐射热平均温度为2.3 K。

1946年罗伯特·迪克预测“…辐射来自宇宙物质”，约为20 K，但未提及背景辐射
1948年伽莫夫计算温度为50 K（假设为3亿岁的宇宙。

1948年拉尔夫·阿尔菲和罗伯特·赫尔曼估计“宇宙中的温度”为5 K。

即使他们未具体提出微波背景辐射，但可由此推断。

1950年拉尔夫·阿尔菲和罗伯特·赫尔曼重新估算的温度在28 K
1953年伽莫夫估计为7 K。

1955年埃米尔·勒鲁的南塞放射天文台，在天空对λ= 33公分搜寻，发现接近各向同性的背景辐射为3开尔文，加减2。

1956年伽莫夫估计为6 K。

1957年迪格兰夏玛诺夫（Tigran Shmaonov）报告说，“绝对有效的辐射放射背景温度……为4±3K”。

值得注意的是，“测量结果表明，辐射强度与时间或观测方向独立……显然夏玛诺夫在波长3.2公分处观测宇宙微波背景”
19世纪60年代罗伯特·迪克重新估计MBR（微波背景辐射）温度为40 K。

1964年安德烈·多罗什克维奇和伊戈尔·德米特里耶维奇·诺维科夫发表简短的论文，他们将宇宙微波背景辐射现象命名为可侦测的。

1964–65年阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊测量温度约为3 K。

罗伯特·迪克，P.J.E.皮布尔斯，P.G.Roll及威尔金森解释这种辐射是大爆炸的印记。

1983年苏联的宇宙微波背景各向异性实验RELIKT-1升空。

1990年 FIRAS在宇宙背景探测者(COBE)上以高精密度测量由宇宙微波背景光谱的黑体辐射。

1992年科学家由宇宙背景探测者（COBE）DMR分析数据，宣布发现主要温度的各向异性。

1999年首次由TOCO, BOOMERANG，和Maxima Experiments的宇宙微波背景各向异性角功率谱中测量声学振荡。

2002年 DASI发现偏振
2004年 E模式偏振能谱包含在宇宙背景影像中。

2005年拉尔夫·阿尔菲因他在核聚变和预测宇宙的膨胀留下背景辐射，提供给宇宙大爆炸理论一个模型，如此开创性的工作，被授予美国国家科学奖章。

2006年在2006年，因COBE的两个主要调查，乔治·斯穆特和约翰·马瑟，获得诺贝尔物理奖，以表扬他们精密测量宇宙微波背景的工作。

2014年对BICEP2实验合作研究人员于3月17日公布第一个检测到宇宙暴胀的直接证据。

可是，同样团队于6月19日在《物理评论快报》正式发布的论文承认，由于仍旧有重要问题尚未解决，对于这结果的正确性持保留态度。

研究
宇宙微波背景在1948年由拉尔夫·阿尔菲，罗伯特·赫尔曼首次预测。

阿尔菲和赫尔曼能估计宇宙微波背景辐射的温度是5 K，但两年后，他们重新估计为28 K。

此高估是由于阿尔弗雷德·贝洱错估哈勃常数，这不能复制，之后放弃了原先的估计。

虽然有一些先前对空间温度的估计，然而遭遇到两个缺陷。

第一，他们测量空间的有效温度，但并未表明空间充满着
热力学普朗克能谱。

其二，他们仰赖于我们位在银河系的边缘，一个特别的点，而且他们未建议辐射是各向同性的。

如果地球位于宇宙中的其他地方，将会产生非常不同的预测。

阿尔菲和赫尔曼在1948年的成果在1955年两人离开约翰·霍普金斯大学应用物理实验室时讨论了许多物理设定。

然而天文界的主流并未被当时的宇宙学吸引。

阿尔菲和赫尔曼的预测被雅可夫·泽尔多维奇在1960年代前期重新发现，并同时为罗伯特·迪克独立预测。

苏联天体物理学家A.G. Doroshkevich 和伊戈尔·诺维科夫，确认宇宙微波背景辐射为可侦测的现象，并于1964年的春天，以一个简短的论文首次发表。

1964年，大卫·托德·威尔金森和彼得劳尔、迪克在普林斯顿大学的同事，开始建设迪克辐射计测量宇宙微波背景辐射[3]。

与大爆炸的关系
宇宙微波背景辐射和宇宙学红移－距离的关系一同被视为大爆炸理论最好的证据。

测量宇宙微波背景使暴涨大爆炸理论成为宇宙标准模型。

宇宙微波背景在1960年代中叶的发现削减了对非标准宇宙模型如稳态理论的兴趣。

宇宙微波背景基本上证实了宇宙大爆炸理论。

在1940年代末期，阿尔菲和赫尔曼推论，若大爆炸存在，宇宙膨胀应会拉长并将极早期宇宙的高能辐射冷却到微波范围，并降温到大约
5K。

他们稍微偏离他们的估计，但他们的想法完全正确。

他们预测了宇宙微波背景。

又过了15年，彭齐亚斯和威尔逊赫然发现微波背景竟然在那里。

宇宙微波背景给出了一个宇宙的快照，根据标准宇宙学，当时温度下降到足以让电子和质子形成氢原子，从而使宇宙明朗而辐射。

这大约发生在大爆炸后38万年，这段时间通常被称为
“最后散射时间”或“再复合”、或“脱耦”时期，宇宙的温度约为3000 K。

这能量相当于约0.25电子伏特，远小于13.6 eV的氢原子游离能。

脱耦之后，背景辐射的温度因宇宙膨胀而下降了大约
1,100K。

随着宇宙的膨胀，宇宙微波背景的光子被红移了，使得辐射的温度与一种叫做“尺度因子”的参数成反比。

宇宙微波背景的温度“Tr”是红移z的函数，可表示成与近代所测量的波背景的温度（2.725 K或0.235毫电子伏特）成正比：
Tr = 2.725(1 + z）
关于辐射是宇宙大爆炸的证据推理的详细信息，请参阅宇宙背景辐射的大爆炸。

初阶各向异性
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。

实验
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[4]。

全天图
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。

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[5]。

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。

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”。

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[6]。