宇宙マイクロ波背景放射

In 1931, Georges Lemaître speculated that remnants of the early universe may be observable as radiation, but his candidate was cosmic rays.^[16]:140Richard C. Tolman showed in 1934 that expansion of the universe would cool blackbody radiation while maintaining a thermal spectrum. The cosmic microwave background was first predicted in 1948 by Ralph Alpher and Robert Herman, in a correction^[17] they prepared for a paper by Alpher's PhD advisor George Gamow.^[18] Alpher and Herman were able to estimate the temperature of the cosmic microwave background to be 5 K.^[19]

CMB放射が検出可能な現象として初めて公表されたのは、1964年春にソ連の天体物理学者AG・ドロシュケヴィッチとイゴール・ノヴィコフによる短い論文であった。 ^{[ 21 ]} 1964年、プリンストン大学でロバート・H・ディッケの同僚であったデビッド・トッド・ウィルキンソンとピーター・ロールは、宇宙マイクロ波背景放射を測定するためにディッケ放射計の製作を開始した。 ^{[ 22 ]} 1964年、ニュージャージー州ホルムデル郡区近郊のベル電話研究所クロフォード・ヒルにいたアルノ・ペンジアスとロバート・ウッドロー・ウィルソンは、電波天文学と衛星通信実験に使用する目的でディッケ放射計を製作した。アンテナは、地球を周回する大型のアルミ蒸着プラスチックバルーンを反射板として使用し、地球上の1地点から別の地点へ無線信号を反射させるNASAの受動通信衛星であるプロジェクト・エコーを支援するために1959年に製作された。^{[ 20 ]} 1964 年 5 月20 日、彼らはマイクロ波背景放射の存在を明確に示す最初の測定を行ったが、^{[ 23 ]}彼らの装置のアンテナ温度が 4.2K と高かったが、その理由は説明できなかった。クロフォード ヒルから電話を受けた後、ディッケは「みんな、先を越されたよ」と言った。^{[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ] [ 16 ] : 140}プリンストンとクロフォード ヒルのグループ間の会議で、アンテナ温度は確かにマイクロ波背景放射によるものであると判断された。ペンジアスとウィルソンは、その発見により 1978 年のノーベル物理学賞を受賞した。^{[ 27 ]} 

宇宙マイクロ波背景放射の解釈は、1960年代後半に議論の的となった問題であった。代替的な説明としては、太陽系内部、銀河、銀河間プラズマ、および複数の銀河外電波源からのエネルギーが挙げられた。マイクロ波放射が真に「宇宙由来」であることを示すには、2つの要件が必要であった。第一に、強度対周波数またはスペクトルが熱源または黒体源と一致することを示す必要があった。これは、1968年までに、より高い波長とより低い波長での放射温度の一連の測定によって達成された。第二に、放射が等方的、つまりすべての方向から同じであることを示す必要があった。これも1970年までに達成され、この放射が真に宇宙起源であることが実証された。^{[ 28 ]}

1970年代には、CMBの等方性からのわずかなずれが初期宇宙の出来事に起因する可能性があることを示す研究が数多くありました。^{[ 28 ] : 8.5.1} ハリソン^{[ 29 ]} 、ピーブルズとユー^{[ 30 ]} 、ゼルドビッチ^{[ 31 ]は、初期宇宙では10⁻⁴}または10⁻⁵^レベルの温度異方性をもたらす量子不均一性が必要になることを認識しました。^{[ 28 ] : 8.5.3.2}ラシッド・スニャエフは、別名「遺物放射」を用いて、これらの不均一性が宇宙マイクロ波背景放射に及ぼす観測可能な痕跡を計算しました。^{[ 32 ]}

1970年代には、CMBを高精度で測定する際の多くの実験的困難が一因となって研究が停滞したが、^{[ 28 ] : 8.5.1} 1980年代には地上実験によって宇宙マイクロ波背景放射の異方性に対するより厳しい制限が設定された。ソ連の宇宙マイクロ波背景放射異方性実験装置であるRELIKT-1は、プログノス9号衛星（1983年7月1日打ち上げ）に搭載され、大規模異方性の最初の上限値を算出した。^{[ 28 ] : 8.5.3.2}

1980年代のもう1つの重要な出来事は、アラン・グースによる宇宙インフレーションの提唱でした。この急速な空間膨張の理論は、最後の散乱の直前に因果関係を認めることで、大規模な等方性の説明を与えました。^{[ 28 ]： 8.5.4}この理論や類似の理論によって、詳細な予測が、より大規模で野心的な実験を促しました。

NASAの宇宙背景放射探査衛星（COBE）は1989年から1996年にかけて地球を周回し、検出能力の限界で大規模な異方性を検出し定量化した。NASA COBEミッションは、差動マイクロ波放射計を用いて主要な異方性を明確に確認し、1992年にその成果を発表した。[ ^{33 ] [ 34 ]この}発見により、チームは2006年のノーベル物理学賞を受賞した。

COBE の結果に触発され、次の 20 年間にわたって、地上および気球ベースの一連の実験で、より小さな角度スケールでの宇宙マイクロ波背景放射の異方性が測定されました。新しい実験の感度は劇的に向上し、内部ノイズは 3 桁減少しました。^{[ 1 ]}これらの実験の主な目的は、COBE では分解するのに十分な解像度がなかった最初の音響ピークのスケールを測定することでした。このピークは、重力不安定性によって生成される初期宇宙の大規模な密度変動に対応し、プラズマの音響振動を引き起こします。^{[ 35 ]}異方性の最初のピークは、暫定的にMAT/TOCO実験によって検出され^{[ 36 ]}、その結果はBOOMERanG ^{[ 37 ]}およびMAXIMA実験によって確認されました。^{[ 38 ]}これらの測定により、宇宙の幾何学は曲がっているのではなく、ほぼ平坦であることが示されました。^{[ 39 ]}彼らは宇宙ひもを宇宙構造形成の主要な構成要素として否定し、宇宙インフレーションが構造形成の正しい理論であると示唆した。^{[ 40 ]}

COBEの初期観測結果から極めて等方的で均質な背景が示されたことに触発され、その後10年間にわたり、地上および気球を用いた一連の実験によって、より小さな角度スケールでのCMB異方性が定量化された。これらの実験の主な目的は、COBEでは十分な解像度が得られなかった最初の音響ピークの角度スケールを測定することであった。これらの測定結果により、宇宙構造形成の有力な理論である宇宙ひも説は否定され、宇宙インフレーション説が正しい理論であることが示唆された。

1990年代には、感度を高めながら最初のピークが測定され、2000年にはBOOMERanG実験により、最も大きなパワー変動が約1度の角度スケールで発生することが報告された。他の宇宙論的データと合わせて、これらの結果は宇宙の幾何学が平坦であることを示唆していた。その後3年間で、Very Small Array、Degree Angular Scale Interferometer (DASI)、Cosmic Background Imager (CBI)など、地上の干渉計がより高い精度で変動の測定を行った。DASIはCMBの偏光を初めて検出し、CBIはTモードスペクトルと位相がずれていることを示す説得力のある証拠とともに、最初のEモード偏光スペクトルを提供した。

2001 年 6 月、NASA は、全天にわたる大規模な異方性をより精密に測定するために、2 回目の CMB 宇宙ミッションWMAPを打ち上げました。WMAPは、非スカイ信号ノイズを最小限に抑えるために、5 つの周波数で対称、高速多重変調スキャン、高速切り替え放射計を使用しました。^{[ 41 ]}ミッションからのデータは 5 回の分割で公開され、最後は 9 年間の要約でした。結果は、6 つの自由パラメータに基づくラムダ CDMモデルと概ね一致しており、宇宙インフレーションを伴うビッグバン宇宙論に適合しています。^{[ 42 ]}

3番目の宇宙ミッションであるESA（欧州宇宙機関）のプランクは、2009年5月に打ち上げられ、2013年10月に運用を終了するまで、さらに詳細な調査を実施しました。プランクはHEMT放射計とボロメータ技術の両方を採用し、WMAPよりも小さなスケールで宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を測定しました。その検出器は、南極のバイパー望遠鏡でACBAR（Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ）実験として試験運用され、現在までに小さな角度スケールで最も精密な測定結果をもたらしました。また、アルケオプス気球望遠鏡でも試験運用されました。

2013年3月21日、プランク宇宙論探査機を率いる欧州主導の研究チームは、同ミッションで得られた宇宙マイクロ波背景放射の全天マップを公開した。^{[ 47 ] [ 48 ]}このマップは、宇宙が研究者の予想よりもわずかに古いことを示唆している。マップによると、宇宙が誕生して約1000年頃、深宇宙に温度のわずかな変動が刻み込まれていた。37万年前。この痕跡は、宇宙誕生後最初の10⁻³⁰秒という早い時期に発生したさざ波を反映している。どうやら、これらのさざ波が現在の広大な宇宙の銀河団と^ダークマターの網を生み出したようだ。2013年のデータに基づくと、宇宙には4.9%の通常の物質、26.8%のダークマター、68.3%のダークエネルギーが含まれている。2015年2月5日、プランクミッションによって新しいデータが発表され、それによると宇宙の年齢は137億9900万± 2100万年前で、ハッブル定数は67.74 ± 0.46  (km/s)/Mpc。^{[ 49 ]}

1940年代後半、アルファーとハーマンは、ビッグバンがあったとすれば、宇宙の膨張によって初期宇宙の高エネルギー放射が電磁スペクトルのマイクロ波領域まで引き伸ばされ、温度は約5Kまで低下しただろうと推論 した。彼らの推定はわずかにずれていたが、考え方は正しかった。彼らはCMBを予測した。マイクロ波背景放射が実際に存在することをペンジアスとウィルソンが発見するまでには、さらに15年かかった。^{[ 67 ]}

標準宇宙論によれば、CMBは、温度が十分に低下して電子と陽子が水素原子を形成できるようになった時点の、高温の初期宇宙のスナップショットを示している。この出来事により、光が自由電子によって散乱されなくなったため、宇宙は放射線に対してほぼ透明になった。 ^{[ 68 ]}ビッグバンから約38万年後にこれが起こったとき、宇宙の温度は約3,000 Kであった。これは、約 0.26 eV は、水素のイオン化エネルギーは13.6  eVである。^{[ 69 ]}この時代は一般に「最後の散乱の時間」または再結合または分離の期間として知られている。^{[ 70 ]}

分離以来、宇宙の膨張により背景放射の色温度は平均で 1,089 倍低下しました^{[ 41 ]} 。宇宙が膨張すると、CMB 光子は赤方偏移し、エネルギーが減少します。この放射の色温度は、時間の経過に伴う宇宙の相対的な膨張を表すパラメータであるスケール長に反比例します。赤方偏移zの関数としての CMB の色温度T _{r は}、現在観測されている CMB の色温度 (2.725 K または 0.2348 meV) に比例することが示されています。^{[ 71 ]}  

T _r = 2.725  K × (1 + z )

観測可能な宇宙全体にわたる高い均一性と、微弱ながらも測定された異方性は、一般的にビッグバンモデル、特にΛCDM（「ラムダ冷暗黒物質」）モデルを強く支持する。さらに、変動は再結合時の見かけ上の宇宙論的地平線よりも大きな角度スケールでコヒーレントである。このようなコヒーレンスは非因果的に微調整されているか、宇宙インフレーションが発生したかのどちらかである。^{[ 72 ] [ 73 ]}

一次異方性

宇宙マイクロ波背景放射の異方性、すなわち方向依存性は、2種類に分けられます。1つは、最後の散乱面とその前の段階で発生する効果による一次異方性、もう1つは、最後の散乱面と観測者の間で発生する、背景放射と介在する高温ガスや重力ポテンシャルとの相互作用などの効果による二次異方性です。

宇宙マイクロ波背景放射の異方性の構造は、主に音響振動と拡散減衰（無衝突減衰またはシルク減衰とも呼ばれる）という2つの効果によって決定されます。音響振動は、初期宇宙における光子-バリオンプラズマの衝突によって生じます。光子の圧力は異方性を消去する傾向がありますが、光速よりもはるかに遅い速度で移動するバリオンの重力は、バリオンを収縮させて過密度を形成する傾向があります。これら2つの効果が競合して音響振動を生み出し、マイクロ波背景放射に特徴的なピーク構造を与えます。ピークは、おおよそ、特定のモードが最大振幅に達したときに光子が分離する共鳴に対応します。

これらのピークには興味深い物理的特徴が含まれています。最初のピークの角度スケールは宇宙の曲率を決定します（ただし、宇宙のトポロジーは決定しません）。次のピーク（奇数ピークと偶数ピークの比）は、縮小バリオン密度を決定します。^{[ 74 ]} 3番目のピークは、ダークマター密度に関する情報を得るために使用できます。^{[ 75 ]}

ピークの位置は、原始密度摂動の性質に関する重要な情報を提供する。密度摂動には、断熱摂動と等曲率摂動という2つの基本的なタイプがある。一般的な密度摂動は両方の混合であり、原始密度摂動スペクトルを説明しようとするさまざまな理論は、それぞれ異なる混合を予測する。

断熱密度摂動

In an adiabatic density perturbation, the fractional additional number density of each type of particle (baryons, photons, etc.) is the same. That is, if at one place there is a 1% higher number density of baryons than average, then at that place there is a 1% higher number density of photons (and a 1% higher number density in neutrinos) than average. Cosmic inflation predicts that the primordial perturbations are adiabatic.

Isocurvature density perturbations

In an isocurvature density perturbation, the sum (over different types of particle) of the fractional additional densities is zero. That is, a perturbation where at some spot there is 1% more energy in baryons than average, 1% more energy in photons than average, and 2% less energy in neutrinos than average, would be a pure isocurvature perturbation. Hypothetical cosmic strings would produce mostly isocurvature primordial perturbations.

The CMB spectrum can distinguish between these two because these two types of perturbations produce different peak locations. Isocurvature density perturbations produce a series of peaks whose angular scales (ℓ values of the peaks) are roughly in the ratio 1 : 3 : 5 : ..., while adiabatic density perturbations produce peaks whose locations are in the ratio 1 : 2 : 3 : ...^[76] Observations are consistent with the primordial density perturbations being entirely adiabatic, providing key support for inflation, and ruling out many models of structure formation involving, for example, cosmic strings.

Collisionless damping is caused by two effects, when the treatment of the primordial plasma as fluid begins to break down:

• the increasing mean free path of the photons as the primordial plasma becomes increasingly rarefied in an expanding universe,
• the finite depth of the last scattering surface (LSS), which causes the mean free path to increase rapidly during decoupling, even while some Compton scattering is still occurring.

These effects contribute about equally to the suppression of anisotropies at small scales and give rise to the characteristic exponential damping tail seen in the very small angular scale anisotropies.

The depth of the LSS refers to the fact that the decoupling of the photons and baryons does not happen instantaneously, but instead requires an appreciable fraction of the age of the universe up to that era. One method of quantifying how long this process took uses the photon visibility function (PVF). This function is defined so that, denoting the PVF by P(t), the probability that a CMB photon last scattered between time t and t + dt is given by P(t)dt.

The maximum of the PVF (the time when it is most likely that a given CMB photon last scattered) is known quite precisely. The first-year WMAP results put the time at which P(t) has a maximum as 372,000 years.^[77] This is often taken as the "time" at which the CMB formed. However, to figure out how long it took the photons and baryons to decouple, we need a measure of the width of the PVF. The WMAP team finds that the PVF is greater than half of its maximal value (the "full width at half maximum", or FWHM) over an interval of 115,000 years.^[77]:179 By this measure, decoupling took place over roughly 115,000 years, and thus when it was complete, the universe was roughly 487,000 years old.

The standard cosmology that includes the Big Bang "enjoys considerable popularity among the practicing cosmologists"^[79]:211 However, there are challenges to the standard Big Bang framework for explaining CMB data. In particular standard cosmology requires fine-tuning of some free parameters, with different values supported by different experimental data.^[79]:245 As an example of the fine-tuning issue, standard cosmology cannot predict the present temperature of the relic radiation, ${\displaystyle T_{0}}$.^[79]:229 This value of ${\displaystyle T_{0}}$ is one of the best results of experimental cosmology and the steady state model can predict it.^[67] However, alternative models have their own set of problems and they have only made post-facto explanations of existing observations.^[79]:239 Nevertheless, these alternatives have played an important historic role in providing ideas for and challenges to the standard explanation.^[12]

The E-modes arise from Thomson scattering in a heterogeneous plasma.^[80] E-modes were first seen in 2002 by the Degree Angular Scale Interferometer (DASI).^[81][82]

B-modes are expected to be an order of magnitude weaker than the E-modes. The former are not produced by standard scalar type perturbations, but are generated by gravitational waves during cosmic inflation shortly after the Big Bang.^[83][84][85] However, gravitational lensing of the stronger E-modes can also produce B-mode polarization.^[86][87] Detecting the original B-modes signal requires analysis of the contamination caused by lensing of the relatively strong E-mode signal.^[88]

重力レンズ効果

2 つ目のタイプの B モードは、ハーシェル宇宙望遠鏡の協力を得て、 2013 年に南極望遠鏡を使用して発見されました。^{[ 93 ]} 2014 年 10 月には、 POLARBEAR実験により150 GHz での B モード偏光の測定結果が発表されました。^{[ 94 ]} BICEP2 と比較すると、POLARBEAR はより小さな空の領域に焦点を当てており、塵の影響を受けにくいです。チームは、POLARBEAR で測定された B モード偏光は、97.2% の信頼水準で宇宙論的起源 (塵によるものではない) であると報告しました。^{[ 95 ]} 

The monopole term, ℓ = 0, is the constant isotropic mean temperature of the CMB, T_γ = 2.7255±0.0006 K^[96] with one standard deviation confidence. This term must be measured with absolute temperature devices, such as the FIRAS instrument on the COBE satellite.^[96]:499

CMB dipole represents the largest anisotropy, which is in the first spherical harmonic (ℓ = 1), a cosine function. The amplitude of CMB dipole is around 3.3621±0.0010 mK.^[96] The CMB dipole moment is interpreted as the peculiar motion of the Earth relative to the CMB. Its amplitude depends on the time due to the Earth's orbit about the barycenter of the solar system. This enables us to add a time-dependent term to the dipole expression. The modulation of this term is 1 year,^[96][97] which fits the observation done by COBE FIRAS.^[97][98] The dipole moment does not encode any primordial information.

From the CMB data, it is seen that the Sun appears to be moving at 369.82±0.11 km/s relative to the reference frame of the CMB (also called the CMB rest frame, or the frame of reference in which there is no motion through the CMB). The Local Group — the galaxy group that includes our own Milky Way galaxy — appears to be moving at 620±15 km/s in the direction of galactic longitudeℓ = 271.9°±2°, b = 30°±3°.^[96] The dipole is now used to calibrate mapping studies.

CMB温度マップの高次多重極、つまりℓ ≥ 2における温度変動は、 z ⋍ 1100付近の赤方偏移での再結合期以前の初期宇宙における密度の摂動の結果であると考えられている。再結合前、宇宙は電子とバリオンの高温高密度プラズマで構成されていた。このような高温高密度環境では、電子と陽子は中性原子を形成できなかった。このような初期宇宙のバリオンは高度に電離されたままであり、トムソン散乱効果によって光子と強く結合していた。これらの現象により、圧力と重力の効果が互いに打ち消し合い、光子-バリオンプラズマのゆらぎが引き起こされた。再結合期の直後、宇宙の急速な膨張によりプラズマは冷却され、これらのゆらぎは今日観測されるCMBマップに「凍結」されている。^{[ 96 ]} 

WMAPによって提供されるますます精密なデータにより、CMBが非常に大規模な異方性、異常な整列、非ガウス分布などの異常を示すという主張が数多くなされてきた。^{[ 99 ] [ 100 ] [ 101 ]}これらのうち最も長く続いているのは、低ℓ多重極論争である。COBEマップでさえ、四重極（ℓ = 2 、球面調和関数）の振幅がビッグバンの予測に比べて低いことが観測された。特に、四重極と八重極（ℓ = 3）モードは、互いに、また黄道面と春分点の両方と説明のつかない整列をしているように見える。^{[ 102 ] [ 103 ] [ 104 ]}いくつかのグループは、これが量子補正または観測可能な最大スケールでの新しい物理学の兆候である可能性があると示唆している。他のグループは、データに系統的なエラーがあると疑っている。^{[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ] [ 108 ]}

最終的に、前景と宇宙の変動の問題により、最大のモードは小さな角スケールのモードほど正確に測定されることは決してありません。分析は、前景を可能な限り除去した 2 つのマップ、WMAP コラボレーションの「内部線形結合」マップとMax Tegmarkらが作成した同様のマップに対して実行されました。^{[ 109 ] [ 41 ] [ 110 ]}後の分析では、これらはシンクロトロン、塵、制動放射による前景汚染、および単極子と双極子の実験的不確実性に最も影響を受けやすいモードであることが指摘されています。

WMAP パワー スペクトルの完全なベイズ分析により、ラムダ CDM 宇宙論の四重極予測が 10% レベルでデータと一致し、観測された八重極は特筆すべきものではないことが示されています。^{[ 111 ]}全天マップから前景を除去するために使用された手順を注意深く考慮すると、アライメントの有意性はさらに約 5% 低下します。^{[ 112 ] [ 113 ] [ 114 ] [ 115 ]} WMAP よりもはるかに感度が高く、より大きな角度分解能を持つプランク望遠鏡 による最近の観測では、同じ異常が記録されているため、機器のエラー (前景の汚染ではない) は除外されているようです。^{[ 116 ]}偶然の一致も考えられる説明であり、WMAPの主任科学者であるCharles L. Bennett氏は、偶然と人間の心理が関係していると示唆し、「多少の心理的影響があると思います。人々は珍しいものを見つけたいのです」と述べています。^{[ 117 ]}

広視野赤外線探査衛星のデータに基づくクエーサーの密度の測定では、CMB異方性から抽出されたものとは大きく異なる双極子が見つかっている。^{[ 118 ]}この違いは宇宙論原理と矛盾する。^{[ 119 ]}

• 1896年 –シャルル・エドゥアール・ギヨームは「星の放射」を5～6 Kと推定した。^{[ 67 ] [ 123 ]} 
• 1926年 – サー・アーサー・エディントンは銀河の星光の非熱放射を推定し、 「...式E = σT ⁴により、この密度に対応する有効温度は 3.18° 絶対...黒体である」と述べている。^{[ 67 ] [ 124 ]}
• 1930年代 –宇宙論学者エーリッヒ・レーゲナーは、銀河内の宇宙線の非熱スペクトルの有効温度が2.8  Kであると計算した。 ^{[ 67 ]}
• 1931年 –マイクロ波という用語が初めて印刷物で使用された。「波長が18cmという短い波長での実験が公表されたとき、マイクロ波の問題がこんなに早く解決されたことに、隠しきれない驚きがあった。」テレグラフ＆テレフォン・ジャーナルXVII. 179/1
• 1934年 –リチャード・トルマンは、膨張する宇宙における黒体放射は冷却されるものの、熱的な状態を維持することを示した。
• 1946年 –ロバート・ディッケは「宇宙物質からの放射線」が 20  K未満で発生すると予測したが、背景放射線については言及しなかった。^{[ 125 ]}
• 1946年 –ジョージ・ガモフは （30億年前の宇宙を仮定して）50 Kの温度を計算し、 ^{[ 126 ]}「これは星間空間の実際の温度と妥当な一致をしている」とコメントしたが、背景放射については言及しなかった。^{[ 127 ]}
• 1953年 –エルヴィン・フィンレイ＝フロイントリッヒは、自身の疲労光理論を支持するために、銀河間空間の黒体温度を2.3  Kと導き出し、翌年には1.9 Kと6.0 Kの値を示した。^{[ 128 ]}

• 1941年 –アンドリュー・マッケラーは、B型星でWSアダムスが測定したCN二重線の分布を比較することにより、星間物質の「回転」温度が2.3 Kであることを発見した。 ^{[ 129 ] [ 130 ]} 
• 1948年 –ラルフ・アルファーとロバート・ハーマンは「宇宙の温度」を5  Kと推定した。彼らはマイクロ波背景放射について具体的に言及していないが、推測できる。^{[ 131 ]}
• 1953年 –ジョージ・ガモフは、 自由パラメータに依存しないモデルに基づいて7Kを推定した^{[ 125 ] [ 132 ]： 2181}
• 1955年 –ナンセー電波天文台のエミール・ル・ルーは、 λ = 33 cmでの天体観測で、 当初は3ケルビン±2のほぼ等方的な背景放射を報告したが、宇宙論的な意義は認識していなかった^{[ 125 ] : 343 [ 28 ] : 8.3.1}、後に誤差範囲を20Kに修正した^{[ 133 ] [ 5 ] 。}
• 1957年 – ティグラン・シュマオノフは、「電波背景放射の絶対有効温度は4±3  Kである」と報告した^{[ 134 ]}  。放射強度は時間や観測方向とは無関係であった。シュマオノフは当時それを認識していなかったが、現在ではシュマオノフが波長3.2 cmの宇宙マイクロ波背景放射を観測していたことは明らかである^{[ 135 ] 。}
• 1964年 – AG ドロシュケヴィチとイゴール・ドミトリエヴィチ・ノヴィコフは、ガモフ、アルファー、ヘルマンによって予測された黒体放射のマイクロ波探索を提案する短い論文を発表し、その中でCMB放射現象が検出可能であると述べている。^{[ 136 ]}
• 1964～65年 –アーノ・ペンジアスとロバート・ウッドロー・ウィルソンは、温度が約3Kであることを測定した。 ロバート・ディッケ、ジェームズ・ピーブルズ、PG・ロール、DT・ウィルキンソンは、この放射をビッグバンの痕跡と解釈した。
• 1966年 –ライナー・K・ザックスとアーサー・M・ウルフは、観測者と最後の散乱面との間の重力ポテンシャルの変動によって生じるマイクロ波背景放射の変動振幅を理論的に予測した（ザックス・ウルフ効果を参照）。
• 1968年 –マーティン・リースとデニス・シアマは、時間依存のポテンシャル井戸を通過する光子によって生成されるマイクロ波背景放射の変動振幅を理論的に予測した。
• 1969年 – R.A. スニャエフとヤコフ・ゼルドビッチは、高温電子によるマイクロ波背景放射光子の逆コンプトン散乱を研究した（スニャエフ・ゼルドビッチ効果を参照）。
• 1983年 –ケンブリッジ電波天文学グループとオーウェンズバレー電波天文台の研究者らが、銀河団からスニャエフ・ゼルドビッチ効果を初めて検出した。
• 1983年 –ソ連の宇宙マイクロ波背景放射異方性観測装置RELIKT-1が稼働を開始した。
• 1990年 –宇宙背景放射探査衛星（COBE）に搭載されたFIRASは、CMBスペクトルの黒体形状を極めて高い精度で測定し、マイクロ波背景放射がT = 2.73 Kのほぼ完全な黒体スペクトルを持つことを示し、それによって銀河間物質の密度を強く制約した。
• 1992年1月 – RELIKT-1のデータを分析した科学者たちが、モスクワ天体物理学セミナーで宇宙マイクロ波背景放射の異方性の発見を報告した。 ^{[ 137 ]}
• 1992年 – COBE DMRのデータを分析した科学者たちは、宇宙マイクロ波背景放射の異方性の発見を報告した。 ^{[ 138 ]}
• 1995年 –宇宙異方性望遠鏡が、宇宙マイクロ波背景放射の初の高解像度観測を実施。
• 1999年 – MAT/TOCO、BOOMERANG、およびMaxima実験により、CMB異方性角パワースペクトルにおける音響振動の最初の測定が行われた。BOOMERANG実験は、中間解像度でより高品質のマップを作成し、宇宙が「平坦」であることを確認した。
• 2002年 – DASIにより偏光が発見された。^{[ 139 ]}
• 2003年 – CBIによって取得されたEモード偏光スペクトル。^{[ 140 ]} CBIとVSAは、高解像度（空の小さな領域をカバーする）でさらに高品質のマップを作成します。
• 2003年 –ウィルキンソン・マイクロ波異方性プローブ（WMAP）宇宙船は、全天の低解像度および中解像度のさらに高品質なマップを作成しました（WMAPは高解像度データは提供していませんが、 BOOMERanGの中解像度マップを改善しています）。
• 2004年 – CBIによって得られたEモード偏光スペクトル。^{[ 141 ]}
• 2004年 –アークミニット宇宙論ボロメータアレイ受信機は、 WMAPではマッピングされなかった高解像度構造のより高品質な地図を作成した。
• 2005年 –アークミニットマイクロケルビン撮像装置とスニャエフ・ゼルドビッチアレイが、スニャエフ・ゼルドビッチ効果を利用した非常に高い赤方偏移の銀河団の最初の調査を開始した。
• 2005年 –ラルフ・A・アルファーは、元素合成における画期的な研究と、宇宙膨張によって背景放射線が残されるという予測により、ビッグバン理論のモデルを提供した功績で、国家科学賞を受賞しました。
• 2006年 – 待望の3年間にわたるWMAPの観測結果が発表され、これまでの分析が裏付けられ、いくつかの点が修正され、偏光データも含まれた。
• 2006年 – COBEの主任研究者であるジョージ・スムートとジョン・マザーの2人が、宇宙マイクロ波背景放射（CMBR）の精密測定に関する研究で、2006年のノーベル物理学賞を受賞した。
• 2006年～2011年 – WMAPによる改良された測定、新しい超新星サーベイESSENCEとSNLS、SDSSとWiggleZによるバリオン音響振動は、標準的なラムダCDMモデルと引き続き一致している。
• 2010年 –プランク望遠鏡による初の全天マップが公開される。
• 2013年 –プランク望遠鏡による改良された全天マップが公開され、WMAPの測定精度が向上し、より小さなスケールまで測定範囲が拡張された。
• 2014年 – 2014年3月17日、BICEP2コラボレーションの天体物理学者たちは、 Bモードパワースペクトルでインフレーション重力波を検出したと発表した。これが確認されれば、インフレーション理論の明確な実験的証拠となる。^{[ 142 ] [ 143 ] [ 144 ] [ 145 ] [ 146 ] [ 147 ]}しかし、2014年6月19日、宇宙インフレーションの発見を確認する自信が低下したと報告された。^{[ 146 ] [ 148 ] [ 149 ]}
• 2015年 – 2015年1月30日、BICEP2の同じ天文学者チームは前年の主張を撤回した。欧州宇宙機関は、BICEP2とプランク衛星のデータを組み合わせた結果、この信号は完全に天の川銀河の塵に起因するものであると発表した。 ^{[ 150 ]}
• 2018年 –プランク望遠鏡からの最終データとマップが公開され、大規模での偏光の測定精度が向上した。^{[ 151 ]}
• 2019年 –プランク望遠鏡による2018年の最終データの解析結果が引き続き公開されている。^{[ 152 ]}