宇宙マイクロ波背景

宇宙マイクロ波背景放射（CMB、CMBR）、または残存放射は、観測可能な宇宙のすべての空間を満たすマイクロ波放射です。標準的な光学望遠鏡では、星と銀河の間の背景空間はほぼ完全に暗いです。しかし、十分に感度の高い電波望遠鏡は、ほぼ均一で、星、銀河、またはその他の物体に関連付けられていないかすかな背景の輝きを検出します。この輝きは、電波スペクトルのマイクロ波領域で最も強くなります。 1965年にアメリカの電波天文学者アルノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンによって偶然にCMBが発見されたことは、 1940年代に開始された研究の集大成でした。

CMB は、宇宙の起源に関するビッグバン 理論の画期的な証拠です。ビッグバン宇宙論モデルでは、最初期の宇宙は、亜原子粒子の高密度で高温のプラズマの不透明な霧で満たされていました。宇宙が膨張するにつれて、このプラズマは、陽子と電子が結合して主に水素からなる中性原子を形成するまで冷却されました。プラズマとは異なり、これらの原子はトムソン散乱によって熱放射を散乱することができないため、宇宙は透明になりました。再結合期として知られるこの分離イベントにより、光子が解放され、空間を自由に移動できるようになりました。ただし、宇宙の膨張に関連する宇宙の赤方偏移により、光子のエネルギーは低下しています。最後の散乱面は、空間内の適切な距離にある殻を指すため、分離時に最初に放出された光子が現在受信されています。

CMB は完全に滑らかで均一というわけではなく、感度の高い検出器でマッピングできるわずかな異方性を示しています。これらの温度の不均一性を測定するために、 COBE、WMAP、Planckなどの地上および宇宙ベースの実験が使用されました。異方性構造は、分離点までの物質と光子のさまざまな相互作用によって決定され、角度スケールによって変化する特徴的なゴツゴツしたパターンをもたらします。空全体の異方性の分布には、山と谷のシーケンスを表示するパワースペクトルで表すことができる周波数成分があります。このスペクトルのピーク値には、初期宇宙の物理的特性に関する重要な情報が含まれています。最初のピークは宇宙の全体的な曲率を決定し、2番目と3番目のピークはそれぞれ通常の物質といわゆる暗黒物質の密度の詳細を示します。CMB データから細かい詳細を抽出することは、銀河団などの前景の特徴によって放射が修正されるため、困難な場合があります。

宇宙マイクロ波背景放射は、あらゆる方向から放射される均一な黒体 熱エネルギーです。CMBの強度は、 SI単位の温度であるケルビン（K）で表されます。CMBは、温度の黒体熱スペクトルを持っています。2.725 48 ± 0.000 57  K . ^[4]強度の変化は温度の変化として表されます。黒体温度はすべての波長における放射の強度を一意に特徴付けます。任意の波長で測定された輝度温度は黒体温度に変換できます。^[5]

放射は空全体で驚くほど均一で、銀河内の星や星団のほぼ点状の構造とはまったく異なります。^[6]放射はおよそ 25,000 分の 1 の等方性で、背景放射のドップラーシフトから双極子異方性を差し引いた後の二乗平均平方根変動は 100 μK をわずかに上回ります。 ^[7]後者は、太陽が369.82 ± 0.11 km/s でレオ座との境界近くのクレーター星座に向かって移動するときの、共動宇宙静止フレームに対する太陽の固有速度によって引き起こされます。 ^[8] CMB の双極子と高次の多極子での収差が測定されており、銀河の運動と一致しています。^[9] CMB の異方性は非常に小さいですが、多くの側面を高精度で測定することができ、そのような測定は宇宙論の理論にとって重要です。^[6]

温度異方性に加えて、CMB は偏光の角度変化を持つはずです。空の各方向の偏光は、E モード偏光と B モード偏光で説明される方向を持っています。E モード信号は温度異方性の 10 分の 1 の強さで、相関しているため温度データを補完します。B モード信号はさらに弱いですが、追加の宇宙論データが含まれている可能性があります。^[6]

異方性は分極の物理的起源に関係している。直線偏光による電子の励起は、入射方向に対して90度の偏光を生成する。入射する放射線が等方性である場合、異なる入射方向は打ち消し合う分極を生成する。入射する放射線が四重極異方性を有する場合、残留分極が見られる。^[10]

温度と偏光異方性以外にも、CMB周波数スペクトルはスペクトル歪みと呼ばれる黒体法則からのわずかな逸脱を特徴とすることが予想されます。これらには原始宇宙と後期の構造形成に関する豊富な情報が含まれているため、今後数十年以内に最初の測定が行われることを期待して、活発な研究努力が行われています。^[11]

CMB には、宇宙にある光子の 400 倍という圧倒的多数が含まれています。^{[12] : 5} CMB 内の光子の数密度は、宇宙にある物質の数密度の 10 億倍 (10 ⁹ ) です。宇宙の膨張によって CMB が冷却されなければ、夜空は太陽と同じくらい明るく輝いていたでしょう。^[13] CMB のエネルギー密度は 0.260 eV/cm ³ (4.17 × 10 ⁻¹⁴  J/m ³ ) で、約 411 光子/cm ³です。^[14]

1931年、ジョルジュ・ルメートルは初期宇宙の残骸が放射線として観測できるかもしれないと推測したが、その候補は宇宙線だった。^{[15] : 140} リチャード・C・トルマンは1934年に、宇宙の膨張によって黒体放射線は熱スペクトルを維持しながら冷却されることを示した。宇宙マイクロ波背景放射は、1948年にラルフ・アルファーとロバート・ハーマンによって初めて予測されたが、これはアルファーの博士課程の指導教官ジョージ・ガモフの論文のために彼らが準備した訂正^[16]であった。^[17]アルファーとハーマンは宇宙マイクロ波背景放射の温度を5 Kと推定することができた。^[18]

宇宙背景放射が検出可能な現象として初めて公表された認識は、1964年春にソ連の天体物理学者AGドロシュケビッチとイゴール・ノビコフによる短い論文の中に現れた。 ^[20] 1964年、プリンストン大学のディッケの同僚であるデイビッド・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構築を開始した。 ^[21] 1964年、ニュージャージー州ホルムデル・タウンシップ近郊のベル電話研究所のクロフォードヒル地区で、アルノ・ペンジアスとロバート・ウッドロウ・ウィルソンは、電波天文学と衛星通信の実験に使用することを意図してディッケ放射計を構築した。アンテナは1959年に、地球を周回する大型のアルミニウム製プラスチック風船を反射器として使用し、地球上のある地点から別の地点に無線信号を反射する、アメリカ航空宇宙局の受動通信衛星プロジェクト・エコーを支援するために構築された。^[19] 1964年5月20日、彼らは最初の測定を行い、マイクロ波背景放射の存在を明らかに示した。^[22]彼らの機器は、説明できない4.2Kを超えるアンテナ温度を示した。クロフォードヒルからの電話を受けた後、ディッケは「みんな、先を越されたよ」と言った。^{[23] [24] [25] [15] : 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ことが判明した。ペンジアスとウィルソンは、この発見により1978年のノーベル物理学賞を受賞した。 ^[26]

宇宙マイクロ波背景放射の解釈は、1960 年代後半に議論を呼んだ問題でした。代替説明には、太陽系内、銀河、銀河間プラズマ、複数の銀河外電波源からのエネルギーが含まれていました。マイクロ波放射が真に「宇宙」であることを示すには、2 つの要件がありました。まず、強度と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りました。これは、1968 年までに、高波長と低波長での放射温度の一連の測定で達成されました。次に、放射が等方性、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りました。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ました。^[27]

1970年代には、宇宙背景放射の等方性からのわずかな偏差は初期宇宙の出来事から生じる可能性があることを多くの研究が示した。^{[27] : 8.5.1} ハリソン、^[28]ピーブルズとユー、^[29]ゼルドビッチ^{[30]は、初期宇宙には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であることを認識した。^{[27] : 8.5.3.2} ラシッド・スニヤエフは、別名「残存放射」を使用して、これらの不均一性が宇宙マイクロ波背景に与える観測可能な影響を計算した。^[31]

1970年代に宇宙マイクロ波背景放射を高精度で測定する上での多くの実験上の困難さが一因となって宇宙マイクロ波背景放射の研究は停滞したが、^{[27] : 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、大規模な異方性に関する最初の上限を示した。^{[27] : 8.5.3.2}

1980年代のもう一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、最後の散乱の直前の因果関係を許容することで、大規模な等方性の説明を与えました。^{[27] : 8.5.4}この理論や類似の理論により、詳細な予測がより大規模で野心的な実験を促進しました。

NASAの宇宙背景放射探査機（COBE）は1989年から1996年にかけて地球を周回し、その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の COBEミッションは、微分マイクロ波放射計で主要な異方性を明確に確認し、1992年にその結果を発表した。^{[32] [33]}チームはこの発見により2006年の ノーベル物理学賞を受賞した。

COBE の結果に触発されて、地上および気球を使った一連の実験により、^{[どの？ ]} 20 年にわたって宇宙マイクロ波背景放射の異方性がより小さな角度スケールで測定されました。新しい実験の感度は劇的に向上し、内部ノイズが 3 桁減少しました。^[1]これらの実験の主な目的は、COBE では分解でき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み出され、プラズマ内で音響振動を引き起こす初期宇宙の大規模な密度変化に対応しています。^{[34]異方性の最初のピークは、} MAT/TOCO実験^[35]によって暫定的に検出され、その結果はBOOMERanG ^[36]およびMAXIMA実験によって確認されました。^[37]これらの測定により、宇宙の形状は曲がっているのではなく、ほぼ平坦であることが実証されました。^[38]彼らは宇宙構造形成の主要な構成要素としての宇宙ひもを排除し、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。^[39]

極めて等方性で均質な背景という初期の COBE の結果にヒントを得て、その後 10 年間にわたって地上および気球による一連の実験で、より小さな角度スケールでの CMB 異方性を定量化しました。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した。これらの測定により、宇宙構造形成の主要理論としての宇宙ひもが排除され、宇宙インフレーションが正しい理論であることが示唆されました。

1990年代には、最初のピークが感度を上げて測定され、2000年までにBOOMERanG実験により、最大のパワー変動が約1度のスケールで発生することが報告されました。他の宇宙論データと合わせて、これらの結果は、宇宙の形状が平坦であることを示唆しました。その後3年間で、超小型アレイ、度角スケール干渉計（DASI）、宇宙背景撮像装置（CBI）など、いくつかの地上干渉計により、変動の測定値がより正確に提供されました。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を含む最初のEモード偏光スペクトルを提供しました。

2001年6月、NASAは2回目のCMB宇宙ミッションであるWMAPを打ち上げ、全天の大規模異方性のより正確な測定を行った。WMAPは、対称型で高速多重変調走査、高速スイッチング放射計を5つの周波数で使用し、天空以外の信号ノイズを最小限に抑えた。^{[40]ミッションのデータは5回に分けて公開され、最後は9年間の概要である。結果は、6つの自由パラメータに基づく、}宇宙インフレーションを伴うビッグバン宇宙論に適合する、概ね一貫したラムダCDMモデルである。^[41]

3番目の宇宙ミッションであるESA（欧州宇宙機関）プランク・サーベイヤーは2009年5月に打ち上げられ、2013年10月に停止されるまでさらに詳細な調査を行った。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CMBを測定した。その検出器は、ACBAR（Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ）実験として南極ヴァイパー望遠鏡で試験され、現在までに小さな角度スケールで最も正確な測定をもたらした。また、アーケオプス気球望遠鏡でも試験された。

2013年3月21日、プランク宇宙論探査機の背後にあるヨーロッパ主導の研究チームは、宇宙マイクロ波背景放射の全天マップ（565x318 jpeg、3600x1800 jpeg）を公開した。^{[46] [47]}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、宇宙が約1億年前の頃、深宇宙には微妙な温度変動が刻まれていた。宇宙の年齢は37万年です。この痕跡は、宇宙が存在した最初の10億分の1秒（10 ⁻³⁰）という早い時期に生じたさざ波を反映しています。どうやら、これらのさざ波が、現在の銀河団と暗黒物質の広大な宇宙網を生み出したようです。2013年のデータに基づくと、宇宙には4.9％の通常物質、26.8％の暗黒物質、68.3％の暗黒エネルギーが含まれています。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± 0.021 億歳でハッブル定数は67.74 ± 0.46 (km/s)/Mpc . ^[48]

宇宙マイクロ波背景放射と宇宙の赤方偏移と距離の関係は、ビッグバン現象の最も優れた証拠であると考えられている。CMBの測定により、インフレーション型ビッグバンモデルが標準宇宙論モデルとなった。^[50] 1960年代半ばのCMBの発見により、定常状態理論などの代替モデルへの関心は低下した。^[51]

宇宙形成のビッグバンモデルでは、インフレーション宇宙論は、約10 ⁻³⁷秒後^[52]に宇宙が指数関数的に成長し、ほぼすべての不規則性が平滑化されたと予測しています。残りの不規則性は、インフレーション事象を引き起こしたインフレーション場の量子ゆらぎによって引き起こされました。 ^[53]恒星や惑星が形成されるはるか前、初期宇宙はよりコンパクトで、より高温であり、ビッグバンの10 ^{−6秒後から、}光子、電子、重粒子の相互作用するプラズマの白熱した霧からの均一な輝きで満たされていました。

宇宙が膨張するにつれて、断熱冷却によってプラズマのエネルギー密度が減少し、電子が陽子と結合して水素原子を形成するのに有利な状態になった。この再結合は、温度が約3000 Kのとき、つまり宇宙の年齢が約379,000歳のときに起こった。^[54]光子はこれらの電気的に中性な原子と相互作用しなかったため、光子は空間を自由に移動して、物質と放射線の分離をもたらした。^[55]

分離した光子の集合体の色温度はそれ以来ずっと減少し続けており、現在では2.7260 ± 0.0013 Kであり、^[4]宇宙が膨張するにつれて低下し続ける。放射の強度は 2.726 K での黒体放射に対応する。これは、赤方偏移した黒体放射が低温の黒体放射とまったく同じであるためである。ビッグバンモデルによれば、今日測定している空からの放射は、最終散乱面と呼ばれる球面から来ている。これは、分離イベントが発生したと推定される空間内の場所の集合を表しており^{[56] [57]}、その距離からの光子が観測者に到達した時点である。宇宙の放射エネルギーの大部分は宇宙マイクロ波背景放射にあり、^[58]およそ宇宙の放射エネルギーのほんの一部を占めている。宇宙全体の密度の6 × 10−5で^{ある。 [59]}

ビッグバン理論の最大の成功の2つは、ほぼ完璧な黒体スペクトルの予測と宇宙マイクロ波背景放射の異方性の詳細な予測である。CMBスペクトルは自然界で最も正確に測定された黒体スペクトルとなった。^[60]

1940年代後半、アルファーとハーマンは、もしビッグバンがあったとしたら、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にまで広がり、温度が約5Kまで下がっているはずだと推論した。彼らの推定は若干外れていたが、彼らの考えは正しかった。彼らはCMBを予測したのだ。ペンジアスとウィルソンがマイクロ波背景放射が実際に存在することを発見するまでにはさらに15年かかった。^[61]

標準的な宇宙論によれば、CMBは、電子と陽子が水素原子を形成できるほど温度が下がった時点の高温の初期宇宙のスナップショットを提供する。この出来事により、光が自由電子から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。 ^[62]これがビッグバンから約38万年後に起こったとき、宇宙の温度は約3,000 Kであった。これは、約1000 Kの周囲エネルギーに相当する。0.26  eVであり、これは水素のイオン化エネルギーは13.6 eVです。^{[63]この時代は一般に「最後の散乱の時期」または}再結合または分離の期間として知られています。^[64]

デカップリング以来、宇宙の膨張により背景放射の色温度は平均で 1,089 倍低下しています^{[40] 。宇宙が膨張するにつれて、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、スケール長と呼ばれる、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。^[65]

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、その微弱だが測定された異方性は、一般的にはビッグバンモデル、特にΛCDM（「ラムダ冷暗黒物質」）モデルを強力に支持するものである。さらに、変動は再結合時の見かけの宇宙の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いずれかである。^{[66] [67]}

宇宙マイクロ波背景放射の異方性、つまり方向依存性は、2 つのタイプに分けられます。1 つは、最後の散乱面とその前に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に発生する、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影響による二次異方性です。

宇宙マイクロ波背景の異方性の構造は、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まります。音響振動は、初期宇宙における光子と重粒子のプラズマの衝突によって発生します。光子の圧力は異方性を消去する傾向がありますが、光よりはるかに遅い速度で移動する重粒子の重力は、重粒子を崩壊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発生させ、マイクロ波背景に特徴的なピーク構造を与えます。ピークは、特定のモードが最大振幅にあるときに光子が分離する共鳴にほぼ相当します。

ピークには興味深い物理的特徴が含まれている。最初のピークの角度スケールは宇宙の曲率を決定する（宇宙の位相は決定しない）。次のピーク（奇数ピークと偶数ピークの比）は、縮減された重粒子密度を決定する。 ^[68] 3番目のピークは暗黒物質の密度に関する情報を得るために使用できる。^[69]

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与えます。密度摂動には、断熱と等曲率と呼ばれる 2 つの基本的な種類があります。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するさまざまな理論は、さまざまな混合を予測します。

断熱密度摂動

断熱密度摂動では、各タイプの粒子 (重粒子、光子など)の分数密度は同じです。つまり、ある場所で重粒子の数密度が平均より 1% 高い場合、その場所では光子の数密度 (およびニュートリノの数密度) が平均より 1% 高くなります。宇宙インフレーションは、原始摂動が断熱的であると予測しています。

等曲率密度の変動

等曲率密度摂動では、分数追加密度の合計 (異なる種類の粒子全体) はゼロです。つまり、ある地点で重粒子のエネルギーが平均より 1% 多く、光子のエネルギーが平均より 1% 多く、ニュートリノのエネルギーが平均より 2%少ない摂動は、純粋な等曲率摂動です。仮説上の宇宙ひもは、主に等曲率の原始摂動を生成します。

CMBスペクトルはこれら2つの摂動を区別できる。なぜなら、これら2種類の摂動は異なるピーク位置を生成するからである。等曲率密度摂動は、角度スケール（ピークのℓ値）がおよそ1：3：5：...の比率である一連のピークを生成するのに対し、断熱密度摂動は、位置が1：2：3：...の比率であるピークを生成する。 ^[70]観測結果は、原始密度摂動が完全に断熱的であることと一致しており、インフレーションの重要な支持を与え、例えば宇宙ひもを含む構造形成の多くのモデルを除外している。

衝突なしの減衰は、原始プラズマを流体として扱う方法が崩れ始めると、次の 2 つの効果によって引き起こされます。

• 膨張する宇宙の中で原始プラズマがますます希薄になるにつれて光子の平均自由行程が増加する。
• 最後の散乱面 (LSS) の深さは有限であるため、コンプトン散乱がまだ発生している場合でも、分離中に平均自由行程が急速に増加します。

これらの効果は、小さなスケールでの異方性の抑制にほぼ等しく寄与し、非常に小さな角度スケールの異方性に見られる特徴的な指数関数的減衰テールを生じます。

LSS の深さは、光子と重粒子の分離が瞬時に起こるのではなく、その時代までの宇宙の年齢のかなりの部分が必要であるという事実を指します。このプロセスにかかった時間を定量化する 1 つの方法は、光子可視性関数(PVF) を使用します。この関数は、PVF をP ( t )で表すと、CMB 光子が時間tとt + dtの間で最後に散乱される確率がP ( t ) dtで与えられるように定義されます。  

PVF の最大値 (特定の CMB 光子が最後に散乱した可能性が最も高い時間) は、かなり正確にわかっています。WMAPの初年度の結果では、 P ( t ) が最大になる時間は372,000 年とされています。^[71]これは、CMB が形成された「時間」とよく考えられています。ただし、光子と重粒子が分離するのにどのくらいの時間がかかったかを把握するには、PVF の幅を測定する必要があります。WMAP チームは、PVF が 115,000 年の間隔で最大値の半分 (「最大値の半分の全幅」、つまり FWHM) を超えていることを発見しました。^{[71] : 179}この測定によると、分離はおよそ 115,000 年にわたって行われ、したがって分離が完了したときの宇宙の年齢はおよそ 487,000 年でした。

CMB は誕生以来、いくつかのその後の物理プロセスによって明らかに変化しており、これらはまとめて後期異方性、または二次異方性と呼ばれています。CMB 光子が妨げられることなく自由に移動できるようになったとき、宇宙の通常の物質は主に中性の水素原子とヘリウム原子の形でした。しかし、今日の銀河の観測では、銀河間物質(IGM) の体積のほとんどがイオン化物質で構成されていることが示唆されているようです (水素原子による吸収線がほとんどないため)。これは、宇宙の物質の一部が水素イオンに分解された 再イオン化の期間があったことを意味します。

CMB 光子は、原子に束縛されていない電子などの自由電荷によって散乱されます。電離宇宙では、このような荷電粒子は電離 (紫外線) 放射によって中性原子から解放されています。現在、これらの自由電荷は宇宙の大部分の体積で十分に低い密度にあるため、CMB に測定可能な影響はありません。ただし、宇宙がまだ高密度だった非常に初期の時代に IGM が電離されていた場合、CMB には主に 2 つの影響があります。

1. 小さなスケールの異方性は消去されます。(霧を通して物体を見ると、物体の詳細がぼやけて見えるのと同じです。)
2. 光子が自由電子によって散乱される仕組み（トムソン散乱）の物理的性質により、大きな角度スケールで偏光異方性が誘発されます。この広角偏光は、広角温度摂動と相関しています。

これらの効果は両方ともWMAP宇宙船によって観測されており、宇宙が非常に初期の頃に赤方偏移10前後で電離していたという証拠を提供している。 ^[72]この初期の電離放射線の詳細な起源は、まだ科学的な議論の対象となっている。これには、最初の星の集団（種族IIIの星）からの星の光、これらの最初の星が寿命を迎えたときの超新星、または巨大なブラックホールの降着円盤によって生成された電離放射線が含まれていた可能性がある。

宇宙マイクロ波背景放射の後の時代、つまり最初の星が観測される前の時代は、宇宙学者によって半ば冗談めかして「暗黒時代」と呼ばれており、天文学者によって熱心に研究されている時代である（21センチメートル放射を参照）。

再イオン化と宇宙マイクロ波背景放射の観測の間に発生し、異方性を引き起こすと思われる他の 2 つの効果は、高エネルギー電子の雲が放射線を散乱させ、そのエネルギーの一部を宇宙マイクロ波背景放射の光子に移すスニヤエフ・ゼルドビッチ効果と、変化する重力場によって宇宙マイクロ波背景放射からの光子が重力によって赤方偏移または青方偏移するザックス ・ウルフ効果です。

ビッグバンを含む標準宇宙論は「実践的な宇宙論者の間でかなりの人気を博している」^{[73] : 211} しかし、CMB データを説明する標準的なビッグバンの枠組みには課題がある。特に、標準宇宙論では、異なる実験データによってサポートされる異なる値を持ついくつかの自由パラメータの微調整が必​​要である。 ^{[73] : 245} 微調整の問題の例として、標準宇宙論では、残存放射の現在の温度を予測できない。[ ^{73] : 229}この の値は、実験宇宙論の最良の結果の 1 つであり、定常状態モデルで予測できる。^[61] しかし、代替モデルには独自の問題があり、既存の観測の事後的な説明しか行っていない。^{[73] : 239}それにもかかわらず、これらの代替モデルは、標準的な説明のアイデアとそれに対する挑戦を提供する上で重要な歴史的役割を果たしてきた。^[12]${\displaystyle T_{0}}$${\displaystyle T_{0}}$

宇宙マイクロ波背景放射は数マイクロケルビンのレベルで偏極している。偏極にはEモード（または勾配モード）とBモード（または回転モード）の2種類がある。 ^{[74]これは}静電気学と類似しており、静電気学では電場（E場）の回転はゼロで、磁場（B場）の発散はゼロである。

Eモードは不均質プラズマ中のトムソン散乱から生じる。 ^[74] Eモードは2002年に度角スケール干渉計（DASI）によって初めて観測された。^{[75] [76]}

BモードはEモードよりも一桁弱いと予想されている。前者は標準的なスカラー型摂動によって生成されるのではなく、ビッグバン直後の宇宙インフレーション中に重力波によって生成される。 ^{[77] [78] [79]} しかし、より強いEモードの重力レンズ効果によってもBモード偏光が生成される可能性がある。^{[80] [81]}元のBモード信号を検出するには、比較的強いEモード信号のレンズ効果によって引き起こされる汚染を分析する必要がある。^[82]

初期宇宙における「スローロール」宇宙インフレーションのモデルは、原始重力波が宇宙マイクロ波背景の分極に影響を与え、特定のBモード分極パターンを作り出すと予測している。このパターンの検出はインフレーション理論を裏付けるものであり、その強さはインフレーションのさまざまなモデルを確認または排除することができる。^{[78] [83]} このBモード分極の特徴的なパターンがBICEP2機器^{[84]によって測定されたという主張は、後に}プランク実験の新しい結果により宇宙塵に起因するものとされた。^{[85] [83] : 253}

2つ目のタイプのBモードは、2013年に南極望遠鏡とハーシェル宇宙望遠鏡の協力を得て発見されました。^[86] 2014年10月、150GHzでのBモード偏光の測定結果がPOLARBEAR実験によって発表されました。^[87] BICEP2と比較すると、POLARBEARはより小さな範囲の空に焦点を当てており、塵の影響を受けにくいです。研究チームは、POLARBEARの測定されたBモード偏光は、97.2%の信頼度で宇宙起源（塵だけによるものではない）であると報告しました。^[88]

CMB の角度異方性は通常、多重極あたりのパワーで表されます。^[89] 天空全体の温度マップの角度は、球面調和関数の係数として表されます。 ここで、項は における角度振動の強度を測定し、ℓ は多重極数、 m は方位角数です。方位角の変化は重要ではなく、角度相関関数を適用することで除去され、パワースペクトル項が得られます 。ℓの値が増加すると、CMB の多重極モーメントが高くなり、角度による変化が速くなります。 ${\displaystyle T(\theta ,\varphi ),}$$${\displaystyle T(\theta ,\varphi )=\sum _{\ell m}a_{\ell m}Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )}$$${\displaystyle a_{\ell m}}$${\displaystyle Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )}$${\displaystyle C_{\ell }\equiv \langle |a_{\ell m}|^{2}\rangle .}$

モノポール項ℓ = 0は、CMBの一定の等方性平均温度T _γ =2.7255 ± 0.0006 K ^[89] 1標準偏差信頼度。この用語は、 COBE衛星のFIRAS機器などの絶対温度測定装置で測定する必要がある。 ^{[89] : 499}

CMB双極子は最大の異方性を示し、第1球面調和関数（ℓ = 1）、つまり余弦関数である。CMB双極子の振幅は約3.3621 ± 0.0010 mK。^[89] CMB双極子モーメントは、CMBに対する地球の固有運動として解釈される。その振幅は、太陽系の重心の周りの地球の軌道による時間に依存する。これにより、双極子の表現に時間依存項を追加することができる。この項の変調は1年であり、^{[89] [90]}これはCOBE FIRASによる観測に適合する。^{[90] [91]}双極子モーメントは、いかなる原始的情報もエンコードしない。

CMBデータから、太陽はCMBの基準フレーム（CMB静止フレームとも呼ばれ、CMBを通して動きがない基準フレーム）に対して369.82 ± 0.11 km/sです。 私たちの天の川銀河を含む銀河群である局部銀河群は、銀河経度 方向に620 ± 15 km/s ℓ =271.9° ± 2°、 b =30° ± 3°。 ^[89]この双極子は現在、マッピング研究の較正に使用されている。

より高い多重極、すなわちℓ ≥ 2における CMB 温度マップの温度変動は、 z ⋍ 1100付近の赤方偏移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、宇宙は電子と重粒子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重粒子は高度にイオン化されたままであり、そのためトムソン散乱効果によって光子と密に結合していた。これらの現象により、圧力と重力効果が互いに作用し合い、光子-重粒子プラズマの変動が引き起こされた。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、これらの変動は今日観測される CMB マップに「固定」されている。^[89]

生の CMBR データには、WMAP や Planck などの宇宙探査機からのものであっても、宇宙マイクロ波背景放射の微細構造を完全に覆い隠す前景効果が含まれています。微細構造は生の CMBR データに重ねて表示されますが、生のデータのスケールでは小さすぎて見えません。前景効果の中で最も顕著なのは、CMBR 背景放射に対する太陽の運動によって生じる双極子異方性です。太陽に対する地球の年間運動や銀河面およびその他の場所にある多数のマイクロ波源による双極子異方性などを差し引いて、CMBR 背景放射の微細構造を特徴付ける極めて小さな変化を明らかにする必要があります。CMBR データを詳細に分析してマップ、角度パワー スペクトル、そして最終的には宇宙論的パラメータを作成することは、複雑で計算が難しい問題です。

実際には、ノイズや前景源の影響を考慮することは困難です。特に、これらの前景は、制動放射、シンクロトロン、マイクロ波帯で放射する塵などの銀河放射によって支配されています。実際には、銀河を除去する必要があり、その結果、CMB マップは全天マップではなくなります。さらに、銀河や銀河団などの点源は、CMB パワー スペクトルの短期構造を歪ませないように除去する必要がある別の前景源です。

多くの宇宙論パラメータに対する制約は、パワースペクトルへの影響から得られ、結果は多くの場合、マルコフ連鎖モンテカルロサンプリング手法を使用して計算されます。

WMAP によって提供されるデータの精度が高まったことで、CMB が非常に大規模な異方性、異常な配列、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。^{[92] [93] [94]}これらの中で最も長年続いているのは、低ℓ多極子論争である。COBE マップでも、四重極子( 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、四重極子と八重極子 ( ℓ = 3 ) モードは、互いに、また黄道面と春分点の両方に対して説明のつかない配列をしているように見える。^{[95] [96] [97]}多くのグループは、これが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が、他のグループはデータに系統的なエラーがあるのではないかと疑っている。^{[98] [99] [100]}

結局のところ、フォアグラウンドと宇宙の分散の問題により、最大のモードは小さな角度スケールのモードほどよく測定されることはないだろう。分析は、フォアグラウンド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、マックス・テグマークらが作成した同様のマップで行われた。^{[101] [40] [102]その後の分析では、これらのモードが、}シンクロトロン、ダスト、制動放射線放出によるフォアグラウンド汚染、および単極子と双極子の実験的不確実性の影響を最も受けやすいモードであることが指摘されている。

WMAP パワースペクトルの完全なベイジアン分析により、ラムダ CDM 宇宙論の四重極予測は10% レベルでデータと一致しており、観測された八重極は目立たないことが実証されています。^[103]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、配置の重要性はさらに約 5% 減少します。^{[104] [105] [106] [107]}プランク望遠鏡 による最近の観測は、WMAP よりもはるかに感度が高く、角度分解能も大きく、同じ異常を記録しているため、機器の誤差 (前景の汚染ではない) は除外されているようです。 [ ^108]偶然の一致は考えられる説明であり、WMAP の主任科学者であるチャールズL. ベネットは、偶然と人間の心理が関係していると示唆しました。「心理的な影響が少しあると思います。人々は珍しいものを見つけたいのです。」^[109]

広域赤外線サーベイデータに基づくクエーサーの密度測定では、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発見された。^[110]この違いは宇宙論原理と矛盾している。^[111]

宇宙が膨張し続け、ビッグクランチやビッグリップなどの運命をたどらないと仮定すると、宇宙マイクロ波背景放射は検出できなくなるまで赤方偏移を続け、 ^[112]最初は恒星の光によって生成される宇宙背景放射に取って代わられ、その後はおそらく、陽子崩壊、ブラックホールの蒸発、陽電子崩壊など、遠い未来の宇宙で起こるかもしれないプロセスの背景放射場によって取って代わられるだろう。^[113]

• 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。^{[61] [114]}
• 1926年 -アーサー・エディントン卿が銀河の恒星光の非熱放射を推定「…式E = σT ⁴により、この密度に対応する有効温度は絶対温度3.18°…黒体である」^{[61] [115]}
• 1930年代 -宇宙学者 エーリッヒ・レジェナーは、銀河系内の宇宙線の非熱スペクトルの有効温度は2.8 Kであると計算しました^。[61]
• 1931年 -マイクロ波という用語が初めて印刷物で使用されました。「18cmという低い波長での実験が発表されたとき、マイクロ波の問題がこれほど早く解決されたことに、誰もが驚きました。」Telegraph & Telephone Journal XVII. 179/1
• 1934年 -リチャード・トールマンは、膨張する宇宙における黒体放射は冷却されるが熱は残ることを示しました。
• 1946年 -ロバート・ディッケは20K未満で「宇宙物質からの放射線」を予測したが、背景放射線については言及しなかった。^[116]
• 1946年 -ジョージ・ガモフは、宇宙の年齢が30億年であると仮定して、温度を50Kと計算し、^[117]「...星間空間の実際の温度とかなり一致している」とコメントしたが、背景放射については言及していない。^[118]
• 1953年 -エルヴィン・フィンレイ＝フロイントリッヒは疲労光理論を支持して、銀河間空間の黒体温度を2.3Kと導き出し、翌年には1.9Kと6.0Kという値を導き出した。^[119]

• 1941年 -アンドリュー・マッケラーは、 WSアダムスがB型星で測定したCN二重線の数を比較することで、星間物質の「回転」温度が2.3Kであることを発見した 。^{[120] [121]}
• 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5K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は言及していないが、推測できる。^[122]
• 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^{[116] [123] : 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ケルビンプラスマイナス2のほぼ等方性背景放射を報告したが、彼はその宇宙論的意義を認識しておらず^{[116] : 343  [27] : 8.3.1}、後に誤差範囲を20Kに修正した。^{[124] [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。^[125]放射強度は観測時間や方向に依存しなかった。シャモノフは当時は認識していなかったが、シュマオノフが3.2 cmの波長で宇宙マイクロ波背景放射を観測したことは今では明らかである^[126]。
• 1964年 - AGドロシュケヴィッチとイゴール・ドミトリエヴィッチ・ノビコフが、ガモフ、アルファー、ハー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、CMB放射現象が検出可能であると指摘した。^[127]
• 1964〜65年 -アルノ・ペンジアスとロバート・ウッドロウ・ウィルソンが温度を約3Kと測定。ロバート・ディッケ、ジェームズ・ピーブルズ、PG・ロール、DT・ウィルキンソンがこの放射線をビッグバンの兆候であると解釈。
• 1966年 -ライナー・K・サックスとアーサー・M・ウルフが、観測者と最終散乱面の間の重力ポテンシャルの変化によって生じるマイクロ波背景変動振幅を理論的に予測した（サックス・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変動振幅を理論的に予測しました。
• 1969年 - RA スニヤエフとヤコフ・ゼルドビッチが、熱い電子によるマイクロ波背景光子の逆コンプトン散乱を研究する（スニヤエフ・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エンズバレー電波天文台の研究者が、銀河団からスニヤエフ・ゼルドビッチ効果を初めて検出しました。
• 1983年 -ソビエトのRELIKT-1 CMB異方性実験が開始されました。
• 1990年 -宇宙背景放射探査機（COBE）のFIRASがCMBスペクトルの黒体形状を極めて高い精度で測定し、マイクロ波背景がT = 2.73 Kのほぼ完全な黒体スペクトルを持ち、それによって銀河間物質の密度が強く制限されることを示しました。
• 1992年1月 - RELIKT-1のデータを分析した科学者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。 ^[128]
• 1992年 - COBE DMRのデータを分析した科学者が宇宙マイクロ波背景放射の異方性を発見したと報告。 ^[129]
• 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、Maxima実験によるCMB異方性角パワースペクトルの音響振動の最初の測定。BOOMERanG実験は中程度の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ました。
• 2002年 – DASIによる偏光の発見。^[130]
• 2003年 - CBIによって取得されたEモード偏光スペクトル。^[131] CBIとVery Small Arrayは、高解像度（空の小さな領域をカバー）でさらに高品質の地図を作成します。
• 2003年 -ウィルキンソンマイクロ波異方性探査機が、低解像度および中解像度の全天のさらに高品質な地図を作成しました (WMAP は高解像度のデータは提供しませんが、 BOOMERanGの中解像度の地図を改良しています)。
• 2004年 – CBIによって取得されたEモード偏光スペクトル。^[132]
• 2004 年 - Arcminute 宇宙論ボロメータ アレイ受信機が、 WMAP ではマップされていない高解像度構造のより高品質なマップを作成します。
• 2005年 -アークミニット・マイクロケルビン・イメージャーとスニヤエフ・ゼルドビッチ・アレイが、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果を利用して、非常に赤方偏移の高い銀河団の初の調査を開始しました。
• 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、宇宙の膨張によって背景放射線が残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ことにより、アメリカ国家科学賞を受賞しました。
• 2006 年 - 待望の 3 年間のWMAP結果が発表され、以前の分析が確認され、いくつかの点が修正され、偏光データも含まれるようになりました。
• 2006年 - COBEの主任研究員の2人、ジョージ・スムートとジョン・マザーは、CMBRの精密測定に関する研究により、2006年にノーベル物理学賞を受賞しました。
• 2006～2011年 - WMAPによる改良された測定、新しい超新星調査 ESSENCE と SNLS、およびSDSSとWiggleZによる重粒子音響振動は、標準的なLambda-CDM モデルと一致し続けています。
• 2010年 -プランク望遠鏡による初の全天地図が公開される。
• 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 の測定が改善され、より小さなスケールにまで拡張されました。
• 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ました。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ります。^{[133] [134] [135] [136] [137] [138]}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信頼性が低下したと報告されました。^{[137] [139] [140]}
• 2015年 – 2015年1月30日、BICEP2の同じ天文学者チームが前年の主張を撤回した。BICEP2とプランクの統合データに基づき、欧州宇宙機関は、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。^[141]
• 2018年 -プランク望遠鏡の最終データと地図が公開され、大規模な偏光の測定が改善されました。^[142]
• 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る。^[143]

• テレビシリーズ「スターゲイト・ユニバース」（2009年～2011年）では、太古の昔から残された知覚メッセージであるCMBRのパターンを研究するために、古代の宇宙船デスティニーが建造された。 ^[144]
• イアン・スチュワートとジャック・コーエンの小説『ウィーラーズ』（2000年）では、CMBRは古代文明の暗号化された通信であると説明されている。これにより、木星の「飛行船」は、現在観測されている宇宙の年齢よりも古い社会を持つことができる。^[要出典]
• 2008年に劉慈欣が書いた小説『三体』では、異星文明の探査機がCMBRを監視する機器を危険にさらし、その文明がCMBR自体を操作する力を持っていると登場人物を騙して信じ込ませる。^[145]
• 2017年発行のスイス20フラン紙幣には、いくつかの天体とその距離が記載されており、CMBは430・1015^光 秒と記載されている。^[146]
• 2021年のマーベルシリーズ『ワンダヴィジョン』では、宇宙マイクロ波背景内で謎のテレビ放送が発見される。^[147]

• バルビ、アメデオ（2008年）。『ビッグバンの音楽：宇宙マイクロ波背景放射と新しい宇宙論』ベルリン：シュプリンガー。ISBN 978-3-540-78726-6。
• デュラー、ルース（2008年）。宇宙マイクロ波背景。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-84704-9。
• エヴァンス、ロドリ（2015）。宇宙マイクロ波背景放射：宇宙に対する理解をどう変えたか。シュプリンガー。ISBN 978-3-319-09927-9。

• 学生に優しい CMB 入門書。学部レベルの物理学の知識を持つ人に適した、宇宙マイクロ波背景パワースペクトル分析の教育的ステップバイステップ入門書。一般的なオンライン サイトよりも詳細です。宇宙論のテキストよりも密度が低いです。
• arxiv.org の CMBR テーマ
• オーディオ: フレイザー・ケインとパメラ・ゲイ博士 – 天文学キャスト。ビッグバンと宇宙マイクロ波背景放射 – 2006 年 10 月
• プランクミッションのCMBデータの可視化
• Copeland 編「CMBR: 宇宙マイクロ波背景放射」。60個のシンボル。ノッティンガム大学のBrady Haran 氏。