宇宙マイクロ波背景放射実験のリスト

このリストは、 1964年にペンジアスとウィルソンが初めて宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を検出して以来、CMBの放射異方性と偏光を測定した実験をまとめたものである。ペンジアスとウィルソンによる1964年の最初の観測以来、CMBの異方性と偏光を測定するさまざまな実験が行われてきた。これらには、地上、気球、宇宙に設置された受信機が混在している。^{[2] [3]}リスト内の注目すべき実験には、CMBの温度異方性を初めて検出し、黒体スペクトルを持つことを示したCOBE 、 CMBからの偏光信号を初めて検出したDASI 、 ^[4]高解像度の観測を行い、最初のEモード偏光スペクトルを取得したCBI 、 ^[5] WMAP、および温度異方性と偏光信号の両方について、これまでで最も高解像度の全天マップを作成したプランク宇宙船がある。^{[6] CMB観測の現在の科学的目標には、}ニュートリノ の質量を制限できる重力レンズ効果の正確な測定と、宇宙のインフレーションの証拠となる可能性のあるBモード偏光の測定が含まれます。

宇宙マイクロ波背景放射実験の設計^{[2] [3] [4] [7] [8]}は非常に難しい作業です。最大の問題は受信機、望遠鏡の光学系、大気です。マイクロ波背景放射の応用のために、多くの改良されたマイクロ波増幅器技術が設計されてきました。使用される技術には、HEMT、MMIC、SIS、ボロメータなどがあります。^[8]実験では通常、増幅器を低温に保つために精巧な極低温システムが使用されます。多くの場合、実験は干渉計であり、空の信号の空間変動のみを測定し、平均 2.7 K の背景温度には影響されません。^[4]

ウィキメディア・コモンズには、宇宙マイクロ波背景望遠鏡に関連するメディアがあります。

もう一つの問題は、すべての検出器に内在する1/ fノイズです。通常、実験スキャン戦略は、このようなノイズの影響を最小限に抑えるように設計されています。 ^[7]サイドローブを最小限に 抑えるために、マイクロ波光学系では通常、精巧なレンズとフィードホーンが使用されます。最後に、地上ベースの（そしてある程度は気球ベースの）機器では、大気中の水と酸素がマイクロ波放射を放出および吸収します。大気透過率が高い周波数であっても、大気放射は光子ノイズに寄与し、実験の感度を制限します。そのため、CMB 研究では、チリのアンデス山脈や南極などの乾燥した高高度の場所だけでなく、空中および宇宙での実験も利用されています。^[9]

以下のリストは、過去、現在、および計画中のCMB実験の一部です。各実験の名前、開始年と終了年が示され、続いて実験の根拠（宇宙、気球、地上ベース）と場所が示されます。使用される周波数と増幅器の技術、および実験の主なターゲットが示されています。^[10]

• NASA、2015年、「LAMBDAのホストデータ：CMB実験」、[1]を参照、2015年3月27日にアクセス。