背景輻射

宇宙背景輻射是來自宇宙空間背景上的各向同性的微波輻射，也稱為微波背景輻射。二十世紀六十年代初，美國科學家彭齊亞斯和R.W.威爾遜為了改進衞星通訊，建立了高靈敏度的號角式接收天線系統。1964年，他們用它測量銀暈氣體射電強度。為了降低雜波，他們甚至清除了天線上的鳥糞，但依然有消除不掉的釐米波背景噪聲。他們認為，這些來自宇宙的波長為1.875的微波噪聲相當於3.5K。1965年，他們又訂正為3K，並將這一發現公諸於世，為此獲1978年諾貝爾物理學獎。

特徵和絕對温標2.725K的黑體輻射相同。頻率屬於微波中的毫米波範圍。宇宙微波背景是宇宙背景輻射之一，為觀測宇宙學的基礎，因其為宇宙中最古老的光，可追溯至再複合時期。利用傳統的光學望遠鏡，恆星和星系之間的空間（背景）是一片漆黑。然而，利用靈敏的輻射望遠鏡可發現微弱的背景輝光，且在各個方向上幾乎一模一樣，與任何恆星，星系或其他對象都毫無關係。這種光的電磁波譜在微波釐米波區域最強。1964年美國射電天文學家阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜偶然發現宇宙微波背景 ^[1-2]  ，於1940年代開始研究，並於1978年獲得諾貝爾獎。

“宇宙微波背景是我們宇宙中最古老的光，當宇宙剛剛380,000歲時刻在天空上。它顯示出微小的温度漲落，對應着局部密度的細微差異，代表着所有未來的結構，是當今的恆星與星系的種子”。 ^[3] 

宇宙微波背景很好地解釋了宇宙早期發展所遺留下來的輻射，它的發現被認為是一個檢測大爆炸宇宙模型的里程碑。宇宙在年輕時期，恆星和行星尚未形成之前，含有致密，高温，充滿着白熱化的氫氣雲霧等離子體。等離子體與輻射充滿着整個宇宙，隨着宇宙的膨脹而逐漸冷卻。當宇宙冷卻到某個温度時，質子和電子結合形成中性原子。這些原子不再吸收熱輻射，因此宇宙逐漸明朗，不再是不透明的雲霧。宇宙學家提出中性原子在“再複合”時期形成，緊接在“光子脱耦”之後，即光子開始自由穿越整個空間，而非在電子與質子所組成的等離子體中緊密的碰撞。光子在脱耦之後開始傳播，但由於空間膨脹，導致波長隨着時間的推移而增加（根據普朗克定律，波長與能量成反比），光線越來越微弱，能量也較低。這就是別稱“遺留輻射”的來源。“最後散射面”是指我們由光子脱耦時的放射源接收到光子的來源點在空間中的集合。

因為任何建立的宇宙模型都必須解釋這種輻射，因此宇宙微波背景是精確測量宇宙學的關鍵。宇宙微波背景在黑體輻射光譜的温度為2.72548±0.00057K。 ^[4]  光譜輻射dEν/dν的峯值為160.2GHz，在微波中的毫米波頻率的範圍內。（若光譜輻射的定義為dEλ/dλ，則峯值波長為1.063毫米。）

該光輝在所有方向中幾乎一致，但細微的殘留變化展現出各向異性，與預期的一樣，分佈相當均勻的熾熱氣體已經擴大到宇宙大小。特別的是，在天空中不同角度的光譜輻射包含相同的各向異性，或不規則性，隨區域大小變化。它們已被詳細測量，若有因物質在極小空間的量子攝動而起的微小温度變化，且膨脹到可觀測的宇宙大小，應該會與之吻合。這是一個非常活躍的研究領域，科學家同時尋求更好的數據（例如，普郎克衞星）和更好的宇宙膨脹初始條件。雖然許多不同的過程都可產生黑體輻射的一般形式，但沒有比大爆炸模型更能解釋漲落。因此，大多數宇宙學家認為，宇宙大爆炸模型最能解釋宇宙微波背景。

在整個可視宇宙中有高度的一致性，黯淡卻已測得的各向異性非常廣泛的支持大爆炸模型，尤其是ΛCDM模型。此外，威爾金森微波各向異性探測器及宇宙泛星系偏振背景成像實驗觀測相距大於再複合時期之宇宙視界角尺度上漲落間的相關性。此相關可能為非因果的微調，或因宇宙暴脹產生。 ^[5-6] 

微波背景輻射的最重要特徵是具有黑體輻射譜，在0.3釐米－75釐米波段，可以在地面上直接測到；在大於100釐米的射電波段，銀河系本身的超高頻輻射掩蓋了來自河外空間的輻射，因而不能直接測到；在小於0.3釐米波段，由於地球大氣輻射的干擾，要依靠氣球、火箭或衞星等空間探測手段才能測到。從0.54釐米直到數十釐米波段內的測量表明，背景輻射是温度近於2.7K的黑體輻射，習慣稱為3K背景輻射。黑體譜現象表明，微波背景輻射是極大的時空範圍內的事件。因為只有通過輻射與物質之間的相互作用，才能形成黑體譜。由於現今宇宙空間的物質密度極低，輻射與物質的相互作用極小，所以，我們觀測到的黑體譜必定起源於很久以前。微波背景輻射應具有比遙遠星系和射電源所能提供的更為古老的信息。微波背景輻射的另一特徵是具有極高度的各向同性。這有兩方面的含義：首先是小尺度上的各向同性。在小到幾十弧分的範圍內，輻射強度的起伏小於0.2-0.3%；其次是大尺度上的各向同性。沿天球各個不同方向，輻射強度的漲落小於0.3%。各向同性説明，在各個不同方向上，在各個相距非常遙遠的天區之間，應當存在過相互的聯繫。

宇宙充滿了温度剛剛超過開氏2.7度、能用地面射電望遠鏡和人造衞星上的儀器探測到的輻射之海。這被解釋為宇宙由之誕生的大爆炸火球的直接證據。因而背景輻射的發現，是自埃德温·哈勃發現宇宙膨脹以來宇宙學方面最重要的觀測成就；然而這一發現可真是來之不易。

從背景輻射中，利用多普勒效應減去一個偶極，其中後者乃源於地球相對於共動宇宙靜止參照系有相對運動，星球以相當371 km/s的速度朝向獅子座移動。減去偶極後，宇宙微波背景是均勻的輻射，黑體輻射的熱能來自整個天空。輻射是各向同性的，差異約略為1/100000：方均根變異只有18μK ^[7]  ，宇宙微波背景偶極以及在更高階的多極矩上的相差已經得到測量，其結果同銀河系運動的影響相一致。 ^[8] 

在大爆炸模型下形成的宇宙，暴脹宇宙預測，約10秒之後的新生宇宙會以指數成長，撫平了幾乎所有的不均勻性。其餘的不均勻性由量子攝動在暴脹場中引發宇宙暴脹事件。在10秒之後，早期宇宙由充滿着高温、以電子、質子、重子與光子相互作用的等離子體所組成。當宇宙膨脹，絕熱冷卻導致等離子體的能量密度降低，直到環境變得有利於電子與質子結合，形成氫原子。複合發生時，温度約為3000 K，當時的宇宙約37.9萬歲。在這一點上，光子不再與已是電中性的原子相互作用，並開始自由的在空間中旅行，導致物質與輻射退耦合。 ^[9] 

脱耦光子的色温逐漸減少，如今降至2.7260 ± 0.0013 K，隨着宇宙膨脹，其温度將繼續下降。根據大爆炸模型，所測的天際輻射來自一種稱為“最後散射面”的球面。此為空間中預測為脱耦事件發生及恰好傳遞至觀測者的光子之時間點的點集合。所有宇宙中的輻射能都是宇宙微波背景輻射，補足了約

的宇宙總密度。 ^[10] 

大爆炸理論的兩個最偉大成就為其近乎完美的黑體輻射能譜及其詳細地預測宇宙微波背景輻射的各向異性。宇宙微波背景頻譜已成為最精確測量的黑體輻射能譜。

宇宙微波背景的各向異性分為兩種：初階各向異性，這是源於在最後散射面及之前發生的影響；及二階各向異性，這是源於與背景熱氣體的輻射相互作用或重力勢能影響，後者發生在最後散射面與觀察者之間。

宇宙微波背景輻射各向異性的結構主要源於兩方面的影響：擴散阻尼（也稱為碰撞阻尼）。因為光子-重子在早期宇宙的等離子體中碰撞而產生。光子的壓力趨於消除各向異性，而重力吸引重子——移動的速度比光子慢得多——讓他們往往坍縮形成緻密的類星體。這兩種效應競爭創造給予微波背景輻射特徵的峯值結構。這些峯值大致對應，並與光子脱耦當時為峯值振幅的一個模式共振。

這些峯值包含了有趣的物理特徵。第一峯值的角尺度決定了宇宙曲率（但不是宇宙拓樸學）。下一個峯值——奇數峯值對偶數峯值比——決定了限縮重子密度。第三峯值可用來獲取暗物質密度的信息。 ^[11] 

峯值的位置也給出了對初始密度擾動有關重的重要信息。密度擾動有兩種基本類型，稱為“絕熱”和“等曲率”。一般的密度擾動是兩者的混合，不同的理論希望去解釋一階密度擾動能譜，預測不同的混合方式。

絕熱密度擾動

每種類型的粒子（重子、光子…）的額外密度比例是相同的。也就是説，如果在一個地方有1%以上的重子能量大於平均，那麼那處同樣也有1%以上的光子能量（和1%以上的中微子能量）高於平均。宇宙暴脹預測一階擾動是絕熱的。

等曲率密度擾動

在每個地方（所有不同類型的粒子）的額外密度比之和為零。此即，在某點的重子能量攝動為多於平均的1%，則光子能量大於平均1%，及2%的中微子能量小於平均，這就是純粹的等曲率擾動。宇宙弦將產生絕大多數的等曲率一階擾動。

宇宙微波背景光譜可以區分這兩種，因這兩種類型的擾動會產生不同的峯值位置。等曲率密度擾動將產生一系列的峯值，其角尺度（“l”，峯值的數）的比例約為1:3:5:…，而絕熱密度擾動所產生的峯值其位置以比例1:2:3:…觀測結果在一階密度攝動上完全與絕熱的一致，對暴漲提供了關鍵的支持，並排除了許多結構形成的理論，如宇宙弦。

碰撞阻尼是源於兩方面的影響，當初階等離子體流體開始被打破時：

這些效應有助於抑制在小尺度的各向異性，並拉抬極小角尺度各向異性的特徵指數衰減尾部。

LSS的深度為：光子的脱耦和重子不會瞬間相遇，而是需要當時宇宙年齡的某個可觀比例。將此過程量化的方法之一為，利用“光子能見度函數（PVF）”。此函數定義為，以P(t)表示PVF，宇宙微波背景光子在時間t與t+dt之間最後散射的概率為P(t)dt。

PVF的最大值（給定的宇宙微波背景光子最可有可能散射的時間）已知相當精確。WMAP的一年成果的P(t)最大值為372,000年。這通常被視為宇宙微波背景形成的“時間”。然而，為了弄清光子與重子脱耦花了多“長”的時間，我們必須測量PVF的寬度。WMAP小組發現，PVF大於其最大值的一半（“半高全寬”，或FWHM）超過115,000年的期間。經由此測量，脱耦發生超過約11.5萬年，而當完全脱耦，宇宙約為48.7萬歲。

由於宇宙微波背景開始存在，又顯然經過數個後來的物理過程影響，統稱為後期各向異性，或二級各向異性。當宇宙微波背景光子自由出行暢通時，宇宙中的普通物質形式主要為中性氫和氦原子。然而，現今對星系的觀測似乎表明，大部分星際介質（IGM）的體積由離子化的物質（因為存在着氫原子吸收線）構成。這意味着有個再電離期間，一些宇宙的物質被打散成氫離子。

宇宙微波背景光子被自由電子散射，使電子不被束縛在原子中。在電解的宇宙，這些帶電粒子藉由解離（紫外線）輻射從中性原子中得到解放。這些自由電荷在宇宙中所有體積內都有夠低的密度不再於可測量的量下影響着宇宙微波背景。然而，如果IGM在極早期，宇宙仍處於高密度時被遊離，那麼就會對宇宙微波背景產生兩個主要效應：

這些效應都已由WMAP衞星觀測，提供的證據表明，宇宙在極早期，當紅移超過17時是遊離的。這個早期的電離輻射的詳細出處仍是一個有爭議的科學辯論。它可能已包括由第一批恆星的星光（第三星族星），這些第一代恆星在它們生命的最終時刻超新星爆發，或由大質量黑洞吸積盤產生的電離輻射。

宇宙微波背景發射之後至觀測第一顆恆星之前的時間，被戲稱為宇宙的黑暗時代（見21公分線）。

發生於再電離與我們觀測宇宙微波背景之間發生的兩個其他效應，及其對各向異性造成的影響為蘇尼亞耶夫-澤爾多維奇效應，其中高能電子雲將輻射散射，轉移一些宇宙微波背景光子的能量；和薩克斯-瓦福效應，這導致宇宙微波背景輻射的光子由於重力場改變而重力紅移或藍移。

宇宙微波背景在數個微絕對温度的階層上為偏振。偏振有兩種類型，分別為E模和B模。這狀況類比於靜電學。在靜電學裏，電場（“E”場）的旋度為零，磁場（“B”場）的散度為零。在不勻相等離子體中，E模因湯姆孫散射自然產生。B模尚未被測量，被認為振幅最大應有0.1μK，並非由等離子體物理產生。B模不是來自於標準的標量攝動，而是來自兩種機制。第一種是來自於被引力透鏡後的E模，這已於2013年被南極天文台測得。 ^[12]  第二種是來自於宇宙暴脹所產生的引力波。探測“B”模式極其困難，尤其是前景污染程度未知，弱重力透鏡信號又將較強的E模信號與B模信號混合在一起。 ^[13] 

1934年，Tolman發現在宇宙中輻射温度的演化裏温度會隨着時間演化而改變；而光子的頻率隨時間演化（即宇宙學紅移）也會有所不同。但是當兩者一起考慮時，也就是討論光譜時（是頻率與温度的函數）兩者的變化會抵銷掉，也就是黑體輻射的形式會保留下來。

1948年，美國物理學家伽莫夫、阿爾菲和赫爾曼估算出，如果宇宙最初的温度約為十億度，則會殘留有約5~10k的黑體輻射。然而這個工作並沒有引起重視。1964年，蘇聯的澤爾多維奇、英國的霍伊爾、泰勒（Tayler）、美國的皮伯斯（Peebles）等人的研究預言，宇宙應當殘留有温度為幾K的背景輻射，並且在釐米波段上應可觀測，從而重新引起了學術界對背景輻射的重視。美國的迪克（Dicke）、勞爾（Roll）、威爾金森（Wilkinson）等人也開始着手製造一種低噪聲的天線來探測這種輻射，然而美國射電天文學家彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜卻在無意中先於他們發現了背景輻射。

第一個試圖定量描述大爆炸物理條件的人是喬治·伽莫夫。他在1940年代應用當時正在發展的量子物理學知識，研究宇宙誕生時應該發生過的核相互作用類型，他發現原始氫應該已經部分轉變為氦（見αβγ理論）。

根據計算，通過這種方式產生的氦的數量，依賴於這些相互作用發生時大爆炸的温度。它應該被一個熱的、取X射線和γ射線形態的短波黑體輻射火球填充。伽莫夫小組領悟到，對應這個火球的熱輻射，應該已經隨着宇宙的膨脹而稀化和冷卻，但仍然以高度紅移了的射電波形態存在。

由於沒有‘宇宙之外’的地方讓這一輻射逃走，它就永遠充滿宇宙，宛如氣球內部的氣體永遠充滿氣球。如果拉扯氣球使它變大，但不讓更多的氣體進入，氣球內部氣體的密度將變小。同樣，當宇宙膨脹時，充滿它的輻射的密度也將變小。這對應着温度的降低和輻射波長的增加——紅移。但是，雖然輻射已經冷卻，它仍然應該像充滿氣球的氣體那樣均勻充滿宇宙。它應該從空間所有方向照射地球，而宇宙膨脹引起的輻射波長被拉開的量，決定了它今天的温度。

拉爾夫·阿爾菲和羅伯特·赫爾曼

伽莫夫的兩位學生——拉爾夫·阿爾菲和羅伯特·赫爾曼——早在1948年發表的一篇論文中就計算出，要使大爆炸中‘烹調’的氦的數量匹配於光譜學揭示的老年恆星中氦的數量，大爆炸火球遺留下來的輻射現在應該具有僅僅5K的温度。伽莫夫自己1952年在他撰寫的《宇宙創生》一書中公佈的數字要稍稍大些。

準確數字決定於對大爆炸物理條件所做的詳細假設，也依鞍於對宇宙年齡的估計。一種手工計算法則是，背景輻射的開氏温度等於（1後面跟10個零）除以用秒數表示的宇宙年齡的平方根。所以，在時間開始1秒後的温度是100億度，100秒後是10億度，而1小時後就只有1億7千萬度了。與此相比，我們太陽中心的温度約1,500萬度。

但不論是伽莫夫還是他的同事都未能意識到，給宇宙‘量體温’的技術在1950年代就已經存在了。他們既沒有敦促射電天文學家進行本來可以揭示存在背景輻射的觀測，看來也沒有哪位射電天文學家注意到預言存在這種輻射的文章。然而稀奇的是，表明宇宙温度非常接近3K的觀測，已經在1930年代用光譜方法做出來了。

那是對一種叫做氰（CN）的化合物做的光譜觀測，揭示了我們銀河系中星際物質雲的温度。1940年，加拿大自治領天體物理台的安德魯·麥克凱勒（Andrew McKellar）解釋了這些觀測，得出星際雲的温度約2.3K。到1950年時，這一結果被寫進了標準的教科書。但是，甚至伽莫夫也沒有將它與預言的背景輻射温度聯繫起來。原因之一是，伽莫夫自己估計的温度，比麥克凱勒公佈的温度和阿爾菲及赫爾曼估計的温度都要高很多。

1981年弗雷德·霍伊爾在《新科學家》發表的一篇文章中，詳細敍述了他1956年同伽莫夫交談時如何提到麥克凱勒計算結果的情景。霍伊爾是穩恆態假説的熱烈支持者，他不相信曾經有過大爆炸，所以他（當時）認為不存在背景輻射。伽莫夫則認為應該存在温度比5K高許多的背景輻射。霍伊爾記得他向伽莫夫指出，麥克凱勒已經為任何這種背景輻射規定了3K的上限，因此伽莫夫錯了。他們兩人的想像力都未能跨出事後看來並非很大的一步，因而沒有領悟到，背景輻射確實無處不在，不過它的温度低於伽莫夫的預計值。

更奇怪的是，就在伽莫夫研究組1940年代發展他們的思想的同時，一組射電天文學家正在實際搜尋來自空間的低温輻射。羅伯特·狄克和他的同事們使用一台由戰時雷達技術演變而來的儀器，在微波釐米波頻段研究天空，發現了温度低於20K——這是儀器規定的極限——輻射的證據。他們的結果於1946年發表在《物理學評論》雜誌上（70卷，340頁），而在這同一捲上也發表了伽莫夫研究組關於核合成的第一篇論文（70卷，572頁）——可是還要等待差不多20年才有人把它們聯繫起來。

聯合小組

到1960年代初，幾個研究組，包括美國、英國和蘇聯的科學家們，已經開始考慮如何探測大爆炸的殘留輻射——伽莫夫小組的先驅工作基本上被人們忘記了，而每個組都重新看到了可能性。在普林斯頓大學，一位年輕的科學家詹姆斯·皮布爾斯（P.J.E. Peebles）不知情地重複阿爾菲和赫爾曼做過的計算，認識到宇宙應該充滿温度為開氏幾度的背景輻射之海。他在這項工作中的導師狄克，也忘記了他自己在1940年代的開創性成果，卻指定另兩位研究者——羅爾（P.C. Roll）和威爾金森（D.T. Wilkinson）——建造一具小射電望遠鏡來搜尋這一輻射。

1965年，就在他們一切準備就緒時，狄克接到阿爾諾·彭齊亞斯（Arno Penzias）從30英里外的新澤西州霍姆代爾的貝爾研究實驗室打來的電話。彭齊亞斯與他的同事羅伯特·威爾遜（Robert Wilson）當時正在準備將一台本來是為回波通訊衞星設計的20英尺喇叭天線用於射電天文觀測。他們發現了一個頑固的干擾源——均勻來自整個天空的微波釐米波射電噪聲。他們想問問狄克及其同事們對這種噪聲可能是什麼有何見解。

當然，那就是背景輻射。理論和觀測終於走到一起了。兩個兩人小組立即聯合攻關。

普林斯頓小組很快證實了這些觀測結果。兩個小組的論文同時刊登在《天體物理學報》上。在隨後20年左右時間裏，越來越多的觀測，使用各種不同的儀器，在很多波段上，都證明了背景輻射的存在，將温度定格在2.7K，並且證明它是黑體輻射。彭齊亞斯和威爾遜因這一偶然發現於1978年獲諾貝爾獎。正是背景輻射的發現和解釋，才使大多數天文學家承認確實曾經發生過大爆炸，它也使宇宙學成了一門興旺的學科，同時它也促使天體物理學家研究其他和大爆炸有關的現象，比如原初引力波。

1980年代前，仍有一個與背景輻射有關的問題令人困惑。從太空所有方向來的輻射具有完全相同的温度，這太平滑了。

已經得到可靠證明的大爆炸理論認為，從宇宙誕生大約30萬年後的時刻以來，這一輻射應該沒有發生過變化（紅移和冷卻除外）。而宇宙誕生30萬年後，整個宇宙冷卻到温度約6,000K，這大致是太陽表面的温度。在那個温度下，個別電子和核子能夠結合形成穩定的原子，而原子沒有任何淨電荷。因為原子是電中性的，它們不能與電磁波強烈相互作用，所以從那時以來背景輻射沒有受到干擾。

如果宇宙像背景輻射平滑性暗示的那樣，在它誕生30萬年後是完全平滑的話，那麼星系、恆星和人類這樣的事物是從哪裏來的呢？我們要能存在，則宇宙在進入30萬歲之前，一定已經含有一些不規則性——太空中的氣體雲，它們在自身重力作用下應該很快聚集、坍縮而形成星系和恆星。

理論聲稱，這些不規則性存在的結果，是背景輻射中應該有漣漪，也就是儀器指向天空不同部位時，温度應該有細微差異。預言的差異非常小，只能從高出地球大氣干擾的太空進行測量。1992年4月，美國宇航局宣佈COBE（宇宙背景探險者）衞星發現了漣漪，大小正好與標準大爆炸模型預言的準確符合。這個發現被歡呼為大爆炸理論的最後勝利，它證實宇宙真正是在一個確定的時刻、在一個熱輻射火球中起源的。因此，宇宙誕生方式的一個結果，是它充滿了釐米波段的微波背景輻射，恰如微波爐中的微波，不過它的烹調温度相當低，比-270℃還要低一點。

衞星的原始宇宙微波背景數據（如WMAP）包含了前景效應，會完全掩蓋宇宙微波背景的精細尺度結構。細微尺度結構被疊加在原始宇宙微波背景數據中，因過小而無法由該尺度的原始數據中顯現。前景效果最突出的是由太陽相對於宇宙微波背景運動而造成的偶極各向異性。由於偶極各向異性與地球相對於太陽、眾多在銀河系平面的微波源及其他各處的週年運動和其他都必須減去，以顯露超細微變化，描繪宇宙微波背景的精細尺度結構特徵。

宇宙微波背景數據製作的全天圖、角功率譜，及最終宇宙學參數的詳細分析，是一個複雜，難以計算的問題。雖然從圖中計算功率譜原則上是一個簡單的傅里葉變換，將全天圖分解至球諧函數，在實踐上，這很難將噪聲及前景來源列入考慮。特別是，這些前景由星系射線如制動輻射、同步輻射及微波發射帶的星際微塵所主導，在實踐上，星系已被刪除，導致宇宙微波背景圖並非全天圖。此外，星系團等點光源代表另外的前景來源，必須將其去除，以免扭曲宇宙微波背景能譜中的小尺度結構。

對許多宇宙學參數的設限可由他們對能譜上的效應來獲得，結果往往藉由馬爾科夫蒙特卡洛採樣技術計算。

宇宙背景探測者（COBE）的成果

根據1989年11月升空的宇宙背景探測者（COBE，Cosmic Background Explorer）測量到的結果，背景輻射譜非常精確地符合温度為2.726±0.010K的黑體輻射譜，證實了銀河系相對於背景輻射有一個相對的運動速度，並且還驗證，扣除掉這個速度對測量結果帶來的影響，以及銀河系內物質輻射的干擾，宇宙背景輻射具有高度各向同性，温度漲落的幅度只有大約百萬分之五。公認的理論認為，這個温度漲落起源於宇宙在形成初期極小尺度上的量子漲落，它隨着宇宙的暴脹而放大到宇宙學的尺度上，並且正是由於温度的漲落，造成物質宇宙物質分佈的不均勻性，最終得以形成諸如星系團等的一類大尺度結構。

2006年，負責COBE項目的美國科學家約翰·馬瑟和喬治·斯穆特因其對“宇宙微波背景輻射的黑體形式和各向異性”而獲得諾貝爾物理學獎。

威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）

2003年，美國發射的威爾金森微波各向異性探測器對宇宙微波背景在不同方向上漲落的測量表明，宇宙的年齡是137±1億年，在宇宙的組成成分中，4%是一般物質，23%是暗物質，73%是暗能量。宇宙膨脹速度是每秒71公里每百萬秒差距，宇宙空間是近乎於平坦的，它經歷過暴脹的過程，並且會一直膨脹下去。

普朗克衞星的成果

普朗克巡天者是歐洲空間局在視野2000年的第三個中型的科學計劃。她的設計目標為以史無前例的高靈敏的角解析力獲取宇宙微波背景輻射在整個天空的的各向異性圖。普朗克巡天者將提供幾個宇宙學和天體物理學的主要訊息，例如，測試早期宇宙的理論和宇宙結構的起源。在計劃獲准之前的企畫案名稱為宇宙背景輻射各向異性衞星和背景各向異性測量（CosmicBackgroundRadiationAnisotropySatellite andSatellite forMeasurement ofBackgroundAnisotropies.，縮寫為COBRAS/SAMBA） 在任務被核准後，更改為現在的名稱以紀念在1918年獲得諾貝爾物理獎的德國科學家馬克斯·普朗克（1858-1947）。普朗克巡天者已於2009年5月14日由亞利安五號火箭和赫歇爾太空天文台一起發射升空。這是和美國國家航空航天局合作的計劃，將補全WMAP探測器測量大尺度連漪的不足之處。 ^[14]