微波背景輻射

微波背景輻射（microwave background radiation） 來自宇宙空間背景上的各自同性的微波輻射，也稱為宇宙背景輻射。微波背景輻射是60年代天文學四大發現之一。20世紀60年代初，美國科學家彭齊亞斯和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，在用此天線系統測量銀暈氣體射電強度時，發現總有消除不掉的背景噪聲，通過分析，他們認為這些波長為735釐米的來自宇宙的微波相當於35K，1965年，又證C認為3K並公諸於世，此發現榮獲了1978年度的諾貝爾物理學獎。進行微波背景輻射測量時，主要的干擾因素是大氣輻射、銀河系輻射和河外源輻射，背景輻射的最重要特徵是具有黑體輻射譜。在03—75釐米波段，可以在地面上直接測C到；在大於100釐米的射電波段，銀河系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03釐米波段，由C於大氣輻射的干擾，要依靠各種空間探測手段才能測到。 ^{[1]  [2]} 

19世紀以前，人們一直認為，從天上來到人間的唯一信息是天體發出的可見光，從來沒有人想到，天體還會送來眼睛看不見的“光”——可見光波段以外的電磁波。不過，到了20世紀60年代，人們已經開始通過大型無線電接收天線（射電望遠鏡）對宇宙天體發出的電磁波進行觀測。 ^[3] 

1964年5月，美國貝爾實驗室的兩位研究人員——阿諾·彭齊阿斯和羅伯特·威爾遜為了檢驗一台巨型天線的低噪聲性能，而把天線對準了沒有明顯天體的天區進行測量，竟出乎意料地收到了相當大的微波噪聲。他們發現，無論把天線指向何方，總能收到一定的噪聲。這種波長為7.35釐米的微波噪聲既不是來自某個天體，也不是來自儀器的干擾，而是來自廣闊的宇宙空間，好像在宇宙空間存在着輻射背景。進一步的精確測量顯示，這種輻射的温度相當於絕對温度3K的黑體輻射。他們對自己的觀察結果雖然十分意外，卻一時無法解釋這多出來的温度從何而來，所以沒有立即公佈自己的發現。

其實，早在1946年，美國核物理學家伽莫夫就曾提出過一個虛擬的宇宙模型，認為宇宙起源於爆炸，作為大爆炸的遺蹟，宇宙間可能存在着一種電磁輻射。1953年，他估計這種輻射温度可能是5K，但是因為沒有實驗證實這一理論的正確性，一直被看作猜測，他的判斷未能引起人們的重視。

大爆炸後不久，宇宙迅疾膨脹，

許多泡狀宇宙生生滅滅。 ^[4] 

60年代，美國普林斯頓大學成立了一個由迪克領導的研究小組，對這一理論進行了多方面的探討。他們花了很多心血，卻一無所獲，伽莫夫的預言還是得不到確認。研究小組中的皮伯斯在一篇論文中預言，在3釐米波長處應該接收到10K的噪聲，這是一種殘留的熱背景輻射。

1965年，彭齊亞斯和威爾遜間接地獲悉了普林斯頓大學研究小組的工作後，喜出望外。他們打電話告訴迪克教授，迪克教授給了他一篇皮伯斯的論文。雙方經過深入討論後，彭齊亞斯和威爾遜初步斷定他們所觀察到的正是普斯頓大學研究的宇宙背景輻射；而迪克小組之所以探測不到微波背景輻射，是因為天線靈敏度不夠。彭齊亞斯和威爾遜撰寫了一篇只有600字的論文：《在4080兆赫處天線附加温度的測量》，宣佈了他們的成果。

由於宇宙背景輻射為大爆炸宇宙學理論提供了有力的證據，所以微波背景輻射的發現成為60年代世界天文學的“四大發現”之一。1978年，彭齊阿斯和威爾遜因此而榮獲了諾貝爾物理學獎。 ^[5] 

微波背景輻射的最重要特徵是具有黑體輻射譜，在0.3～75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0.054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，我們今天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：①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%；②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，應當存在過相互聯繫。

除微波波段外，在從射電到γ射線輻射的各個波長上，大都進行過背景輻射探測，結果是微波波段的輻射最強，其強度超過其他所有波段的背景輻射的總和。微波背景輻射的發現被認為是二十世紀天文學的一項重大成就。它對現代宇宙學所產生的深遠影響，可以與河外星系的紅移的發現相比擬。當前，流行的看法認為背景輻射起源於熱宇宙的早期。這是對大爆炸宇宙學的強有力的支持。早在四十年代，伽莫夫、阿爾菲和海爾曼根據當時已知的氦丰度和哈勃常數等資料，發展了熱大爆炸學説，並預言宇宙間充滿具有黑體譜的殘餘輻射，其温度約為幾K或幾十K。3K微波背景輻射的實測結果與理論預期大體相符。此外，還有用其他模型或機制來解釋微波背景輻射的宇宙學説。 ^[6] 

世界上第一張關於微波輻射的高分辨率圖像為宇宙微波背景輻射理論（CMB）提供了依據。這張照片受到了人們熱情的關注。1990年，美國天文學會對於提早公開這些新圖像大加讚揚。兩年後，劍橋大學的Stephen Hawking描述了從這些圖像上得出的一個結論，這被人們稱作“世紀發現”。

Hawking讚揚了一張CMB圖像的分析結果。這張照片是由美國宇航局（NASA）的宇宙微波背景輻射探測衞星（COBE）拍攝的。CMB把我們和宇宙的早期直接聯繫了起來——這是一張宇宙的“嬰兒照片”， 它忠實再現了宇宙童年的每一個斑點和漣漪。COBE的數據顯示，大爆炸發生後不久，物質就開始聚集。宇宙學家們相信， 物質的這種不均勻的分佈是恆星和星系形成的起點。

但是這些結論還僅僅是對於CMB研究的一個開始。我們應當感謝COBE計劃的兩個繼任者——其中之一計劃在下週（即2001年6月的最後一週。據最新消息，NASA的MAP衞星已經於6月30日格林尼治標準時間19點46分從卡納維拉爾角順利發射——譯者注）升空——我們將會得到新的更高分辨率的圖像。宇宙學家們可以藉此檢驗他們對於大爆炸之後情況的理解。也許還可以解釋為什麼宇宙是現在我們看起來的這種樣子。

“我們正在加入CMB研究的十年計劃，”加州帕薩迪那噴氣推進實驗室（JPL）的一名CMB物理學家Charles Lawrence如是説。CMB的數據把我們帶回宇宙只有300 000歲的年代。那時候，宇宙是一鍋充滿光子、電子、質子和氦原子核的濃湯——原子從那裏形成。電子和質子跳着瘋狂的探戈舞——它們時而結合，時而分開。但是隨着宇宙的膨脹和冷卻，質子和電子開始配對形成氫原子。這使質子獲得了自由，氫原子中的電子更加難與質子相互作用。物理學家把這種現象稱作質子和電子的“隔離”。被“隔離”的質子隨鋪遍宇宙每個角落的微波輻射“地毯”共存到了今天。費城賓夕法尼亞大學的宇宙學家Max Tegmark説：“這是迄今我們對於早期宇宙的最徹底的調查。”

CMB包含了宇宙的“隔離”階段開始時的狀態非常珍貴的信息。COBE一大貢獻就是，揭示出了天空各區域平均能量或者温度的1/10 000的漲落。COBE的CMB温度圖像（圖1）顯示了冷和熱的區域的交替起伏。 這是由於在“隔離”開始階段宇宙各個部分密度不一致造成的。更“熱”的光子來自於早期宇宙稠密的區域。這種起伏現象支持了恆星和星系的形成歸結於物質分佈不均勻的理論。但是COBE的傳感器缺乏足夠的分辨率去回答一些重要的問題。對高分辨率的CMB圖像的分析將會提供給宇宙學家失落的細節， 並且能夠幫助他們判斷哪種描述宇宙演化的膨脹模型是正確的。關於CMB的信息是如此的重要，因此，科學家在太空探測器升空之前就開展了地面的研究項目以獲得CMB數據的精華。新澤西普林斯頓大學的物理學家Lyman Page這樣説。與COBE不同的是，地面觀測站和氣球上的傳感器只能拍攝有限的天區，但這不會妨礙它們觀測到重要的結果。 ^[7] 

去年，河外星系毫米波射電和地球物理國際氣球觀測實驗（BOOMERANG）——懸掛在環繞南極飛行的氣球下的非常靈敏的微波探測器——拍攝到了迄今為止最高質量的CMB圖像。 對這些數據的分析證實了宇宙確實是平坦的——它將會永遠的膨脹下去，而不是一些模型所預言的“大坍塌”。

但是現在研究活動的焦點是將部分地面和氣球的研究工作轉移到兩顆衞星上去。它們在研究CMB上有空前的精確度。太空實驗有相當大的優點。新的探測器將會避免地球上的微波源對CMB研究的干擾。這些干擾包括移動電話和雷達，甚至還有大氣的散射作用。 和它們的老祖宗COBE相同的是，新的探測器觀測整個天空，但是這次的分辨率更高。COBE無法觀測到角分辨率小於7°的起伏（1°大約是滿月張角的兩倍）。BOOMERANG對於有限天區的分辨率大約在0.25°。如果一切順利，下週我們就能看到NASA發射“微波各向異性探測器”（MAP），它能對全天實施角分辨率為0.3°的觀測。2007年，歐洲航天局（ESA）將發射普朗克（Planck）探測器，航天局還計劃發射更加精密的角分辨率達0.17°的CMB探測器。

宇宙學家急切盼望着MAP和Planck拍攝的圖像。根據形成CMB偏差的理論，不同尺度上的起伏源於早期宇宙不同的基本原理。在大約1°尺度上的起伏是由於早期宇宙的震盪。引力試圖拉住“物質濃湯”，但這被光子運動所產生的壓力所反抗。這種“拉”力和“壓”力造就了一系列的反射，並且造成了小塊區域不均勻的密度——這就是小尺度起伏的原因。

對於“物質濃湯”曾經的運動所造成的起伏的分析將會向宇宙學家揭示出這鍋“物質濃湯”的結構。研究者期待MAP和Planck的數據會使他們更好的估計早期宇宙的屬性，諸如質子和電子的密度，以及物質和輻射之間的能量分配問題。

這些更精確的圖像將會對消除宇宙演化理論的分歧有所幫助。大多數宇宙學家深信，在“隔離”開始前，宇宙曾經歷了一個“暴漲”階段，它膨脹的速度甚至超過了光速。但是對於各種暴漲理論參數的測量表明，它們都包含着許多重大的錯誤，這導致了人們無法確定哪個理論是正確的。位於威爾士的加的夫大學的MAP小組成員Philip Mauskopf説： “如果你想要否定那些理論家，你就必須有真正的證據。”

無論CMB多麼重要， 太空計劃的昂貴花費使人們對於兩個探測器的必要性產生了懷疑。這兩個探測器計劃是由其相應的機構在1996年先後不到1個月的時間裏批准的。一些研究者私下説， 這兩個機構把CMB作為它們最優先的天體物理學研究，但是卻對對方的選擇程序缺乏信任。附屬於MAP小組的科學家説， 他們不相信Planck——它既昂貴又使用了很多未經試驗的技術——能夠通過ESA的批准程序。無論什麼原因，CMB科學家很高興看到發射兩個探測器的結果，這使他們的數據有了雙保險。“CMB是如此的重要，因此兩個計劃都是必須的，”BOOMERANG和MAP小組的成員Page這樣説。新的CMB數據也可能將暴漲理論完全排除——這種情況的可能性也是有的。最初的地面試驗的數據似乎是支持暴漲理論的，但是那些數據中包含了太多的噪聲而無法排除出錯的可能性。但是對於理論更加嚴格的檢驗依賴於MAP和Planck所提供的數據。暴漲理論特別提出了關於CMB光子偏振的預言，這可以使它排除與其競爭的理論。Planck將會測量偏振現象，但是它的精度下限是10°。 更精確的測量仰賴於兩個氣球觀測實驗—— BOOMERANG的擴展實驗和國際毫米波各向異性實驗成像陣列（MAXIMA）計劃--但是被觀測的天區過分受限制。衞星和氣球聯合觀測偏振現象將是檢驗暴漲理論的重要的一步——但是一個高分辨率的、全天區的觀測將有待未來完成，這一切還沒有計劃。

大多數研究者相信暴漲理論可以通過CMB十年研究計劃的檢驗。但是他們一致認為，下一個十年許多宇宙學理論將被淘汰出局，而研究者將會接近關於宇宙演化的共識。 ^[8] 

隨着下週NASA的MAP衞星（右）的發射，宇宙學家希望由COBE拍攝的宇宙微波背景輻射温度起伏的圖像（左）將被更高分辨率的圖像所取代。 ^[9] 

1934年，Tolman是第一個研究有關宇宙背景輻射的人。他發現在宇宙中輻射温度的演化裏温度會隨著時間演化而改變；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，由旅美的俄國物理學家伽莫夫帶領的團隊估算出，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（Zel'dovich）、英國的霍伊爾（Hoyle）、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開的背景輻射，並且在釐米波段上應該是可以觀測到的，從而重新引起了學術界對背景輻射的重視。美國的狄克（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，然而另外兩個美國人無意中先於他們發現了背景輻射。

1964年，美國貝爾實驗室的工程師阿諾·彭齊亞斯（Penzias）和羅伯特·威爾遜（Wilson）架設了一台喇叭形狀的天線，用以接受“回聲”衞星的信號。為了檢測這台天線的噪音性能，他們將天線對準天空方向進行測量。他們發現，在波長為7.35cm的地方一直有一個各向同性的訊號存在，這個信號既沒有周日的變化，也沒有季節的變化，因而可以判定與地球的公轉和自轉無關。

起初他們懷疑這個信號來源於天線系統本身。1965年初，他們對天線進行了徹底檢查，清除了天線上的鴿子窩和鳥糞，然而噪聲仍然存在。於是他們在《天體物理學報》上以《在4080兆赫上額外天線温度的測量》為題發表論文正式宣佈了這個發現。

緊接着狄克、皮伯斯、勞爾和威爾金森在同一雜誌上以《宇宙黑體輻射》為標題發表了一篇論文，對這個發現給出了正確的解釋：即這個額外的輻射就是宇宙微波背景輻射。這個黑體輻射對應到一個3k的温度。之後在觀測其他波長的背景輻射推斷出温度約為2.7K。

宇宙背景輻射的發現在近代天文學上具有非常重要的意義，它給了大爆炸理論一個有力的證據，並且與類星體、脈衝星、星際有機分子一道，並稱為20世紀60年代天文學“四大發現”。

“微波背景輻射”是存在於整個宇宙空間的、各向同性的、在微波波段的電磁輻射，這是美國射電天文學家彭齊亞斯（ArnoPenzias, 1933~）和威爾遜（Robert Woodrow Wilson, 1936~）於1964年偶然發現的（詳見第三章第五節）。當時他們建立了一個靈敏度極高的定向接收系統來探測宇宙，發現從天空中任何方向都接收到一種強度完全相同的微波波段電磁輻射“干擾”，後來被認定這種輻射並非來自任何星系，而是存在於整個宇宙背景之中，因此稱它為宇宙背景輻射。他們做了大量的實驗又確認這種輻射相當於温度為2.7K的輻射，彭齊亞斯和威爾遜因此而獲1978年度諾貝爾物理學獎金。

建立宇宙大爆炸學説的伽莫夫等人預言，作為大爆炸過程的遺蹟，目前的宇宙中應該無處不有、各向同性地充滿了等效温度大約為3K的黑體輻射。由於這輻射的峯值波長在1毫米附近，處於微波波段，故又稱為“微波背景輻射”。

令人遺憾的是，這一重要預言在提出後的10多年中竟未引起人們的認真關注。1964年，美國貝爾電話實驗室的彭齊亞斯和威爾遜，在新澤西州用一架噪聲極低的角狀反射天線測量高銀緯區（即銀河平面的以外區域）發出的射電波。這種測量最大的困難在於怎樣將有用的信號與來自大氣干擾、天線結構及放大電路的各種噪聲信號區分開來。在採用了種種降低噪聲的措施後，他們本打算驗證一下，在7.35cm 波長上天線自身的噪聲可以忽略不計，爾後再到21cm波長上去觀測星系的射電波。但是，出乎預料的事發生了：在7.35cm波長上，他們收到了相當強的與方向無關的微波噪聲。在隨後的一年裏他們進一步發現，這一微波噪聲既不隨時日變化，也不隨季節張落，它顯然不是來自銀河系，似乎來自更為廣闊的宇宙背景。

無線電工程師常用“等效温度”描寫射電噪聲的強度。彭齊亞斯和威爾遜發現他們收到的微波射電噪聲的等效温度在2.5-4.5K之間，但是他們並不清楚自己發現的意義。後來，普林斯頓大學的青年物理學家皮伯斯（P.E.J.Peebles）得知了這一消息，皮伯斯早先曾經在一次學術報告中發佈，早期的宇宙應該留下一個10K的背景輻射（他將等效温度估計高了）。

在得到消息的當時，普林斯頓大學的幾位實驗物理學家迪克（R.H.Dicke）、羅爾（P.G.ROLL）H和威金森（D.T.Wilkinson）正在着手裝置一架低噪聲的小型天線，以便觀測皮伯斯所説的早期宇宙遺留下來的輻射。在迪克等人尚未完成測量裝置之前，得知了彭齊亞斯和威爾遜的發現，立即認識到這正是他們夢寐以求的宇宙背景輻射。

為了“驗明正身”，20多年來，全世界天文學家對這種輻射的頻譜、方向及黑體輻射性進行了大規模的調查驗證，獲得了充分的數據支持。1972年，康奈爾火箭小組和麻省理工學院氣球小組在大氣層外測量的結果表明，輻射頻譜符合大約為3K的黑體輻射分佈。1974年一個伯克利氣球小組還肯定了在0.25-0.06cm 波段（即7.35cm之外），輻射譜偏離峯值後下降。

1989年，美國宇航局專門發射了宇宙背景探測者衞星，第一批外空間測量數據表明：在從0.5毫米到5毫米的整個波段上，該輻射的譜分佈與温度為2.735±0.06k的理想黑體完全相合。

在扣除運動效應以後，天空不同方向的相對誤差小於十萬分之一。這就無容置疑地證明了微波背景輻射的黑體性和普遍性。微波背景輻射是宇宙大爆炸模型最令人信服的證據。

在現代宇宙學中這一發現可與宇宙膨脹的發現相媲美。如果説，哈勃的發現打開了宇宙整體動力學演化研究的大門，那麼彭齊亞斯和威爾遜的發現則打開了宇宙整體物理演化研究的大門。

經過了10年左右的多次反覆驗證，微波背景輻射被科學界完全確認。最初的發現者彭齊亞斯和威爾遜分享了1978年的諾貝爾物理獎金。