รังสี ไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล ( CMB , CMBR )หรือรังสีตกค้างคือรังสีไมโครเวฟที่แผ่กระจายไปทั่วอวกาศในเอกภพที่สังเกตได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสง มาตรฐาน อวกาศพื้นหลังระหว่างดาวฤกษ์และกาแล็กซีจะมืดสนิทเกือบทั้งหมด อย่างไรก็ตามกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ที่มีความไวเพียงพอ จะตรวจพบแสงเรืองรองพื้นหลังจางๆ ที่เกือบจะสม่ำเสมอและไม่เกี่ยวข้องกับดาวฤกษ์ กาแล็กซี หรือวัตถุ อื่นใด แสงเรืองรองนี้มีความเข้มสูงสุดใน ย่าน ไมโครเวฟของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ความหนาแน่นของพลังงานสูงกว่าพลังงานของโฟตอนทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ทั้งหมดในประวัติศาสตร์ของเอกภพ การค้นพบ CMB โดยบังเอิญ ในปี 1964 โดยนักดาราศาสตร์วิทยุชาวอเมริกันอาร์โน อัลลัน เพนเซียสและโรเบิร์ต วูดโรว์ วิลสันเป็นจุดสูงสุดของงานที่เริ่มต้นในทศวรรษ 1940

รังสีพื้นหลังของจักรวาล (CMB) เป็นหลักฐานเชิงทดลองที่สำคัญที่สุดของทฤษฎีบิ๊กแบง เกี่ยวกับการกำเนิดของจักรวาล ในแบบจำลองจักรวาลวิทยา บิ๊กแบง ในช่วงเวลาแรกเริ่ม จักรวาลเต็มไปด้วย หมอกทึบของ พลาสมาหนาแน่นและร้อนจัดของอนุภาคย่อยอะตอมเมื่อจักรวาลขยายตัว พลาสมานี้เย็นลงจนถึงจุดที่โปรตอนและอิเล็กตรอนรวมตัวกันเพื่อสร้างอะตอมที่เป็นกลางซึ่งส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจน อะตอมเหล่านี้ไม่สามารถกระจายรังสีความร้อนโดยการกระเจิงแบบทอมสันได้ ซึ่งแตกต่างจากพลาสมา ดังนั้นจักรวาลจึงโปร่งใสเหตุการณ์การแยกตัวนี้ เรียกว่า ยุคการรวมตัวใหม่ (recombination epoch ) ปล่อยโฟตอน ให้เดินทางอย่างอิสระผ่านอวกาศ อย่างไรก็ตาม โฟตอนเหล่านี้มี พลังงานลดลงเนื่องจากการเลื่อนแดงทางจักรวาลวิทยาที่เกี่ยวข้องกับการขยายตัวของจักรวาลพื้นผิวของการกระเจิงครั้งสุดท้าย (surface of last scattering)หมายถึงเปลือกที่ระยะห่างที่เหมาะสมในอวกาศ ดังนั้นจึงสามารถรับโฟตอนที่ถูกปล่อยออกมาในขณะที่เกิดการแยกตัวได้ในปัจจุบัน

รังสีพื้นหลังของจักรวาล (CMB) มีความเรียบและสม่ำเสมอมาก แต่แผนที่ที่ได้จากเครื่องตรวจจับที่มีความไวสูงสามารถตรวจจับความแปรผันของอุณหภูมิเล็กน้อยแต่สำคัญได้ การทดลองบนพื้นดินและในอวกาศ เช่นCOBE , WMAPและPlanckถูกนำมาใช้ในการวัดความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิเหล่านี้ โครงสร้างความไม่สมมาตรได้รับอิทธิพลจากปฏิสัมพันธ์ต่างๆ ของสสารและโฟตอนจนถึงจุดแยกตัว ซึ่งส่งผลให้เกิดรูปแบบลักษณะเฉพาะของระลอกคลื่นเล็กๆ ที่แปรผันตามขนาดเชิงมุมการกระจายตัวของความไม่สมมาตรทั่วท้องฟ้ามี ส่วนประกอบ ความถี่ที่สามารถแสดงได้ด้วยสเปกตรัมกำลังที่แสดงลำดับของยอดและหุบ ค่าสูงสุดของสเปกตรัมนี้มีข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับคุณสมบัติทางกายภาพของเอกภพในยุคเริ่มต้น: ยอดแรกกำหนดความโค้งโดยรวมของเอกภพในขณะที่ยอดที่สองและสามแสดงรายละเอียดความหนาแน่นของสสารปกติและสสารมืดตามลำดับ การดึงรายละเอียดปลีกย่อยจากข้อมูล CMB อาจเป็นเรื่องท้าทาย เนื่องจากรังสีที่ปล่อยออกมาได้ถูกดัดแปลงโดยคุณลักษณะเบื้องหน้า เช่นกระจุกกาแล็กซี

รังสีพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล (CMB) คือการแผ่รังสีพลังงานความร้อน แบบ วัตถุดำ ที่มีความสม่ำเสมอ มาจากทุกทิศทาง ความเข้มของ CMB แสดงในหน่วยเคลวิน (K) ซึ่งเป็น หน่วย SIของอุณหภูมิ CMB มีสเปกตรัมแบบวัตถุดำทาง ความร้อน ที่อุณหภูมิหนึ่ง2.725 48 ± 0.000 57  K . ^{[ 4 ]}การเปลี่ยนแปลงความเข้มจะแสดงออกมาเป็นการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิ อุณหภูมิของวัตถุดำมีลักษณะเฉพาะในการแสดงความเข้มของรังสีที่ความยาวคลื่นทั้งหมดอุณหภูมิความสว่าง ที่วัดได้ ที่ความยาวคลื่นใดๆ สามารถแปลงเป็นอุณหภูมิของวัตถุดำได้^{[ 5 ]}

รังสีมีความสม่ำเสมออย่างน่าทึ่งทั่วท้องฟ้า ซึ่งแตกต่างจากโครงสร้างที่เกือบจะเป็นจุดของดาวฤกษ์หรือกลุ่มดาวในกาแล็กซี^{[ 6 ]}รังสีมีความเป็นไอโซโทรปิกประมาณ 1 ส่วนใน 25,000: ค่าความ แปรผันรากกำลังสองเฉลี่ยอยู่ที่มากกว่า 100 μK เล็กน้อย^{[ 7 ]}หลังจากลบ ความไม่สมมาตร ของไดโพล ออก จากการเลื่อนดอปเปลอร์ของรังสีพื้นหลัง ซึ่งเกิดจากความเร็วที่แปลกประหลาดของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับ กรอบอ้างอิงจักรวาล ที่เคลื่อนที่ไปพร้อมกันขณะที่มันเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 369.82 ± 0.11 กม./วินาที ไปยังกลุ่มดาวCraterใกล้กับขอบเขตของกลุ่มดาวLeo ^{[ 8} ] ไดโพล CMB และความคลาดเคลื่อนที่มัลติโพลที่สูงกว่าได้รับการวัดแล้ว ซึ่งสอดคล้องกับการเคลื่อนที่ของกาแล็กซี^{[ 9 ] แม้ว่า} ระดับความไม่สมมาตรใน CMB จะน้อยมาก แต่หลายแง่มุมสามารถวัดได้ด้วยความแม่นยำสูง และการวัดดังกล่าวมีความสำคัญต่อทฤษฎีจักรวาลวิทยา^{[ 6 ]}

นอกจากความไม่สมมาตรของอุณหภูมิแล้ว CMB ควรมีการเปลี่ยนแปลงเชิงมุมของโพลาไรเซชัน ด้วย โพลาไร เซชันในแต่ละทิศทางบนท้องฟ้ามีการวางแนวที่อธิบายในแง่ของโพลาไรเซชันแบบ E-mode และ B-mode สัญญาณ E-mode มีความแรงน้อยกว่าความไม่สมมาตรของอุณหภูมิถึง 10 เท่า โดยจะเสริมข้อมูลอุณหภูมิเนื่องจากมีความสัมพันธ์กัน สัญญาณ B-mode นั้นอ่อนกว่ามาก แต่อาจมีข้อมูลทางจักรวาลวิทยาเพิ่มเติม^{[ 6 ]}

ความไม่สมมาตรเกี่ยวข้องกับต้นกำเนิดทางกายภาพของการโพลาไรเซชัน การกระตุ้นอิเล็กตรอนด้วยแสงโพลาไรซ์เชิงเส้นจะสร้างแสงโพลาไรซ์ที่มุม 90 องศาเทียบกับทิศทางตกกระทบ หากรังสีที่เข้ามามีความสมมาตร ทิศทางการตกกระทบที่แตกต่างกันจะสร้างโพลาไรเซชันที่หักล้างกัน หากรังสีที่เข้ามามีความไม่สมมาตรแบบควอดรูโพล จะเห็นโพลาไรเซชันตกค้าง^{[ 10 ]}

นอกเหนือจากความไม่สมมาตรของอุณหภูมิและโพลาไรเซชันแล้ว คาดว่าสเปกตรัมความถี่ CMB จะมีความเบี่ยงเบนเล็กน้อยจากกฎของวัตถุดำที่เรียกว่าการบิดเบือนสเปกตรัมสิ่งเหล่านี้ยังเป็นจุดสนใจของความพยายามวิจัยอย่างแข็งขัน โดยหวังว่าจะมีการวัดครั้งแรกภายในไม่กี่ทศวรรษข้างหน้า เนื่องจากมีข้อมูลมากมายเกี่ยวกับเอกภพดั้งเดิมและการก่อตัวของโครงสร้างในช่วงเวลาต่อมา^{[ 11 ]}

CMB ประกอบด้วยโฟตอนส่วนใหญ่ในจักรวาลในอัตราส่วน 400 ต่อ 1; ^{[ 12 ] : 5} ความหนาแน่นของจำนวนโฟตอนใน CMB มีค่าเป็นหนึ่งพันล้านเท่า (10 ⁹ ) ของความหนาแน่นของจำนวนสสารในจักรวาล ความหนาแน่นของพลังงานของโฟตอน CMB ในปัจจุบันนั้นสูงกว่าความหนาแน่นของพลังงานของโฟตอนที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ทั้งหมดตลอดประวัติศาสตร์ของจักรวาลอย่างมาก^{[ 13 ] : 71} หากไม่มีการขยายตัวของจักรวาลที่ทำให้ CMB เย็นลง ท้องฟ้ายามค่ำคืนจะส่องสว่างเท่ากับดวงอาทิตย์^{[ 14 ]}ความหนาแน่นของพลังงานของ CMB คือ 0.260 eV/cm ³ (4.17 × 10 ⁻¹⁴  J/m ^{3 )}หรือประมาณ 411 โฟตอน/cm ^{3 [ 15} ]

ในปี พ.ศ. 2474 Georges Lemaîtreคาดการณ์ว่าเศษซากของเอกภพยุคแรกอาจสังเกตได้ในรูปของรังสี แต่ตัวเลือกของเขาคือรังสีคอสมิก^{[ 16 ] : 140} Richard C. Tolmanแสดงให้เห็นในปี พ.ศ. 2477 ว่าการขยายตัวของเอกภพจะทำให้รังสีแบล็กบอดี้เย็นลงในขณะที่ยังคงรักษาสเปกตรัมความร้อนไว้ พื้นหลังไมโครเวฟของเอกภพได้รับการทำนายครั้งแรกในปี พ.ศ. 2491 โดยRalph AlpherและRobert Hermanในการแก้ไข^{[ 17 ]}ที่พวกเขาเตรียมไว้สำหรับบทความโดยGeorge Gamowที่ ปรึกษาปริญญาเอกของ Alpher ^{[ 18 ]} Alpher และ Herman สามารถประมาณอุณหภูมิของพื้นหลังไมโครเวฟของเอกภพได้ที่ 5 K ^{[ 19 ]}

การยอมรับการแผ่รังสี CMB ครั้งแรกที่ตีพิมพ์เป็นปรากฏการณ์ที่ตรวจจับได้ปรากฏในบทความสั้น ๆ โดยนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชาวโซเวียตAG DoroshkevichและIgor Novikovในฤดูใบไม้ผลิปี 1964 ^{[ 21 ]}ในปี 1964 David Todd Wilkinsonและ Peter Roll เพื่อนร่วมงานของRobert H. Dicke ที่ มหาวิทยาลัยพรินซ์ตันเริ่มสร้างเครื่องวัดรังสี Dickeเพื่อวัดพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล^{[ 22 ]}ในปี 1964 Arno PenziasและRobert Woodrow Wilsonที่Crawford HillของBell Telephone LaboratoriesในHolmdel Township รัฐนิวเจอร์ซีย์ได้สร้างเครื่องวัดรังสี Dicke ที่พวกเขาตั้งใจจะใช้สำหรับการทดลองดาราศาสตร์วิทยุและการสื่อสารผ่านดาวเทียม เสาอากาศถูกสร้างขึ้นในปี 1959 เพื่อสนับสนุนโครงการ Echoซึ่งเป็นดาวเทียมสื่อสารแบบพาสซีฟขององค์การบริหารการบินและอวกาศแห่งชาติ (NASA) ซึ่งใช้บอลลูนพลาสติกเคลือบอะลูมิเนียมขนาดใหญ่ที่โคจรรอบโลกเป็นตัวสะท้อนเพื่อสะท้อนสัญญาณวิทยุจากจุดหนึ่งบนโลกไปยังอีกจุดหนึ่ง^{[ 20 ]}เมื่อวันที่ 20 พฤษภาคม พ.ศ. 2507 พวกเขาทำการวัดครั้งแรกซึ่งแสดงให้เห็นอย่างชัดเจนถึงการมีอยู่ของพื้นหลังไมโครเวฟ^{[ 23 ]} โดยเครื่องมือของพวกเขามี อุณหภูมิเสาอากาศเกิน 4.2K ซึ่งพวกเขาไม่สามารถอธิบายได้ หลังจากได้รับโทรศัพท์จากครอว์ฟอร์ดฮิลล์ ดิคกล่าวว่า "พวกเราโดนแย่งผลงานไปแล้ว" ^{[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ] [ 16 ] : 140} การประชุมระหว่างกลุ่มพรินซ์ตันและครอว์ฟอร์ดฮิลล์ได้กำหนดว่าอุณหภูมิเสาอากาศนั้นเกิดจากพื้นหลังไมโครเวฟจริง ๆ เพนเซียสและวิลสันได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ ประจำปี 2521 จากการค้นพบของพวกเขา^{[ 27 ]}

การตีความพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาลเป็นประเด็นถกเถียงในช่วงปลายทศวรรษ 1960 คำอธิบายทางเลือกอื่นๆ ได้แก่ พลังงานจากภายในระบบสุริยะจากกาแล็กซี จากพลาสมาระหว่างกาแล็กซี และจากแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุนอกกาแล็กซีหลายแหล่ง ข้อกำหนดสองประการที่จะแสดงให้เห็นว่ารังสีไมโครเวฟเป็น "จักรวาล" อย่างแท้จริง ประการแรก ความเข้มเทียบกับความถี่หรือสเปกตรัมจะต้องแสดงให้เห็นว่าตรงกับแหล่งกำเนิดความร้อนหรือวัตถุดำ ซึ่งสำเร็จได้ในปี 1968 ในชุดการวัดอุณหภูมิรังสีที่ความยาวคลื่นสูงและต่ำ ประการที่สอง รังสีจะต้องแสดงให้เห็นว่าเป็นไอโซโทรปิก เหมือนกันจากทุกทิศทาง ซึ่งสำเร็จได้ในปี 1970 เช่นกัน แสดงให้เห็นว่ารังสีนี้มีต้นกำเนิดจากจักรวาลอย่างแท้จริง^{[ 28 ]}

ในช่วงทศวรรษ 1970 มีการศึกษาวิจัยจำนวนมากที่แสดงให้เห็นว่าการเบี่ยงเบนเล็กน้อยจากความเป็นไอโซโทรปีใน CMB อาจเป็นผลมาจากเหตุการณ์ในเอกภพยุคแรก^{[ 28 ] : 8.5.1} Harrison ^{[ 29 ]} Peebles และ Yu ^{[ 30 ]}และ Zel'dovich ^{[ 31 ]}ตระหนักว่าเอกภพยุคแรกจะต้องการความไม่เป็นเนื้อเดียวกันเชิงควอนตัมซึ่งจะส่งผลให้เกิดความไม่เป็นเนื้อเดียวกันของอุณหภูมิในระดับ 10 ⁻⁴หรือ 10 ^{−5 [ 28 ] : 8.5.3.2} Rashid Sunyaevใช้ชื่ออื่นว่ารังสีตกค้าง คำนวณร่องรอยที่สังเกตได้ซึ่งความไม่เป็นเนื้อเดียวกันเหล่านี้จะมี ต่อพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล^{[ 32 ]}

หลังจากช่วงที่เงียบงันในช่วงทศวรรษ 1970 ซึ่งส่วนหนึ่งเกิดจากความยากลำบากในการทดลองมากมายในการวัด CMB ด้วยความแม่นยำสูง^{[ 28 ] : 8.5.1} การทดลองบนพื้นดินได้กำหนดขีดจำกัดที่เข้มงวดมากขึ้นเรื่อยๆ เกี่ยวกับความไม่สมมาตรของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาลในช่วงทศวรรษ 1980 RELIKT-1การทดลองความไม่สมมาตรของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาลของโซเวียตบนดาวเทียม Prognoz 9 (ปล่อยเมื่อวันที่ 1 กรกฎาคม 1983) ได้ให้ขีดจำกัดบนครั้งแรกเกี่ยวกับความไม่สมมาตรขนาดใหญ่^{[ 28 ] : 8.5.3.2}

เหตุการณ์สำคัญอีกประการหนึ่งในทศวรรษ 1980 คือข้อเสนอของAlan Guthเกี่ยวกับการขยายตัวของจักรวาลทฤษฎีการขยายตัวเชิงพื้นที่อย่างรวดเร็วนี้ได้ให้คำอธิบายเกี่ยวกับความสมมาตรในระดับใหญ่โดยอนุญาตให้มีการเชื่อมโยงเชิงสาเหตุก่อนยุคของการกระเจิงครั้งสุดท้าย^{[ 28 ] : 8.5.4} ด้วยทฤษฎีนี้และทฤษฎีที่คล้ายกัน การทำนายโดยละเอียดกระตุ้นให้เกิดการทดลองที่ใหญ่ขึ้นและทะเยอทะยานมากขึ้น

ดาวเทียมNASA Cosmic Background Explorer ( COBE ) โคจรรอบโลกในช่วงปี 1989–1996 ตรวจพบและวัดปริมาณความไม่สม่ำเสมอขนาดใหญ่ที่ขีดจำกัดความสามารถในการตรวจจับ ภารกิจ NASA COBEยืนยันความไม่สม่ำเสมอหลักอย่างชัดเจนด้วยเครื่องมือ Differential Microwave Radiometer และเผยแพร่ผลการค้นพบในปี 1992 ^{[ 33 ] [ 34 ]}ทีมงานได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปี 2006 จากการค้นพบนี้

จากแรงบันดาลใจจากผลลัพธ์ของ COBE ชุดการทดลองบนพื้นดินและบอลลูนได้วัดความไม่สม่ำเสมอของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาลในระดับเชิงมุมที่เล็กลงในช่วงสองทศวรรษถัดมา ความไวของการทดลองใหม่ดีขึ้นอย่างมาก โดยมีการลดสัญญาณรบกวนภายในลงถึงสามอันดับ^{[ 1 ]}เป้าหมายหลักของการทดลองเหล่านี้คือการวัดขนาดของยอดคลื่นเสียงแรก ซึ่ง COBE ไม่มีความละเอียดเพียงพอที่จะแยกแยะได้ ยอดคลื่นนี้สอดคล้องกับการเปลี่ยนแปลงความหนาแน่นขนาดใหญ่ในจักรวาลยุคแรกที่เกิดจากความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วง ส่งผลให้เกิดการสั่นของคลื่นเสียงในพลาสมา^{[ 35 ]}ยอดคลื่นแรกในความไม่สม่ำเสมอถูกตรวจพบเบื้องต้นโดยการทดลองMAT/TOCO ^{[ 36 ]}และผลลัพธ์ได้รับการยืนยันโดยการทดลองBOOMERanG ^{[ 37 ]}และMAXIMA ^{[ 38 ]}การวัดเหล่านี้แสดงให้เห็นว่ารูปทรงเรขาคณิตของจักรวาลนั้น แบน ราบโดยประมาณ ไม่ใช่โค้ง^{[ 39 ]}พวกเขาตัดความเป็นไปได้ที่สายจักรวาลจะเป็นส่วนประกอบหลักของการก่อตัวของโครงสร้างจักรวาล และเสนอว่าการขยายตัวของจักรวาลเป็นทฤษฎีที่ถูกต้องของการก่อตัวของโครงสร้าง^{[ 40 ]}

จากการค้นพบเบื้องต้นของ COBE ที่แสดงให้เห็นถึงพื้นหลังที่มีความสมมาตรและเป็นเนื้อเดียวกันอย่างมาก จึงมีการทดลองบนพื้นดินและบนบอลลูนหลายชุดเพื่อวัดปริมาณความไม่สม่ำเสมอของ CMB ในระดับเชิงมุมที่เล็กลงในช่วงทศวรรษต่อมา เป้าหมายหลักของการทดลองเหล่านี้คือการวัดขนาดเชิงมุมของยอดคลื่นเสียงแรก ซึ่ง COBE ยังไม่มีความละเอียดเพียงพอ การวัดเหล่านี้สามารถตัดทฤษฎีสายใยจักรวาล (cosmic strings) ออกไปได้ ในฐานะทฤษฎีหลักของการก่อตัวของโครงสร้างจักรวาล และชี้ให้เห็นว่าทฤษฎีการขยายตัวของจักรวาล (cosmic inflation)เป็นทฤษฎีที่ถูกต้อง

ในช่วงทศวรรษ 1990 มีการวัดจุดสูงสุดแรกด้วยความไวที่เพิ่มขึ้น และในปี 2000 การทดลอง BOOMERanGรายงานว่าความผันผวนของพลังงานสูงสุดเกิดขึ้นที่ระดับประมาณหนึ่งองศาเชิงมุม เมื่อรวมกับข้อมูลทางจักรวาลวิทยาอื่นๆ ผลลัพธ์เหล่านี้บ่งชี้ว่ารูปทรง เรขาคณิตของเอกภพนั้น แบน ราบ เครื่อง วัดการรบกวนของรังสี พื้นหลังจักรวาล (CMB) บนพื้นดินหลายเครื่องได้ให้การวัดความผันผวนด้วยความแม่นยำที่สูงขึ้นในช่วงสามปีถัดมา รวมถึงVery Small Array , Degree Angular Scale Interferometer (DASI) และCosmic Background Imager (CBI) DASI ตรวจจับการโพลาไรเซชันของ CMB ได้เป็นครั้งแรก และ CBI ให้สเปกตรัมการโพลาไรเซชันแบบ E-mode เป็นครั้งแรก พร้อมหลักฐานที่น่าเชื่อถือว่ามันมีเฟสตรงข้ามกับสเปกตรัมแบบ T-mode

ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2544 NASAได้ปล่อยภารกิจอวกาศ CMB ครั้งที่สองWMAPเพื่อทำการวัดความไม่สม่ำเสมอขนาดใหญ่บนท้องฟ้าทั้งหมดอย่างแม่นยำยิ่งขึ้นWMAPใช้เครื่องวัดรังสีแบบสแกนหลายความถี่แบบสมมาตรและสลับความถี่อย่างรวดเร็วที่ห้าความถี่เพื่อลดสัญญาณรบกวนจากสัญญาณนอกท้องฟ้า^{[ 41 ]}ข้อมูลจากภารกิจถูกเผยแพร่เป็นห้าส่วน โดยส่วนสุดท้ายเป็นบทสรุปเก้าปี ผลลัพธ์โดยทั่วไปสอดคล้อง กับแบบจำลอง Lambda CDMที่มีพารามิเตอร์อิสระ 6 ตัวและเข้ากับจักรวาลวิทยาบิ๊กแบงที่มีการขยายตัวของจักรวาล^{[ 42 ]}

ภารกิจอวกาศที่สาม คือ ยานสำรวจอวกาศแพลงค์ (Planck Surveyor ) ของ องค์การอวกาศยุโรป ( ESA ) ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศในเดือนพฤษภาคม ปี 2009 และทำการสำรวจอย่างละเอียดมากยิ่งขึ้น จนกระทั่งถูกยุติการทำงานในเดือนตุลาคม ปี 2013 ยานแพลงค์ใช้ทั้ง เครื่องวัดรังสี HEMTและ เทคโนโลยี โบโลมิเตอร์และวัดรังสีพื้นหลังของจักรวาล (CMB) ในระดับที่เล็กกว่า WMAP เครื่องตรวจจับของยานถูกนำไปทดลองใช้ในกล้องโทรทรรศน์แอนตาร์กติกาไวเปอร์ (Viper) ในการทดลอง ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ) ซึ่งให้ผลการวัดที่แม่นยำที่สุดในระดับเชิงมุมเล็กๆ จนถึงปัจจุบัน และในกล้องโทรทรรศน์บอลลูนอาร์ คีออปส์ (Archeops )

เมื่อวันที่ 21 มีนาคม 2013 ทีมวิจัยที่นำโดยยุโรปซึ่งอยู่เบื้องหลังยานสำรวจจักรวาลวิทยาPlanckได้เผยแพร่แผนที่ท้องฟ้าทั้งหมดของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาลของภารกิจนี้^{[ 47 ] [ 48 ]}แผนที่นี้ชี้ให้เห็นว่าจักรวาลมีอายุมากกว่าที่นักวิจัยคาดไว้เล็กน้อย ตามแผนที่นี้ ความผันผวนเล็กน้อยของอุณหภูมิถูกประทับไว้บนท้องฟ้าลึกเมื่อจักรวาลมีอายุประมาณมีอายุ 370,000 ปี ร่องรอยนี้สะท้อนถึงระลอกคลื่นที่เกิดขึ้นตั้งแต่ช่วงแรกเริ่มของ การกำเนิดจักรวาล ราวกับวินาที แรกๆ (10⁻³⁰ ⁾เห็นได้ชัดว่าระลอกคลื่นเหล่านี้ก่อให้เกิดโครงข่ายจักรวาล อันกว้างใหญ่ไพศาลในปัจจุบัน ซึ่ง ประกอบด้วย กระจุกกาแล็กซีและสสารมืดจากข้อมูลปี 2013 จักรวาลประกอบด้วยสสารธรรมดา 4.9% สสารมืด 26.8% และ พลังงานมืด 68.3% เมื่อวันที่ 5 กุมภาพันธ์ 2015 ภารกิจ แพลงค์ได้เผยแพร่ข้อมูลใหม่ซึ่งระบุว่าอายุของจักรวาลคือมีอายุ 13.799 ± 0.021 พันล้านปี และค่าคงที่ฮับเบิลถูกวัดได้ดังนี้67.74 ± 0.46 (กม./วินาที)/ Mpc ^{[ 49 ]}

รังสีพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลและ ความสัมพันธ์ระหว่างระยะทางและการ เลื่อนแดงของจักรวาลถือเป็นหลักฐานที่ดีที่สุดที่มีอยู่สำหรับ เหตุการณ์ บิ๊กแบงการวัด CMB ทำให้แบบจำลองบิ๊กแบงแบบเงินเฟ้อกลายเป็นแบบจำลองจักรวาลวิทยามาตรฐาน [ ^{56 ] การ}ค้นพบ CMB ในช่วงกลางทศวรรษ 1960 ทำให้ความสนใจในทางเลือกอื่น ๆเช่นทฤษฎีสภาวะคงที่ลด ลง ^{[ 57 ]}

ใน แบบจำลอง บิ๊กแบงสำหรับการก่อตัวของจักรวาลจักรวาลวิทยาแบบเงินเฟ้อทำนายว่าหลังจากประมาณ 10 ⁻³⁷วินาที^{[ 58 ]}จักรวาลที่เพิ่งเริ่มต้นจะมีการเติบโตแบบเลขชี้กำลังซึ่งทำให้ความไม่สม่ำเสมอเกือบทั้งหมดราบเรียบลง ความไม่สม่ำเสมอที่เหลืออยู่เกิดจากความผันผวนของควอนตัมใน สนาม อินฟลาตอนที่ทำให้เกิดเหตุการณ์เงินเฟ้อ^{[ 59 ]}ก่อนการก่อตัวของดาวฤกษ์และดาวเคราะห์ จักรวาลยุคแรกมีขนาดกะทัดรัดกว่า ร้อนกว่ามาก และเริ่มต้น 10 ⁻⁶วินาทีหลังจากบิ๊กแบง เต็มไปด้วยแสงเรืองรองสม่ำเสมอจากหมอกร้อนสีขาวของพลาสมา ที่มีปฏิสัมพันธ์กัน ของโฟตอนอิเล็กตรอนและแบริออน

เมื่อเอกภพขยายตัว การเย็น ตัวแบบอะเดียแบติกทำให้ความหนาแน่นของพลังงานของพลาสมาลดลงจนกระทั่งเหมาะสมสำหรับอิเล็กตรอนที่จะรวมตัวกับโปรตอนก่อให้เกิด อะตอม ไฮโดรเจน เหตุการณ์ การรวมตัวนี้เกิดขึ้นเมื่ออุณหภูมิอยู่ที่ประมาณ 3000 K หรือเมื่อเอกภพมีอายุประมาณ 379,000 ปี^{[ 60 ]}เนื่องจากโฟตอนไม่ทำปฏิกิริยากับอะตอมที่เป็นกลางทางไฟฟ้าเหล่านี้ โฟตอนจึงเริ่มเดินทางอย่างอิสระผ่านอวกาศ ส่งผลให้สสารและรังสีแยกตัวออกจากกัน^{[ 61 ]}

อุณหภูมิสีของกลุ่มโฟตอนที่แยกตัวออกจากกันนั้นลดลงอย่างต่อเนื่องนับตั้งแต่นั้นมา ปัจจุบันลดลงเหลือ...2.7260 ± 0.0013 K ^{[ 4 ]}มัน^จะลดลงเรื่อยๆ เมื่อจักรวาลขยายตัว ความเข้มของรังสีสอดคล้องกับรังสีวัตถุดำที่ 2.726 K เพราะรังสีวัตถุดำที่มีการเลื่อนไปทางแดงก็เหมือนกับรังสีวัตถุดำที่อุณหภูมิต่ำกว่า ตามแบบจำลองบิ๊กแบง รังสีจากท้องฟ้าที่เราวัดได้ในปัจจุบันมาจากพื้นผิวทรงกลมที่เรียกว่าพื้นผิวของการกระเจิงครั้งสุดท้ายซึ่งแสดงถึงชุดของตำแหน่งในอวกาศที่คาดว่าเหตุการณ์การแยกตัวเกิดขึ้น^{[ 62 ] [ 63 ]}และ ณ จุดเวลาที่โฟตอนจากระยะทางนั้นเพิ่งมาถึงผู้สังเกตการณ์ พลังงานรังสีส่วนใหญ่ในจักรวาลอยู่ในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล^{[ 64 ]}ซึ่งประกอบเป็นเศษส่วนโดยประมาณ6 × 10 ⁻⁵ของความหนาแน่นทั้งหมดของจักรวาล^{[ 65 ]}

ความสำเร็จที่ยิ่งใหญ่ที่สุดสองประการของทฤษฎีบิ๊กแบงคือการทำนายสเปกตรัมของวัตถุดำที่เกือบสมบูรณ์แบบและการทำนายรายละเอียดของความไม่สมมาตรในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล สเปกตรัม CMB ได้กลายเป็นสเปกตรัมของวัตถุดำที่วัดได้อย่างแม่นยำที่สุดในธรรมชาติ^{[ 66 ]}

ในช่วงปลายทศวรรษ 1940 Alpher และ Herman ให้เหตุผลว่าหากมีบิ๊กแบง การขยายตัวของจักรวาลจะทำให้รังสีพลังงานสูงของจักรวาลในช่วงแรกสุดยืดออกไปในย่านไมโครเวฟของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าและลดลงจนถึงอุณหภูมิประมาณ 5 K พวกเขาคาดการณ์ผิดไปเล็กน้อย แต่พวกเขามีแนวคิดที่ถูกต้อง พวกเขาทำนายถึง CMB ต้องใช้เวลาอีก 15 ปี กว่าที่ Penzias และ Wilson จะค้นพบว่าพื้นหลังไมโครเวฟมีอยู่จริง^{[ 67 ]}

ตามหลักจักรวาลวิทยามาตรฐาน CMB ให้ภาพรวมของเอกภพยุค แรกที่ร้อน จัด ณ จุดเวลาที่อุณหภูมิลดลงมากพอที่จะทำให้อิเล็กตรอนและโปรตอนก่อตัวเป็น อะตอม ไฮโดรเจนเหตุการณ์นี้ทำให้เอกภพเกือบโปร่งใสต่อรังสี เนื่องจากแสงไม่กระเจิงจากอิเล็กตรอนอิสระ อีกต่อไป ^{[ 68 ]}เมื่อเหตุการณ์นี้เกิดขึ้นประมาณ 380,000 ปีหลังจากบิ๊กแบง อุณหภูมิของเอกภพอยู่ที่ประมาณ 3,000 K ซึ่งสอดคล้องกับพลังงานแวดล้อมประมาณ0.26  eVซึ่งน้อยกว่ามากพลังงานไอออนไนเซชันของไฮโดรเจน13.6 eV ^{[ 69 ]}ยุคนี้โดยทั่วไปเรียกว่า "เวลาของการกระเจิงครั้งสุดท้าย" หรือช่วงเวลาของการรวมตัวใหม่หรือการแยกตัว^{[ 70 ]}

นับตั้งแต่การแยกตัว อุณหภูมิสีของรังสีพื้นหลังลดลงโดยเฉลี่ย 1,089 เท่า^{[ 41 ]}เนื่องจากการขยายตัวของจักรวาล เมื่อจักรวาลขยายตัว โฟตอน CMB จะถูกเลื่อนไปทางแดงทำให้พลังงานลดลง อุณหภูมิสีของรังสีนี้ยังคงเป็นสัดส่วนผกผันกับพารามิเตอร์ที่อธิบายการขยายตัวสัมพัทธ์ของจักรวาลเมื่อเวลาผ่านไป ซึ่งเรียกว่าความยาวมาตราส่วนอุณหภูมิสีT _rของ CMB เป็นฟังก์ชันของการเลื่อนไปทางแดงzสามารถแสดงได้ว่าเป็นสัดส่วนกับอุณหภูมิสีของ CMB ตามที่สังเกตได้ในปัจจุบัน (2.725 K หรือ 0.2348 meV): ^{[ 71 ]}

T _r = 2.725 K × (1 + z )

ความสม่ำเสมอในระดับสูงทั่วทั้งเอกภพที่สังเกตได้และความไม่สมมาตรที่เบาบางแต่สามารถวัดได้นั้นให้การสนับสนุนอย่างมากต่อแบบจำลองบิ๊กแบงโดยทั่วไปและแบบจำลอง ΛCDM ("แลมบ์ดา สสารมืดเย็น")โดยเฉพาะ ยิ่งไปกว่านั้น ความผันผวนมีความสอดคล้องกันในระดับเชิงมุมที่ใหญ่กว่าขอบฟ้าจักรวาลวิทยา ที่ปรากฏ ณ การรวมตัวใหม่ ความสอดคล้องกันดังกล่าวได้รับการปรับแต่งอย่างละเอียดโดยไม่มีเหตุเป็น ผล หรือเกิดการขยายตัวของจักรวาล^{[ 72 ] [ 73 ]}

ความไม่สม่ำเสมอหรือการพึ่งพาเชิงทิศทางของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล แบ่งออกเป็นสองประเภท ได้แก่ ความไม่สม่ำเสมอหลัก ซึ่งเกิดจากผลกระทบที่เกิดขึ้นที่พื้นผิวของการกระเจิงครั้งสุดท้ายและก่อนหน้านั้น และความไม่สม่ำเสมอรอง ซึ่งเกิดจากผลกระทบ เช่น ปฏิสัมพันธ์ของรังสีพื้นหลังกับก๊าซร้อนที่อยู่ระหว่างกลาง หรือศักยภาพของแรงโน้มถ่วง ซึ่งเกิดขึ้นระหว่างพื้นผิวของการกระเจิงครั้งสุดท้ายกับผู้สังเกตการณ์

โครงสร้างของความไม่สม่ำเสมอในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลนั้นถูกกำหนดโดยหลักๆ จากสองปรากฏการณ์ ได้แก่ การสั่นของคลื่นเสียงและการลดทอนแบบแพร่กระจาย (หรือเรียกว่าการลดทอนแบบไร้การชน หรือ การลดทอน แบบซิลค์ ) การสั่นของคลื่นเสียงเกิดขึ้นเนื่องจากความขัดแย้งใน พลาสมาของ โฟตอนและ แบ ริออนในเอกภพยุคแรก แรงดันของโฟตอนมีแนวโน้มที่จะลบความไม่สม่ำเสมอ ในขณะที่แรงดึงดูดของแบริออนซึ่งเคลื่อนที่ด้วยความเร็วที่ช้ากว่าแสงมาก ทำให้พวกมันมีแนวโน้มที่จะยุบตัวลงเพื่อก่อตัวเป็นความหนาแน่นสูง ปรากฏการณ์ทั้งสองนี้แข่งขันกันเพื่อสร้างการสั่นของคลื่นเสียง ซึ่งทำให้พื้นหลังไมโครเวฟมีโครงสร้างยอดแหลมที่เป็นลักษณะเฉพาะ ยอดแหลมเหล่านี้สอดคล้องกับเรโซแนนซ์โดยประมาณ ซึ่งโฟตอนจะแยกตัวออกเมื่อโหมดใดโหมดหนึ่งมีแอมพลิจูดสูงสุด

ยอดเหล่านี้มีลักษณะทางกายภาพที่น่าสนใจ ขนาดเชิงมุมของยอดแรกกำหนดความโค้งของจักรวาล (แต่ไม่ใช่โทโพโลยีของจักรวาล) ยอดถัดไป—อัตราส่วนของยอดคี่ต่อยอดคู่—กำหนดความหนาแน่นของแบริออนที่ลดลง^{[ 74 ]}ยอดที่สามสามารถใช้เพื่อรับข้อมูลเกี่ยวกับความหนาแน่นของสสารมืดได้^{[ 75 ]}

ตำแหน่งของจุดสูงสุดให้ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับลักษณะของการรบกวนความหนาแน่นดั้งเดิม การรบกวนความหนาแน่นมีสองประเภทพื้นฐาน ได้แก่ แบบอะเดียแบติกและแบบไอโซเคิร์เวเจอร์การรบกวนความหนาแน่นทั่วไปเป็นการผสมผสานของทั้งสองแบบ และทฤษฎีต่างๆ ที่พยายามอธิบายสเปกตรัมการรบกวนความหนาแน่นดั้งเดิมนั้นทำนายการผสมผสานที่แตกต่างกัน

การรบกวนความหนาแน่นแบบอะเดียแบติก

ในการรบกวนความหนาแน่นแบบอะเดียแบติก ความหนาแน่นเชิงจำนวนที่เพิ่มขึ้นของอนุภาคแต่ละชนิด (แบริออนโฟตอนฯลฯ) จะเท่ากัน นั่นคือ ถ้าที่ใดที่หนึ่งมีความหนาแน่นของแบริออนสูงกว่าค่าเฉลี่ย 1% ที่นั่นเองจะมีความหนาแน่นของโฟตอน (และความหนาแน่นของนิวตริโน) สูงกว่าค่าเฉลี่ย 1% ทฤษฎี การขยายตัวของจักรวาลทำนายว่าการรบกวนในยุคเริ่มต้นเป็นแบบอะเดียแบติก

การรบกวนความหนาแน่นของความโค้งไอโซ

ในการรบกวนความหนาแน่นแบบไอโซเคอร์เวเจอร์ ผลรวม (ของอนุภาคประเภทต่างๆ) ของความหนาแน่นเพิ่มเติมที่เป็นเศษส่วนจะมีค่าเป็นศูนย์ กล่าวคือ การรบกวนที่จุดใดจุดหนึ่งมีพลังงานในแบริออนมากกว่าค่าเฉลี่ย 1% พลังงานในโฟตอนมากกว่าค่าเฉลี่ย 1% และ พลังงานในนิวตริโน น้อยกว่าค่าเฉลี่ย 2% จะเป็นการรบกวนแบบไอโซเคอร์เวเจอร์อย่างแท้จริงสายคอสมิก สมมุติ จะสร้างการรบกวนดั้งเดิมแบบไอโซเคอร์เวเจอร์เป็นส่วนใหญ่

สเปกตรัม CMB สามารถแยกแยะความแตกต่างระหว่างสองสิ่งนี้ได้ เนื่องจากความปั่นป่วนทั้งสองประเภทนี้ทำให้เกิดตำแหน่งยอดที่แตกต่างกัน ความปั่นป่วนของความหนาแน่นแบบไอโซเคิร์เวเจอร์ทำให้เกิดยอดหลายยอดที่มีขนาดเชิงมุม ( ค่า ℓของยอด) โดยประมาณอยู่ในอัตราส่วน 1 : 3 : 5 : ... ในขณะที่ความปั่นป่วนของความหนาแน่นแบบอะเดียแบติกทำให้เกิดยอดที่มีตำแหน่งอยู่ในอัตราส่วน 1 : 2 : 3 : ... ^{[ 76 ]}การสังเกตการณ์สอดคล้องกับความปั่นป่วนของความหนาแน่นดั้งเดิมที่เป็นแบบอะเดียแบติกทั้งหมด ซึ่งให้การสนับสนุนที่สำคัญสำหรับภาวะเงินเฟ้อ และตัดทิ้งแบบจำลองการก่อตัวของโครงสร้างหลายแบบที่เกี่ยวข้องกับตัวอย่างเช่น สายจักรวาล

การลดการสั่นสะเทือนโดยปราศจากการชนกันเกิดจากสองปัจจัย เมื่อการพิจารณาพลาสมาดั้งเดิมว่าเป็นของเหลวเริ่มล้มเหลว:

• ระยะทางเฉลี่ยอิสระ ของโฟตอน ที่เพิ่มขึ้นเมื่อพลาสมาดั้งเดิมมีความหนาแน่นน้อยลงเรื่อยๆ ในเอกภพที่กำลังขยายตัว
• ความลึกที่จำกัดของพื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้าย (LSS) ซึ่งทำให้ระยะทางอิสระเฉลี่ยเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วในระหว่างการแยกตัว แม้ว่าการกระเจิงแบบคอมป์ตันบางส่วนยังคงเกิดขึ้นอยู่ก็ตาม

ผลกระทบเหล่านี้มีส่วนช่วยในการยับยั้งความไม่สมมาตรในระดับเล็ก ๆ อย่างเท่าเทียมกัน และก่อให้เกิดลักษณะการลดทอนแบบเอกซ์ponential ที่พบในความไม่สมมาตรในระดับเชิงมุมที่เล็กมาก

ความลึกของ LSS หมายถึงข้อเท็จจริงที่ว่าการแยกตัวของโฟตอนและแบริออนไม่ได้เกิดขึ้นทันที แต่ต้องใช้เวลาพอสมควรเมื่อเทียบกับอายุของเอกภพจนถึงยุคนั้น วิธีหนึ่งในการวัดระยะเวลาที่กระบวนการนี้ใช้คือฟังก์ชันการมองเห็นของโฟตอน (PVF) ฟังก์ชัน นี้ ถูกกำหนดไว้ว่า เมื่อกำหนดให้ PVF เป็นP ( t ) ความน่าจะเป็นที่โฟตอน CMB กระเจิงครั้งสุดท้ายระหว่างเวลาtและt + dtจะเท่ากับP ( t ) dt

ค่าสูงสุดของ PVF (เวลาที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดที่โฟตอน CMB ที่กำหนดจะกระเจิงครั้งสุดท้าย) เป็นที่ทราบกันอย่างแม่นยำ ผลลัพธ์ ของ WMAP ในปีแรก ระบุเวลาที่P ( t ) มีค่าสูงสุดเป็น 372,000 ปี^{[ 77 ]}ซึ่งมักถูกนำมาใช้เป็น "เวลา" ที่ CMB ก่อตัวขึ้น อย่างไรก็ตาม เพื่อหาว่า ใช้ เวลานาน เท่าใด ที่โฟตอนและแบริออนจะแยกตัวออกจากกัน เราจำเป็นต้องวัดความกว้างของ PVF ทีม WMAP พบว่า PVF มีค่ามากกว่าครึ่งหนึ่งของค่าสูงสุด ("ความกว้างเต็มที่ที่ครึ่งค่าสูงสุด" หรือ FWHM) ในช่วงเวลา 115,000 ปี^{[ 77 ] : 179} จากการวัดนี้ การแยกตัวเกิดขึ้นในช่วงเวลาประมาณ 115,000 ปี ดังนั้นเมื่อเสร็จสมบูรณ์ จักรวาลจึงมีอายุประมาณ 487,000 ปี

นับตั้งแต่กำเนิดรังสีพื้นหลังจักรวาล (CMB) มา ปรากฏว่ามันได้รับการเปลี่ยนแปลงโดยกระบวนการทางฟิสิกส์หลายอย่างในภายหลัง ซึ่งโดยรวมเรียกว่า ความไม่สมมาตรในยุคหลัง หรือ ความไม่สมมาตรทุติยภูมิ เมื่อโฟตอนของ CMB สามารถเดินทางได้อย่างอิสระโดยไม่มีสิ่งกีดขวาง สสารทั่วไปในจักรวาลส่วนใหญ่จะอยู่ในรูปของอะตอมไฮโดรเจนและฮีเลียมที่เป็นกลาง อย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์กาแล็กซีในปัจจุบันดูเหมือนจะบ่งชี้ว่าปริมาตรส่วนใหญ่ของตัวกลางระหว่างกาแล็กซี (IGM) ประกอบด้วยสสารที่แตกตัวเป็นไอออน (เนื่องจากมีเส้นดูดกลืนแสงจากอะตอมไฮโดรเจนน้อยมาก) ซึ่งหมายความว่ามีช่วงเวลาของการแตกตัวเป็นไอออนอีกครั้ง ซึ่งสสารบางส่วนในจักรวาลได้แตกตัวเป็นไอออนไฮโดรเจน

โฟตอนของรังสีพื้นหลังจักรวาล (CMB) ถูกกระเจิงโดยประจุอิสระ เช่น อิเล็กตรอนที่ไม่ถูกยึดเหนี่ยวอยู่ในอะตอม ในจักรวาลที่มีการแตกตัวเป็นไอออน อนุภาคที่มีประจุเหล่านี้ถูกปลดปล่อยออกมาจากอะตอมที่เป็นกลางโดยรังสีไอออนไนซ์ (รังสีอัลตราไวโอเลต) ปัจจุบันประจุอิสระเหล่านี้มีความหนาแน่นต่ำมากพอในปริมาตรส่วนใหญ่ของจักรวาลจนไม่ส่งผลกระทบต่อ CMB อย่างเห็นได้ชัด อย่างไรก็ตาม หากสสารระหว่างกาแล็กซี (IGM) ถูกแตกตัวเป็นไอออนในช่วงแรกเริ่มที่จักรวาลยังมีความหนาแน่นสูงกว่านี้ ก็จะมีผลกระทบหลักสองประการต่อ CMB:

1. ความไม่สม่ำเสมอในระดับเล็ก ๆ จะถูกลบออกไป (เช่นเดียวกับการมองวัตถุผ่านหมอก รายละเอียดของวัตถุจะปรากฏไม่ชัด)
2. หลักการทางฟิสิกส์ของการกระเจิงของโฟตอนโดยอิเล็กตรอนอิสระ ( การกระเจิงแบบทอมสัน ) ทำให้เกิดความไม่สมมาตรของการโพลาไรเซชันในมุมกว้าง การโพลาไรเซชันในมุมกว้างนี้มีความสัมพันธ์กับการรบกวนของอุณหภูมิในมุมกว้าง

ผลกระทบทั้งสองนี้ได้รับการสังเกตโดยยานอวกาศ WMAP ซึ่งให้หลักฐานว่าเอกภพถูกไอออนไนซ์ตั้งแต่ยุคแรกเริ่ม โดยมีค่าเรดชิฟต์ประมาณ 10 ^{[ 78 ]}ที่มาโดยละเอียดของรังสีไอออนไนซ์ในยุคแรกเริ่มนี้ยังคงเป็นเรื่องที่ถกเถียงกันทางวิทยาศาสตร์ อาจรวมถึงแสงดาวจากกลุ่มดาวแรกสุด ( ดาว กลุ่ม III ) ซูเปอร์โนวาเมื่อดาวกลุ่มแรกเหล่านี้ถึงจุดจบของชีวิต หรือรังสีไอออนไนซ์ที่เกิดจากจานสะสมมวลของหลุมดำขนาดใหญ่

ช่วงเวลาหลังจากที่เกิดการปล่อยคลื่นไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล—และก่อนการสังเกตพบดาวฤกษ์ดวงแรก—นักจักรวาลวิทยาเรียกอย่างติดตลกว่ายุคมืดและเป็นช่วงเวลาที่นักดาราศาสตร์กำลังศึกษาอย่างเข้มข้น (ดูรังสี 21 เซนติเมตร )

ปรากฏการณ์อีกสองอย่างที่เกิดขึ้นระหว่างการเกิดไอออนไนเซชันใหม่และการสังเกตการณ์พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล ซึ่งดูเหมือนจะทำให้เกิดความไม่สมมาตร ได้แก่ปรากฏการณ์ซุนยาเยฟ-เซลโดวิชซึ่งกลุ่มอิเล็กตรอนพลังงานสูงจะกระเจิงรังสี ทำให้พลังงานบางส่วนถูกถ่ายโอนไปยังโฟตอนของพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล และปรากฏการณ์แซคส์-โวลฟ์ซึ่งทำให้โฟตอนจากพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลเกิดการเลื่อนไปทางแดงหรือน้ำเงินเนื่องจากสนามโน้มถ่วงที่เปลี่ยนแปลงไป

จักรวาลวิทยามาตรฐานที่รวมถึงบิ๊กแบง "ได้รับความนิยมอย่างมากในหมู่นักจักรวาลวิทยาที่ปฏิบัติงาน" ^{[ 79 ] :} 211 อย่างไรก็ตาม มีความท้าทายต่อกรอบงานบิ๊กแบงมาตรฐานในการอธิบายข้อมูล CMB โดยเฉพาะอย่างยิ่ง จักรวาลวิทยามาตรฐานต้องการการปรับแต่งพารามิเตอร์อิสระบางตัวอย่างละเอียด โดยมีค่าที่แตกต่างกันซึ่งได้รับการสนับสนุนจากข้อมูลการทดลองที่แตกต่างกัน^{[ 79 ] : 245} ตัวอย่างเช่น ปัญหาการปรับแต่งอย่างละเอียด จักรวาลวิทยามาตรฐานไม่สามารถทำนายอุณหภูมิปัจจุบันของรังสีตกค้างได้[ ^{79 ] : 229} ค่านี้เป็นหนึ่งในผลลัพธ์ที่ดีที่สุดของจักรวาลวิทยาเชิงทดลอง และแบบจำลองสถานะคงที่สามารถทำนายได้^{[ 67 ]} อย่างไรก็ตาม แบบจำลองทางเลือกมีปัญหาของตัวเอง และได้ให้คำอธิบายภายหลังจากการสังเกตการณ์ที่มีอยู่เท่านั้น^{[ 79 ] : 239} ถึงกระนั้น ทางเลือกเหล่านี้ก็มีบทบาทสำคัญทางประวัติศาสตร์ในการให้แนวคิดและความท้าทายต่อคำอธิบายมาตรฐาน^{[ 12 ]}${\displaystyle T_{0}}$${\displaystyle T_{0}}$

พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลมีการโพลาไรซ์ที่ระดับไม่กี่ไมโครเคลวิน มีการโพลาไรซ์สองประเภท เรียกว่าโหมด E (หรือโหมดเกรเดียนต์) และโหมด B (หรือโหมดเคิร์ล) ^{[ 80 ]}นี่เป็นไปในลักษณะเดียวกับไฟฟ้าสถิตซึ่งสนามไฟฟ้า ( สนาม E ) มีค่าเคิร์ล เป็นศูนย์ และสนามแม่เหล็ก ( สนาม B ) มีค่าไดเวอร์เจนซ์เป็น ศูนย์

โหมด E เกิดขึ้นจากการกระเจิงของทอมสันในพลาสมาที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกัน^{[ 80 ]} โหมด E ถูกพบเห็นครั้งแรกในปี 2002 โดยเครื่องวัดการรบกวนเชิงมุมองศา (DASI) ^{[ 81 ] [ 82 ]}

คาดว่าโหมด B จะอ่อนกว่าโหมด E ประมาณหนึ่งอันดับ โหมด B ไม่ได้เกิดจากการรบกวนแบบสเกลาร์มาตรฐาน แต่เกิดจากคลื่นความโน้มถ่วงในช่วงการขยายตัวของจักรวาลหลังจากบิ๊กแบงไม่นาน^{[ 83 ] [ 84 ] [ 85 ]} อย่างไรก็ตาม การเลนส์ความโน้มถ่วงของโหมด E ที่แรงกว่าก็สามารถสร้างโพลาไรเซชันของโหมด B ได้เช่นกัน^{[ 86 ] [ 87 ]}การตรวจจับสัญญาณโหมด B ดั้งเดิมต้องอาศัยการวิเคราะห์การปนเปื้อนที่เกิดจากการเลนส์ของสัญญาณโหมด E ที่ค่อนข้างแรง^{[ 88 ]}

แบบจำลองของ การขยายตัวของจักรวาลแบบ "ค่อยเป็นค่อยไป" ในช่วงต้นของจักรวาลทำนายคลื่นแรงโน้มถ่วง ดั้งเดิม ที่จะส่งผลกระทบต่อการโพลาไรเซชันของพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล ทำให้เกิดรูปแบบเฉพาะของการโพลาไรเซชัน แบบ B-mode การตรวจพบรูปแบบนี้จะสนับสนุนทฤษฎีการขยายตัว และความแรงของรูปแบบนี้สามารถยืนยันและปฏิเสธแบบจำลองการขยายตัวที่แตกต่างกันได้^{[ 84 ] [ 89 ] ในขณะที่การอ้างว่ารูปแบบลักษณะเฉพาะของการโพลาไรเซชันแบบ B-mode นี้ได้รับการวัดโดยเครื่องมือ BICEP2 [ 90 ] ต่อมาถูกระบุว่าเป็นฝุ่นในจักรวาลเนื่องจากผลลัพธ์ใหม่ของการทดลอง Planck [ 91 ] [ 89 ] :} การวิเคราะห์ซ้ำ^{ในภายหลังโดย}มีการชดเชยฝุ่นเบื้องหน้า^{แสดงให้เห็นขีดจำกัดที่} สอดคล้องกับผลลัพธ์จากแบบจำลองLambda-CDM ^{[ 92 ]}

โหมด B ประเภทที่สองถูกค้นพบในปี 2013 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ร่วมกับหอดูดาวอวกาศเฮอร์เชล [ ^{93 ] ใน}เดือนตุลาคม 2014 การวัดค่าโพลาไรเซชันของโหมด B ที่ 150 GHz ได้รับการเผยแพร่โดยการทดลองPOLARBEAR ^{[ 94 ]}เมื่อเปรียบเทียบกับ BICEP2 POLARBEAR มุ่งเน้นไปที่พื้นที่บนท้องฟ้าที่เล็กกว่าและมีความอ่อนไหวต่อผลกระทบของฝุ่นน้อยกว่า ทีมงานรายงานว่าโพลาไรเซชันของโหมด B ที่วัดได้ของ POLARBEAR มีต้นกำเนิดทางจักรวาลวิทยา (และไม่ได้เกิดจากฝุ่นเพียงอย่างเดียว) ที่ระดับความเชื่อมั่น 97.2% ^{[ 95 ]}

ความไม่สมมาตรเชิงมุมของ CMB มักแสดงในรูปของกำลังต่อมัลติโพล^{[ 96 ]} แผนที่อุณหภูมิทั่วท้องฟ้าเขียนเป็นสัมประสิทธิ์ของฮาร์มอนิกทรงกลมโดย ที่เทอมนี้วัดความแรงของการแกว่งเชิงมุมในและℓคือจำนวนมัลติโพล ในขณะที่mคือจำนวนเชิงมุม การเปลี่ยนแปลงเชิงมุมไม่สำคัญและถูกกำจัดโดยการใช้ฟังก์ชันสหสัมพันธ์เชิงมุมทำให้ได้เทอมสเปกตรัมกำลัง  ค่าℓ ที่เพิ่มขึ้น สอดคล้องกับโมเมนต์มัลติโพลของ CMB ที่สูงขึ้น ซึ่งหมายถึงการเปลี่ยนแปลงที่รวดเร็วยิ่งขึ้นตามมุม ${\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 .}$

เทอมโมโนโพล ℓ = 0คืออุณหภูมิเฉลี่ยคงที่แบบไอโซโทรปิกของ CMB, T _γ =2.7255 ± 0.0006 K ^{[ 96 ]}ด้วยความเชื่อมั่นหนึ่งค่าเบี่ยงเบนมาตรฐาน คำศัพท์นี้จะต้องวัดด้วยอุปกรณ์วัดอุณหภูมิสัมบูรณ์ เช่น เครื่องมือ FIRAS บนดาวเทียม COBE ^{[ 96 ] : 499}

ไดโพล CMB แสดงถึงความไม่สมมาตรที่ใหญ่ที่สุด ซึ่งอยู่ในฮาร์มอนิกทรงกลมแรก ( ℓ = 1 ) ซึ่งเป็นฟังก์ชันโคไซน์ แอมพลิจูดของไดโพล CMB อยู่ที่ประมาณ3.3621 ± 0.0010 mK [ ^{96 ] โมเมนต์}ไดโพล CMB ถูกตีความว่าเป็นการเคลื่อนที่เฉพาะของโลกเมื่อเทียบกับ CMB แอมพลิจูดของมันขึ้นอยู่กับเวลาเนื่องจากวงโคจรของโลกเกี่ยวกับจุดศูนย์กลางมวลของระบบสุริยะ ซึ่งทำให้เราสามารถเพิ่มพจน์ที่ขึ้นอยู่กับเวลาลงในนิพจน์ไดโพลได้ การปรับเปลี่ยนของพจน์นี้คือ 1 ปี^{[ 96 ] [ 97 ]}ซึ่งสอดคล้องกับการสังเกตที่ทำโดย COBE FIRAS ^{[ 97 ] [ 98 ]}โมเมนต์ไดโพลไม่ได้เข้ารหัสข้อมูลดั้งเดิมใดๆ

จากข้อมูล CMB พบว่าดวงอาทิตย์ดูเหมือนจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว369.82 ± 0.11 กม./วินาทีเมื่อเทียบกับกรอบอ้างอิงของรังสีพื้นหลังจักรวาล (หรือเรียกว่ากรอบอ้างอิงนิ่งของรังสีพื้นหลังจักรวาล หรือกรอบอ้างอิงที่ไม่มีการเคลื่อนที่ผ่านรังสีพื้นหลังจักรวาล) กลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่น ซึ่งเป็นกลุ่มกาแล็กซีที่รวมถึงกาแล็กซีทางช้างเผือกของเรา ดูเหมือนจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 369.82 ± 0.11 กม./วินาที620 ± 15 กม./วินาทีในทิศทางของลองจิจูดกาแล็กซีℓ =271.9° ± 2° , b =30° ± 3° [ ^{96 ] ขณะ}นี้ไดโพลถูกใช้เพื่อสอบเทียบการศึกษาการทำแผนที่

ความแปรผันของอุณหภูมิในแผนที่อุณหภูมิ CMB ที่มัลติโพลที่สูงกว่า หรือℓ ≥ 2ถือเป็นผลมาจากการรบกวนของความหนาแน่นในเอกภพยุคแรก ก่อนยุคการรวมตัวใหม่ที่เรดชิฟต์ประมาณ  z ⋍ 1100ก่อนการรวมตัวใหม่ เอกภพประกอบด้วยพลาสมาที่ร้อนและหนาแน่นของอิเล็กตรอนและแบริออน ในสภาพแวดล้อมที่ร้อนและหนาแน่นเช่นนี้ อิเล็กตรอนและโปรตอนไม่สามารถก่อตัวเป็นอะตอมที่เป็นกลางได้ แบริออนในเอกภพยุคแรกดังกล่าวยังคงแตกตัวเป็นไอออนสูงมาก ดังนั้นจึงจับคู่กับโฟตอนอย่างแน่นหนาผ่านผลของการกระเจิงของทอมป์สัน ปรากฏการณ์เหล่านี้ทำให้ความดันและผลกระทบของแรงโน้มถ่วงกระทำต่อกัน และกระตุ้นให้เกิดความผันผวนในพลาสมาโฟตอน-แบริออน หลังจากยุคการรวมตัวใหม่ไม่นาน การขยายตัวอย่างรวดเร็วของเอกภพทำให้พลาสมาเย็นลง และความผันผวนเหล่านี้ "ถูกแช่แข็ง" ลงในแผนที่ CMB ที่เราสังเกตเห็นในปัจจุบัน^{[ 96 ]}

ด้วยข้อมูลที่แม่นยำมากขึ้นเรื่อยๆ จาก WMAP ทำให้มีการกล่าวอ้างมากมายว่า CMB แสดงความผิดปกติ เช่น ความไม่สมมาตรขนาดใหญ่มาก การเรียงตัวที่ผิดปกติ และการกระจายตัวที่ไม่เป็นแบบเกาส์เซียน^{[ 99 ] [ 100 ] [ 101 ]}ประเด็นที่ถกเถียงกันมานานที่สุดคือ ข้อโต้แย้งเกี่ยวกับมัลติโพลที่มีค่า ℓ ต่ำ แม้แต่ในแผนที่ COBE ก็พบว่าควอดรูโพล ( ℓ = 2 , ฮาร์มอนิกทรงกลม) มีแอมพลิจูดต่ำเมื่อเทียบกับการคาดการณ์ของบิ๊กแบง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง โหมดควอดรูโพลและอ็อกทูโพล ( ℓ = 3 ) ดูเหมือนจะมีการเรียงตัวที่ไม่สามารถอธิบายได้ทั้งกับระนาบสุริยวิถีและจุดวิษุวัต^{[ 102 ] [ 103 ] [ 104 ]}กลุ่มจำนวนหนึ่งเสนอว่านี่อาจเป็นสัญญาณของการแก้ไขควอนตัมหรือฟิสิกส์ใหม่ในระดับที่สังเกตได้มากที่สุด ในขณะที่กลุ่มอื่นๆ สงสัยว่ามีข้อผิดพลาดที่เป็นระบบในข้อมูล^{[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ] [ 108 ]}

ในที่สุด เนื่องจากปัญหาเรื่องพื้นหลังและความแปรปรวนของจักรวาลโหมดที่ใหญ่ที่สุดจะไม่สามารถวัดได้อย่างแม่นยำเท่ากับโหมดที่มีมาตราส่วนเชิงมุมเล็ก การวิเคราะห์ดำเนินการบนแผนที่สองแผนที่ซึ่งได้กำจัดพื้นหลังออกไปให้มากที่สุดเท่าที่จะเป็นไปได้ ได้แก่ แผนที่ "การรวมเชิงเส้นภายใน" ของความร่วมมือ WMAP และแผนที่ที่คล้ายกันซึ่งจัดทำโดยMax Tegmarkและคนอื่นๆ^{[ 109 ] [ 41 ] [ 110 ]}การวิเคราะห์ในภายหลังชี้ให้เห็นว่าโหมดเหล่านี้เป็นโหมดที่อ่อนไหวต่อการปนเปื้อนจากพื้นหลังมากที่สุด เช่น การปล่อยรังสีซินโครตรอน ฝุ่น และเบร็มส์ตรัลลิง รวมถึงความไม่แน่นอนในการทดลองในโมโนโพลและไดโพล

การวิเคราะห์แบบเบย์เซียนเต็มรูปแบบของสเปกตรัมกำลังของ WMAP แสดงให้เห็นว่าการทำนายควอดรูโพลของจักรวาลวิทยา Lambda-CDMสอดคล้องกับข้อมูลที่ระดับ 10% และอ็อกทูโพลที่สังเกตได้นั้นไม่น่าแปลกใจ^{[ 111 ]} การพิจารณา อย่างรอบคอบถึงขั้นตอนที่ใช้ในการลบพื้นหลังออกจากแผนที่ท้องฟ้าทั้งหมดจะลดความสำคัญของการจัดเรียงลงอีกประมาณ 5% ^{[ 112 ] [ 113 ] [ 114 ] [ 115 ]} การสังเกตการณ์ล่าสุดด้วยกล้องโทรทรรศน์ Planckซึ่งมีความไวมากกว่า WMAP มากและมีความละเอียดเชิงมุมที่ใหญ่กว่า บันทึกความผิดปกติเดียวกัน ดังนั้นข้อผิดพลาดของเครื่องมือ (แต่ไม่ใช่การปนเปื้อนของพื้นหลัง) ดูเหมือนจะถูกตัดออกไป^{[ 116 ]}ความบังเอิญเป็นคำอธิบายที่เป็นไปได้ หัวหน้านักวิทยาศาสตร์จากWMAP Charles L. Bennettแนะนำว่าความบังเอิญและจิตวิทยาของมนุษย์มีส่วนเกี่ยวข้อง "ผมคิดว่ามีผลทางจิตวิทยาอยู่บ้าง คนอยากหาอะไรที่ผิดปกติ" ^{[ 117 ]}

การวัดความหนาแน่นของควาซาร์โดยใช้ข้อมูลจากWide-field Infrared Survey Explorerพบว่าไดโพลมีความแตกต่างอย่างมีนัยสำคัญจากไดโพลที่สกัดได้จากความไม่สม่ำเสมอของ CMB ^{[ 118 ]}ความแตกต่างนี้ขัดแย้งกับหลักการทางจักรวาลวิทยา^{[ 119 ]}

หากสมมติว่าเอกภพยังคงขยายตัวต่อไปและไม่ประสบกับบิ๊กครันช์บิ๊กริปหรือชะตากรรมที่คล้ายคลึงกัน รังสีพื้นหลังไมโครเวฟของเอกภพจะยังคงเลื่อนไปทางแดงต่อไปจนกว่าจะไม่สามารถตรวจจับได้อีกต่อไป^{[ 120 ]}และจะถูกแทนที่ด้วยรังสีที่เกิดจากแสงดาวก่อน และบางทีในภายหลังอาจถูกแทนที่ด้วยรังสีพื้นหลังของกระบวนการที่อาจเกิดขึ้นในอนาคตอันไกลโพ้นของเอกภพ เช่นการสลายตัวของโปรตอนการระเหยของหลุมดำ การสลายตัวของโพซิตรอนเนียมหรือรังสีอันรูห์เอฟเฟกต์ที่เกี่ยวข้องกับ ขอบฟ้า ของอนุภาค^{[ 121 ] [ 122 ]}

• 1896 – Charles Édouard Guillaumeประมาณการว่า "การแผ่รังสีของดาวฤกษ์" อยู่ที่  5–6 K ^{[ 67 ] [ 123 ]}
• พ.ศ. 2469 – เซอร์อาร์เธอร์ เอ็ดดิงตันประมาณการการแผ่รังสีที่ไม่ใช่ความร้อนของแสงดาวในกาแล็กซีว่า "...โดยใช้สูตรE = σT ⁴อุณหภูมิประสิทธิผลที่สอดคล้องกับความหนาแน่นนี้คือ 3.18° สัมบูรณ์ ... วัตถุดำ" ^{[ 67 ] [ 124 ]}
• ทศวรรษ 1930 – นักจักรวาลวิทยาErich Regenerคำนวณว่าสเปกตรัมที่ไม่ใช่ความร้อนของรังสีคอสมิกในกาแล็กซีมีอุณหภูมิประสิทธิผล 2.8 K ^{[ 67 ]}
• 1931 – คำว่าไมโครเวฟถูกใช้ครั้งแรกในงานเขียน: "เมื่อมีการเปิดเผยผลการทดลองที่ความยาวคลื่นต่ำถึง 18 เซนติเมตร ก็เกิดความประหลาดใจอย่างไม่ต้องสงสัยว่าปัญหาของไมโครเวฟได้รับการแก้ไขอย่างรวดเร็ว" Telegraph & Telephone Journal XVII. 179/1
• ปี 1934 – ริชาร์ด โทลแมนแสดงให้เห็นว่า การแผ่รังสี ของวัตถุดำในเอกภพที่กำลังขยายตัวนั้นเย็นลง แต่ยังคงเป็นความร้อนอยู่
• พ.ศ. 2489 – โรเบิร์ต ดิคเคทำนายว่า “...รังสีจากสสารในอวกาศ” ที่อุณหภูมิ < 20 K แต่ไม่ได้กล่าวถึงรังสีพื้นหลัง^{[ 125 ]}
• พ.ศ. 2489 – จอร์จ กาโมว์คำนวณอุณหภูมิได้ 50 เคลวิน (โดยสมมติว่าเอกภพมีอายุ 3 พันล้านปี) ^{[ 126 ]}และแสดงความคิดเห็นว่า "... สอดคล้องกับอุณหภูมิที่แท้จริงของอวกาศระหว่างดวงดาว" แต่ไม่ได้กล่าวถึงรังสีพื้นหลัง^{[ 127 ]}
• พ.ศ. 2496 – เออร์วิน ฟินเลย์-ฟรอยด์ลิชสนับสนุน ทฤษฎี แสงที่เหนื่อยล้า ของเขา โดยคำนวณอุณหภูมิของวัตถุดำสำหรับอวกาศระหว่างกาแล็กซีได้ 2.3 K และในปีถัดมาได้ค่า 1.9 K และ 6.0 K ^{[ 128 ]}

• พ.ศ. 2484 – แอนดรูว์ แมคเคลลาร์ตรวจพบอุณหภูมิ "การหมุน" 2.3  Kสำหรับตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์โดยการเปรียบเทียบประชากรของเส้นคู่ CN ที่วัดโดย WS Adams ในดาว B ^{[ 129 ] [ 130 ]}
• พ.ศ. 2491 – ราล์ฟ อัลเฟอร์และโรเบิร์ต เฮอร์แมนประเมิน “อุณหภูมิในจักรวาล” ไว้ที่ 5 เคลวิน แม้ว่าพวกเขาจะไม่ได้กล่าวถึงรังสีพื้นหลังไมโครเวฟโดยเฉพาะ แต่ก็สามารถอนุมานได้^{[ 131 ]}
• พ.ศ. 2496 – จอร์จ กาโมว์ประมาณค่า 7 K โดยอิงจากแบบจำลองที่ไม่ขึ้นอยู่กับพารามิเตอร์อิสระ^{[ 125 ] [ 132 ] : 2181}
• พ.ศ. 2498 – เอมิล เลอ รูซ์ แห่งหอดูดาววิทยุนองเซย์ในการสำรวจท้องฟ้าที่λ = 33 ซม. ได้รายงานเบื้องต้นว่ารังสีพื้นหลังเกือบเป็นไอโซโทรปิกที่ 3 เคลวิน บวกหรือลบ 2; เขาไม่ได้ตระหนักถึงความสำคัญทางจักรวาลวิทยา^{[ 125 ] : 343 [ 28 ] : 8.3.1} และต่อมาได้แก้ไขแถบข้อผิดพลาดเป็น 20K ^{[ 133 ] [ 5 ]}
• พ.ศ. 2490 – ทิกรัน ชมาโอนอฟ รายงานว่า “อุณหภูมิประสิทธิผลสัมบูรณ์ของพื้นหลังการแผ่รังสี ... คือ 4±3 K” ^{[ 134 ]}โดยความเข้มของการแผ่รังสีไม่ขึ้นอยู่กับเวลาหรือทิศทางการสังเกต แม้ว่าชมาโอนอฟจะไม่รู้ในขณะนั้น แต่ปัจจุบันเป็นที่ชัดเจนว่าชมาโอนอฟได้สังเกตพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลที่ความยาวคลื่น 3.2 ซม. ^{[ 135 ]}
• พ.ศ. 2507 – AG DoroshkevichและIgor Dmitrievich Novikovเผยแพร่บทความสั้น ๆ ที่แนะนำการค้นหาไมโครเวฟสำหรับการแผ่รังสีของวัตถุดำที่ทำนายโดย Gamow, Alpher และ Herman ซึ่งพวกเขาตั้งชื่อปรากฏการณ์การแผ่รังสี CMB ว่าสามารถตรวจจับได้^{[ 136 ]}
• ปี 1964–65 – อาร์โน เพนเซียสและโรเบิร์ต วูดโรว์ วิลสันวัดอุณหภูมิได้ประมาณ 3 เคลวิน โรเบิร์ต ดิคเค , เจมส์ พีเบิลส์ , พีจี โรลล์ และดีที วิลกินสัน ตีความการแผ่รังสีนี้ว่าเป็นสัญญาณบ่งชี้ของการระเบิดครั้งใหญ่ (บิ๊กแบง)
• ปี 1966 – ไรเนอร์ เค. แซคส์และอาร์เธอร์ เอ็ม. โวล์ฟได้ทำนายในเชิงทฤษฎีถึงแอมพลิจูดการผันผวนของพื้นหลังไมโครเวฟที่เกิดจาก การเปลี่ยนแปลง ศักยภาพแรงโน้มถ่วงระหว่างผู้สังเกตการณ์และพื้นผิวการกระเจิงสุดท้าย (ดูปรากฏการณ์แซคส์-โวล์ฟ )
• ปี 1968 – มาร์ติน รีส์และเดนนิส สเคียมาทำนายในเชิงทฤษฎีถึงแอมพลิจูดการผันผวนของพื้นหลังไมโครเวฟที่เกิดจากโฟตอนที่เคลื่อนที่ผ่านบ่อศักย์ที่เปลี่ยนแปลงตามเวลา
• ปี 1969 – อาร์.เอ. ซุนยาเยฟและยาคอฟ เซลโดวิชศึกษาการกระเจิงแบบอินเวอร์สคอมป์ตันของโฟตอนพื้นหลังไมโครเวฟโดยอิเล็กตรอนร้อน (ดูปรากฏการณ์ซุนยาเยฟ-เซลโดวิช )
• ปี 1983 – นักวิจัยจากกลุ่มดาราศาสตร์วิทยุเคมบริดจ์และหอดูดาววิทยุโอเวนส์แวลลีย์ตรวจพบปรากฏการณ์ซุนยาเยฟ-เซลโดวิชจากกระจุกกาแล็กซีเป็น ครั้งแรก
• ปี 1983 – โครงการทดลอง RELIKT-1ของสหภาพโซเวียตเกี่ยวกับการวัดความแปรปรวนของรังสีพื้นหลังจักรวาล (CMB) ได้เริ่มขึ้น
• ปี 1990 – FIRAS บน ดาวเทียม Cosmic Background Explorer (COBE) วัดสเปกตรัม CMB ที่มีรูปร่างคล้ายวัตถุดำด้วยความแม่นยำสูง และแสดงให้เห็นว่าพื้นหลังไมโครเวฟมีสเปกตรัมคล้ายวัตถุดำที่สมบูรณ์แบบเกือบทั้งหมด โดยมี T = 2.73 K ซึ่งช่วยจำกัดความหนาแน่นของตัวกลางระหว่างกาแล็กซีได้ อย่างมาก
• มกราคม พ.ศ. 2535 – นักวิทยาศาสตร์ที่วิเคราะห์ข้อมูลจากRELIKT-1รายงานการค้นพบความไม่สมมาตรในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลในการสัมมนาทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่มอสโก^{[ 137 ]}
• พ.ศ. 2535 – นักวิทยาศาสตร์ที่วิเคราะห์ข้อมูลจากCOBE DMR รายงานการค้นพบความไม่สมมาตรในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล^{[ 138 ]}
• ปี 1995 – กล้องโทรทรรศน์เอกซเรย์แอนไอโซโทรปีของจักรวาล (Cosmic Anisotropy Telescope)ทำการสังเกตการณ์พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลด้วยความละเอียดสูงเป็นครั้งแรก
• ปี 1999 – มีการวัดการสั่นสะเทือนของเสียงในสเปกตรัมกำลังเชิงมุมของความไม่สม่ำเสมอของรังสีพื้นหลังจักรวาล (CMB) เป็นครั้งแรกจากโครงการ ทดลอง MAT/TOCO , BOOMERANG และ Maxima โครงการทดลอง BOOMERANGสร้างแผนที่คุณภาพสูงขึ้นที่ความละเอียดระดับกลาง และยืนยันว่าจักรวาลนั้น "แบนราบ"
• 2002 – การค้นพบโพลาไรเซชัน^โดย DASI ^[ 139 ^]
• 2003 –สเปกตรัมโพลาไรเซชัน E-mode ที่ได้จาก CBI ^{[ 140 ]} CBI และVery Small Arrayสร้างแผนที่คุณภาพสูงขึ้นที่ความละเอียดสูง (ครอบคลุมพื้นที่เล็กๆ ของท้องฟ้า)
• ปี 2003 – ยานอวกาศ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP) สร้างแผนที่คุณภาพสูงขึ้นในระดับความละเอียดต่ำและปานกลางของท้องฟ้าทั้งหมด (WMAP ไม่ได้ ให้ ข้อมูลความละเอียดสูง แต่ปรับปรุงแผนที่ความละเอียดปานกลางจากBOOMERanG ให้ดีขึ้น )
• ^{2004 – สเปกตรัม โพ}ลาไรเซชันโหมด E ที่ได้รับจากCBI [ ^{141 ]}
• ปี 2004 – เครื่องรับสัญญาณ Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiverสร้างแผนที่คุณภาพสูงของโครงสร้างความละเอียดสูงที่ WMAP ไม่ได้ทำแผนที่ไว้
• ปี 2005 – กล้อง โทรทัศน์วิทยุ Arcminute Microkelvin ImagerและSunyaev–Zel'dovich Array เริ่มทำการสำรวจ กระจุกกาแล็กซีที่ มีค่าเรดชิฟ ต์สูงมากเป็นครั้งแรกโดยใช้ปรากฏการณ์ Sunyaev–Zel'dovich
• ปี 2005 – ราล์ฟ เอ. อัลเฟอร์ได้รับเหรียญรางวัลวิทยาศาสตร์แห่งชาติจากผลงานบุกเบิกด้านการสังเคราะห์นิวเคลียสและการทำนายว่าการขยายตัวของจักรวาลจะทิ้งรังสีพื้นหลังไว้ ซึ่งเป็นแบบจำลองสำหรับทฤษฎีบิ๊กแบง
• ปี 2006 – ผลการ สำรวจ WMAPที่รอคอยมานานซึ่งจัดทำขึ้นเป็นเวลาสามปีได้รับการเผยแพร่ โดยยืนยันการวิเคราะห์ก่อนหน้านี้ แก้ไขหลายประเด็น และรวมข้อมูลโพลาไรเซชันไว้ ด้วย
• ปี 2006 – จอร์จ สมูทและจอห์น แมเธอร์สองในหัวหน้าทีมวิจัยหลักของ COBE ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี 2006 จากผลงานด้านการวัดรังสีพื้นหลังจักรวาล (CMBR) อย่างแม่นยำ
• ปี 2006–2011 – การวัดค่าที่แม่นยำยิ่งขึ้นจากWMAP , การสำรวจซูเปอร์โนวาใหม่ ESSENCE และ SNLS และการแกว่งตัวของคลื่นเสียงแบริออนจากSDSSและWiggleZยังคงสอดคล้องกับแบบจำลอง Lambda-CDMมาตรฐาน
• ปี 2010 – แผนที่ท้องฟ้าทั้งหมดฉบับแรกจากกล้องโทรทรรศน์พลังค์ได้รับการเผยแพร่
• ปี 2013 – มีการเผยแพร่แผนที่ท้องฟ้าแบบครอบคลุมทั่วพื้นที่ฉบับปรับปรุงจากกล้องโทรทรรศน์พลังค์ซึ่งช่วยปรับปรุงการวัดค่าของ WMAP และขยายขอบเขตการวัดไปยังมาตราส่วนที่เล็กลงมาก
• 2014 – เมื่อ วันที่ 17 มีนาคม 2014 นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์จาก กลุ่มความร่วมมือ BICEP2ประกาศการตรวจพบคลื่นแรงโน้มถ่วง แบบเงินเฟ้อ ในสเปกตรัมกำลังB-mode ซึ่งหากได้รับการยืนยัน จะเป็นหลักฐานเชิงทดลองที่ชัดเจนสำหรับทฤษฎีเงินเฟ้อ^{[ 142 ] [ 143 ] [ 144 ] [ 145 ] [ 146 ] [ 147 ]}อย่างไรก็ตาม เมื่อวันที่ 19 มิถุนายน 2014 มีรายงานความมั่นใจที่ลดลงในการยืนยันการค้นพบเงินเฟ้อของจักรวาล^{[ 146 ] [ 148 ] [ 149 ]}
• 2015 – เมื่อวันที่ 30 มกราคม 2015 ทีมนักดาราศาสตร์ทีมเดียวกันจาก BICEP2 ได้ถอนคำกล่าวอ้างที่ทำไว้เมื่อปีก่อน โดยอิงจากข้อมูลรวมของ BICEP2 และ Planck องค์การอวกาศยุโรปได้ประกาศว่าสัญญาณดังกล่าวสามารถระบุได้อย่างชัดเจนว่าเกิดจากฝุ่นในทางช้างเผือก^{[ 150 ]}
• 2018 – ข้อมูลและแผนที่ฉบับสุดท้ายจากกล้องโทรทรรศน์ Planckได้รับการเผยแพร่ โดยมีการวัดค่าโพลาไรเซชันในระดับใหญ่ที่ดีขึ้น^{[ 151 ]}
• 2019 – การวิเคราะห์ข้อมูลสุดท้ายของปี 2018 โดยกล้องโทรทรรศน์ Planck ยังคงได้รับการเผยแพร่อย่างต่อเนื่อง ^{[ 152 ]}

• ใน ซีรีส์โทรทัศน์ Stargate Universe (2009–2011) ยานอวกาศโบราณDestinyถูกสร้างขึ้นเพื่อศึกษาแบบแผนใน CMBR ซึ่งเป็นข้อความที่มีสติสัมปชัญญะที่หลงเหลือมาจากจุดเริ่มต้นของกาลเวลา^{[ 153 ]}
• ในนวนิยายเรื่องWheelers (2000) โดย Ian StewartและJack Cohenอธิบายว่า CMBR คือการส่งสัญญาณที่เข้ารหัสของอารยธรรมโบราณ ซึ่งทำให้ "เรือเหาะ" ของดาวพฤหัสบดีมีสังคมที่เก่าแก่กว่าอายุของจักรวาลที่สังเกตได้ในปัจจุบัน^{[ 154 ]}
• ใน นวนิยาย เรื่อง The Three-Body Problemปี 2008 ของLiu Cixinยานสำรวจจากอารยธรรมต่างดาวได้แทรกแซงเครื่องมือที่เฝ้าติดตาม CMBR เพื่อหลอกตัวละครให้เชื่อว่าอารยธรรมนั้นมีอำนาจในการควบคุม CMBR ได้^{[ 155 ]}
• ธนบัตร 20 ฟรังก์สวิสฉบับปี 2017 ระบุวัตถุทางดาราศาสตร์หลายรายการพร้อมระยะทาง โดยมีการกล่าวถึง CMB ไว้ที่ 430 · 10 ¹⁵ วินาทีแสง^{[ 156 ]}
• ในซีรีส์WandaVision ของ Marvel ปี 2021 มีการค้นพบการออกอากาศทางโทรทัศน์ลึกลับภายในพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล^{[ 157 ]}

• บัลบี, อาเมเดโอ (2008). ดนตรีแห่งบิ๊กแบง: พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาลและจักรวาลวิทยาใหม่ . เบอร์ลิน: สปริงเกอร์. ISBN 978-3-540-78726-6.
• เดอร์เรอร์, รูธ (2008). พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 978-0-521-84704-9.
• อีแวนส์, โรดรี (2015). พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล: มันเปลี่ยนความเข้าใจของเราเกี่ยวกับจักรวาลอย่างไร . สปริงเกอร์. ISBN 978-3-319-09927-9.

วิกิมีเดียคอมมอน ส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับแผนที่พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล

Wikiquote มีคำคมที่เกี่ยวข้องกับพื้นหลังคลื่นไมโครเวฟในอวกาศ

• บทนำที่เป็นมิตรกับนักศึกษาเกี่ยวกับ CMBบทนำเชิงการสอนแบบทีละขั้นตอนเกี่ยวกับการวิเคราะห์สเปกตรัมกำลังของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล เหมาะสำหรับผู้ที่มีพื้นฐานฟิสิกส์ระดับปริญญาตรี เนื้อหาลึกซึ้งกว่าเว็บไซต์ออนไลน์ทั่วไป แต่ไม่ซับซ้อนเท่าตำราจักรวาลวิทยา
• CMBR Theme บน arxiv.org
• เสียงบรรยาย: เฟรเซอร์ เคน และ ดร. พาเมลา เกย์ – รายการดาราศาสตร์ บิ๊กแบงและพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล – ตุลาคม 2549
• การแสดงภาพข้อมูล CMB จากภารกิจ Planck
• Copeland, Ed. "CMBR: รังสีพื้นหลังไมโครเวฟในอวกาศ" . Sixty Symbols . Brady Haranสำหรับมหาวิทยาลัยนอตติงแฮม .