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越南語翻譯

2017年11月30日，中國科學院發佈，悟空衛星發現多是暗物資存在的證據翻譯

今朝大部分的嘗試利用低溫探測器或惰性液體探測器翻譯低溫探測器是在低於100mK的情況下探射粒子撞擊鍺這類的晶體接收器所產生的熱。惰性液體探測器則是探測液態氙或液態氬中粒子碰撞產生的閃灼。低溫探測實行包羅了CDMS、CRESST、EDEDWEISS及EURECA。惰性液體探測實驗包含了ZEPLIN、XENON、DEAP、ArDM、WARP、LUX和最深的中國暗物資實驗及粒子和天體物理氙探測器翻譯這兩種探測手藝都能夠從其他粒子與電子對撞的雜訊中辨識出暗物資與核子的碰撞翻譯其他種類的探測器嘗試有SIMPLE和PICASSO。

宇宙微波背景在1948年由拉爾夫·阿爾菲，羅伯特·赫爾曼初次預測翻譯阿爾菲和赫爾曼能估計宇宙微波佈景輻射的溫度是5 K，但兩年後，他們從新估計為28 K翻譯此高估是由於阿爾弗雷德·貝洱錯估哈勃常數，這不克不及複製，以後摒棄了本來的估計。雖然有一些先前對空間溫度的估量，但是遭受到兩個缺陷。第一，他們丈量空間的有用溫度，但並未解釋空間充滿著熱力學普朗克能譜。其二，他們仰賴於我們位在銀河系的邊沿，一個特殊的點，而且他們未建議輻射是各向同性的。假如地球位於宇宙中的其他地方，將會產生極度分歧的預測。

固然人們已經對暗物資作了很多天文觀測，其組成成份至今仍未能全然瞭解。初期暗物資的理論側重在一些埋沒起來的一般物資星體，例如：黑洞、中子星、衰老的白矮星、褐矮星等翻譯這些星體一般歸類為暈族大品質緻密天體（MAssive Compact Halo Objects，縮寫為：MACHOs）但是多年來的天文觀測沒法找到足夠量的MACHOs。一般認為，難以探測的重子物資（如MACHOs和一些氣體）確切進獻了部門的暗物資，但證據指出這類的物質只占了此中一小部分。而其餘的部門稱作“非重子暗物資”翻譯此外，星系轉速曲線、重力透鏡、宇宙結構構成、重子在星系團中的比例和星系團豐度（連系獨立得到的重子密度證據）等觀測資料也指出宇宙中85-90%的品質不介入電磁感化。這類“非重子暗物資”一般猜想是由一種或多種分歧於一般物質（電子、質子、中子、中微子等）的根基粒子所組成翻譯

從宇宙微波佈景的資料可以看出，我們本星系（包孕太陽系的銀河系之銀河星團）仿佛正在星系經度方向l = 263.99±0.14°，b = 48.26±0.03°，以369±0.9公里/秒相對宇宙微波靠山參考系（也稱為宇宙微波配景靜止系，或相對宇宙微波背景無運動的參考系）移動。此活動導致資料各向異性（宇宙微波配景在活動方向顯得較反偏向暖）翻譯溫度變化的標準诠釋為：由於相對宇宙微波靠山活動，產生簡單的速度紅移和藍移。但替換的宇宙學模子可诠釋所觀察到的宇宙微波靠山偶極溫度散佈的比例。

每種類型的粒子（重子、光子…）的額外密度比例是溝通的翻譯也就是說，若是在一個處所有1％以上的重子能量大於平均，那麼那兒那邊同樣也有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。

後期各向異性

微波背景的觀測

宇宙微波配景資料製作的全天圖、角功率譜，及最終宇宙學參數的具體闡發，是一個複雜，難以較量爭論的問題翻譯固然從圖中計算功​​率譜原則上是一個簡單的傅裏葉變換，將全天圖分化至球諧函數，在實踐上，這很難將雜訊及前景來曆列入考慮。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，致使宇宙微波後台圖並不是全天圖。另外，星系團等點光源代表另外的前景來曆，必需將其去除，以避免扭曲宇宙微波後台能譜中的小標准結構。

宇宙微波後台輻射各向異性偶極

宇宙微波靠山輻射和宇宙學紅移－距離的關係一同被視為大爆炸理論最好的證據翻譯測量宇宙微波背景使暴漲大爆炸理論成為宇宙標準模子。宇宙微波靠山在1960年月中葉的發現削減了對非標準宇宙模子如穩態理論的愛好翻譯

阿爾菲和赫爾曼在1948年的成果在1955年兩人離開約翰·霍普金斯大學利用物理嘗試室時討論了很多物理設定。但是天文界的主流並未被那時的宇宙學吸引。阿爾菲和赫爾曼的猜測被雅可夫·澤爾多維奇在1960年月前期從頭發現，並同時為羅伯特·迪克自力預測。蘇聯天體物理學家A.G. Doroshkevich和伊戈爾·諾維科夫，確認宇宙微波背景輻射為可偵測的現象，並於1964年的春天，以一個簡短的論文初次揭曉翻譯

大爆炸理論的兩個最偉大成就為其近乎完善的黑體輻射能譜及其具體地展望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切確丈量的黑體輻射能譜翻譯

間接探測實行

EGRET伽馬射線望遠鏡曩昔觀測到了超越預期量的伽馬射線，但科學家認為這多半是來自系統中的效應翻譯自2008年6月11日最先啟動的費米伽馬射線太空千裏鏡則正在搜索暗物資湮滅產生伽馬射線的事宜。在較高能量區間，地上的MAGIC伽馬射線望遠鏡已經對矮橢球星系和星系團中的暗物資賜與了某些限制。

DAMA/NaI、DAMA/LIBRA實驗探測到一年性的事務數轉變，並傳播鼓吹此現象是源自於暗物資。（隨著地球繞太陽公轉，探測器與暗物資的相對速度會做小幅度的變化。）目前這個說法並未遭到證實，同時也很難與其他實行的結果不相衝突。

冷暗物資：在經典速度下活動的物質翻譯

按照1989年11月升空的宇宙背景探測者（COBE，Cosmic Background Explorer）測量到的效果，宇宙微波靠山輻射譜十分切確地吻合溫度為2.726±0.010K的黑體輻射譜，證實了銀河系相對於佈景輻射有一個相對的運動速度，而且還驗證，扣除掉這個速度對丈量後果帶來的影響，和銀河系內物資輻射的干擾，宇宙後台輻射具有高度各向同性，溫度漲落的幅度只有大約百萬分之五。今朝公認的理論認為，這個溫度漲落發源于宇宙在構成早期極小標准上的量子漲落，它隨著宇宙的暴脹而放大到宇宙學的標准上，而且正是由於溫度的漲落，造成物資宇宙物質散佈的不均勻性，最終得以構成諸如星系團等的一類大標准構造。

這些峰值包括了有趣的物理特徵。第一峰值的角尺度決意了宇宙曲率（但不是宇宙拓樸學）翻譯下一個峰值－－奇數峰值對偶數峰值比－－決議了限縮重子密度第三峰值可用來獲得暗物質密度的資訊翻譯

資料處理和剖析

宇宙微波後台發射以後至觀測第一顆恒星之前的時候，被戲稱為宇宙的暗中時期翻譯

小標准各向異性被消去。（就像透過霧看東西，物件的細節恍惚不清。）

這些效應都已由WMAP衛星觀測，提供的證據講明，宇宙在極初期，當紅移跨越17時是游離的翻譯這個初期的電離輻射的具體出處仍是一個有爭議的科學沖突。它可能已包括由第一批恒星的星光（第三星族星），這些第一代恒星在它們生命的最終時刻超新星爆發，或由大品質黑洞吸積盤產生的電離輻射。

第三個太空使命為歐洲空間局（ESA）的普郎克衛星，於2009年5月升空，目前正進行更具體的調查。普朗克使用高電子移動率電晶體（HEMT）輻射計與熱輻射計手藝，可以較WMAP於更小標准上測量宇宙微波背景。其探測器在亞其歐普（Archeops）氣球千裏鏡中，及南極的蝰蛇千裏鏡（Viper telescope）作為角分宇宙熱輻射計陣列接收器（Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver，簡稱ACBAR）實驗進行測試，該實行已在小角標准數據上產生了最正確的丈量，

宇宙微波後台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，這是源於與靠山熱氣體的輻射彼此作用或重力勢能影響，後者發生在最後散射面與考察者之間。

另外一方面，1964年，大衛·陶德·威爾金森和彼得勞爾、迪克在普林斯頓大學的同事，開始扶植迪克輻射計丈量宇宙微波後台輻射翻譯他們沒法解釋他們的儀器多了個3.5 K 天線雜訊溫度翻譯當接到一通來自克勞福德山的德律風後，迪克有趣地說：“火伴，我們被挖到了。”普林斯頓和克勞福德山小組之間的會議決定天線溫度確切是來自微波配景。

2015年11月，NASA噴射推動實行室的科學家蓋瑞‧普裏茲奧（Gary Prézeau）以ΛCDM模型摹擬銀河系內暗物資流過地球與木星等行星的情形，發現這會使該暗物資流的密度明顯上升（地球：{\displaystyle 10^{7}}倍、木星：{\displaystyle 10^{8}}倍），並呈現毛髮狀的向外輻射分佈結構。

在大爆炸模型下構成的宇宙，暴脹宇宙猜測，約10 −37秒之後的新生宇宙會以指數成長，撫平了幾近所有的不平均性。其餘的不均勻性由量子攝動在暴脹場中激發宇宙暴脹事宜。在10−6秒之後，初期宇宙由佈滿著高溫、以電子、質子、重子與光子彼此感化的等離子體所組成。當宇宙膨脹，絕熱冷卻致使等離子體的能量密度下降，直到情況變得有益於電子與質子連系，構成氫原子翻譯複合産生時，溫度約為3000 K，當時的宇宙約37.9萬歲。在這一點上，光子不再與已經是電中性的原子相互感化，並入手下手自由的在空間中觀光，導致物資與輻射退耦合。

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極度普遍的支援大爆炸模子，尤其是ΛCDM模型翻譯另外，威爾金森微波各向異性探測器及宇宙泛星系偏振配景成像實驗觀測相距大於再複應時期之宇宙視界角標准上漲落間的相幹性翻譯此相幹可能為非因果的微調，或因宇宙暴脹產生。

對於暗物資的直接探測實驗一般都這設置於地底深處，以排除宇宙射線的配景雜訊。這類的實驗室包羅美國的Soudan mine和DUSE、加拿大的SNOLAB地下實行室、義大利的大薩索國度實驗室（Gran Sasso National Laboratory）、英國的Boulby mine和中國四川省錦屏山地下2500米世界最深暗物資實驗中國錦屏極深地下暗物質實驗室翻譯

宇宙微波佈景（Cosmic Microwave Background，簡稱CMB，又稱3K佈景輻射）是宇宙學中“大爆炸”遺留下來的熱輻射。在初期的文獻中，“宇宙微波配景”稱為“宇宙微波配景輻射”（CMBR）或“遺留輻射”，是一種佈滿全部宇宙的電磁輻射。特徵和絕對溫標2.725K的黑體輻射相同翻譯頻率屬於微波範圍。宇宙微波佈景是宇宙佈景輻射之一，為觀測宇宙學的根本，因其為宇宙中最古老的光，可追溯至再複合時期。使用傳統的光學望遠鏡，恒星和星系之間的空間（後台）是一片黝黑翻譯但是，操縱活絡的輻射千裏鏡可發現微弱的背景輝光，且在各個標的目的上幾近如出一轍，與任何恒星，星系或其他物件都毫無關係翻譯這種光的電磁波譜在微波區域最強。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配景，於1940年月入手下手研究，並於1978年取得諾貝爾獎翻譯

現代天文學經過重力透鏡、宇宙中大標准佈局的形成、微波後台輻射等方法和理論來探測暗物質。而憑據ΛCDM模型，由普朗克衛星探測的資料獲得：整個宇宙的組成中，常規物資（即重子物資）占4.9%，而暗物資則占26.8%，還有68.3%是暗能量（質能等價）。暗物資的存在可以解決大爆炸理論中的不自洽性（inconsistency），對佈局形成也非常要害。暗物質很有多是一種（或幾種）粒子物理標準模型之外的新粒子所組成翻譯對暗物資（和暗能量）的研究是現代宇宙學和粒子物理的主要課題翻譯

在宇宙學中，暗物資（Dark matter），是指無法經由過程電磁波的觀測進行研究，也就是不與電磁力產生感化的物資翻譯人們今朝只能透過重力產生的效應得知，並且已經發現宇宙中有大量暗物資的存在。

關於輻射是宇宙大爆炸的證據推理的詳細資訊，請參閱宇宙靠山輻射的大爆炸。

等曲率密度擾動

宇宙微波靠山光譜可以辨別這兩種，因這兩種類型的擾動會產生不同的峰值位置。等曲率密度擾動將產生一系列的峰值，其角標准（“l”，峰值的數）的比例約為1:3:5:…，而絕熱密度擾動所產生的峰值其位置以比例1:2:3:…觀測成績在一階密度攝動上完全與絕熱的一致，對暴漲供應了關頭的支援，並排除了許多佈局構成的理論，如宇宙弦翻譯

宇宙微波背景在數個微絕對溫度的階層上為偏振。偏振有兩種類型，分別為E模和B模。這狀態類比於靜電學翻譯在靜電學裏，電場（“E”場）的旋度為零，磁場（“B”場）的散度為零翻譯在不勻相等離子體中，E模因湯姆孫散射天然產生。B模尚未被測量，被認為振幅最大應有0.1μK，並不是由等離子體物理產生翻譯B模不是來自於標準的標量攝動，而是來自兩種機制翻譯第一種是來自於被引力透鏡後的E模，這已於2013年被南極天文臺測得。第二種是來自於宇宙暴脹所產生的引力波。探測“B”模式極爲堅苦，特別是前景污染水平未知，弱重力透鏡旌旗燈號又將較強的E模信號與B模旌旗燈號夾雜在一起。

在每個處所（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。宇宙弦將產生絕大大都的等曲率一階擾動翻譯

該光輝在所有標的目的中幾近一致，但細微的殘留轉變展現出各向異性，與預期的一樣，分佈相當平均的灼熱氣體已經擴大到今朝的宇宙大小翻譯分外的是，在天空中分歧角度的光譜輻射包含不異的各向異性，或不劃定規矩性，隨區域巨細變化。它們已被詳細丈量，若有因物資在極小空間的量子攝動而起的細小溫度變化，且膨脹到本日可觀測的宇宙大小，應該會與之吻合。這是一個很是活躍的研究範疇，科學家同時追求更好的資料（例如，普郎克衛星）和更好的宇宙膨脹初始條件。雖然很多分歧的過程都可產生黑體輻射的一般情勢，但沒有比大爆炸模子更能诠釋漲落。因此，大多數宇宙學家認為，宇宙大爆炸模子最能註釋宇宙微波後台。

衛星的原始宇宙微波背景資料（如WMAP）包括了前景效應，會完全袒護宇宙微波配景的邃密尺度佈局。細微尺度佈局被疊加在原始宇宙微波靠山資估中，因過小而沒法由該標准的原始資估中展現翻譯前景結果最突出的是由太陽相對宇宙微波後台活動而釀成的偶極各向異性。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周年活動和其他都必需減去，以顯現超細微轉變，描畫宇宙微波背景的精細標准構造特徵翻譯

這些效應有助於按捺在小標准的各向異性，並拉抬極小角尺度各向異性的特徵指數衰減尾部。

在眾多可能是構成暗物質的成份中，最熱點的要屬一種被稱為大品質弱相互作用粒子（英文叫做Weakly Interacting Massive Particle，簡稱WIMP）的新粒子了。這類粒子與通俗物資的作用非常微弱，乃至於他們固然存在于鉦昱翻譯公司們周圍，卻曆來沒有被探測到過。還有一種被理論物理學家提出來解決強相互感化中CP問題，被稱為軸子的新粒子，也很有多是暗物質的成份之一。惰性中微子（sterile neutrino）也有可能是構成暗物資的一種成分。2014年6月22日，台大天文物理所闕志鴻研究團隊揭曉論文主張，暗物質也多是一種稱為Ψ暗物資的極輕型粒子，其品質為電子的10-28倍，波長約為一千光年，而密度則為液態水的一百萬倍。

CoGeNT嘗試於2011年5月公佈先前15個月的探測了局，顯示粒子的碰撞率出現週期性變化，炎天較高而冬季比較低，這可以看做是暗物資存在的證據之一。這個成效撐持已經進行了13年的義大利的DAMA/LIBRA暗物資探測嘗試。CoGeNT的嘗試後果顯示探測到的WIMP的品質是中子品質的5到10倍翻譯社這與其他的某些實行不符翻譯社可是其他嘗試對低能暗物資的探測精度沒有CoGeNT高。

歷史上，人們將可能的暗物質分為三個大類：冷暗物資、溫暗物資、熱暗物資翻譯 這個分類並不是遵照粒子的真實溫度，而是遵照其活動的速度。

産生於再電離與我們觀測宇宙微波後台之間産生的兩個其他效應，及其對各向異性釀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，轉移一些宇宙微波靠山光子的能量；和薩克斯-瓦福效應，這致使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。

宇宙微波佈景很好地诠釋了宇宙早期成長所遺留下來的輻射，它的發現被認為是一個檢測大爆炸宇宙模子的里程碑。宇宙在年青時期，恒星和行星尚未形成之前，含有緻密，高溫，佈滿著白熱化的氫氣雲霧等離子體。等離子體與輻射充滿著全部宇宙，跟著宇宙的膨脹而逐漸冷卻。當宇宙冷卻到某個溫度時，質子和電子連系形成中性原子。這些原子不再吸收熱輻射，是以宇宙逐步清朗，不再是不透明的雲霧翻譯宇宙學家提出中性原子在“再複合”時期形成，緊接在“光子脫耦”以後，即光子最先自由穿越整個空間，而非在電子與質子所構成的等離子體中慎密的碰撞。光子在脫耦以後開始傳播，但由於空間膨脹，致使波長跟著時候的推移而增加（根據普朗克定律，波長與能量成反比），光線愈來愈微弱，能量也較低。這就是別稱“遺留輻射”的濫觞。“最後散射面”是指我們由光子脫耦時的放射源領受到光子的來曆點在空間中的集合翻譯

WMAP所供給日趨正確的資料，已有數個宣稱，宇宙微波背景顯示異常，如超大標准的各向異性，反常對齊，和非高斯散佈。久長以來，這些最具爭議的是低l多極矩。據察看，即便在COBE的地圖中，四極矩（l = 2，球諧函數）與大爆炸的猜測比擬，有一個偏低的振幅。希奇是，四極矩和八極矩（l = 3）模式仿佛有種難以诠釋的相互對齊及與黃道平面臨齊，對齊有時被視為“邪惡軸（axis of evil）”某些集體建議這可能是新物理學在最大的觀測尺度的特徵；其他集團懷疑是系統資猜中的毛病。 終究，由於前景的和宇宙變異數問題，最大的模式將永久不會與小角度的模式一樣丈量翻譯此分析均在兩張已盡量除去前景的圖中完成：“內部線性組合”，為WMAP協作的地圖，和馬克斯·德克馬克（Max Tegmark）等人所製作的近似地圖。後來闡明指出，這些都是最容易受同步輻射、星際微塵、制動輻射放射等前景污染的模式，及源于單極和偶極嘗試的不肯定性。一個完整的WMAP能譜的貝氏闡發演示了ΛCDM模型展望的四級矩與資料在10％的水平上吻合，而觀測的八極矩其實不值得注意。小心的對全天圖中消弭前景的步調計較進一步造成約5%顯著的對齊翻譯

固然可以有第四個稱為夾雜暗物質（mixed dark matter）的分類，可是這個理論在1990年月由於暗能量的發現而被捨棄。

暗物質的探測在現代粒子物理及天體物理範疇是一個很熱點的研究範疇。對於大品質弱相互作用粒子來講，物理學家可能通過放置在地下嘗試室，靠山雜訊削減到極低的探測器直接探測WIMP，也可以經由過程地面或太空千裏鏡對這類粒子在星系中心，太陽中心或地球中心湮滅產生的其他粒子來間接探測。人們也但願歐洲大型強子對撞機（LHC）或將來的國際直線加速器中人工締造出這些新粒子來翻譯

低階多極和其他異常

光子若何與自由電子散射的物理機制（湯姆孫散射）致使大角尺度偏振各向異性。這類廣角偏振與廣角溫度擾動相幹。

隨後發現宇宙背景的，是數以百計已進行測量和辨認輻射特徵的宇宙微波配景輻射實驗。最著名的實驗多是美國國度航空航天局的宇宙佈景探測者（COBE）衛星，運行於1989-1996年，在有限的探測能力下探測及定量大標准的各向異性翻譯由COBE極為各向同性且平均後台這最初成果獲得啟發，一系列地面及氣球根蒂根基的實驗在往後十年量化了宇宙微波配景在小角尺度上的各向異性翻譯這些實驗的主要目標為測量角標准第一聲學峰，而COBE沒有足夠的解析度翻譯這些丈量已解除了宇宙弦為主導的宇宙佈局構成理論，並建議宇宙暴脹理論是准確的。在1990年月，第一峰值的測量跟著活絡度提高，於2000年，由毫米波段氣球觀天計畫實驗揭開最高功率攝動發生于大約一度的尺度。綜合其他宇宙學資料，這些結果暗示宇宙的幾何外形是平展的翻譯一些陸基的干涉儀在往後三年內提供了高緊密度丈量的攝動，包羅極小陣列，度角標准干涉儀（DASI），宇宙後台成像器（Cosmic Background Imager，簡稱CBI）。此中DASI締造了第一個宇宙微波背景偏振探測，而CBI供應了第一個E模偏振能譜，並顯著相較與B模反相。

偏振

溫暗物資：粒子運動速度足以產生相對論效應。

另外，陸基儀器諸如南極洲的南極千裏鏡和建議的Clover電波千裏鏡計畫、阿塔卡馬宇宙望遠鏡、及在智利的QUIET將提供衛星觀測沒法供應的額外的資料，可能包羅B模偏振翻譯

2006年，負責COBE專案的美國科學家約翰·馬瑟和喬治·斯穆特因其對“宇宙微波後台輻射的黑體情勢和各向異性”而取得諾貝爾物理學獎。

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分歧標的目的上漲落的丈量評釋，宇宙的歲數是137±1億年，在宇宙的構成成分中，4%是一般物資，23%是暗物資，73%是暗能量翻譯宇宙目前的膨脹速度是每秒71公里每百萬秒差距，宇宙空間是近乎於平展的，它經歷過暴脹的進程，並且會一直膨脹下去翻譯

最後散射面的深度（LSS）有限，其導致在脫耦時代，乃至康普頓散射仍在産生，平均自由路徑也頓時增添。

2013年3月21日，普郎克衛星背後的歐洲帶領研究小組發佈此使命的宇宙微波後台輻射全天圖（565x318 jpeg翻譯社 3600x1800 jpeg）。此圖建議宇宙略老于研究者所想的。憑據該圖，宇宙在約37萬歲時，細微的溫度波動烙印在深空中翻譯此印記反應著略過初期，當宇宙存在時第一個1030秒時的漣漪。明顯，這些漣漪掀起了現今浩大的星系團與暗物資宇宙網路。據該團隊，宇宙為137.98±0.37億歲，含有4.9％普通物資，26.8％的暗物資和68.3％的暗能量。另外，哈勃常數測定為67.15±1.2（公里/秒）/ 百萬秒差距。

熱暗物資：粒子速度接近光速。

由於宇宙微波佈景最先存在，又明顯經由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。當宇宙微波後台光子自由出行通順時，宇宙中的普通物資情勢主要為中性氫和氦原子。然而，當今對星系的觀測仿佛表明，大部分星際介質（IGM）的體積由離子化的物資（因為存在著氫原子接收線）組成。這意味著有個再電離時代，一些宇宙的物質被打散成氫離子。

1934年，Tolman發現在宇宙中輻射溫度的演變裏溫度會跟著時候演化而改變；而光子的頻率隨時間演變（即宇宙學紅移）也會有所分歧。然則當兩者一路斟酌時，也就是計議光譜時（是頻率與溫度的函數）二者的轉變會抵銷掉，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，如果宇宙最初的溫度約為十億度，則會殘留有約5~10k的黑體輻射。但是這個工作並沒有引發正視。1964年，蘇聯的澤爾多維奇、英國的霍伊爾、泰勒（Tayler）、美國的皮布林斯（Peebles）等人的研究預言，宇宙該當殘留有溫度為幾K的後台輻射，並且在釐米波段上應可觀測，從而從頭引發了學術界對後台輻射的正視。美國的迪克（Dicke）、勞爾（Roll）、威爾金森（Wilkinson）等人也開始著手製造一種低雜訊的天線來探測這類輻射，但是美國射電天文學家阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜卻在無意中先於他們發現了配景輻射翻譯

宇宙微波佈景根基上證實了宇宙大爆炸理論。在1940年月末期，阿爾菲和赫爾曼推論，若大爆炸存在，宇宙膨脹應會拉長並將極早期宇宙的高能輻射冷卻到微波局限，並降溫到大約5K。他們稍微偏離​​他們的估量，但他們的想法完全准確。他們猜測了宇宙微波背景。又過了15年，彭齊亞斯和威爾遜墮入發現赫然發現微波配景居然在那邊。

從背景輻射中，哄騙多普勒效應減去一個偶極，此中後者乃源于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，宇宙微波靠山是平均的輻射，黑體輻射的熱能來自整個天空。輻射是各向同性的，差別約略為1/100000：方均根變異只有18μK，宇宙微波佈景偶極以及在更高階的多極矩上的相差已獲得測量，其後果同銀河系活動的影響相一致翻譯

絕熱密度擾動

開初他們懷疑這個信號來曆於天線系統自己。1965年初，他們對天線進行了完全檢查，清除天線上的鴿子窩和鳥糞，但是雜訊依然存在翻譯於是他們在《天體物理學報》上以《在4080兆赫上額外天線溫度的測量》為題發表論文正式頒佈發表了這個發現翻譯

宇宙背景輻射的發如今近代天文學上具有極度主要的意義，它給了大爆炸一個有力的證據，而且與類星體、脈衝星、星際有機份子一道，並稱為20世紀60年月天文學“四大發現”。

“宇宙微波後台是我們宇宙中最古老的光，當宇宙方才38萬歲時刻在天空上。它顯示出細小的溫度漲落，對應著局部密度的細微差異，代表著所有將來的結構，是當今的恒星與星系的種子” 翻譯

峰值的位置也給出了對初始密度擾動有關重的主要資訊。密度擾動有兩種基本類型，稱為“絕熱”和“等曲率”。一般的密度擾動是二者的夾雜，分歧的理論但願去註釋一階密度擾動能譜，展望不同的混合體例。

迪克、皮伯斯、勞爾和威爾金森在同一雜誌上以《宇宙黑體輻射》為標題揭曉了一篇論文，對這個發現給出了准確的解釋，即：這個額外的輻射就是宇宙微波靠山輻射。

1965年，阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜在位於貝爾電話實行室附近新澤西的霍爾姆德爾小鎮的克勞福德山創設了一個迪克輻射計，他們籌算利用電波天文學和衛星通信實驗。他們架設了一台喇叭外形的天線，用以接管“反響”衛星的旌旗燈號。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丈量。他們發現，在波長為7.35cm的處所一直有一個各向同性的訊號存在，這個旌旗燈號既沒有周日的轉變，也沒有季候的轉變，因此可以鑒定與地球的公轉和自轉無關。

LSS的深度為：光子的脫耦和重子不會刹時相遇，而是需要當時宇宙春秋的某個可觀比例。將此進程量化的方式之一為，使用“光子能見度函數（PVF）”翻譯此函數定義為，以P（t）暗示PVF，宇宙微波配景光子在時間t與t+dt之間最後散射的概率為P(t)dt。

當等離子體在膨脹的宇宙中變得愈來愈淡薄時，光子的平均自由路徑將增添

脫耦光子的色溫逐步減少，現在降至2.7260 ± 0.0013 K，跟著宇宙膨脹，其溫度將繼續下落。憑據大爆炸模子，本日所測的天際輻射來自一種稱為“最後散射面”的球面翻譯此為空間中展望為脫耦事件發生及剛好傳遞至觀測者的光子之時候點的點糾合。所有宇宙中的輻射能都是宇宙微波背景輻射，補足了約6×10−5的宇宙總密度。

宇宙微波靠山給出了一個宇宙的快照，根據標準宇宙學，其時溫度下落到足以讓電子和質子形成氫原子，從而使宇宙明朗而輻射。這大約産生在大爆炸後38萬年，這段時候通常被稱為“最後散射時候”或“再複合”、或“脫耦”期間，宇宙的溫度約為3000 K翻譯這能量相當於約0.25電子伏特，遠小於13.6 eV的氫原子游離能翻譯

偏向性的暗物資探測體例是應用太陽系繞行銀河系的運動。哄騙低壓TPC，鉦昱翻譯公司們可以得知反彈路徑的資訊，並借此去瞭解WIMP與原子核的感化翻譯從太陽行進方向入射的WIMP訊號可以從各向同性的後台雜訊平分離出來。這類的探測實驗包孕有DMTPC、DRIFT、Newage和MIMAC翻譯

碰撞阻尼是源於兩方面的影響，當初階等離子體流體起頭被打破時：

2009年12月17日，CDMS的研究團隊頒發了兩個可能的WIMP事件。他們估量這兩起事務來自已知背景訊號（中子、錯認的β射線或是伽馬射線）的可能性是23%，並作出了如許的結論：“這個闡發結果沒法被視作WIMP的有力證據，但我們不克不及排除這兩起事宜來自WIMP的可能性。”

脫耦以後，靠山輻射的溫度因宇宙膨脹而降落了大約1,100K翻譯隨著宇宙的膨脹，宇宙微波靠山的光子被紅移了，使得輻射的溫度與一種叫做“尺度因數”的參數成反比。宇宙微波配景的溫度“Tr”是紅移z的函數，可默示成與近代所丈量的波配景的溫度（2.725 K或0.235毫電子伏特）成正比：Tr = 2.725(1 + z）

宇宙微波背景光子被自由電子散射，使電子不被束厄局促在原子中。在電解的宇宙，這些帶電粒子借由解離（紫外線）輻射從中性原子中獲得解放翻譯今天，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丈量的量下影響著宇宙微波佈景。然而，如果IGM在極初期，宇宙仍處於高密度時被游離，那麼就會對宇宙微波配景產生兩個主要效應：

因為任何建議的宇宙模型都必需解釋這類輻射，是以宇宙微波後台是正確測量宇​​宙學的關頭。宇宙微波靠山在黑體輻射光譜的溫度為2.72548±0.00057 K。光譜輻射dEν/dν的峰值為60.2 GHz，在微波頻率的規模內。（若光譜輻射的定義為dEλ/dλ，則峰值波長為1.063毫米翻譯）

宇宙微波後台輻射各向異性的佈局首要源於兩方面的影響：聲學振盪擴散阻尼（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聲學振盪。光子的壓力趨於消弭各向異性，而重力吸引重子－－移動的速度比光子慢很多－－讓他們常常坍縮構成緻密的類星體。這兩種效應競爭締造了聲學振盪，賜與微波背景輻射特徵的峰值佈局。這些峰值大致對應，並與光子脫耦其時為峰值振幅的一個模式共振。

對許多宇宙學參數的設限可由他們對能譜上的效應來取得，成績常常借由馬爾科夫蒙特卡洛採樣手藝計算翻譯

直接探測實行

PVF的最大值（給定的宇宙微波佈景光子最可有可能散射的時候）已知相當切確。WMAP的一年功效的P（t）最大值為372,000年翻譯這通常被視為宇宙微波背景構成的“時候”。然而，為了弄清光子與重子脫耦花了多“長”的時間，鉦昱翻譯公司們必需丈量PVF的寬度翻譯WMAP小組發現，PVF大於其最大值的一半（“半高全寬”，或FWHM）跨越115,000年的時代。經過此丈量，脫耦産生跨越約11.5萬年，而當完全脫耦，宇宙約為48.7萬歲翻譯

在2001年6月，美國國度航空航天局推出了第二宇宙微波佈景太空使命，為威爾金森微波各向異性探測器（WMAP），更切確的丈量全部天空的大標准各向異性。威爾金森微波各向異性探測器採用對稱的，快速的多頻掃描，快速轉換輻射計與極小化非天空訊號雜訊。此任務的初次後果於2003年表露，具體的丈量小於1度的角功率譜，牢牢地束縛了各類宇宙學參數翻譯其成效與宇宙暴脹及其他各類相互競爭的理論的預期大致符合，宇宙微波後台（CMB）的具體資料可在美國航太暨太空總署的資料庫獲得。WMAP固然供給了非常切確的宇宙微波配景大尺度角擾動（天空中與月亮同寬的佈局）測量，但未有角解析度來丈量已由先前的陸基干涉儀所發現的小標准擾動。

暗物資的間接探測首要是觀測其兩兩湮滅時所產生的訊號。 由於其湮滅所產生的粒子與其暗物質的模子有關，有很多種類的實驗被提出。 借使暗物質是馬約拉那粒子，則兩個暗物質對撞會湮滅產生伽馬射線或正負粒子對。如斯可能會在星系暈生成大量伽馬射線、反質子和正電子。嘗試計畫PAMELA即是探測這類的訊號。但是在完全瞭解其他濫觞的配景雜訊之前，這類的探測不足以看成暗物資的決議性證據翻譯中國的暗物質粒子探測衛星是當今觀測能段範圍最寬、能量解析度最優的暗物質粒子空間探測器翻譯

彭齊亞斯和威爾遜獲得了1978年諾貝爾物理獎，以贊譽他們的發現。