宇宙マイクロ波背景放射
プランク宇宙船によって測定された宇宙マイクロ波背景放射の温度マップ

宇宙マイクロ波背景放射( CMB、CMBR )、または残存放射は、観測可能な宇宙のすべての空間を満たすマイクロ波放射です。標準的な光学望遠鏡では、星と銀河の間の背景空間はほぼ完全に暗いです。しかし、十分に感度の高い電波望遠鏡は、ほぼ均一で、星、銀河、またはその他の物体に関連しない微かな背景の輝きを検出します。この輝きは、電磁スペクトルのマイクロ波領域で最も強くなります。そのエネルギー密度は、宇宙の歴史の中ですべての星から放出されたすべての光子のエネルギー密度を超えています。1964年にアメリカの電波天文学者アルノ・アラン・ペンジアスとロバート・ウッドロー・ウィルソンが偶然にCMB を発見したことは、1940年代に開始された研究の集大成でした。

CMB は、宇宙の起源に関するビッグバン理論の重要な実験的証拠です。ビッグバン宇宙モデルでは、最初期には、宇宙は高密度で高温のプラズマの不透明な霧で満たされていました。宇宙が膨張するにつれて、このプラズマは、陽子と電子が結合して主に水素からなる中性原子を形成するまで冷えました。プラズマとは異なり、これらの原子はトムソン散乱によって熱放射を散乱することができないため、宇宙は透明になりました。再結合期として知られるこの分離イベントにより、光子が解放され、空間を自由に移動できるようになりました。ただし、宇宙の膨張に関連する宇宙の赤方偏移により、光子のエネルギーは低下しています。最後の散乱面は、空間内の適切な距離にある殻を指すため、分離時に最初に放出された光子が現在受信されています。

CMB は非常に滑らかで均一ですが、高感度検出器によるマップは小さいながらも重要な温度変化を検出します。COBE、WMAP、Planckなどの地上および宇宙ベースの実験は、これらの温度不均一性の測定に使用されてきました。 異方性構造は、分離点までの物質と光子のさまざまな相互作用によって影響を受け、角度スケールに応じて変化する小さなさざ波の特徴的なパターンが生じます。空全体の異方性の分布には、山と谷のシーケンスを示すパワースペクトルで表すことができる周波数成分があります。 このスペクトルのピーク値は、初期宇宙の物理的特性に関する重要な情報を保持しています。最初のピークは宇宙の全体的な曲率を決定し、2番目と3番目のピークはそれぞれ通常の物質といわゆる暗黒物質の密度の詳細を示します。 CMB データから細かい詳細を抽出することは、銀河団などの前景の特徴によって放射が修正されるため、困難な場合があります。

特徴

これは、 COBEに搭載されたFIRAS装置によって測定された、マイクロ波周波数範囲におけるピーク付近の宇宙マイクロ波背景スペクトルのグラフである。[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]測定データポイントを示すために、ここでは「エラーバー」が非常に誇張されているが、実際のエラーバーは拡大画像でも見えないほど小さく、観測データと2.725  Kの黒体スペクトルを区別することは不可能である。

宇宙マイクロ波背景放射は、あらゆる方向から放射される均一な黒体熱エネルギーです。CMBの強度は、 SI単位系の温度であるケルビン（K）で表されます。CMBは、温度で熱黒体スペクトルを持ちます。2.725 48 ± 0.000 57  K . [ 4 ]強度の変化は温度の変化として表されます。黒体温度は、あらゆる波長における放射強度を一意に表します。任意の波長で測定された輝度温度は、黒体温度に変換できます。[ 5 ]

放射は空全体で驚くほど均一で、銀河内の星や星団のほぼ点状の構造とはまったく異なります。[ 6 ]放射はおよそ 25,000 分の 1 で等方性です。背景放射のドップラーシフトから双極子異方性を差し引いた後の二乗平均平方根変動は 100 μK をわずかに上回る程度です。 [ 7 ]後者は、太陽が 369.82 ± 0.11 km/s で、しし座との境界付近のクレーター星座に向かって移動するときに、共動宇宙静止フレームに対する太陽の固有速度によって発生します。[ 8 ] CMB の双極子と行差は、銀河の運動と一致して測定されています。[ 9 ] CMB の異方性は非常に小さいですが、多くの側面を高精度で測定することができ、そのような測定は宇宙論の理論にとって重要です。[ 6 ]

温度異方性に加えて、CMBは偏光の角度変化を持つはずである。空の各方向における偏光は、Eモード偏光とBモード偏光によって記述される向きを持つ。Eモード信号は温度異方性の10分の1の強度で、相関関係にある温度データを補完する。Bモード信号はさらに弱いが、追加の宇宙論的データを含んでいる可能性がある。[ 6 ]

異方性は偏光の物理的な起源と関連している。直線偏光によって電子が励起されると、入射方向に対して90度の偏光が発生する。入射光が等方性の場合、異なる入射方向によって偏光が生じ、それらは打ち消される。入射光が四重極異方性を持つ場合、残留偏光が観察される。[ 10 ]

温度と偏光異方性以外にも、CMB周波数スペクトルは、スペクトル歪みとして知られる黒体法則からのわずかな逸脱を示すことが予想されています。これらは原始宇宙と後期における構造形成に関する豊富な情報を含んでいるため、今後数十年以内に最初の測定が行われることを期待して、活発な研究が行われています。[ 11 ]

CMB には宇宙にある光子の 400 倍という圧倒的多数が含まれています。[ 12 ] : 5 CMB 内の光子の数密度は、宇宙にある物質の数密度の 10 億倍 (10 9 ) です。現在の CMB 光子のエネルギー密度は、宇宙の歴史の中ですべての星から放出された光子のエネルギー密度を大幅に上回っています。[ 13 ] : 71 CMB の冷却を引き起こす宇宙の膨張がなければ、夜空は太陽と同じくらい明るく輝いていたでしょう。[ 14 ] CMB のエネルギー密度は 0.260 eV/cm 3 (4.17 × 10 −14  J/m 3 )、約 411 光子/cm 3です。[ 15 ]

歴史

初期の憶測

1931年、ジョルジュ・ルメートルは初期宇宙の残骸が放射線として観測できるのではないかと推測したが、その候補として宇宙線が挙げられた[ 16 ]。リチャード・C・トルマンは1934 年、宇宙の膨張によって黒体放射は熱スペクトルを維持しながら冷却されることを示した。宇宙マイクロ波背景放射は、1948年にラルフ・アルファーとロバート・ハーマンによって初めて予言された。これは、アルファーの博士課程の指導教官ジョージ・ガモフの論文[ 18]のために準備された訂正[ 17 ]の中でのことであった。アルファーとハーマンは宇宙マイクロ波背景放射の温度を5 Kと推定することができた[ 19 ]。

発見

ペンジアスとウィルソンが宇宙マイクロ波背景放射を発見したホルムデルホーンアンテナ。 [ 20 ]

CMB 放射が検出可能な現象として初めて公に認められたのは、1964 年春、ソ連の天体物理学者A.G. ドロシュケビッチとイゴール・ノビコフによる短い論文だった。 [ 21 ] 1964 年、プリンストン大学でロバート・H・ディッケの同僚であったデイビッド・トッド・ウィルキンソンとピーター・ロールは、宇宙マイクロ波背景放射を測定するためにディッケ放射計の製作を始めた。 [ 22 ] 1964 年、ニュージャージー州ホルムデル郡区近郊のベル電話研究所クロフォード・ヒルで、アルノ・ペンジアスとロバート・ウッドロー・ウィルソンは、電波天文学と衛星通信の実験に使用することを意図してディッケ放射計を製作していた。このアンテナは、地球を周回する大型のアルミニウム被覆プラスチック風船を反射器として使用し、地球上のある地点から別の地点に無線信号を反射する、アメリカ航空宇宙局の受動通信衛星プロジェクトエコーを支援するために 1959年に製作された。[ 20 ] 1964年5月20日、彼らは最初の測定を行い、マイクロ波背景放射の存在を明らかに示しました。[ 23 ]測定器のアンテナ温度は4.2Kを超えましたが、その原因は説明できませんでした。クロフォード・ヒルからの電話を受けたディッケは、「おいおい、先を越されたな」と言いました。[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ] [ 16 ] : 140 プリンストンとクロフォード・ヒルのグループ間の会議で、アンテナ温度は確かにマイクロ波背景放射によるものであることが判明しました。ペンジアスとウィルソンは、この発見により1978年のノーベル物理学賞を受賞しました。[ 27 ]

宇宙の起源

宇宙マイクロ波背景放射の解釈は1960年代後半に論争を巻き起こした。太陽系内、銀河、銀河間プラズマ、そして複数の銀河系外電波源からのエネルギーといった説が唱えられた。マイクロ波放射が真に「宇宙起源」であることを示すには、2つの条件が必要だった。第一に、強度と周波数またはスペクトルの関係が、熱源または黒体放射と一致することが必要だった。これは1968年までに、高波長域と低波長域における放射温度の一連の測定によって達成された。第二に、放射が等方性、つまり全方向から見て同じであることが示される必要があった。これも1970年までに達成され、この放射が真に宇宙起源であることが実証された。[ 28 ]

理論の進歩

1970年代には、宇宙背景放射(CMB)の等方性からのわずかな偏差は初期宇宙の出来事に起因する可能性があることを示す研究が数多くありました。[ 28 ]：8.5.1 ハリソン、[ 29 ]ピーブルズとユー、[ 30 ]ゼルドビッチ[ 31 ]は、初期宇宙には10の-4乗または10の-5乗レベルの温度異方性をもたらす量子不均一性が必要であることを認識しました。[ 28 ]：8.5.3.2 ラシッド・スニヤエフは、別名「残存放射」を使用して、これらの不均一性が宇宙マイクロ波背景放射に及ぼす観測可能な影響を計算しました。[ 32 ]

コーブ

1970年代に宇宙マイクロ波背景放射を高精度で測定する上で多くの実験上の困難があったために一時停滞したが、[ 28 ]：8.5.1 1980年代には地上実験によって宇宙マイクロ波背景放射の異方性に対するより厳しい制限が設定された。ソ連の宇宙マイクロ波背景放射異方性実験であるRELIKT-1は、プログノス9号衛星（1983年7月1日打ち上げ）に搭載され、大規模な異方性に関する最初の上限を示した。[ 28 ]：8.5.3.2

1980年代のもう一つの重要な出来事は、アラン・グースによる宇宙インフレーションの提唱でした。この急速な空間膨張理論は、最終散乱の直前の因果関係を許容することで、大規模な等方性の説明を可能にしました。[ 28 ] : 8.5.4 この理論や類似の理論によって、詳細な予測が可能になり、より大規模で野心的な実験が促進されました。

NASA宇宙背景放射探査機（COBE ）は、 1989年から1996年にかけて地球を周回し、その検出能力の限界において大規模異方性を検出し、定量化しました。NASA COBEミッションは、微分マイクロ波放射計を用いて一次異方性を明確に確認し、1992年にその研究結果を発表しました。[ 33 ] [ 34 ]この発見により、研究チームは2006年のノーベル物理学賞を受賞しました。

精密宇宙論

COBE の結果に刺激を受けて、地上および気球を使った一連の実験により、その後 20 年間にわたり、より小さな角度スケールでの宇宙マイクロ波背景放射の異方性が測定された。新しい実験の感度は劇的に向上し、内部ノイズが 3 桁減少した。[ 1 ]これらの実験の主な目的は、COBE では分解できなかった最初の音響ピークのスケールを測定することであった。このピークは、重力不安定性によって生成された初期宇宙の大規模な密度変化に対応しており、その結果としてプラズマの音響振動が生じる。[ 35 ]異方性の最初のピークは、MAT/TOCO実験によって暫定的に検出され[ 36 ]、その結果はBOOMERanG [ 37 ]およびMAXIMA実験によって確認された。[ 38 ]これらの測定により、宇宙の形状は曲がっているのではなく、ほぼ平坦であることが実証された。[ 39 ]彼らは宇宙構造形成の主要な構成要素としての宇宙ひもを排除し、宇宙インフレーションが構造形成の正しい理論であると示唆した。[ 40 ]

COBE後の観測

COBE、WMAP、PlanckによるCMB結果の比較（2013年3月21日）

極めて等方性かつ均質な背景を持つという初期のCOBE観測結果に着想を得て、その後10年間にわたり、地上および気球による一連の実験により、より小さな角度スケールにおけるCMB異方性を定量化しました。これらの実験の主な目的は、COBEでは十分な分解能が得られなかった最初の音響ピークの角度スケールを測定することでした。これらの測定により、宇宙構造形成の有力な理論として宇宙ひもが排除され、宇宙インフレーション理論が正しい理論であることが示唆されました。

1990年代には、最初のピークが感度を上げて測定され、2000年までにBOOMERanG実験により、最大のパワー変動が約1角度のスケールで発生することが報告されました。他の宇宙論データと合わせて、これらの結果は宇宙の形状が平坦であることを示唆しました。その後3年間で、超小型アレイ度角スケール干渉計（DASI）、宇宙背景放射撮像装置（CBI）など、地上に設置された多数の干渉計により、変動の測定精度が向上しました。DASIはCMBの偏光を初めて検出し、CBIはTモードスペクトルと位相がずれていることを示す有力な証拠となるEモード偏光スペクトルを初めて提供しました。

ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ

2001年6月、NASAは2回目のCMB宇宙ミッションWMAPを打ち上げ、全天における大規模異方性のより正確な測定を行った。WMAPは、対称型、高速多重変調走査、高速スイッチング放射計を5つの周波数で使用し、天空外の信号ノイズを最小限に抑えた。[ 41 ]このミッションのデータは5回に分けて公開され、最終版は9年間の要約である。結果は、6つの自由パラメータに基づく、概ね整合したラムダCDMモデルであり、宇宙インフレーションを伴うビッグバン宇宙論に適合している。[ 42 ]

度角スケール干渉計

度角尺度干渉計（DASI）は、南極にあるアメリカ国立科学財団のアムンゼン・スコット南極点基地に設置された望遠鏡である。これは13素子の干渉計で、26～36GHz（Ka帯）の10の帯域で動作する。この装置は、宇宙背景放射撮像装置（CBI）や超小型アレイ（VSA）と設計が似ている。2001年、DASIチームは宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度、つまりパワースペクトルの最も詳細な測定結果を発表した。この結果には、インフレーション理論の重要な証拠となるCMBの2番目と3番目の音響ピークの初検出が含まれていた。この発表は、 BOOMERanGおよびMAXIMA実験と連携して行われた。[ 43 ] 2002年、チームはCMBで初めて偏光異方性を検出したと報告した。 [ 44 ]

アタカマ宇宙論望遠鏡

アタカマ宇宙論望遠鏡（ACT）は、チリ北部のアタカマ砂漠のセロ・トコに設置されたミリ波宇宙論望遠鏡である。[ 45 ] ACTは、ビッグバン過程の痕跡である宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を研究するために、高感度、分角分解能のマイクロ波波長による天空の観測を行った。サン・ペドロ・デ・アタカマから40km、標高5,190メートル（17,030フィート）に位置し、世界で最も高い地上望遠鏡の一つであった。[ a ]

プランク測量士

3つ目の宇宙ミッションであるESA（欧州宇宙機関）プランク・サーベイヤーは2009年5月に打ち上げられ、2013年10月に終了するまで、さらに詳細な調査を実施しました。プランクはHEMT放射計とボロメータ技術の両方を採用し、WMAPよりも小規模なCMBを測定しました。その検出器は、南極ヴァイパー望遠鏡のACBAR（Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver）実験（これまでで最も精密な測定を小さな角度スケールで実現）と、アーケオプス気球望遠鏡で試験運用されました。

2013年3月21日、プランク宇宙論探査機の背後にいるヨーロッパ主導の研究チームは、同ミッションの宇宙マイクロ波背景放射の全天マップを公開した。[ 47 ] [ 48 ]このマップは、宇宙が研究者の予想よりもわずかに古いことを示唆している。マップによると、宇宙が約1000万年ほど前に、深宇宙に微妙な温度変動が刻み込まれたという。宇宙の年齢は37万年です。この痕跡は、宇宙誕生当初、10の30乗分の1秒（10の−30乗）という非常に早い時期に生じたさざ波を反映しています。明らかに、これらのさざ波が、現在の銀河団と暗黒物質からなる広大な宇宙網を生み出したのです。2013年のデータに基づくと、宇宙には通常の物質が4.9% 、暗黒物質が26.8%、暗黒エネルギーが68.3%含まれています。2015年2月5日、プランク宇宙望遠鏡による新たなデータが公開され、それによると宇宙の年齢は137億9900万± 0.021億歳でハッブル定数は67.74 ± 0.46 (km/s)/Mpc . [ 49 ]

南極望遠鏡

南極点望遠鏡（ SPT）は、南極のアムンゼン・スコット南極基地に設置された直径10メートル（390インチ）の望遠鏡である。この望遠鏡は、電磁スペクトルのマイクロ波、ミリ波、サブミリ波領域の観測用に設計されており、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）からの微弱な拡散放射を測定することを特に目標としている。[ 50 ]主な成果としては、CMBにおけるBモード偏光の初検出、[ 51 ]スニヤエフ・ゼルドビッチ効果を用いた1000を超える銀河団の発見、[ 52 ]高赤方偏移で強い重力レンズ効果を受けた塵銀河群の発見、[ 53 ]小角度スケールでのCMBの主な温度と偏光パワースペクトルのこれまでにない高感度測定などが挙げられる。[ 54 ] [ 55 ]

理論モデル

宇宙マイクロ波背景放射と宇宙赤方偏移と距離の関係は、ビッグバン事象の最も有力な証拠とみなされている。CMBの測定結果により、インフレーション・ビッグバンモデルは標準宇宙論モデルとなった。[ 56 ] 1960年代半ばのCMBの発見は、定常状態理論などの代替モデルへの関心を低下させた。[ 57 ]

宇宙形成のビッグバンモデルにおいて、インフレーション宇宙論は、約10 −37秒後[ 58 ]に初期の宇宙が指数関数的な成長を遂げ、ほぼすべての不規則性が平滑化されたと予測しています。残りの不規則性は、インフレーション現象を引き起こしたインフレーション場の量子ゆらぎによって引き起こされました[ 59 ] 。星や惑星が形成されるはるか以前、初期宇宙はよりコンパクトで、はるかに高温であり、ビッグバンから10 −6秒後から、光子、電子、重粒子からなる相互作用するプラズマの白熱霧からの均一な輝きで満たされていました。

宇宙が膨張するにつれて、断熱冷却によってプラズマのエネルギー密度が低下し、電子が陽子と結合して水素原子を形成するのに適した状態になりました。この再結合は、温度が約3000 K、つまり宇宙の年齢が約379,000歳のときに起こりました。[ 60 ]光子はこれらの電気的に中性な原子と相互作用しなかったため、光子は宇宙を自由に移動できるようになり、物質と放射線の分離が起こりました。 [ 61 ]

分離した光子の集合体の色温度はそれ以来ずっと減少し続けており、現在では2.7260 ± 0.0013 Kであり、[ 4 ]宇宙が膨張するにつれて低下し続けます。放射の強度は 2.726 K での黒体放射に対応します。これは、赤方偏移した黒体放射が低温での黒体放射と似ているためです。ビッグバンモデルによれば、今日私たちが測定している空からの放射は、最終散乱面と呼ばれる球面から来ています。これは、分離イベントが発生したと推定される空間の位置の集合を表しており[ 62 ] [ 63 ]、その距離からの光子が観測者に到達した時点です。宇宙の放射エネルギーの大部分は宇宙マイクロ波背景放射にあり、[ 64 ]およそ宇宙全体の密度の6 × 10−5である。 [ 65 ]

ビッグバン理論の最大の成功の2つは、ほぼ完璧な黒体スペクトルの予測と、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）における異方性の詳細な予測である。CMBスペクトルは、自然界で最も正確に測定された黒体スペクトルとなっている。[ 66 ]

ビッグバンモデルに基づく予測

1940年代後半、アルファーとハーマンは、もしビッグバンがあったとしたら、宇宙の膨張によって初期宇宙の高エネルギー放射が電磁スペクトルのマイクロ波領域まで広がり、温度が約5 Kまで下がったはずだと推論した。彼らの推定はわずかに外れたものの、彼らの考えは正しかった。彼らはCMBを予言したのだ。ペンジアスとウィルソンがマイクロ波背景放射が実際に存在することを発見するまでには、さらに15年を要した。[ 67 ]

標準的な宇宙論によれば、CMBは、電子と陽子が水素原子を形成できるほど温度が低下した時点の高温の初期宇宙のスナップショットを提供する。この出来事により、光は自由電子によって散乱されなくなり、宇宙は放射線に対してほぼ透明になった。[ 68 ]ビッグバンから約38万年後にこの出来事が起こったとき、宇宙の温度は約3,000 Kであった。これは、約0.26  eVであり、これは水素のイオン化エネルギーは13.6 eVです。[ 69 ]この時期は一般に「最後の散乱の時期」、あるいは再結合期、分離期として知られています。[ 70 ]

デカップリング以降、宇宙の膨張により背景放射の色温度は平均で1,089倍低下している[ 41 ] 。宇宙が膨張するにつれて、CMB光子は赤方偏移し、エネルギーが低下する。この放射の色温度は、スケール長として知られる、宇宙の相対的な膨張を時間とともに表すパラメータに反比例する。CMBの色温度T r は、赤方偏移zの関数として、現在観測されているCMBの色温度（2.725 Kまたは0.2348 meV）に比例することが示される。[ 71 ]

T r = 2.725 K × (1 + z )

観測可能な宇宙全体にわたる高い均一性と、微弱ながらも測定された異方性は、ビッグバンモデル全般、特にΛCDM（ラムダ冷暗黒物質）モデルを強力に支持する。さらに、揺らぎは、再結合時の見かけの宇宙論的地平線よりも大きな角度スケールでコヒーレントである。このようなコヒーレンスは非因果的に微調整されているか、あるいは宇宙インフレーションが起こったかのいずれかである。[ 72 ] [ 73 ]

一次異方性

宇宙マイクロ波背景放射の温度異方性のパワースペクトル（角度スケール（または多極子モーメント））。示されているデータは、 WMAP（2006年）、Acbar（2004年） 、 Boomerang（2005年）、CBI（2004年）、およびVSA（2004年）の観測装置から得られたものである。また、理論モデル（実線）も示されている。

宇宙マイクロ波背景放射の異方性、つまり方向依存性は、2 つのタイプに分けられます。1 つは、最後の散乱面とその前に発生する効果による一次異方性、もう 1 つは、最後の散乱面と観測者の間に発生する介在する高温ガスや重力ポテンシャルと背景放射との相互作用などの影響による二次異方性です。

宇宙マイクロ波背景放射の異方性の構造は、主に音響振動と拡散減衰（無衝突減衰またはシルク減衰とも呼ばれる）という2つの効果によって決定されます。音響振動は、初期宇宙における光子と重粒子のプラズマの衝突によって発生します。光子の圧力は異方性を消去する傾向がありますが、光よりもはるかに遅い速度で移動する重粒子の重力は、重粒子を崩壊させて過密度を形成する傾向があります。これら2つの効果が競合して音響振動を生み出し、マイクロ波背景放射に特徴的なピーク構造を与えます。これらのピークは、特定のモードが最大振幅に達したときに光子が分離する共鳴にほぼ相当します。

これらのピークには興味深い物理的特徴が含まれている。最初のピークの角度スケールは宇宙の曲率を決定する（ただし宇宙の位相は決定しない）。次のピーク（奇数ピークと偶数ピークの比）は、換算重粒子密度を決定する。[ 74 ] 3番目のピークは、暗黒物質密度に関する情報を得るために利用できる。[ 75 ]

ピークの位置は、原始密度摂動の性質に関する重要な情報を与えます。密度摂動には、断熱的と等曲率と呼ばれる2つの基本的な種類があります。一般的な密度摂動は、この2つの種類が混在したものであり、原始密度摂動スペクトルを説明するとされる様々な理論によって、異なる混合が予測されています。

断熱密度摂動
断熱密度摂動においては、各粒子（重粒子、光子など）の分数密度は等しくなります。つまり、ある場所で重粒子の数密度が平均より1%高い場合、その場所では光子の数密度（およびニュートリノの数密度）も平均より1%高くなります。宇宙インフレーションは、原始的摂動が断熱的であると予測しています。
等曲率密度摂動
等曲率密度摂動においては、（異なる種類の粒子にわたる）分数付加密度の和はゼロとなる。つまり、ある点において重粒子のエネルギーが平均より1%多く、光子のエネルギーが平均より1%多く、ニュートリノのエネルギーが平均より2%少ないような摂動は、純粋な等曲率摂動となる。仮説上の宇宙ひもは、主に等曲率の原始的摂動を生み出すだろう。

CMBスペクトルはこれら2つの摂動を区別できる。なぜなら、これら2種類の摂動はそれぞれ異なるピーク位置を生成するからである。等曲率密度摂動は、角度スケール（ピークのℓ値）がおおよそ1 : 3 : 5 : ...の比率のピーク列を生成する。一方、断熱密度摂動は、位置が1 : 2 : 3 : ...の比率のピークを生成する。[ 76 ]観測結果は、原始密度摂動が完全に断熱的であることと一致しており、インフレーションの重要な支持となり、例えば宇宙ひもを含む多くの構造形成モデルを除外している。

衝突なしの減衰は、原始プラズマを流体として扱うことが崩れ始めると、次の 2 つの効果によって引き起こされます。

  • 膨張する宇宙の中で原始プラズマがますます希薄になるにつれて光子の平均自由行程が増加する。
  • 最後の散乱面 (LSS) の深さは有限であるため、コンプトン散乱がまだ発生している場合でも、分離中に平均自由行程が急速に増加します。

これらの効果は、小さなスケールでの異方性の抑制にほぼ等しく寄与し、非常に小さな角度スケールの異方性で見られる特徴的な指数関数的減衰テールを生み出します。

LSSの深さとは、光子と重粒子の分離が瞬時に起こるのではなく、その時代までの宇宙年齢のかなりの部分を要するという事実を指します。このプロセスに要した時間を定量化する一つの方法は、光子可視関数（PVF）を用いることです。この関数は、PVFをP ( t )とすると、CMB光子が時刻tとt + dtの間で最後に散乱される確率がP ( t ) dtとなるように定義されます。

PVF（特定のCMB光子が最後に散乱した可能性が最も高い時刻）の最大値は非常に正確に知られています。WMAPの初年度の成果によると、 P ( t )が最大値となる時刻は37万2000年です。 [ 77 ]これはしばしばCMBが形成された「時刻」と解釈されます。しかし、光子と重粒子が分離するのにどれくらいの時間がかかったかを計算するには、PVFの幅の尺度が必要です。WMAPチームは、PVFが11万5000年の間に最大値の半分（「半値全幅」、つまりFWHM）を超えることを発見しました。[ 77 ] : 179 この尺度によれば、分離は約11万5000年にわたって起こり、それが完了したときの宇宙の年齢は約48万7000年でした。

後期異方性

CMBは誕生以来、いくつかの物理過程によって変化してきたようで、これらは総称して後期異方性、あるいは二次異方性と呼ばれています。CMB光子が妨害なく自由に移動できるようになった当時、宇宙の通常の物質は主に中性の水素原子とヘリウム原子の形態でした。しかし、今日の銀河の観測は、銀河間物質（IGM）の体積の大部分が電離物質で構成されていることを示唆しているようです（水素原子による吸収線がほとんどないことから）。これは、宇宙の物質の一部が水素イオンに分解された 再電離期があったことを示唆しています。

CMB光子は、原子に束縛されていない電子などの自由電荷によって散乱されます。電離宇宙では、このような荷電粒子は電離放射線（紫外線）によって中性原子から解放されています。現在、これらの自由電荷は宇宙の大部分の体積において十分に低い密度であるため、CMBに測定可能な影響を与えません。しかし、もしIGMが宇宙の密度がまだ高かった非常に初期の時代に電離していたとすれば、CMBには主に2つの影響があります。

  1. 小さなスケールの異方性は消去されます。（霧を通して物体を見ると、物体の細部がぼやけて見えるのと同じです。）
  2. 光子が自由電子によって散乱される物理現象（トムソン散乱）は、大きな角度スケールにおいて偏光異方性を誘起します。この広角偏光は、広角温度摂動と相関しています。

これらの効果は両方ともWMAP宇宙船によって観測されており、宇宙が非常に初期の、赤方偏移が約10の時点で電離していたことを示す証拠となっている。 [ 78 ]この初期の電離放射線の詳細な起源は、依然として科学的な議論の的となっている。これには、最初期の星の集団（種族IIIの星）からの星光、これらの最初の星が寿命を迎えた際に発生した超新星、あるいは巨大ブラックホールの降着円盤によって生成された電離放射線などが含まれる可能性がある。

宇宙マイクロ波背景放射の放射後、最初の星が観測されるまでの期間は、宇宙学者によって半ば冗談めかして「暗黒時代」と呼ばれており、天文学者によって熱心に研究されている期間です ( 21 センチメートル放射を参照)。

再イオン化と宇宙マイクロ波背景放射の観測の間に発生し、異方性を引き起こすと思われる他の 2 つの効果は、高エネルギー電子の雲が放射線を散乱させ、そのエネルギーの一部を宇宙マイクロ波背景放射の光子に移すスニヤエフ・ゼルドビッチ効果と、変化する重力場によって宇宙マイクロ波背景放射からの光子が重力によって赤方偏移または青方偏移する サックス・ウルフ効果です。

代替理論

ビッグバンを含む標準宇宙論は「現役の宇宙論者の間でかなりの人気を博している」[ 79 ]：211。 しかしながら、CMBデータを説明する上で、標準的なビッグバンの枠組みには課題が存在する。特に、標準宇宙論では、実験データによって異なる値を持ついくつかの自由パラメータの微調整が必​​要となる。 [ 79 ]：245。 微調整問題の一例として、標準宇宙論では、残存放射の現在の温度を予測することができない。[ 79 ]：229。 この値は実験宇宙論の最良の結果の一つであり、定常状態モデルで予測できる。[ 67 ]。 しかしながら、代替モデルには独自の問題があり、既存の観測結果に対する事後的な説明に過ぎない。[ 79 ]：239。 それでもなお、これらの代替モデルは、標準的な説明に新たなアイデアや挑戦を提供する上で、歴史的に重要な役割を果たしてきた。[ 12 ]T0{\displaystyle T_{0}}T0{\displaystyle T_{0}}

二極化

宇宙マイクロ波背景放射の温度パワースペクトルとEモードおよびBモード偏光パワースペクトル

宇宙マイクロ波背景放射は数マイクロケルビンのレベルで偏極しています。偏極にはEモード（または勾配モード）とBモード（または回転モード）の2種類があります。 [ 80 ]これは静電気学と類似しており、静電気学では電場（E場）の回転はゼロで、磁場（B場）の発散はゼロです。

Eモード

Eモードは、不均質プラズマ中のトムソン散乱によって発生します。 [ 80 ] Eモードは、2002年に度角スケール干渉計（DASI）によって初めて観測されました。[ 81 ] [ 82 ]

Bモード

BモードはEモードよりも一桁弱いと予想されている。Bモードは標準的なスカラー型摂動によって生成されるのではなく、ビッグバン直後の宇宙インフレーション中に重力波によって生成される。 [ 83 ] [ 84 ] [ 85 ] しかし、より強いEモードの重力レンズ効果によってもBモード偏光が生じる可能性がある。[ 86 ] [ 87 ]元のBモード信号を検出するには、比較的強いEモード信号のレンズ効果によって引き起こされる汚染を分析する必要がある。[ 88 ]

原始重力波

初期宇宙における「スローロール」宇宙インフレーションのモデルは、原始重力波が宇宙マイクロ波背景放射の偏光に影響を与え、特定のBモード偏光パターンを作り出すと予測している。このパターンの検出はインフレーション理論を支持するものであり、その強度はインフレーションの様々なモデルを検証または排除することができる。[ 84 ] [ 89 ] この特徴的なBモード偏光パターンがBICEP2計測器によって測定されたという主張[ 90 ]は、後にプランク実験の新たな結果により宇宙塵に起因するものとされたが[ 91 ] [ 89 ] : 253 その後の前景塵補正による再解析は、ラムダCDMモデルの結果と一致する限界を示している[ 92 ]。

重力レンズ効果

巨大な宇宙構造の重力レンズ効果の想像図

2つ目のタイプのBモードは、2013年にハーシェル宇宙望遠鏡の協力を得て南極望遠鏡を用いて発見されました。[ 93 ] 2014年10月、 POLARBEAR実験によって150GHzにおけるBモード偏光の測定結果が発表されました。[ 94 ] BICEP2と比較して、POLARBEARはより狭い範囲の空に焦点を当てており、塵の影響を受けにくいです。研究チームは、POLARBEARで測定されたBモード偏光は、97.2%の信頼度で宇宙起源（塵だけによるものではない）であると報告しました。[ 95 ]

多重極解析

多重極パワースペクトルの例。WMAPデータは点で表され、曲線はLCDMモデルに最も適合した曲線に対応する[ 78 ]

CMBの角度異方性は通常、多重極子あたりのパワーで表されます。[ 96 ] 天球全体の温度マップは球面調和関数の係数として表されます。 ここで、項はにおける角度振動の強度、ℓは多重極子数、 mは方位角数です。方位角の変化は重要ではなく、角度相関関数を適用することで除去され、パワースペクトル項は 次のようになります。ℓの値が増加すると、CMBの多重極子モーメントが大きくなり、角度による変化がより急速になります。 T（θ、φ）、{\displaystyle T(\theta ,\varphi ),}T（θ、φ）＝∑ℓメートル1つのℓメートルはいℓメートル（θ、φ）{\displaystyle T(\theta ,\varphi )=\sum _{\ell m}a_{\ell m}Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )}1つのℓメートル{\displaystyle a_{\ell m}}はいℓメートル（θ、φ）{\displaystyle Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )}Cℓ≡⟨|1つのℓメートル|2⟩。{\displaystyle C_{\ell }\equiv \langle |a_{\ell m}|^{2}\rangle .}

CMBRモノポール項（ℓ = 0）

モノポール項ℓ = 0は、CMBの一定の等方性平均温度T γ =2.7255 ± 0.0006 K [ 96 ]で、信頼度は1標準偏差である。この項は、 COBE衛星搭載のFIRAS装置などの絶対温度測定装置で測定する必要がある。 [ 96 ] : 499

CMBR双極子異方性（ℓ = 1）

CMB双極子は最大の異方性を示し、これは第一球面調和関数（ℓ = 1）の余弦関数である。CMB双極子の振幅は約3.3621 ± 0.0010 mK。[ 96 ] CMB双極子モーメントは、CMBに対する地球の固有運動として解釈される。その振幅は、太陽系の重心の周りの地球の公転周期によって時間に依存する。これにより、双極子モーメントの表現に時間依存項を追加することができる。この項の変調は1年であり、[ 96 ] [ 97 ] COBE FIRASによる観測結果と一致する。[ 97 ] [ 98 ]双極子モーメントには原始的な情報は含まれない。

CMBデータから、太陽はCMBの基準系（CMB静止系、またはCMBを通して動きがない基準系とも呼ばれる）に対して369.82 ± 0.11 km/sで ある。私たちの天の川銀河を含む局部銀河群は、銀河経度 方向に620 ± 15 km/s ℓ =271.9° ± 2°、 b =30° ± 3°。 [ 96 ]この双極子は現在、マッピング研究の較正に使用されている。

多極子（ℓ≥2）

高次多極子、すなわちℓ ≥ 2におけるCMB温度マップの温度変動は、赤方偏移z ⋍ 1100付近の再結合期以前の初期宇宙における密度の摂動の結果であると考えられています。 再結合期以前の宇宙は、電子と重粒子からなる高温高密度のプラズマで構成されていました。このような高温高密度環境では、電子と陽子は中性原子を形成できませんでした。このような初期宇宙の重粒子は高度に電離した状態のままであり、トムソン散乱の影響によって光子と強く結合していました。これらの現象により、圧力と重力の効果が互いに反発し合い、光子-重粒子プラズマの変動が引き起こされました。再結合期の直後、宇宙の急速な膨張によってプラズマは冷却され、これらの変動は今日観測されるCMBマップに「固定」されています。[ 96 ]

異常

WMAP によって提供されるデータの精度が高まったことで、CMB が非常に大規模な異方性、異常な配列、非ガウス分布などの異常を示すという主張が数多くなされてきた。[ 99 ] [ 100 ] [ 101 ]これらの中で最も長年続いているのは、低ℓ多極子論争である。 COBE マップでも、四重極子( ℓ = 2、球面調和関数) はビッグバンの予測と比較して振幅が低いことが観測された。特に、四重極子と八重極子 ( ℓ = 3 ) モードは、お互いに、また黄道面と春分点の両方に対して説明のつかない配列をしているように見える。[ 102 ] [ 103 ] [ 104 ]多くのグループは、これが観測可能な最大スケールでの量子補正または新物理学の兆候である可能性があると示唆している。他のグループはデータに体系的な誤差があると疑っている。[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ] [ 108 ]

結局のところ、前景と宇宙の分散問題のため、最大モードは小さな角度スケールのモードほど正確に測定されることはない。解析は、前景を可能な限り除去した2つのマップ、すなわちWMAP共同研究による「内部線形結合」マップと、マックス・テグマークらが作成した同様のマップを用いて行われた。[ 109 ] [ 41 ] [ 110 ]その後の解析では、これらのモードがシンクロトロン放射、ダスト、制動放射線による前景汚染、そして単極子と双極子の実験的不確実性の影響を最も受けやすいことが指摘されている。

WMAPパワースペクトルの完全なベイズ解析により、ラムダCDM宇宙論の四重極予測は10%レベルでデータと一致し、観測された八重極は特筆すべきものではないことが示された。[ 111 ]全天マップから前景を除去する手順を慎重に考慮すると、配置の重要性はさらに約5%減少する。[ 112 ] [ 113 ] [ 114 ] [ 115 ] WMAPよりもはるかに感度が高く、角度分解能も高いプランク望遠鏡 による最近の観測でも同じ異常が記録されており、機器誤差（前景の混入ではない）は排除されているようだ。 [ 116 ]偶然の一致も考えられる説明の一つで、 WMAPの主任科学者であるチャールズ・L・ベネット氏は、偶然の一致と人間の心理が関与していると示唆し、「心理的な影響が多少あると思います。人々は珍しいものを見つけたいのです」と述べた。[ 117 ]

広域赤外線サーベイデータに基づくクエーサーの密度測定では、CMB異方性から抽出されたものとは大きく異なる双極子が検出された。[ 118 ]この違いは宇宙論原理と矛盾する。[ 119 ]

将来の進化

宇宙が膨張を続け、ビッグクランチやビッグリップ、あるいはそれに類する運命をたどらないと仮定すると、宇宙マイクロ波背景放射は検出できなくなるまで赤方偏移を続け、[ 120 ]まず恒星の光によって生成される宇宙マイクロ波背景放射に取って代わられ、その後、おそらくは、陽子崩壊、ブラックホールの蒸発、陽電子崩壊、あるいは粒子地平線に関連するウンルー効果放射など、遠い未来の宇宙で起こるかもしれない過程の背景放射場に取って代わられるだろう。[ 121 ] [ 122 ]

予測、発見、解釈のタイムライン

熱（非マイクロ波背景）温度予測

マイクロ波背景放射の予測と測定

参照

注記

  1. ^レシーバーラボ望遠鏡（RLT）は口径80cm（31インチ）で、標高5,525m（18,125フィート）とさらに高いが、移動可能な輸送コンテナの屋根に固定されているため恒久的なものではない。 [ 46 ] 2009年の東京大学アタカマ天文台は、これら2つの天文台よりもかなり高い。

参考文献

  1. ^ a b小松 英一郎 (2022-05-18). 「宇宙マイクロ波背景放射の偏光による新物理」 . Nature Reviews Physics . 4 (7): 452– 469. arXiv : 2202.13919 . Bibcode : 2022NatRP...4..452K . doi : 10.1038/s42254-022-00452-4 . ISSN  2522-5820 .
  2. ^ 「LAMBDA - 宇宙背景放射探査機」lambda.gsfc.nasa.gov . 2024年5月17日閲覧。
  3. ^ Fixsen, DJ; Mather, JC (2002-12-20). 「COBE搭載遠赤外線絶対分光光度計のスペクトル測定結果」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 581 (2): 817– 822. Bibcode : 2002ApJ...581..817F . doi : 10.1086/344402 . ISSN 0004-637X . 
  4. ^ a b Fixsen, DJ (2009). 「宇宙マイクロ波背景放射の温度」.アストロフィジカルジャーナル. 707 (2): 916– 920. arXiv : 0911.1955 . Bibcode : 2009ApJ...707..916F . doi : 10.1088/0004-637X/707/2/916 . S2CID 119217397 . 
  5. ^ a bライト、エドワード. 「宇宙マイクロ波背景放射」 . astro.ucla.edu . 2024年5月28日閲覧。
  6. ^ a b c Hu, Wayne; Dodelson, Scott (2002年9月). 「宇宙マイクロ波背景放射の異方性」 . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 40 (1): 171– 216. arXiv : astro-ph/0110414 . Bibcode : 2002ARA&A..40..171H . doi : 10.1146/annurev.astro.40.060401.093926 . ISSN 0066-4146 . 
  7. ^プランク共同研究 (2020)、「プランク 2018 結果 V. CMB パワースペクトルと尤度」、天文学と天体物理学、641 : A5、arXiv : 1907.12875、Bibcode : 2020A&A...641A...5P、doi : 10.1051/0004-6361/201936386
  8. ^プランク共同研究グループ (2020)、「プランク2018の成果。I. 概要とプランクの宇宙論的遺産」、天文学と天体物理学、641 : A1、arXiv : 1807.06205、Bibcode : 2020A&A...641A...1P、doi : 10.1051/0004-6361/201833880、S2CID 119185252 
  9. ^プランク共同研究グループ (2014)、「プランク2013年計画の結果。XXVII. CMBのドップラーブースト：エップルとムーヴ」、天文学、571 (27): A27、arXiv : 1303.5087、Bibcode : 2014A&A...571A..27P、doi : 10.1051/0004-6361/201321556、S2CID 5398329 
  10. ^ Hu, Wayne, Martin White. 「CMB偏光入門」arXivプレプリントastro-ph/9706147 (1997).
  11. ^ Chluba, J.; et al. (2021). 「宇宙マイクロ波背景放射のスペクトル歪みによる宇宙論の新たな地平」 . Voyage 2050 Proposals . 51 (3): 1515– 1554. arXiv : 1909.01593 . Bibcode : 2021ExA....51.1515C . doi : 10.1007/s10686-021-09729-5 . S2CID 202539910 . 
  12. ^ a b Ćirković, Milan M.; Perović, Slobodan (2018-05-01). 「宇宙マイクロ波背景放射の代替説明：歴史的および認識論的観点」 .科学史・哲学研究 パートB：現代物理学史・哲学研究. 62 : 1– 18. arXiv : 1705.07721 . Bibcode : 2018SHPMP..62....1C . doi : 10.1016/j.shpsb.2017.04.005 . ISSN 1355-2198 . 
  13. ^ライデン、バーバラ (2017). 『宇宙論入門（第2版）』 ニューヨーク：ケンブリッジ大学出版局. ISBN 978-1-107-15483-4。
  14. ^ KA OliveとJA Peacock (2017年9月)「21. ビッグバン宇宙論」 S. Navas他 (Particle Data Group)、Phys. Rev. D 110, 030001 (2024)に掲載予定
  15. ^ 「29. 宇宙マイクロ波背景放射：粒子データグループ PA Zyla（LBL、バークレー）他」（PDF）。
  16. ^ a bピーブルズ, PJ E (1993). 『物理宇宙論の原理』プリンストン大学出版局. pp.  139–148 . ISBN 978-0-691-01933-8。
  17. ^ Alpher, RA; Herman, RC (1948). 「宇宙の進化」. Nature . 162 (4124): 774– 775. Bibcode : 1948Natur.162..774A . doi : 10.1038/162774b0 . S2CID 4113488 . 
  18. ^ガモフ, G. (1948). 「宇宙の進化」. Nature . 162 ( 4122): 680–682 . Bibcode : 1948Natur.162..680G . doi : 10.1038/162680a0 . PMID 18893719. S2CID 4793163 .  
  19. ^ Assis, AKT; Neves, MCD (1995). 「ペンジアスとウィルソン以前の2.7 K温度の歴史」(PDF) . Apeiron (3): 79– 87.
  20. ^ a bオーバーバイ、デニス(2023年9月5日). 「ニュージャージー州へ、宇宙の始まりの地へ - 半世紀前、ニュージャージー州ホルムデルの電波望遠鏡が2人の天文学者を138億年前の過去に送り、それ以来科学者たちが覗き込んできた宇宙の窓を開いた」 .ニューヨーク・タイムズ. 2023年9月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年9月5日閲覧。
  21. ^ Penzias, Arno A. (1979-07-01). 「元素の起源」(PDF) . Reviews of Modern Physics . 51 (3): 425– 431. Bibcode : 1979RvMP...51..425P . doi : 10.1103/RevModPhys.51.425 . ISSN 0034-6861 . 2006年9月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 
  22. ^ Dicke, RH (1946). 「マイクロ波周波数における熱放射の測定」 . Review of Scientific Instruments . 17 (7): 268– 275. Bibcode : 1946RScI...17..268D . doi : 10.1063/1.1770483 . PMID 20991753. S2CID 26658623 .  この放射計の基本設計は、その後のほとんどの宇宙マイクロ波背景放射実験で使用されてきました。
  23. ^ 「宇宙マイクロ波背景放射（ノーベル賞講演）ロバート・ウィルソン著、1978年12月8日、474ページ」（PDF）。
  24. ^ Penzias, AA; Wilson, RW (1965). 「4080 Mc/sにおける過剰アンテナ温度の測定」 .アストロフィジカルジャーナル. 142 (1): 419– 421. Bibcode : 1965ApJ...142..419P . doi : 10.1086/148307 .
  25. ^スムートグループ (1996年3月28日). 「宇宙マイクロ波背景放射」 .ローレンス・バークレー研究所. 2008年12月11日閲覧。
  26. ^ Dicke, RH; et al. (1965). 「宇宙黒体放射」.アストロフィジカルジャーナル. 142 : 414–419 . Bibcode : 1965ApJ...142..414D . doi : 10.1086/148306 .
  27. ^ 「1978年のノーベル物理学賞」ノーベル財団、1978年。 2009年1月8日閲覧。
  28. ^ a b c d e f gパートリッジ、R. ブルース (2019年4月4日). 「宇宙マイクロ波背景放射：発見から精密宇宙論へ」. ヘルゲ・クラー、マルコム・S. ロングエア (編). 『オックスフォード現代宇宙論史ハンドブック』（第1版）. オックスフォード大学出版局. pp.  292– 345. doi : 10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.8 . ISBN 978-0-19-881766-6。
  29. ^ Harrison, ER (1970). 「古典宇宙論の閾値における揺らぎ」. Physical Review D. 1 ( 10): 2726– 2730. Bibcode : 1970PhRvD...1.2726H . doi : 10.1103/PhysRevD.1.2726 .
  30. ^ピーブルズ, PJE; ユウ, JT (1970). 「膨張宇宙における原始的断熱摂動」.アストロフィジカル・ジャーナル. 162 : 815–836 . Bibcode : 1970ApJ...162..815P . doi : 10.1086/150713 .
  31. ^ Zel'dovich, YB (1972). 「宇宙の構造とエントロピーを統一する仮説」 .王立天文学会月報. 160 : 1P– 4P. Bibcode : 1972MNRAS.160P...1Z . doi : 10.1093/mnras/160.1.1P .
  32. ^ Sunyaev, RA; Zel'dovich, YB (1970). 「残存放射の小規模変動」 .天体物理学. 宇宙科学. 7 (1): 3– 19. Bibcode : 1970Ap&SS...7....3S . doi : 10.1007/BF00653471 . S2CID 117050217 . 
  33. ^ Smoot, GF; et al. (1992). 「COBE微分マイクロ波放射計初年度マップの構造」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 396 (1): L1– L5. Bibcode : 1992ApJ...396L...1S . doi : 10.1086/186504 . S2CID 120701913 . 
  34. ^ Bennett, CL; et al. (1996). 「4年間のCOBE DMR宇宙マイクロ波背景放射観測：マップと基本結果」. Astrophysical Journal Letters . 464 : L1– L4. arXiv : astro-ph/9601067 . Bibcode : 1996ApJ...464L...1B . doi : 10.1086/310075 . S2CID 18144842 . 
  35. ^グルーペン、C.;他。 (2005)。天体粒子物理学。スプリンガー。ページ 240–241。ISBN​​ 978-3-540-25312-9。
  36. ^ Miller, AD; et al. (1999). 「チリ高地アンデス山脈におけるマイクロ波背景放射の角度パワースペクトルの測定」.アストロフィジカルジャーナル. 521 (2): L79– L82. arXiv : astro-ph/9905100 . Bibcode : 1999ApJ...521L..79T . doi : 10.1086/312197 . S2CID 16534514 . 
  37. ^ Melchiorri, A.; et al. (2000). 「ブーメランの北米試験飛行におけるΩの測定」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 536 ( 2): L63– L66. arXiv : astro-ph/9911445 . Bibcode : 2000ApJ...536L..63M . doi : 10.1086/312744 . PMID 10859119. S2CID 27518923 .  
  38. ^ Hanany, S.; et al. (2000). 「MAXIMA-1：10'–5°角スケールにおける宇宙マイクロ波背景放射の異方性の測定」.アストロフィジカルジャーナル. 545 (1): L5– L9. arXiv : astro-ph/0005123 . Bibcode : 2000ApJ...545L...5H . doi : 10.1086/317322 . S2CID 119495132 . 
  39. ^ de Bernardis, P.; et al. (2000). 「高解像度宇宙マイクロ波背景放射マップによる平坦な宇宙」Nature . 404 (6781): 955– 959. arXiv : astro-ph/0004404 . Bibcode : 2000Natur.404..955D . doi : 10.1038/35010035 . hdl : 10044/1/60851 . PMID 10801117 . S2CID 4412370 .  
  40. ^ Pogosian, L. ; et al. (2003). 「ブレーンインフレーション中の宇宙弦生成に対する観測的制約」. Physical Review D. 68 ( 2) 023506. arXiv : hep-th/0304188 . Bibcode : 2003PhRvD..68b3506P . doi : 10.1103/PhysRevD.68.023506 .
  41. ^ a b c Bennett, CL; (WMAP共同研究); Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, SS; Page, L.; Spergel, DN; Tucker, GS; Wollack, E.; Wright, EL; Barnes, C.; Greason, MR; Hill, RS; Komatsu, E.; Nolta, MR; Odegard, N.; Peiris, HV; Verde, L.; Weiland, JL; et al. (2003). 「Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) 観測初年度：予備マップと基本結果」. Astrophysical Journal Supplement Series . 148 (1): 1– 27. arXiv : astro-ph/0302207 . Bibcode : 2003ApJS..148....1B . doi : 10.1086/377253 . S2CID 115601 . この論文は、「この内部線形結合マップの統計は複雑であり、ほとんどの CMB 解析には不適切である」と警告しています。
  42. ^ Bennett, CL; Larson, D.; Weiland, JL; Jarosik, N.; Hinshaw, G.; Odegard, N.; Smith, KM; Hill, RS; Gold, B.; Halpern, M.; Komatsu, E.; Nolta, MR; Page, L.; Spergel, DN; Wollack, E. (2013-09-20). 「9年間のウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ（WMAP）観測：最終地図と結果」 .アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 208 (2): 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20 . ISSN 0067-0049 . 
  43. ^ Glanz, James (2001年4月30日). 「Listen Closely: From Tiny Hum Came Big Bang」 . The New York Times . 2014年8月4日閲覧。
  44. ^ Leitch, EM; et al. (2002年12月). 「度角スケール干渉計による偏光測定」. Nature . 420 (6917): 763– 771. arXiv : astro-ph/0209476 . Bibcode : 2002Natur.420..763L . doi : 10.1038 / nature01271 . PMID 12490940. S2CID 13967570 .  
  45. ^ Fowler, JW; Niemack, MD; Dicker, SR; Aboobaker, AM; Ade, PAR; Battistelli, ES; Devlin, MJ; Fisher, RP; Halpern, M.; Hargrave, PC; Hincks, AD (2007-06-10). 「アタカマ宇宙論望遠鏡とミリ波ボロメトリックアレイカメラの光学設計」 .応用光学. 46 (17): 3444– 3454. arXiv : astro-ph/0701020 . Bibcode : 2007ApOpt..46.3444F . doi : 10.1364/AO.46.003444 . ISSN 0003-6935 . PMID 17514303 . S2CID 10833374。   
  46. ^ Marrone; et al. (2005). 「レシーバーラボ望遠鏡による1.3および1.5 THz大気窓での観測」第16回宇宙テラヘルツ技術国際シンポジウム: 64. arXiv : astro-ph/0505273 . Bibcode : 2005stt..conf...64M .
  47. ^ Clavin, Whitney; Harrington, JD (2013年3月21日). 「Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus」 NASA . 2013年3月21日閲覧。
  48. ^スタッフ (2013年3月21日). 「初期宇宙の地図作成」 .ニューヨーク・タイムズ. 2013年3月23日閲覧。
  49. ^ Planck Collaboration (2016). 「Planck 2015 の結果。XIII. 宇宙論パラメータ（pfd 31ページの表4を参照）」. Astronomy & Astrophysics . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A&A...594A..13P . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID 119262962 . 
  50. ^ JE・カールストロム;パー・アデ。 KAエアド;他。 （2011年5月）。 「10メートル南極望遠鏡」。太平洋天文学会の出版物。123 (903 ) : 568–581.arXiv : 0907.4445 。Bibcode : 2011PASP..123..568C。土井：10.1086/659879。ISSN 0004-6280。ウィキデータQ56603073。  
  51. ^ D. Hanson、S. Hoover、A. Crites、他 (2013年9月30日). 「南極点望遠鏡のデータを用いた宇宙マイクロ波背景放射のBモード偏光の検出」. Physical Review Letters . 111 (14): 141301. arXiv : 1307.5830 . Bibcode : 2013PhRvL.111n1301H . doi : 10.1103/PHYSREVLETT.111.141301 . ISSN 0031-9007 . PMID 24138230. Wikidata Q27450018 .   {{cite journal}}: CS1 maint: 記事番号をページ番号として表示 (リンク)
  52. ^ LE Bleem; S. Bocquet; B. Stalder; et al. (2020年3月5日). 「SPTpol拡張クラスターサーベイ」 .アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 247 (1): 25. arXiv : 1910.04121 . Bibcode : 2020ApJS..247...25B . doi : 10.3847/1538-4365/AB6993 . ISSN 0067-0049 . Wikidata Q109579496 .  
  53. ^ ML Strandet; A. Weiss; JD Vieira; 他 (2016年5月10日). 「SPTサーベイによる塵の多い星形成銀河の赤方偏移分布」 . The Astrophysical Journal . 822 (2): 80– 80. arXiv : 1603.05094 . Bibcode : 2016ApJ...822...80S . doi : 10.3847/0004-637X/822/2/80 . ISSN 0004-637X . Wikidata Q59785811 .  
  54. ^ Camphuis, Etienne; et al. (2025). 「SPT-3G D1: SPT-3G主磁場の2019年と2020年の観測によるCMB温度・偏光パワースペクトルと宇宙論」. Physical Review D.投稿中. arXiv : 2506.20707 .
  55. ^ Fei, Ge; et al. (2025). 「2019–2020 SPT-3G偏光データを用いたCMBレンズ効果とデレンズEEパワースペクトルからの宇宙論」. Physical Review D. 111 ( 8) 083534. doi : 10.1103/PhysRevD.111.083534 .
  56. ^ Scott, D. (2005). 「標準宇宙論モデル」. Canadian Journal of Physics . 84 ( 6–7 ): 419– 435. arXiv : astro-ph/0510731 . Bibcode : 2006CaJPh..84..419S . CiteSeerX 10.1.1.317.2954 . doi : 10.1139/P06-066 . S2CID 15606491 .  
  57. ^フランク・ダーラム、ロバート・D・パーリントン (1983). 『宇宙の枠組み：物理宇宙論の歴史』 コロンビア大学出版局. pp.  193–209 . ISBN 978-0-231-05393-8。
  58. ^ Guth, AH (1998).インフレーション宇宙：宇宙の起源に関する新理論の探求.ベーシックブックス. p  . 186. ISBN 978-0-201-32840-0. OCLC  35701222 .
  59. ^ Cirigliano, D.; de Vega, HJ; Sanchez, NG (2005). 「インフレーションモデルの解明：有効場理論とWMAPデータによる精密インフレーションポテンシャル」 . Physical Review D (投稿原稿). 71 (10): 77– 115. arXiv : astro-ph/0412634 . Bibcode : 2005PhRvD..71j3518C . doi : 10.1103/PhysRevD.71.103518 . S2CID 36572996 . 
  60. ^ Abbott, B. (2007). 「マイクロ波（WMAP）全天サーベイ」 .ヘイデン・プラネタリウム. 2013年2月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年1月13日閲覧。
  61. ^ Gawiser, E.; Silk, J. (2000). 「宇宙マイクロ波背景放射」. Physics Reports . 333– 334 (2000): 245– 267. arXiv : astro-ph/0002044 . Bibcode : 2000PhR...333..245G . CiteSeerX 10.1.1.588.3349 . doi : 10.1016/S0370-1573(00)00025-9 . S2CID 15398837 .  
  62. ^ Smoot, GF (2006). 「宇宙マイクロ波背景放射の異方性：その発見と利用」 .ノーベル賞講演.ノーベル財団. 2008年12月22日閲覧。
  63. ^ 「NASA​​の「CMB最終散乱面」. 2023年7月5日閲覧。
  64. ^ホブソン, MP; エフスタティウ, G.; ラセンビー, AN (2006).一般相対性理論：物理学者のための入門.ケンブリッジ大学出版局. pp.  388. ISBN 978-0-521-82951-9。
  65. ^ Unsöld, A.; Bodo, B. (2002). 『新宇宙論 天文学と天体物理学入門』（第5版）. Springer-Verlag . p. 485. Bibcode : 2001ncia.book.....U . ISBN 978-3-540-67877-9。
  66. ^ White, M. (1999). 「CMBの異方性」.ロサンゼルス会議議事録, DPF 99. UCLA . arXiv : astro -ph/9903232 . Bibcode : 1999dpf..conf.....W .
  67. ^ a b c d eアシス、AKT;パウロ、サン;ネベス、MCD (1995 年 7 月)。「ペンジアスとウィルソン以前の 2.7 K の温度の歴史」(PDF)。アペイロン。2 (3): 79–87。2024年 3 月 24 日にオリジナル(PDF)からアーカイブされました。2014 年 4 月 1 日に取得。
  68. ^カク、M. (2014). 「ビッグバンの最初の1秒」.宇宙のしくみ. シーズン3. エピソード4.ディスカバリーサイエンス.
  69. ^ Fixsen, DJ (1995). 「宇宙における構造の形成」. arXiv : astro-ph/9508159 .
  70. ^ 「変換された数値：KからeVへの変換」。
  71. ^ Noterdaeme, P.; Petitjean, P.; Srianand, R.; Ledoux, C.; López, S. (2011年2月). 「宇宙マイクロ波背景放射温度の進化．一酸化炭素励起による高赤方偏移におけるT CMBの測定」.天文学と天体物理学. 526 : L7. arXiv : 1012.3164 . Bibcode : 2011A&A...526L...7N . doi : 10.1051/0004-6361/201016140 . S2CID 118485014 . 
  72. ^ Dodelson, S. (2003). 「インフレーションの一貫した位相論証」AIP会議議事録689 : 184–196 . arXiv : hep -ph/0309057 . Bibcode : 2003AIPC..689..184D . CiteSeerX 10.1.1.344.3524 . doi : 10.1063/1.1627736 . S2CID 18570203 .  
  73. ^ Baumann, D. (2011). 「インフレーションの物理学」(PDF) .ケンブリッジ大学. 2018年9月21日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2015年5月9日閲覧。
  74. ^ Wayne Hu. 「バリオンと慣性」
  75. ^ Wayne Hu. 「放射線駆動力」
  76. ^ Hu, W.; White, M. (1996). 「宇宙マイクロ波背景放射の音響シグネチャー」.アストロフィジカルジャーナル. 471 : 30– 51. arXiv : astro-ph/9602019 . Bibcode : 1996ApJ...471...30H . doi : 10.1086/177951 . S2CID 8791666 . 
  77. ^ a b WMAPコラボレーション; Verde, L.; Peiris, HV; Komatsu, E.; Nolta, MR; Bennett, CL; Halpern, M.; Hinshaw, G.; et al. (2003). 「ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ（WMAP）観測初年度：宇宙論パラメータの決定」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 148 (1): 175– 194. arXiv : astro-ph/0302209 . Bibcode : 2003ApJS..148..175S . doi : 10.1086/377226 . S2CID 10794058 . 
  78. ^ a b Hinshaw, G.; Larson, D.; Komatsu, E.; Spergel, DN; Bennett, CL; Dunkley, J.; Nolta, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Odegard, N.; Page, L.; Smith, KM; Weiland, JL; Gold, B.; Jarosik, N. (2013-09-20). 「9年間のウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ（WMAP）観測：宇宙論パラメータ結果」 .アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 208 (2): 19. arXiv : 1212.5226 . Bibcode : 2013ApJS..208...19H . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/19 . ISSN 0067-0049 . 
  79. ^ a b c d Narlikar, Jayant V.; Padmanabhan, T. (2001年9月). 「標準宇宙論と代替宇宙論：批判的評価」 . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 39 (1): 211– 248. Bibcode : 2001ARA&A..39..211N . doi : 10.1146/annurev.astro.39.1.211 . ISSN 0066-4146 . 
  80. ^ a b Trippe, Sascha (2014). 「偏光と偏光測定：レビュー」 .韓国天文学会誌. 47 (1): 15– 39. arXiv : 1401.1911 . Bibcode : 2014JKAS...47...15T . doi : 10.5303/JKAS.2014.47.1.15 . ISSN 1225-4614 . 
  81. ^ Kovac, JM; Leitch, EM; Pryke, C.; Carlstrom, JE; Halverson, NW; Holzapfel, WL (2002年12月). 「DASIを用いた宇宙マイクロ波背景放射の偏光検出」 . Nature . 420 (6917): 772– 787. arXiv : astro-ph/0209478 . Bibcode : 2002Natur.420..772K . doi : 10.1038/nature01269 . ISSN 0028-0836 . PMID 12490941 .  
  82. ^ Ade, PAR; Aikin, RW; Barkats, D.; Benton, SJ; Bischoff, CA; Bock, JJ; Brevik, JA; Buder, I.; Bullock, E.; Dowell, CD; Duband, L.; Filippini, JP; Fliescher, S.; Golwala, SR; Halpern, M. (2014-06-19). 「BICEP2による度角スケールでのBモード偏光の検出」 . Physical Review Letters . 112 (24) 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101 . ISSN 0031-9007 . PMID 24996078 .  
  83. ^ Seljak, U. (1997年6月). 「宇宙マイクロ波背景放射の偏光測定」.アストロフィジカルジャーナル. 482 (1): 6– 16. arXiv : astro-ph/9608131 . Bibcode : 1997ApJ...482....6S . doi : 10.1086/304123 . S2CID 16825580 . 
  84. ^ a b Seljak, U.; Zaldarriaga M. (1997年3月17日). 「マイクロ波背景の偏光における重力波の特徴」. Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2054– 2057. arXiv : astro-ph/9609169 . Bibcode : 1997PhRvL..78.2054S . doi : 10.1103/PhysRevLett.78.2054 . S2CID 30795875 . 
  85. ^ Kamionkowski, M.; Kosowsky A. & Stebbins A. (1997). 「原始重力波と渦度の探査」. Phys. Rev. Lett . 78 (11): 2058– 2061. arXiv : astro-ph/9609132 . Bibcode : 1997PhRvL..78.2058K . doi : 10.1103/PhysRevLett.78.2058 . S2CID 17330375 . 
  86. ^ Zaldarriaga, M.; Seljak U. (1998年7月15日). 「重力レンズ効果による宇宙マイクロ波背景放射の偏光」. Physical Review D. 2. 58 (2) 023003. arXiv : astro-ph/9803150 . Bibcode : 1998PhRvD..58b3003Z . doi : 10.1103/PhysRevD.58.023003 . S2CID 119512504 . 
  87. ^ Lewis, A.; Challinor, A. (2006). 「CMBの弱重力レンズ効果」. Physics Reports . 429 (1): 1– 65. arXiv : astro-ph/0601594 . Bibcode : 2006PhR...429....1L . doi : 10.1016/j.physrep.2006.03.002 . S2CID 1731891 . 
  88. ^ Hanson, D.; et al. (2013). 「南極点望遠鏡のデータを用いた宇宙マイクロ波背景放射のBモード偏光の検出」 . Physical Review Letters . 111 (14) 141301. arXiv : 1307.5830 . Bibcode : 2013PhRvL.111n1301H . doi : 10.1103/PhysRevLett.111.141301 . PMID 24138230. S2CID 9437637 .  
  89. ^ a b Kamionkowski, Marc; Kovetz, Ely D. (2016-09-19). 「インフレーション重力波からのBモードの探求」 . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 (1): 227– 269. arXiv : 1510.06042 . Bibcode : 2016ARA&A..54..227K . doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023433 . ISSN 0066-4146 . 
  90. ^ Overbye, Dennis (2014年9月22日). 「研究はビッグバン発見に対する批判を裏付ける」 . The New York Times . 2022年1月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年9月22日閲覧。
  91. ^プランク共同研究チーム (2016年2月9日). 「プランク中間結果. XXX. 中・高銀河緯度における偏光ダスト放射の角度パワースペクトル」.天文学と天体物理学. 586 (133): A133. arXiv : 1409.5738 . Bibcode : 2016A&A...586A.133P . doi : 10.1051/0004-6361/201425034 . S2CID 9857299 . 
  92. ^ BICEP/Keck Collaboration; Ade, PAR; Ahmed, Z.; Amiri, M.; Barkats, D.; Thakur, R. Basu; Bischoff, CA; Beck, D.; Bock, JJ; Boenish, H.; Bullock, E.; Buza, V.; Cheshire, JR; Connors, J.; Cornelison, J. (2021-10-04). 「2018年観測シーズンにおけるPlanck、WMAP、BICEP/Keck観測による原始重力波の制約条件の改善」 . Physical Review Letters . 127 (15) 151301. arXiv : 2110.00483 . Bibcode : 2021PhRvL.127o1301A . doi : 10.1103/PhysRevLett.127.151301 . PMID 34678017 . 
  93. ^サミュエル・ライヒ、ユージェニー (2013). 「ビッグバンのエコーで偏光が検出された」 . Nature . doi : 10.1038/nature.2013.13441 . S2CID 211730550 . 
  94. ^ Polarbear Collaboration (2014). 「POLARBEARによるサブ度スケールでの宇宙マイクロ波背景放射Bモード偏光パワースペクトルの測定」. The Astrophysical Journal . 794 (2): 171. arXiv : 1403.2369 . Bibcode : 2014ApJ...794..171P . doi : 10.1088/0004-637X/794/2/171 . S2CID 118598825 . 
  95. ^ 「POLARBEARプロジェクト、宇宙の急成長の起源に関する手がかりを提供」クリスチャン・サイエンス・モニター、2014年10月21日。
  96. ^ a b c d e f g P.A. Zyla et al. (Particle Data Group) (2020). 「Review of Particle Physics」(PDF) . Progress of Theoretical and Experimental Physics . 2020 (8) 083C01. doi : 10.1093/ptep/ptaa104 .スコットとスムートによる宇宙マイクロ波背景放射のレビュー。
  97. ^ a b Bennett, C. 「COBE差動マイクロ波放射計：校正技術」。
  98. ^ Shosh, S. (2016). 「宇宙マイクロ波背景放射の温度と偏光の双極子変調」. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2016 (1): 046. arXiv : 1507.04078 . Bibcode : 2016JCAP...01..046G . doi : 10.1088/1475-7516/2016/01/046 . S2CID 118553819 . 
  99. ^ Rossmanith, G.; Räth, C.; Banday, AJ; Morfill, G. (2009). 「等方性スケーリング指数で同定された5年間のWMAPデータにおける非ガウス分布シグネチャ」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (4): 1921– 1933. arXiv : 0905.2854 . Bibcode : 2009MNRAS.399.1921R . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15421.x . S2CID 11586058 . 
  100. ^ Bernui, A.; Mota, B.; Rebouças, MJ; Tavakol, R. (2007). 「WMAPデータにおける大規模異方性のマッピング」.天文学と天体物理学. 464 (2): 479– 485. arXiv : astro-ph/0511666 . Bibcode : 2007A&A...464..479B . doi : 10.1051/0004-6361:20065585 . S2CID 16138962 . 
  101. ^ Jaffe, TR; Banday, AJ; Eriksen, HK; Górski, KM; Hansen, FK (2005). 「WMAPデータにおける大規模角度スケールでの渦度とせん断の証拠：宇宙論的等方性の破れか？」The Astrophysical Journal . 629 (1): L1– L4. arXiv : astro-ph/0503213 . Bibcode : 2005ApJ...629L...1J . doi : 10.1086/444454 . S2CID 15521559 . 
  102. ^ de Oliveira-Costa, A.; Tegmark, Max; Zaldarriaga, Matias; Hamilton, Andrew (2004). 「WMAPにおける最大規模のCMB変動の重要性」 . Physical Review D (投稿原稿). 69 (6) 063516. arXiv : astro-ph/0307282 . Bibcode : 2004PhRvD..69f3516D . doi : 10.1103/PhysRevD.69.063516 . S2CID 119463060 . 
  103. ^ Schwarz, DJ; Starkman, Glenn D.; et al. (2004). 「低ℓマイクロ波背景放射は宇宙のものか？」 . Physical Review Letters (投稿原稿). 93 (22) 221301. arXiv : astro-ph/0403353 . Bibcode : 2004PhRvL..93v1301S . doi : 10.1103/ PhysRevLett.93.221301 . PMID 15601079. S2CID 12554281 .  
  104. ^ Bielewicz, P.; Gorski, KM; Banday, AJ (2004). 「WMAPから導出されたCMB異方性の低次多極マップ」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 355 (4): 1283– 1302. arXiv : astro-ph/0405007 . Bibcode : 2004MNRAS.355.1283B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x . S2CID 5564564 . 
  105. ^ Cao, FJ; de Vega, HJ; Sánchez, NG (2004-10-22). 「量子インフレーション、原始摂動、CMB変動」 . Physical Review D. 70 ( 8) 083528. arXiv : astro-ph/0406168 . Bibcode : 2004PhRvD..70h3528C . doi : 10.1103/PhysRevD.70.083528 .
  106. ^ Liu, Hao; Li, Ti-Pei (2009). 「WMAPデータによる改良CMBマップ」. arXiv : 0907.2731v3 [ astro-ph ].
  107. ^ Sawangwit, Utane; Shanks, Tom (2010). 「Lambda-CDMとWMAPパワースペクトルビームプロファイル感度」. arXiv : 1006.1270v1 [ astro-ph ].
  108. ^ Liu, Hao; et al. (2010). 「WMAPデータのタイミングエラーの診断」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 413 (1): L96– L100. arXiv : 1009.2701v1 . Bibcode : 2011MNRAS.413L..96L . doi : 10.1111/j.1745-3933.2011.01041.x . S2CID 118739762 . 
  109. ^ Hinshaw, G.; (WMAP共同研究); Bennett, CL; Bean, R .; Doré, O.; Greason, MR; Halpern, M.; Hill, RS; Jarosik, N.; Kogut, A.; Komatsu, E.; Limon, M.; Odegard, N.; Meyer, SS; Page, L.; Peiris, HV; Spergel, DN; Tucker, GS; Verde, L.; Weiland, JL; Wollack, E.; Wright, EL; et al. (2007). 「3年間のウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ（WMAP）観測：温度分析」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 170 (2): 288– 334. arXiv : astro-ph/0603451 . Bibcode : 2007ApJS..170..288H。CiteSeerX 10.1.1.471.7186。土井：10.1086/513698。S2CID 15554608。  
  110. ^ Tegmark, M.; de Oliveira-Costa, A.; Hamilton, A. (2003). 「WMAPによる高解像度フォアグラウンドクリーニングCMBマップ」. Physical Review D. 68 ( 12) 123523. arXiv : astro-ph/0302496 . Bibcode : 2003PhRvD..68l3523T . doi : 10.1103/PhysRevD.68.123523 . S2CID 17981329 . この論文では、「驚くことではないが、最も汚染された2つの多極子は[四極子と八極子]であり、これらは銀河面の形態を最もよく反映している」と述べられている。
  111. ^ O'Dwyer, I.; Eriksen, HK; Wandelt, BD; Jewell, JB; Larson, DL; Górski, KM; Banday, AJ; Levin, S.; Lilje, PB (2004). 「ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ初年度​​データのベイズパワースペクトル解析」.アストロフィジカルジャーナルレター. 617 (2): L99– L102. arXiv : astro-ph/0407027 . Bibcode : 2004ApJ...617L..99O . doi : 10.1086/427386 . S2CID 118150531 . 
  112. ^ Slosar, A.; Seljak, U. (2004). 「WMAPにおける前景と空の除去の影響の評価」 . Physical Review D (投稿原稿). 70 (8) 083002. arXiv : astro-ph/0404567 . Bibcode : 2004PhRvD..70h3002S . doi : 10.1103/PhysRevD.70.083002 . S2CID 119443655 . 
  113. ^ Bielewicz, P.; Eriksen, HK; Banday, AJ; Górski, KM; Lilje, PB (2005). 「WMAP初年度データにおける多重極ベクトル異常：カットスカイ解析」. Astrophysical Journal . 635 (2): 750–60 . arXiv : astro-ph/0507186 . Bibcode : 2005ApJ...635..750B . doi : 10.1086/497263 . S2CID 1103733 . 
  114. ^ Copi, CJ; Huterer, Dragan; Schwarz, DJ; Starkman, GD (2006). 「マイクロ波天空の大角度異常について」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 367 (1): 79– 102. arXiv : astro-ph/0508047 . Bibcode : 2006MNRAS.367...79C . CiteSeerX 10.1.1.490.6391 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x . S2CID 6184966 .  
  115. ^ de Oliveira-Costa, A.; Tegmark, M. (2006). 「フォアグラウンドの存在下でのCMB多極子測定」 . Physical Review D (投稿原稿). 74 (2) 023005. arXiv : astro-ph/0603369 . Bibcode : 2006PhRvD..74b3005D . doi : 10.1103/PhysRevD.74.023005 . S2CID 5238226 . 
  116. ^ 「プランクはほぼ完璧な宇宙を示している - そして悪の枢軸」。
  117. ^ 「発見：宇宙に書き込まれたホーキングのイニシャル」。
  118. ^ Secrest, Nathan J.; Hausegger, Sebastian von; Rameez, Mohamed; Mohayaee, Roya; Sarkar, Subir; Colin, Jacques (2021). 「クエーサーを用いた宇宙論的原理の検証」 . The Astrophysical Journal Letters . 908 (2): L51. arXiv : 2009.14826 . Bibcode : 2021ApJ...908L..51S . doi : 10.3847/2041-8213/abdd40 . S2CID 222066749 . 
  119. ^ Perivolaropoulos, L.; Skara, F. (2022-12-01). 「ΛCDMの課題：最新情報」 . New Astronomy Reviews . 95 101659. arXiv : 2105.05208 . Bibcode : 2022NewAR..9501659P . doi : 10.1016/j.newar.2022.101659 . ISSN 1387-6473 . 
  120. ^ Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J. (2007). 「静的宇宙の回帰と宇宙論の終焉」.一般相対性理論と重力. 39 (10): 1545– 1550. arXiv : 0704.0221 . Bibcode : 2007GReGr..39.1545K . doi : 10.1007/s10714-007-0472-9 . S2CID 123442313 . 
  121. ^ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). 「死にゆく宇宙：天体物理学的天体の長期的な運命と進化」Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337– 372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A . doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 . 
  122. ^フリーズ, キャサリン; キニー, ウィリアム H. (2003年4月). 「加速する宇宙における生命の究極の運命」. Physics Letters B. 558 ( 1–2 ) : 1–8 . arXiv : astro-ph/0205279 . Bibcode : 2003PhLB..558....1F . doi : 10.1016/S0370-2693(03)00239-9 .
  123. ^ Guillaume, C.-É.、1896 年、 La Nature 24、シリーズ 2、p. 234
  124. ^ラング、ケネス・R.、ジンゲリッチ、オーウェン編 (1979年12月31日). 「45. 星の内部構造」 . 『天文学と天体物理学の資料集、1900–1975』 . ハーバード大学出版局. pp.  281– 290. doi : 10.4159/harvard.9780674366688.c50 . ISBN 978-0-674-36668-8。
  125. ^ a b cクラーグ、H. (1999). 『宇宙論と論争：宇宙に関する二つの理論の歴史的発展』プリンストン大学出版局. p.  135. ISBN 978-0-691-00546-1。1946年、MITのロバート・ディッケと同僚たちは、マイクロ波領域で約20Kに相当する強度の宇宙マイクロ波背景放射を測定できる装置を試験した。しかし、彼らはそのような背景放射について言及しておらず、「宇宙物質からの放射」とのみ言及していた。また、この研究は宇宙論とは無関係であり、1950年までに背景放射の検出が技術的に可能であった可能性を示唆しているため、また、ディッケが後にこの発見に貢献したため、言及されているに過ぎない。Dicke , RH; et al. (1946). "Atmospheric Absorption Measurements with a Microwave Radiometer". Physical Review . 70 ( 5–6 ): 340– 348. Bibcode : 1946PhRv...70..340D . doi : 10.1103/PhysRev.70.340 .
  126. ^ジョージ・ガモフ『宇宙の創造』 p.50（1961年改訂版のドーバー再版） ISBN 0-486-43868-6
  127. ^ガモフ、G. (2004) [1961]. 『宇宙論と論争：宇宙に関する二つの理論の歴史的発展』クーリエ・ドーバー出版40頁ISBN 978-0-486-43868-9。
  128. ^エルウィン・フィンレイ＝フロイントリッヒ「スペクトルの赤方偏移について」（1953年）『セント・アンドリュース大学天文台からの寄稿』第4号、96～102頁。フィンレイ＝フロイントリッヒは、1.9Kと6.0Kという二つの極値を示した。これは、フィンレイ＝フロイントリッヒ（E.）1954年、「天体スペクトルの赤方偏移」、Phil. Mag.、第45巻、303～319頁を参照。
  129. ^ McKellar, A. (1941). 「星間空間に存在する可能性のある原子からなる二原子分子の最低状態からの分子線」.ドミニオン天体物理観測所出版物. 7 (6). バンクーバー, BC, カナダ: 251– 272.書誌コード: 1941PDAO....7..251M .
  130. ^ワインバーグ、スティーブン（1972年）『重力と宇宙論：一般相対性理論の原理と応用』ニューヨーク：ワイリー、  514頁、ISBN 978-0-471-92567-5。
  131. ^ヘルゲ・クラッグ『宇宙論と論争：宇宙に関する二つの理論の歴史的発展』（1999年） ISBN 0-691-00546-Xアルファーとハーマンは1948年に初めて分離原始放射の現在の温度を計算し、5Kという値を報告しました。当時もその後の論文でも、放射がマイクロ波領域にあるとは言及されていませんでしたが、これは温度から直ちに導き出されます。…アルファーとハーマンは、前年に彼らが「宇宙の温度」と呼んでいたものが、星の光とは全く異なる黒体分布の背景放射を指していることを明らかにしました。
  132. ^アルファー, ラルフ・A.; ガモフ, ジョージ; ハーマン, ロバート (1967年12月). 「熱宇宙放射線と原始銀河の形成」.米国科学アカデミー紀要. 58 (6): 2179– 2186. Bibcode : 1967PNAS...58.2179A . doi : 10.1073/pnas.58.6.2179 . ISSN 0027-8424 . PMC 223817. PMID 16591578 .   
  133. ^ Delannoy, J.、Denisse, JF、Le Roux, E.、および Morlet, B. (1957)。 900 MHz の絶対磁束密度を測定します。天体物理学のアナール、Vol. 20、p. 222、20、222。
  134. ^ TA シュマオノフ (1957)。 "解説"。Pribor I Tekhnika Experimenta (ロシア語)。1 : 83土井: 10.1016/S0890-5096(06)60772-3。
  135. ^ Naselsky, PD; Novikov, DI; Novikov, ID (2006). 『宇宙マイクロ波背景放射の物理学』ケンブリッジ大学出版局. ISBN 978-0-521-85550-1。
  136. ^ Doroshkevich, AG; Novikov, ID (1964). 「メタ銀河における放射の平均密度と相対論的宇宙論におけるいくつかの問題」.ソビエト物理学雑誌. 9 (23): 4292– 4298. Bibcode : 1999EnST...33.4292W . doi : 10.1021/es990537g . S2CID 96773397 . 
  137. ^ノーベル物理学賞：ロシアの逃したチャンス、 RIAノーボスチ、2006年11月21日
  138. ^サンダース、R.; カーン、J. (2006年10月13日). 「カリフォルニア大学バークレー校、LBNLの宇宙論者ジョージ・F・スムート氏が2006年ノーベル物理学賞を受賞」 カリフォルニア大学バークレー校ニュース. 2008年12月11日閲覧。
  139. ^ Kovac, JM; et al. (2002). 「DASIを用いた宇宙マイクロ波背景放射の偏光検出」 . Nature (投稿原稿). 420 (6917): 772– 787. arXiv : astro-ph/0209478 . Bibcode : 2002Natur.420..772K . doi : 10.1038/nature01269 . PMID 12490941. S2CID 4359884 .  
  140. ^ Readhead, ACS; et al. (2004). 「宇宙背景イメージャーによる偏光観測」. Science . 306 (5697): 836– 844. arXiv : astro-ph/0409569 . Bibcode : 2004Sci...306..836R . doi : 10.1126/ science.11 ​​05598. PMID 15472038. S2CID 9234000 .  
  141. ^ A. Readhead他「宇宙背景撮像素子による偏光観測」、Science 306、836–844 (2004)。
  142. ^スタッフ (2014年3月17日). 「BICEP2 2014 結果発表」 .国立科学財団. 2014年3月18日閲覧。
  143. ^ Clavin, Whitney (2014年3月17日). 「NASA​​の技術が宇宙の誕生を予測」 NASA . 2014年3月17日閲覧。
  144. ^オーバーバイ、デニス(2014年3月17日). 「宇宙の波紋がビッグバンの決定的証拠を明らかに」 .ニューヨーク・タイムズ. 2014年3月17日閲覧。
  145. ^オーバーバイ、デニス(2014年3月24日). 「ビッグバンの波紋」 .ニューヨーク・タイムズ. 2022年1月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年3月24日閲覧。
  146. ^ a b Ade, PAR (BICEP2 Collaboration) (2014). 「BICEP2による度角スケールでのBモード偏光の検出」. Physical Review Letters . 112 (24) 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101 . PMID 24996078. S2CID 22780831 .  {{cite journal}}: CS1 maint: 数値名: 著者リスト (リンク)
  147. ^ 「BICEP2ニュース | 間違いではない」 2014年5月13日。
  148. ^ Overbye, Dennis (2014年6月19日). 「天文学者、ビッグバン検出の主張を保留」 . The New York Times . 2022年1月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年6月20日閲覧。
  149. ^エイモス、ジョナサン（2014年6月19日）「宇宙インフレーション：ビッグバン信号の信頼性低下」BBCニュース。2014年6月20日閲覧。
  150. ^ Cowen, Ron (2015年1月30日). 「重力波の発見は正式に終焉」. Nature . doi : 10.1038/nature.2015.16830 . S2CID 124938210 . 
  151. ^ Planck Collaboration; et al. (2020). 「Planck 2018 の結果。I. 概要とPlanckの宇宙論的遺産」.天文学と天体物理学. 641 : A1. arXiv : 1807.06205 . Bibcode : 2020A&A...641A...1P . doi : 10.1051/0004-6361/201833880 . S2CID 119185252 . 
  152. ^ Planck Collaboration; et al. (2020). 「Planck 2018 の結果。V. CMB パワースペクトルと尤度」.天文学と天体物理学. 641 : A5. arXiv : 1907.12875 . Bibcode : 2020A&A...641A...5P . doi : 10.1051/0004-6361/201936386 . S2CID 198985935 . 
  153. ^スターゲイト・ユニバース - ロバート・カーライルが背景放射線とデスティニーのミッションについて語る（動画）YouTube、2010年11月10日。 2023年2月28日閲覧。
  154. ^スチュワート、イアン、コーエン、ジャック (2001). Wheelers . Warner Books. ISBN 978-0-446-61008-7。
  155. ^ Liu, Cixin (2014-09-23). 「三体問題：宇宙の揺らめき」「 . Tor.com . 2023年1月23日閲覧。
  156. ^ 「お財布の中の天文学 - NCCR PlanetS」nccr-planets.ch . 2023年1月23日閲覧。
  157. ^ 「『ワンダヴィジョン』の『宇宙マイクロ波背景放射』は実は実在する」 SYFY公式サイト2021年2月3日. 2023年1月23日閲覧。

さらに読む

  • バルビ、アメデオ（2008年）『ビッグバンの音楽：宇宙マイクロ波背景放射と新しい宇宙論』ベルリン：シュプリンガーISBN 978-3-540-78726-6。
  • デューラー、ルース（2008年）『宇宙マイクロ波背景放射』ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-84704-9。
  • エヴァンス、ロドリ（2015年）『宇宙マイクロ波背景放射：宇宙の理解をどう変えたか』シュプリンガー、ISBN 978-3-319-09927-9。
ウィキメディア コモンズには、宇宙マイクロ波背景マップに関連するメディアがあります。
Wikiquote には宇宙マイクロ波背景放射に関連する引用があります。
「 https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Cosmic_microwave_background&oldid=1335318317」より取得