نمایش مبدأ برای ریزموج زمینه کیهانی

{{اشتباه نشود|پرتو کیهانی}}
{{برای|تابش‌های زمینه در همه طیف‌های الکترومغناطیسی|تابش زمینه کیهانی}}
{{کیهان‌شناسی}}
در [[کیهان‌شناسی]] '''ریزموج زمینه کیهانی''' {{انگلیسی|Cosmic microwave background}}، به اختصار '''CMB'''، یا '''تابش ریزموج زمینه کیهانی''' (Cosmic Microwave Background radiation)، به اختصار '''CMBR'''، که '''تابش بازمانده''' (relic radiation) نیز نامیده می‌شود، [[تابش الکترومغناطیسی|تابشی الکترومغناطیسی]] است که سراسر کیهان را پوشانده‌است. این تابش، طیف [[جسم سیاه]]ی با دمای ۲٫۷۲۶ [[کلوین]] دارد.<ref name="mahbang"/> بنابراین بیشینهٔ این تابش در محدودهٔ [[ریزموج]] با [[بسامد]] ۱۶۰[[هرتز|GHz]] و [[طول موج]] ۱٫۹mm است. کیهان‌شناسان [[تابش زمینه کیهانی|تابش زمینهٔ کیهانی]] را بهترین شاهد برای نظریهٔ [[مهبانگ]] می‌دانند.

== پیشینه ==
[[پرونده:Horn Antenna-in Holmdel, New Jersey.jpeg|راست|بندانگشتی|گیرنده‌ای که پنزیاس و ویلسون با آن تابش زمینه کیهانی را کشف کردند.]]
در [[۱۹۴۸ (میلادی)|۱۹۴۸]] [[جرج گاموف]] {{انگلیسی|George Gamov}} تابش زمینهٔ کیهانی را پیش‌گویی کرده، و دمای آن را برابر ۵ [[کلوین]] تخمین زد.

این تابش را نخستین بار در سال [[۱۹۶۵ (میلادی)|۱۹۶۵]] آرنو پنزیاس {{انگلیسی|Arno Penzias}} و رابرت ویلسون {{انگلیسی|Robert Woodrow Wilson}}، [[اخترشناسی|اخترشناسان]] [[آمریکا]]یی، در [[آزمایشگاه بل]] به‌طور تصادفی کشف کردند. در خلال سال‌های [[۱۹۶۴ (میلادی)|۱۹۶۴]] تا [[۱۹۶۵ (میلادی)|۱۹۶۵]] پنزیاس و ویلسون دما را حدود ۳ [[کلوین]] تخمین زدند. آن‌ها به خاطر این کشف [[جایزه نوبل فیزیک|جایزهٔ نوبل]] سال [[۱۹۷۸ (میلادی)|۱۹۷۸]] را از آن خود کردند.

در [[۱۸ نوامبر]] [[۱۹۸۹ (میلادی)|۱۹۸۹]] ماهوارهٔ [[کاوشگر زمینه کیهان|کُبی]] (کاوشگر زمینه کیهان) {{انگلیسی|COBE}} برای اندازه‌گیری دمای تابش زمینه کیهانی به فضا پرتاب شد. در سال [[۲۰۰۱ (میلادی)|۲۰۰۱]] نیز ماهوارهٔ [[دبلیومپ]] <ref>Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)</ref> برای سنجش دقیق‌تر این دما به فضا پرتاب شد. [[ماهواره پلانک|ماهوارهٔ پلانک]] نیز در سال [[۲۰۰۸ (میلادی)|۲۰۰۸]] برای همین کار در مدار زمین قرار گرفت.<ref>''[http://www.rssd.esa.int/SA/PLANCK/docs/Bluebook-ESA-SCI% 282005%291_V2.pdf Planck: The Scientific Programme]{{پیوند مرده|date=اکتبر ۲۰۱۱ 
|bot=InternetArchiveBot}}'' (also known as the ''Blue Book''). European Space Agency. ESA-SCI(2005)-1. Version 2.</ref>
== ویژگی‌ها ==
[[پرونده:COBE cmb fluctuations.png|بندانگشتی|دمای پس‌زمینه مایکروویو کیهانی]]
تابش زمینهٔ کیهانی با دقت یک قسمت در ۱۰۰٬۰۰۰ [[همسانگرد]] است؛ [[انحراف معیار]] این ناهمسان‌گردی تنها ۱۸μK است.<ref>در محاسبهٔ این مقدار از [[اثر دوپلر|انتقال دوپلر]] ناشی از حرکت ناظر (زمین) نسبت به چارچوب لخت کیهانی چشم پوشیده شده‌است.</ref> ناهمروندی تابش نیز ۳{{e|-۳}} درجه کلوین اندازه‌گیری شده‌است.<ref>{{یادکرد
|فصل=انبساط جهان
|کتاب=ساختار ستارگان و کهکشان‌ها
|نویسنده =پاول هاچ
|ترجمه=توفیق حیدرزاده
|ناشر =موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی
|شهر=
|کوشش=
|ویرایش=
|صفحه=۲۷۰
|سال=۱۳۸۴
|شابک=964-6241-10-7
}}</ref>

[[طیف‌سنجی|طیف‌سنج]] نوریِ ماهوارهٔ کُبی طیف این تابش را به دقت سنجیده و با طیف یک [[جسم سیاه]] مقایسه کرده‌است. تاکنون هیچ انحرافی از طیف جسم سیاه دیده نشده‌است. تابش زمینهٔ کیهانی دقیق‌ترین نمونهٔ تابش جسم سیاه است که تاکنون در طبیعت دیده شده‌است.<ref name="mahbang"/><ref>D. J. Fixsen ''et al.'', "The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set", ''Astrophysical Journal'' '''473''', 576–587 (1996). (ارجاع دست دوم)</ref>

این تابش [[قطبش|قطبیده]] هم هست.<ref name="AM"/> در دورهٔ بازترکیب افت‌وخیزهای دمایی و [[برهمکنش تامسون]] موجب قطبیده‌شدن آن می‌شوند.

== ناهمسان‌گردی ==
[[پرونده:WMAP 2008.png|بندانگشتی|300px|تصویر ماهوارهٔ [[دبلیومپ]] از ناهمسانگردی‌های دمایی تابش زمینهٔ کیهانی]]
[[ناهمسانگردی|ناهمسان‌گردی]]‌های تابش زمینهٔ کیهانی به خاطر عوامل گوناگونی به وجود می‌آیند. اثراتی که موجب این ناهمسانگردی می‌شوند به این قرارند:
* '''حرکت زمین.''' ساده‌ترین دلیل ناهمسانگردی [[انتقال دوپلر]] ناشی از حرکت ناظر نسبت به [[چارچوب مرجع]] تابش است. چون زمین و [[سامانه خورشیدی]] با سرعت ۳۷۰ کیلومتر بر ثانیه (۰٫۱۲ درصد [[سرعت نور]]) به سمت صورت فلکی [[دوشیزه (صورت فلکی)|دوشیزه]] حرکت می‌کنند، تغییر بسیار کمی در دما (حدود ۱٫۲ در هزار) در دو نقطه مقابل هم در آسمان به وجود می‌آید.<ref name="mahbang">{{یادکرد|فصل=تابش زمینه کیهانی|کتاب=انفجار بزرگ|نویسنده =کریگ هوگان|ترجمه=علی فعال پارسا|ناشر =به‌نشر (انتشارات آستان قدس رضوی)|شهر=[[مشهد]]|کوشش=بهرام خالصه|ویرایش=|صفحه=۶۹–۸۰|سال=۱۳۸۵|شابک=964-02-0655-5}}</ref>
* '''افت‌وخیزهای ذاتی در دمای تابش نخستین'''. این افت‌وخیزها به این خاطر هستند که در لحظهٔ بازترکیب، [[چگالی]] تابش در نقاط مختلف فضا [[همگن]] نبوده‌است.
* '''اثر سَکس-وُلف''' و '''اثر سَکس-ولف پیوسته'''. این افت‌وخیزها به خاطر همگن‌نبودن [[گرانش|پتانسیل گرانشی]] در لحظهٔ بازترکیب و در مسیر رسیدن تابش به ناظر هستند.<ref>M. J. White and W. Hu, "The Sachs-Wolfe effect," Astron. Astrophys. '''321''', 8 (1997) [arXiv:astro-ph/9609105].</ref>
* اثر '''سونیا اِف-زلدوویچ'''. فوتون‌های تابش زمینهٔ کیهانی در مسیر خود ممکن است از نواحی بزرگی شامل گازهای بسیار داغ بگذرند. این فوتون‌ها در این نواحی از [[الکترون]]‌های بسیار پرانرژی پراکنده می‌شوند و از آن‌ها انرژی می‌گیرند. این پدیده طیف [[جسم سیاه]] را برهم‌می‌زند.<ref>"Cosmological Parameter Extraction from the First Season of Observations with the Degree Angular Scale Interferometer," The Astrophysical Journal, Volume 568, Issue 1, pp. 46-51.</ref>
بررسی بسیار دقیق این ناهمسانگردی‌ها به ابزار مهمی برای آزمودن نظریه‌های [[کیهان‌شناسی]] تبدیل شده‌است. افت‌وخیزهای کنونی تابش زمینهٔ کیهانی حاصل تحول افت‌وخیزهای آغازین این تابش تحت اثرهای گوناگون فیزیکی مانند آنچه در بالا برشمرده شد؛ هستند. نکتهٔ اساسی در بررسی افت‌وخیزها این است که این افت‌وخیزها بر اثر شرایط اولیهٔ کاتوره‌ای پدید آمده‌اند؛ بنابراین مشاهده‌پذیرهای مفید در بررسی ناهمسانگردی‌های تابش زمینهٔ کیهانی تنها ویژگی‌های [[آمار]]ی آن‌هاست و نه خود این افت‌وخیزها.

[[پرونده:WMAP TT power spectrum fa.png|بندانگشتی|300px|طیف توانی ناهمسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی برحسب جدایی زاویه‌ای (یا مؤلفهٔ چندقطبی). داده‌های ماهواره‌های گوناگونی مانند [[دبلیومپ]] در این نمودار به کار رفته‌است.]]

از آن جا که افت‌وخیزهای دمایی تابش زمینهٔ کیهانی یک [[تابع]] [[کمیت نرده‌ای|نرده‌ای]] روی کره‌است، بهترین راه برای بررسی آن‌ها بسط آن‌ها برحسب [[هماهنگ‌های کروی]] است.<ref>{{یادکرد|مقاله=تابش زمینهٔ کیهانی|نشریه=[http://www.gammajournal.ir/ گاما]|نویسنده=امیر حاجیان|شماره=۱۲|تاریخ=۱۳۸۵|صفحه=۲۷}}</ref> هماهنگ‌های کروی توابع پایهٔ راست‌هنجار روی کره هستند. به زبان ریاضی:
{{وسط‌چین}}
<math>
\Delta T(\hat{n})=\sum_{l,m} a_{lm} Y_{lm}(\hat{n})
</math>
{{پایان}}
در این بسط <math>a_{lm}</math>ها ضرایب بسط هستند و از رابطهٔ زیر به دست می‌آیند:
{{وسط‌چین}}
<math>
a_{lm}=\int d \Omega_{\hat{n}} Y_{lm}(\hat{n}) \Delta T(\hat{n})
</math>
{{پایان}}

در رابطهٔ بالا، <math>\hat{n}</math> بردار یکه در راستای <math>\theta</math> و <math>\phi</math>، و <math>d \Omega_{\hat{n}}</math> جزء [[زاویه فضایی]] در این راستا است.
در حالت کلی، می‌توان نشان داد که همهٔ اطلاعات آماری موجود در تابش زمینهٔ کیهانی را می‌توان از ''تابع بستگی دونقطه‌ای'' آن به دست آورد که به صورت زیر تعریف می‌شود:
{{وسط‌چین}}
<math>
C(\hat{n},\hat{n'}) = \langle\Delta T(\hat{n}) \Delta T(\hat{n'})\rangle
</math>
{{پایان}}
که در آن، علامت <math><></math> به معنی میانگین‌گیری روی کل زاویه فضایی است.
با مقایسهٔ طیف توانی‌ای که نظریه‌های کیهان‌شناسی پیش‌بینی می‌کنند با طیف توانی دیده‌شده، می‌توان پارامترهای مهم [[کیهان‌شناسی]] را به دست آورد.

== ارتباط با نظریهٔ مهبانگ ==
تابش زمینهٔ کیهانی یکی از پیش‌بینی‌های نظریهٔ [[مهبانگ]] است. طبق این نظریه، عالم نخستین پلاسمای داغی از [[فوتون]]‌ها، [[الکترون]]‌ها و [[باریون]]‌ها بود. فوتون‌ها پیوسته با الکترون‌ها برهمکنش [[پراکندگی تامسون|تامسون]] داشتند. با انبساط جهان و پایین‌آمدن [[دما]]ی آن، الکترون‌ها با [[پروتون]]‌ها ترکیب شدند و اتم‌های [[هیدروژن]] را ساختند. در این هنگام که دمای جهان ۳٬۰۰۰ درجه [[کلوین|K]] بود و ۳۷۹۰۰۰ سال از عمر جهان می‌گذشت،<ref name="AM">{{یادکرد
|نویسنده=آدام فرانک (Adam Frank)
| عنوان = A wrinkle in space-time
|ترجمه=
|ژورنال=[[مجله آسترونومی]]
|نشریه=
|تاریخ=[[سپتامبر]] [[۲۰۰۶ (میلادی)|۲۰۰۶]]
|دوره=
|شماره=۳۴
|صفحه=۳۶
}}<!-- ارجاع دست اول است. --></ref><ref>{{یادکرد وب
 | نویسنده=اوبرت برایان | تاریخ=[[۳۰ مه|May 30]]، [[۲۰۰۷ (میلادی)|۲۰۰۷]]
 | نشانی=http://www.haydenplanetarium.org/universe/duguide/exgg_wmap.php
 | عنوان=Microwave (WMAP) All-Sky Survey
 | ناشر=Hayden Planetarium | تاریخ بازدید=2008-01-13
 |زبان=انگلیسی}}</ref> پراکندگی تامسون متوقف شد و فوتون‌ها توانستند آزادانه حرکت کنند. این پدیده بازترکیب<ref>recombination</ref> یا واجفتیدگی<ref>decoupling</ref> نام دارد (زیرا ماده و تابش از این زمان به بعد با هم جفت نبودند). از زمان تاکنون این فوتون‌ها همچنان سردتر می‌شوند. دمای کنونی آن‌ها ۲٫۷۲[[کلوین|K]] است و تا جایی که انبساط عالم ادامه داشته باشد سردتر خواهند شد. تابش زمینهٔ کیهانی که امروز به ما می‌رسد مربوط به زمان واجفتیدگی، یعنی ۱۳٫۸ میلیارد سال پیش است که در آن زمان دما تا ۱۰<sup>۳۲</sup> درجه کلوین بالا بود که این نتیجه فرضیه [[انبساط جهان]] را تأیید می‌کند.

بزرگ‌ترین موفقیت‌های نظریهٔ مهبانگ پیش‌بینی طیف کامل [[جسم سیاه]] و نیز پیش‌بینی دقیق ناهمسانگردی‌های تابش زمینهٔ کیهانی است. ماهوارهٔ دبلیومپ این ناهمسانگردی‌ها را با دقت ۰٫۲ درجه سنجیده‌است.<ref>''Astrophysical Journal Supplement'', '''148''' (2003). In particular, G. Hinshaw ''et al.'' "First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: the angular power spectrum", 135–159. (ارجاع دست دوم)</ref> با این سنجش‌ها می‌توان برخی از پارامترهای مهم [[کیهان‌شناسی]] را به دست آورد.

با برون‌یابی از چند رابطهٔ مهم فیزیک و ادغام آن با نتایج حاصل از بررسی آسمان، رابطهٔ زیر برای [[دما]]ی لحظه‌ای جهان به دست می‌آید:
{{وسط‌چین}}
<math>T(K)=(1.5\times 10^{10})t^{-\frac{1}{2}}</math>
{{پایان}}
که در آن {{چر}}<math>T(K)</math>{{چر}} دمای لحظه‌ای جهان برحسب کلوین و <math>t</math> عمر جهان بر حسب ثانیه است.<ref>{{یادکرد
|فصل=کیهانشناسی:انفجار بزرگ و ورای آن
|کتاب=نجوم و اخترفیزیک مقدماتی جلد دوم
|نویسنده = زیلیک و اسمیت
|ترجمه=جمشید قنبری، [[تقی عدالتی]]
|ناشر =به‌نشر (انتشارات آستان قدس رضوی)
|شهر=[[مشهد]]
|کوشش=
|ویرایش=
|صفحه=۵۰۵
|سال=۱۳۷۸
|شابک=964-6582-14-1
}}</ref>

=== سرعت زمین نسبت به ناهمسانگردی ===
بر پایهٔ داده‌های CMB دیده می‌شود که خوشهٔ محلی [[کهکشان]] ما (خوشهٔ کهکشانی که راه شیری هم عضوی از آن است) با سرعت {{چر}}۶۲۷ ± 22 km/s{{چر}} نسبت به چارچوب تابش زمینه در حرکت است. این حرکت در جهت طول کهکشانی ''l'' = 264.4<sup>o</sup> و ''b'' = 48.4<sup>o</sup> است.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...419....1K "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps" Kogut, et al Astrophysical Journal, 1993]</ref>

<!--Microwave Radiometers First-Year Sky Maps" Kogut, et al Astrophysical Journal, 1993]</ref> This motion results in an anisotropy of the

data (CMB appearing slightly warmer in the direction of movement than in the opposite direction).
The standard interpretation of this temperature variation is a simple velocity redshift and blueshift due to motion relative to the CMB,

however alternative cosmological models can explain some fraction of the observed dipole temperature distribution in the CMB (see

reference for one example).<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...664..650I "Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic   Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant." Inoue and Silk Astrophysical Journal, 2007]</ref>

=== قطبیدگی ===
[[پرونده:WMAP 3yr EE.png|بندانگشتی|چپ|300px|مقدار قطبیدگی محاسبه شده نوع E تا تاریخ مارس ۲۰۰۶ در مقیاس زاویه. قطبیدگی به‌طور ناچیزی از ناهمسانگردی دما بیشتر است.]]
موج‌های زمینه کیهانی به اندازه میکرو کلوین [[قطبش|قطبیده]] هستند. دو نوع قطبش وجود دارد، که به نام‌های ''E'' و ''B'' شناخته می‌شود. این یک مقایسه با [[الکترواستاتیک]] است، که در میدان‌های میدان

''E''(الکتریکی) [[حلقه (ریاضیات)|حلقه]] پنهان می‌شود و و برای میدان''B''(مغناطیسی) [[دیورژانس]] پنهان می‌شود. The ''E''-modes arise naturally from [[Thomson scattering]] in

an inhomogeneous plasma. The ''B''-modes, which have not been measured and are thought to have an amplitude of at most a

۰٫۱ µK, are not produced from the plasma physics alone. They are a signal from [[cosmic inflation]] and are determined by the

density of primordial [[gravitational wave]]s. Detecting the ''B''-modes will be extremely difficult, particularly given that the degree of

foreground contamination is unknown, and the [[weak gravitational lensing]] signal mixes the relatively strong ''E''-mode signal with

the ''B''-mode signal.<ref>{{cite journal | author = A. Lewis and A. Challinor | title = Weak gravitational lensing of the CMB | journal = Phys.

Rep. | volume= 429|year=2006|pages=1–65 | doi = 10.1016/j.physrep.2006.03.002}}{{arxiv|archive=astro-ph|id=0601594}}</ref>-->

== آزمایش‌ها و رصد تابش زمینهٔ کیهانی ==
از زمان کشف تابش زمینهٔ کیهانی، صدها آزمایش برای سنجش و ثبت دقیق آن انجام شده‌است. معروف‌ترینِ این آزمایش‌ها [[کاوشگر زمینه کیهان]] (COBE) است. این ماهواره را [[ناسا]] در سال‌های [[۱۹۸۹ (میلادی)|۱۹۸۹]] تا [[۱۹۹۶ (میلادی)|۱۹۹۶]] به گردش درآورد و توانست با آن [[ناهمسانگرد]]ی‌های بزرگ‌مقیاس تابش زمینه را در حد دقت خود ببیند و بسنجد. پس از داده‌های COBE که تابشی بسیار یکنواخت و [[همگن]] را نشان می‌داد، چندین آزمایش از روی زمین یا با [[بالون]] این ناهمسانگردی‌ها را در مقیاس‌های زاویه‌ای کوچکتر سنجیدند. هدف اصلی این آزمایش‌ها یافتن بزرگی مقیاس نخستین قلهٔ آکوستیکی بود که COBE به خاطر دقت پایین‌اش نتوانسته بود آن را ببیند. این سنجش‌ها سرانجام توانستند نظریهٔ [[رشته کیهانی|ریسمان کیهانی]] را که گمان می‌شد بهترین نظریه برای تشکیل ساختارهای کیهانی است وابنهند و [[تورم کیهانی]] را به جایش پیش بگذارند. در دههٔ ۱۹۹۰ نخستین قله دیده شد و در سال [[۲۰۰۰ (میلادی)|۲۰۰۰]] [[آزمایش بومرنگ]] گزارش داد که بزرگترین افت‌وخیزهای توانی در مقیاس حدود ۱ درجه رخ می‌دهد. این نتیجه به همراه داده‌های کیهانی دیگر نشان داد که [[هندسه کیهان|هندسهٔ جهان]] ما تخت است. در سال‌های بعد آزمایش تداخل‌سنج {{چر}}DASI<ref>Degree Angular
Scale Interferometer</ref>{{چر}} برای نخستین بار [[قطبش]] تابش زمینه را آشکار کرد.

در ژوئن [[۲۰۰۱ (میلادی)|۲۰۰۱]]، [[ناسا]] در تلاش برای سنجش هرچه‌دقیق‌تر ناهمسانگردی‌های بزرگ‌مقیاس در کل آسمان، دومین ماهوارهٔ تابش زمینه را به نام [[دبلیومپ|دبلیومَپ]] به فضا فرستاد. نخستین نتایج این مأموریت در سال [[۲۰۰۳ (میلادی)|۲۰۰۳]] سنجش دقیقی بود از طیف توانی زاویه‌ای با در مقیاسی کمتر از یک درجه، که روی بسیاری از پارامترهای کیهان‌شناسی قیدهای محکمی می‌گذاشت. این نتایج همخوانی بسیار خوبی با نظریهٔ [[تورم کیهانی]] و چندین نظریهٔ رقیب دارد. با این که دبلیومپ سنجش‌های دقیقی از افت‌وخیزهای بزرگ در مقیاس درجه دارد (افت‌وخیزهایی به اندازهٔ زاویه‌ای [[ماه]] در آسمان)، وضوح زاویه‌ای‌اش به اندازهٔ سنجش‌های تداخل‌سنج‌های زمینی که افت‌وخیزهای کوچک‌تر را سنجیده‌اند نیست.

مأموریت فضایی سومی به نام [[ماهواره پلانک|پلانک]] در تاریخ 14 مه 2009 انجام شد که در این ماموریت پلانک تغییرات دما را در زمینه ریزموج ها با حساسیت بیشتر و وضوح زاویه ای و محدوده فرکانسی بهتر از هر ماهواره قبلی اندازه گیری کرد و توانست به ستاره شناسان تصویری بی سابقه از جهان ما که بسیار جوان بود بدهد . پلانک تابش زمینهٔ کیهانی و نیز قطبش آن را با دقتی بیش از دبلیومپ سنجید. برخلاف دو مأموریت پیشین، پلانک با همکاری [[ناسا]] و [[اسا|اِسا]] (آژانس فضایی اروپا) ساخته و اجرا شد.<ref>{{یادکرد وب|عنوان=Planck|نشانی=https://www.esa.int/Enabling_Support/Operations/Planck|وبگاه=www.esa.int|بازبینی=2021-08-17|کد زبان=en}}</ref>

آشکارگرهای زمینی دیگری نیز مانند [[تلسکوپ قطب جنوب]] و پروژهٔ Clover، تلسکوپ کیهانی آتاکاما<ref>Atacama Cosmology Telescope</ref> و تلسکوپ QUIET در [[شیلی]] داده‌های بیشتری را که از ماهواره‌ها به دست نمی‌آیند خواهند سنجید.
==گاه‌شمار==
{| align="right" width="45%" style="border:1px solid #ddd; margin:0 1em 1em 0; padding:0 1em 1em 0; vertical-align:right;"
!colspan="2" align="center"|{{درشت|گاه‌شمار تابش زمینهٔ کیهانی}}
|-
|colspan="2" align="center"|<small>اشخاص مهم و تاریخ‌ها
|-valign=top
|-valign=top
|align="right">|۱۹۴۱
| [[اندرو مک‌کلر]] در [[رصدخانه اخترفیزیک دومینیان]] پرتوهایی را که دمای جسم سیاه ۲٫۳[[کلوین|K]] دارند کشف کرد.<ref>McKellar A (1941) Dominion Astrophysics Observatory Journal, Victoria, British Columbia, Vol VII, No 15, 251. مک‌کلر می‌کوشید تا دمای میانگین فضای میان‌ستاره‌ای را بسنجد. بعید است که او از معنی کیهان‌شناختی سنجش‌اش آگاه بوده باشد، ولی کارش جالب و ماهرانه بود. (ارجاع دست دوم)</ref><ref>Weinberg, Steven. Gravitation and Cosmology: Principles and applications of the general theory of relativity. John Wiley & sons Inc. , 1972. p. 514 (ارجاع دست دوم)</ref>
|-valign=top
|align="right">|۱۹۴۶
| [[رابرت دیکی]] پیش‌بینی کرد ".. تابش از اجرام کیهانی" در دمای ۲۰[[کلوین|K]] اما زمینه را مشخص نکرد<ref name="Kragh">[http://books.google.com/books?id=f6p0AFgzeMsC&vid= ISBN 0-691-00546-X&pg=PA135&lpg=PA135&sig=h6snxSfYc8zr3aoxiu-WbOJgpvk&q=cosmic+microwave The Historical Development of Two Theories of the Universe] (1999) {{ISBN|0-691-00546-X|en}}. </ref>
|-valign=top
|align="right">|۱۹۴۸
|[[جورج گاموف]] دما را ۵۰[[کلوین|K]] محاسبه کرد (به دلیل اشتباه دانستن سن جهان),<ref>George Gamow, ''[http://books.google.com/books?  id=5awirwgmvAoC&pg=PA40&lpg=PA40&vq=50&dq=%22creation+of+the+universe%22+gamow&sig=cnNpSmeBqcMg7dnA4ImfKjiLNE0 The   Creation Of The Universe]'' p.40 (Dover reprint of revised 1961 edition) {{ISBN|0-486-43868-6|en}}</ref>
و درباره‌اش گفت: «... با دمای واقعی فضای میان‌ستاره‌ای همخوانی قابل‌قبولی دارد.» ولی به تابش زمینه اشاره‌ای نکرد.
|-valign=top
|align="right">|۱۹۴۸
|[[راف آلفر]] و [[رابرت هرمن]] دمای جهان را ۵[[کلوین|K]] محاسبه کردند. اگرچه آنها تصریح نکردند که تابش زمنیه ممکن است [[فروسرخ]] باشد.<ref>Helge Kragh, Cosmology and Controversy: [http://books.google.com/books?vid= ISBN 0-691-00546-X&id=f6p0AFgzeMsC&pg=PA132&lpg=PA132&vq=cosmic+microwave&sig=YvmlZ13jwKPS0ucC5ogFsPqwfnY The  Historical Development of Two Theories of the Universe] (1999) {{ISBN|0-691-00546-X|en}}. "آلفر و هرمن نخستین بار دمای تابش آغازین واجفتیده را در سال ۱۹۴۸ محاسبه کردند و مقدار ۵ کلوین را گزارش دادند. با این که ریزموج‌بودن این تابش چه در آن زمان و چه پس از آن منتشر نشد، ولی از دمایش به آسانی می‌شد آن را فهمید… آلفر و هرمن بعدها گفتند که آن چه را که یک سال پیش «دمای جهان» خوانده‌بودند، تابش زمینهٔ [[جسم سیاه]]ی بوده که با تابش خورشید به کلی متفاوت است.".</ref>
|-valign=top
|align="right">|۱۹۵۰
|راف آلفر و رابرت هرمن دمای جهان را دوباره محاسبه کردند و این‌بار ۲۸ [[کلوین]] درآورند.
|-valign=top
|align="right">|۱۹۵۳
|[[جرج گاموف]] ۷[[کلوین|K]] محاسبه نمود<ref name=Kragh/>
|-valign=top
|align="right">|۱۹۵۶
|[[جرج گاموف]] ۶[[کلوین|K]] محاسبه کرد<ref name=Kragh/>
|-valign=top
|align="right">|۱۹۵۷
|تیگران شامانو گزارش داد دمای مطلق جهان بین ۳ تا ۴ کلوین است.<ref>Tigran Shmaonov, ''Pribory i Teknika Eksperienta'' (1957)(ارجاع دست دوم)</ref> او طول موج تابش زمنیه را ۳٫۲ سانتیمتر گرفته بود.<ref>Dmitri I. Novikov, The Physics of the Cosmic Microwave Background, 2006, Cambridge University Press, 272 pages, {{ISBN|0-521-85550-0|en}}. ([http://books.google.com/books?hl=en&lr=&id=J2KCisZsWZ0C&oi=fnd&pg=RA1-PA1&dq=Shmaonov+cmb&ots=JBjbEu7tNl&sig=JgZNDEsD8ULPUv4WI8my3IZED1U#PRA1-PA5,M1 page 5])</ref>
|-valign=top
|align="right">|۱۹۶۰
|رابرت دیکی در محاسبهٔ دوباره دمای جهان را ۴۰ کلوین برآورد کرد.<ref name=Kragh/>
|-valign=top
|align="right">|۱۹۶۴
| [[دروشکویچ]] و [[ایگو نویکو]] در گزارشی اعلام کردند تابش زمینه کیهانی قابل آشکارسازی است.<ref>A. G. Doroshkevich and I. D. Novikov, "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1964SPhD....9..111D Mean Density of Radiation in the Metagalaxy and Certain Problems in Relativistic Cosmology]" ''Sov. Phys. Doklady'' 9, 111 (1964).</ref>
|-valign=top
|align="right">|۱۹۶۴–۶۵
| [[آرنو پنزیاس]] و [[رابرت ودرو ویلسون]] دمای جهان را ۳[[کلوین|K]] محاسبه کردند. رابرت دیکی، [[پیبلز]]، رول و [[دیوید تود ویلکنسون]] تفسیر کردند که تابش زمینه کیهانی امضای [[مهبانگ]] است.
|-valign=top
|align="right">|۱۹۸۳
| [[RELIKT-1]] برای بررسی ناهسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی پرتاب شد.
|-valign=top
|align="right">|۱۹۹۰
| FIRAS نشان داد این تابش با [[جسم سیاه|نمودار پلانک]] با دقت زیادی می‌خواند.
|-valign=top
|align="right">|ژانویه ۱۹۹۲
| تحلیلگران راکت پرتابی [[RELIKT-1]] در همایش اخترفیزیک مسکو اعلام کردند که ناهمسانگردی در تابش زمینه را یافته‌اند.<ref>''Nobel Prize In Physics: Russia's Missed

Opportunities'', [[ریانووستی]]، November 21, 2006 (ارجاع دست دوم)</ref>
|-valign=top
|align="right">|آوریل ۱۹۹۲
| دانشمندان تحلیلگر [[کبی]] اعلام کردند که دمای اصلی ناهسانگردی را کشف کردند.<ref>[http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/10/03_nobelph.shtml 10 آوریل 2006 - UC Berkeley & LBL scientist George Smoot awarded Nobel Prize in Physics]</ref>
|-valign=top
|align="right">|۱۹۹۹
|تلسکوپ‌های BOOMERANG ,TOCO و ماکسیما آزمایش شدند.
|-valign=top
|align="right">|۲۰۰۲
| تلسکوپ DASI [[قطبیدگی]] تابش زمینه را کشف کرد.<ref>J. Kovac ''et al.'', "Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI", ''Nature'' '''420''', 772-787 (2002).</ref>
|-valign=top
|align="right">|۲۰۰۴
| تلسکوپ CBI طیف قطبیدگی نوع E تابش زمینه کیهانی را به دست آورد.<ref>A. Readhead ''et al.'', "Polarization observations with the Cosmic Background Imager", ''Science'' '''306''', 836-844 (2004) (ارجاع دست دوم).</ref>
|}
{{پاک‌کن}}
== پانویس و منابع ==
{{پانویس|۲}}

== برای مطالعهٔ بیشتر ==
* {{یادکرد
  | عنوان = تابش زمینهٔ کیهانی
  |نشریه=گاما
  |نویسنده=امیر حاجیان
  |شماره=شماره ۱۲
  |تاریخ=۱۳۸۵
  |صفحه=۲۷}}

== پیوند به بیرون ==
{{ویکی‌انبار-رده|Cosmic microwave background radiation|تابش زمینه کیهانی}}
* [http://map.gsfc.nasa.gov/ وبگاه ماهوارهٔ دبلیومَپ]
* [http://www.astro.ubc.ca/people/scott/cmb.html The Cosmic Microwave Background]
{{تابش ریزموج زمینه کیهانی}}
{{موضوعات کیهان‌شناسی}}
[[رده:تابش زمینه کیهانی]]
[[رده:آثار گرانش]]
[[رده:اخترشناسی رادیویی]]
[[رده:اخترشناسی رصدی]]
[[رده:اخترفیزیک]]
[[رده:تورم کیهانی]]
[[رده:کیهان‌شناسی]]
[[رده:کیهان‌شناسی فیزیکی]]
[[رده:منابع رادیویی در اخترشناسی]]
[[رده:موج گرانشی]]
[[رده:همگرایی گرانشی]]