在本章中，我们将讨论CMB辐射和COBE的各向异性，即Cosmic Background Explorer。

CMB中的主要各向异性

为了了解宇宙空间背景辐射和宇宙微波背景辐射中的主要各向异性，让我们采用以下方程式并对其进行理解，如下所示。

CMB光子数密度( _nγ ，0)

$$ n _ {\ gamma，0} = \ frac {总\：能量\：密度} {特征\：能量\：of \：光子} $$

$$ n _ {\ gamma，0} = \ frac {aT_0 ^ 4} {k_BT_0} $$

其中$ k_B $是玻尔兹曼常数，而$ T_0 $是宇宙的当前温度。

使用当前温度$(T_0)$作为2.7 K，我们得到的当前CMB光子数密度为400 cm ^-3 。

宇宙恒星的光子数密度在大尺度上要小得多(〜= 10 ^-3 cm ^-3 )。

重子与光子之比(η)

如果与CMB混合的星系的恒星贡献可忽略不计，则重子与质子比为-

$$ \ eta = \ frac {n_ {b，0}} {n _ {\ gamma，0}} $$

当前值为〜5×10 ^-10 。由于光子和重子数密度均与^-3成正比，因此η不会随时间演化。

能量密度

与数量密度相反，物质能量密度目前比光子能量密度更为支配。

重子物质的能量密度= $ \ rho_ {b，0} c ^ 2 = 0.04 \ rho_cc ^ 2 = 2×10 ^ {− 9} ergcm ^ {-3} $。同时，辐射的能量密度= $ aT_0 ^ 4 = 4 \乘以10 ^ {-13} ergcm {-3} $。

CMB辐射的各向同性

Penzias和Wilson认为CMB在观测范围内是各向同性的。限制是低角度分辨率和仪器灵敏度。他们从地球上进行了观测，由于大气中的水蒸气吸收了1mm至1m的许多波长，因此无法在所有光谱中进行观测。因此，不能将CMB声明为频谱。

CMB被认为是旋转不变的(各向同性的)。由于存在物质和辐射处于平衡状态的时间，所以无法解释宇宙中结构的形成。由于物质的分布不是各向同性的，而是像宇宙网一样凝聚在一起，中间有巨大的空隙，因此CMB被认为是河外起源的。

但是，随着从空间开始的观察，在CMB中发现了各向异性，这导致了这些物质中的各向异性导致结构形成的原因。

从太空观察CMB辐射

发射用于观测CMB的主要卫星是-

• 宇宙微波背景浏览器(COBE，1989年)

• 威尔金森微波各向异性探头(WMAP，2001)和

• 普朗克(2009)。

COBE(宇宙背景浏览器)

COBE主要有两种工具。它们是远红外绝对光谱仪(FIRAS)和差分微波辐射仪(DMR天线)。 FIRAS测量CMB作为波长的沿任何特定方向的函数的强度。而DMR具有3个天线来测量来自三个不同方向的CMB强度差异。以下指针为我们提供了有关FIRAS和DMR的更多信息。

• 来自FIRAS的CMB观测表明，CMB辐射对应于T = 2.72528±0.00065 K时的黑体光谱。

• DMR在天空的各个方向上测量三个频率(31.5 GHz，53 GHz，90 GHz)。

• DMR观测中的“红色蝙蝠侠符号”是来自前景发射(银河扩散的同步加速器发射)的噪声。

• 观测值中的强度变化对应于温度变化。热点和冷点的存在证明了CMB辐射是各向异性的。

• 由于CMB中没有失真，因此在去耦时必须存在这种各向异性。因此，物质应该有一些密度比其他物质高的口袋。

COBE成绩

CMB光谱(强度作为能量的函数)几乎是一个完美的黑体，对应于T = 2.7K。CMB辐射的比强度在所有方向上都几乎相同。证实宇宙在各方面都是各向同性的(证实了我们对宇宙学原理的假设)。

数据分析表明，CMB光谱在COBE(DMR)分辨率下存在温度各向异性(“波动”)。

COBE，WMAP，普朗克的分辨率

• DMR机载COBE仪器的极限(最大)空间分辨率约为7度。

• 威尔金森微波各向异性探头(WMAP)的平均分辨率约为0.7度。

• 普朗克卫星的角分辨率约为10弧分。

要记住的要点

• 宇宙恒星光子数密度远小于CMB光子数密度。

• 我们生活在一个以物质为主的宇宙中，因为物质的能量密度高于光子的能量密度。

• COBE，WMAP和Planck致力于测量和量化CMB中的各向异性。

• 宇宙中结构的形成是CMB各向异性的结果。