十分容易辨认的曲线

十分容易辨认的曲线

在宇宙背景辐射散发的时期，宇宙仍是炽热的“浓汤”，它处于非常高温度的热力学平衡^[1]之中，一如身处高温烤炉里。然而物理学定律很明确地指出，由炽热源发出的辐射拥有一个显著的特征：其颜色（更确切地说是它 它的光谱，即它的波长分布状况）及辐射强度仅仅取决于辐射源的温度！

辐射总是由不同波长的光子组成。光谱显示出了辐射的光子比例（也就是辐射强度）与辐射波长之间的函数关系。当辐射是在热力学平衡过程中发出时，其光谱拥有非常确定的“钟型”，这就是黑体光谱。同一波长（即同一颜色）的黑体辐射所能达到的最大强度，只取决于辐射源的温度（见图14）：我们又回到了这里……

这个温度越高，曲线最大值（即同一波长达到最大辐射强度时）所在的波长越小（它与温度成反比）。温度越高，光谱整体就越向短波长方向偏移，所以能量越大（如果在可见波段则是由红色向蓝色方向偏移）。

在重组时期，宇宙的温度接近3 000K。开尔文温标（K）是绝对温标，不同于相对温标摄氏度或华氏度。0K的数值代表绝对零度（相当于-273.15摄氏度），这是我们能想象的最低温度，它对应于一种实际上不可能达到的状态：原子绝对静止。在绝对零度之上，1K的变化等于1摄氏度的变化（所以273.15K=0℃）。

图14：黑体光谱（炽热源发出的辐射）：辐射强度与波长的函数关系

从COBE到普朗克：越来越多的细节

COBE卫星也是第一颗观察宇宙背景辐射的微小各向异性（天空的一个地方到另一个地方的温度变化）的人造卫星。1992年其探测结果的公布引起了轰动并为乔治·斯穆特和约翰·马瑟——该项目的两个“领袖”——赢得了2006年的诺贝尔物理奖。但天空背景的影像仍然非常模糊，COBE不能给出7°以下角度的细节。要获取确切的宇宙学结论是困难的！随后的十年里，为揭示这一辐射中更细微的细节,人们开启了多个不同项目。BOOMERanG（毫米波段气球观天计划）实验使用了安装在气球上的天文望远镜。它于1999年观察了近1度角尺度的各向异性，但只是在天穹的一小部分里。威尔金森微波各向异性探测器（WMAP），于2001年由NASA发射升空，做出了更大的贡献。它自2003年开始，揭示了天穹的全图。它用了5种不同波长，显示了小到20分（1/3度）的细节。CMB终于有了一幅清楚且精确的图像了！

第三个上规模的卫星——以普朗克的名字命名，以纪念这位伟大的德国物理学家——于2009年5月由欧洲空间局发射升空。它以“极端”宇宙学实验为目标设计，于2013年3月揭示了3倍于原清晰度的细节并使用了9种不同的波长。这一准确度使得我们改进了许多宇宙学参数的估值。特别是宇宙的年龄（约138亿年，比研究者曾经相信的年龄稍微长一些）或哈勃常数（约67.8千米每秒每百万秒差距）。对普朗克卫星提供的图片进行的分析工作至今仍未结束。与其他实验结果结合，这些分析工作应该很快可以提供更多的结果。例如，宇宙学家（及所有物理学家）迫不及待地等待着的关于可能的“引力波”的结果，它可能是在宇宙历史中极早的时候发出的。