CMB 辐射和 Cobe 的各向异性
在本章中，我们将讨论 CMB 辐射和 COBE（即宇宙背景探测器）的各向异性。
CMB 中的初级各向异性
为了了解太空观测结果和宇宙微波背景辐射的主要各向异性，让我们采用以下方程并理解它，如下所示。
CMB 光子数密度 (n γ ,0)
$$n_{\gamma,0} = \frac{总能量\:密度}{特征\:能量\:光子}$$
$$n_{\gamma,0} = \frac{aT_0^4}{k_BT_0}$$
其中$k_B$是玻尔兹曼常数，$T_0$是宇宙当前的温度。
使用当前温度 $(T_0)$ 为 2.7 K，我们得到当前 CMB 光子数密度为 400 cm -3。
在大尺度上，宇宙恒星光子数密度要小得多（∼= 10 -3 cm -3 ）。
重子与光子之比 (η)
如果与宇宙微波背景混合的星系的恒星贡献可以忽略不计，则重子与质子的比率为 -
$$\eta = \frac{n_{b,0}}{n_{\gamma,0}}$$
当前值为∼5 × 10 -10。由于光子和重子数密度均与a −3成正比，因此η不会随时间演化。
能量密度
与数密度相反，目前物质能量密度比光子能量密度更占主导地位。
重子物质的能量密度 = $\rho_{b,0}c^2 = 0.04\rho_cc^2 = 2 × 10^{−9} ergcm^{−3}$。而辐射的能量密度 = $aT_0^4 = 4 \times 10^{−13}ergcm{−3}$。
CMB 辐射的各向同性
彭齐亚斯和威尔逊发现宇宙微波背景在观测范围内是各向同性的。限制是仪器的低角分辨率和灵敏度。他们在地球上进行观测，由于大气中的水蒸气吸收了从1mm到1m的许多波长，因此无法通过所有光谱进行观测。因此，CMB 不能被断言为频谱。
CMB 被认为是旋转不变的（各向同性）。由于曾经存在过物质和辐射处于平衡状态的时期，因此宇宙结构的形成是无法解释的。由于物质的分布不是各向同性的，而是像宇宙网一样聚集在一起，中间有巨大的空隙，因此宇宙微波背景被认为具有河外起源。
但是，随着太空观测的开始，宇宙微波背景中的各向异性被发现，这导致了这样的推理：物质中的这些各向异性导致了结构的形成。
从太空观测宇宙微波背景辐射
发射观测宇宙微波背景的主要卫星是 -
宇宙微波背景探测器（COBE，1989）
威尔金森微波各向异性探头（WMAP，2001）和
普朗克（2009）。
COBE（宇宙背景探测器）
COBE主要有两种仪器。它们是远红外绝对光谱仪（FIRAS）和差分微波辐射计（DMR 天线）。FIRAS 测量 CMB 的强度，作为沿任何特定方向的波长的函数。而DMR有3个天线来测量三个不同方向的CMB强度差异。以下提示为我们提供了有关 FIRAS 和 DMR 的更多信息。
FIRAS 的 CMB 观测表明，CMB 辐射对应于 T = 2.72528±0.00065 K 处的黑体光谱。
DMR 可测量天空各个方向的三个频率（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（银河扩散同步加速器发射）的噪声。
观测中的强度变化对应于温度变化。热点和冷点的存在证明了宇宙微波背景辐射是各向异性的。
这种各向异性必须在去耦时出现，因为 CMB 中不存在畸变。因此，物质应该有一些密度比其他密度更高的区域。
COBE 结果
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 = 2.7 K。CMB 辐射的特定强度在所有方向上几乎相同。证实宇宙在大尺度上是各向同性的（验证了我们对宇宙学原理的假设）。
数据分析表明，在 COBE (DMR) 分辨率下，CMB 光谱存在温度各向异性（“波动”）。
COBE、WMAP、普朗克分辨率
COBE 上的 DMR 仪器的限制（最大）空间分辨率为 ∼ 7 度。
威尔金森微波各向异性探头 (WMAP) 的平均分辨率为 ∼ 0.7 度。
普朗克卫星的角分辨率约为 10 角分。
需要记住的要点
宇宙恒星光子数密度远小于宇宙微波背景光子数密度。
我们生活在一个物质主导的宇宙中，因为物质能量密度高于光子能量密度。
COBE、WMAP、Planck 致力于测量和量化 CMB 中的各向异性。
宇宙结构的形成是宇宙微波背景各向异性的结果。