Cosmic microwave background

En 1931, Georges Lemaître especuló que los remanentes del universo primitivo podrían ser observables como radiación, pero su candidato eran los rayos cósmicos . ^{[ 16 ] : 140} Richard C. Tolman demostró en 1934 que la expansión del universo enfriaría la radiación de cuerpo negro manteniendo un espectro térmico. El fondo cósmico de microondas fue predicho por primera vez en 1948 por Ralph Alpher y Robert Herman , en una corrección ^{[ 17 ]} que prepararon para un artículo del director de tesis doctoral de Alpher, George Gamow . ^{[ 18 ]} Alpher y Herman pudieron estimar que la temperatura del fondo cósmico de microondas era de 5  K. ^{[ 19 ]}

The first published recognition of the CMB radiation as a detectable phenomenon appeared in a brief paper by Soviet astrophysicists A. G. Doroshkevich and Igor Novikov, in the spring of 1964.^[21] In 1964, David Todd Wilkinson and Peter Roll, Robert H. Dicke's colleagues at Princeton University, began constructing a Dicke radiometer to measure the cosmic microwave background.^[22] In 1964, Arno Penzias and Robert Woodrow Wilson at the Crawford Hill location of Bell Telephone Laboratories in nearby Holmdel Township, New Jersey had built a Dicke radiometer that they intended to use for radio astronomy and satellite communication experiments. The antenna was constructed in 1959 to support Project Echo—the National Aeronautics and Space Administration's passive communications satellites, which used large Earth orbiting aluminized plastic balloons as reflectors to bounce radio signals from one point on the Earth to another.^[20] On 20 May 1964 they made their first measurement clearly showing the presence of the microwave background,^[23] with their instrument having an excess 4.2K antenna temperature which they could not account for. After receiving a telephone call from Crawford Hill, Dicke said "Boys, we've been scooped."^{[24][25][26][16]:140} A meeting between the Princeton and Crawford Hill groups determined that the antenna temperature was indeed due to the microwave background. Penzias and Wilson received the 1978 Nobel Prize in Physics for their discovery.^[27]

The interpretation of the cosmic microwave background was a controversial issue in the late 1960s. Alternative explanations included energy from within the Solar System, from galaxies, from intergalactic plasma and from multiple extragalactic radio sources. Two requirements would show that the microwave radiation was truly "cosmic". First, the intensity vs frequency or spectrum needed to be shown to match a thermal or blackbody source. This was accomplished by 1968 in a series of measurements of the radiation temperature at higher and lower wavelengths. Second, the radiation needed be shown to be isotropic, the same from all directions. This was also accomplished by 1970, demonstrating that this radiation was truly cosmic in origin.^[28]

In the 1970s numerous studies showed that tiny deviations from isotropy in the CMB could result from events in the early universe.^[28]:8.5.1 Harrison,^[29] Peebles and Yu,^[30] and Zel'dovich^[31] realized that the early universe would require quantum inhomogeneities that would result in temperature anisotropy at the level of 10⁻⁴ or 10⁻⁵.^[28]:8.5.3.2Rashid Sunyaev, using the alternative name relic radiation, calculated the observable imprint that these inhomogeneities would have on the cosmic microwave background.^[32]

After a lull in the 1970s caused in part by the many experimental difficulties in measuring CMB at high precision,^[28]:8.5.1 increasingly stringent limits on the anisotropy of the cosmic microwave background were set by ground-based experiments during the 1980s. RELIKT-1, a Soviet cosmic microwave background anisotropy experiment on board the Prognoz 9 satellite (launched 1 July 1983), gave the first upper limits on the large-scale anisotropy.^[28]:8.5.3.2

The other key event in the 1980s was the proposal by Alan Guth for cosmic inflation. This theory of rapid spatial expansion gave an explanation for large-scale isotropy by allowing causal connection just before the epoch of last scattering.^[28]:8.5.4 With this and similar theories, detailed prediction encouraged larger and more ambitious experiments.

El satélite COBE (Cosmic Background Explorer ) de la NASA orbitó la Tierra entre 1989 y 1996, detectando y cuantificando las anisotropías a gran escala hasta el límite de sus capacidades de detección. La misión COBE de la NASA confirmó claramente la anisotropía primaria con el instrumento Radiómetro Diferencial de Microondas, publicando sus hallazgos en 1992. ^{[ 33 ] [ 34 ]} El equipo recibió el Premio Nobel de Física de 2006 por este descubrimiento.

Inspirados por los resultados de COBE, una serie de experimentos terrestres y con globos aerostáticos midieron las anisotropías del fondo cósmico de microondas en escalas angulares más pequeñas durante las dos décadas siguientes. La sensibilidad de los nuevos experimentos mejoró drásticamente, con una reducción del ruido interno de tres órdenes de magnitud. ^{[ 1 ]} El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala del primer pico acústico, que COBE no tenía suficiente resolución para resolver. Este pico corresponde a variaciones de densidad a gran escala en el universo temprano que son creadas por inestabilidades gravitacionales, lo que resulta en oscilaciones acústicas en el plasma. ^{[ 35 ]} El primer pico en la anisotropía fue detectado tentativamente por el experimento MAT/TOCO ^{[ 36 ]} y el resultado fue confirmado por los experimentos BOOMERanG ^{[ 37 ]} y MAXIMA . ^{[ 38 ]} Estas mediciones demostraron que la geometría del universo es aproximadamente plana, en lugar de curva . ^{[ 39 ]} Descartaron las cuerdas cósmicas como un componente principal de la formación de la estructura cósmica y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta de la formación de la estructura. ^{[ 40 ]}

Inspirados por los resultados iniciales de COBE, que revelaron un fondo extremadamente isotrópico y homogéneo, una serie de experimentos terrestres y con globos aerostáticos cuantificaron las anisotropías del fondo cósmico de microondas (CMB) en escalas angulares menores durante la década siguiente. El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala angular del primer pico acústico, para el cual COBE no tenía la resolución suficiente. Estas mediciones permitieron descartar las cuerdas cósmicas como la principal teoría sobre la formación de la estructura cósmica y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta.

During the 1990s, the first peak was measured with increasing sensitivity and by 2000 the BOOMERanG experiment reported that the highest power fluctuations occur at scales of approximately one angular degree. Together with other cosmological data, these results implied that the geometry of the universe is flat. A number of ground-based interferometers provided measurements of the fluctuations with higher accuracy over the next three years, including the Very Small Array, Degree Angular Scale Interferometer (DASI), and the Cosmic Background Imager (CBI). DASI made the first detection of the polarization of the CMB and the CBI provided the first E-mode polarization spectrum with compelling evidence that it is out of phase with the T-mode spectrum.

In June 2001, NASA launched a second CMB space mission, WMAP, to make much more precise measurements of the large-scale anisotropies over the full sky. WMAP used symmetric, rapid-multi-modulated scanning, rapid switching radiometers at five frequencies to minimize non-sky signal noise.^[41] The data from the mission was released in five installments, the last being the nine-year summary. The results are broadly consistent Lambda CDM models based on 6 free parameters and fitting in to Big Bang cosmology with cosmic inflation.^[42]

A third space mission, the ESA (European Space Agency) Planck, was launched in May 2009 and performed an even more detailed investigation until it was shut down in October 2013. Planck employed both HEMT radiometers and bolometer technology and measured the CMB at a smaller scale than WMAP. Its detectors were trialled in the Antarctic Viper telescope as ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver) experiment—which has produced the most precise measurements at small angular scales to date—and in the Archeops balloon telescope.

On 21 March 2013, the European-led research team behind the Planck cosmology probe released the mission's all-sky map of the cosmic microwave background.^[47][48] The map suggests the universe is slightly older than researchers expected. According to the map, subtle fluctuations in temperature were imprinted on the deep sky when the cosmos was about 370000 years old. The imprint reflects ripples that arose as early, in the existence of the universe, as the first nonillionth (10⁻³⁰) of a second. Apparently, these ripples gave rise to the present vast cosmic web of galaxy clusters and dark matter. Based on the 2013 data, the universe contains 4.9% ordinary matter, 26.8% dark matter and 68.3% dark energy. On 5 February 2015, new data was released by the Planck mission, according to which the age of the universe is 13.799±0.021billion years old and the Hubble constant was measured to be 67.74±0.46 (km/s)/Mpc.^[49]

In the late 1940s Alpher and Herman reasoned that if there was a Big Bang, the expansion of the universe would have stretched the high-energy radiation of the very early universe into the microwave region of the electromagnetic spectrum, and down to a temperature of about 5 K. They were slightly off with their estimate, but they had the right idea. They predicted the CMB. It took another 15 years for Penzias and Wilson to discover that the microwave background was actually there.^[67]

Según la cosmología estándar, el CMB proporciona una instantánea del universo primitivo caliente en el momento en que la temperatura descendió lo suficiente como para permitir que los electrones y protones formaran átomos de hidrógeno . Este evento hizo que el universo fuera casi transparente a la radiación porque la luz ya no se dispersaba por los electrones libres. ^{[ 68 ]} Cuando esto ocurrió unos 380.000 años después del Big Bang, la temperatura del universo era de unos 3.000  K. Esto corresponde a una energía ambiental de aproximadamente0,26 eV  , que es mucho menor que el Energía de ionización del hidrógeno de 13,6 eV . ^{[ 69 ]} Esta época se conoce generalmente como el "tiempo de la última dispersión" o el período de recombinación o desacoplamiento . ^{[ 70 ]}

Desde el desacoplamiento, la temperatura de color de la radiación de fondo ha disminuido en un factor promedio de 1089 ^{[ 41 ]} debido a la expansión del universo. A medida que el universo se expande, los fotones del CMB se desplazan hacia el rojo , lo que provoca una disminución de su energía. La temperatura de color de esta radiación permanece inversamente proporcional a un parámetro que describe la expansión relativa del universo a lo largo del tiempo, conocido como longitud de escala . Se puede demostrar que la temperatura de color T _r del CMB en función del desplazamiento al rojo, z , es proporcional a la temperatura de color del CMB observada en la actualidad (2,725  K o 0,2348  meV): ^{[ 71 ]}

T _r = 2,725  K × (1 + z )

El alto grado de uniformidad en todo el universo observable y su débil pero medible anisotropía brindan un fuerte respaldo al modelo del Big Bang en general y al modelo ΛCDM ("Materia Oscura Fría Lambda") en particular. Además, las fluctuaciones son coherentes en escalas angulares mayores que el horizonte cosmológico aparente en la recombinación. O bien dicha coherencia se ajusta acausalmente , o bien ocurrió una inflación cósmica . ^{[ 72 ] [ 73 ]}

Anisotropía primaria

The anisotropy, or directional dependency, of the cosmic microwave background is divided into two types: primary anisotropy, due to effects that occur at the surface of last scattering and before; and secondary anisotropy, due to effects such as interactions of the background radiation with intervening hot gas or gravitational potentials, which occur between the last scattering surface and the observer.

The structure of the cosmic microwave background anisotropies is principally determined by two effects: acoustic oscillations and diffusion damping (also called collisionless damping or Silk damping). The acoustic oscillations arise because of a conflict in the photon–baryon plasma in the early universe. The pressure of the photons tends to erase anisotropies, whereas the gravitational attraction of the baryons, moving at speeds much slower than light, makes them tend to collapse to form overdensities. These two effects compete to create acoustic oscillations, which give the microwave background its characteristic peak structure. The peaks correspond, roughly, to resonances in which the photons decouple when a particular mode is at its peak amplitude.

The peaks contain interesting physical signatures. The angular scale of the first peak determines the curvature of the universe (but not the topology of the universe). The next peak—ratio of the odd peaks to the even peaks—determines the reduced baryon density.^[74] The third peak can be used to get information about the dark-matter density.^[75]

The locations of the peaks give important information about the nature of the primordial density perturbations. There are two fundamental types of density perturbations called adiabatic and isocurvature. A general density perturbation is a mixture of both, and different theories that purport to explain the primordial density perturbation spectrum predict different mixtures.

Adiabatic density perturbations

In an adiabatic density perturbation, the fractional additional number density of each type of particle (baryons, photons, etc.) is the same. That is, if at one place there is a 1% higher number density of baryons than average, then at that place there is a 1% higher number density of photons (and a 1% higher number density in neutrinos) than average. Cosmic inflation predicts that the primordial perturbations are adiabatic.

Isocurvature density perturbations

In an isocurvature density perturbation, the sum (over different types of particle) of the fractional additional densities is zero. That is, a perturbation where at some spot there is 1% more energy in baryons than average, 1% more energy in photons than average, and 2% less energy in neutrinos than average, would be a pure isocurvature perturbation. Hypothetical cosmic strings would produce mostly isocurvature primordial perturbations.

The CMB spectrum can distinguish between these two because these two types of perturbations produce different peak locations. Isocurvature density perturbations produce a series of peaks whose angular scales (ℓ values of the peaks) are roughly in the ratio 1 : 3 : 5 : ..., while adiabatic density perturbations produce peaks whose locations are in the ratio 1 : 2 : 3 : ...^[76] Observations are consistent with the primordial density perturbations being entirely adiabatic, providing key support for inflation, and ruling out many models of structure formation involving, for example, cosmic strings.

Collisionless damping is caused by two effects, when the treatment of the primordial plasma as fluid begins to break down:

• the increasing mean free path of the photons as the primordial plasma becomes increasingly rarefied in an expanding universe,
• the finite depth of the last scattering surface (LSS), which causes the mean free path to increase rapidly during decoupling, even while some Compton scattering is still occurring.

These effects contribute about equally to the suppression of anisotropies at small scales and give rise to the characteristic exponential damping tail seen in the very small angular scale anisotropies.

The depth of the LSS refers to the fact that the decoupling of the photons and baryons does not happen instantaneously, but instead requires an appreciable fraction of the age of the universe up to that era. One method of quantifying how long this process took uses the photon visibility function (PVF). This function is defined so that, denoting the PVF by P(t), the probability that a CMB photon last scattered between time t and t + dt is given by P(t)dt.

The maximum of the PVF (the time when it is most likely that a given CMB photon last scattered) is known quite precisely. The first-year WMAP results put the time at which P(t) has a maximum as 372,000 years.^[77] This is often taken as the "time" at which the CMB formed. However, to figure out how long it took the photons and baryons to decouple, we need a measure of the width of the PVF. The WMAP team finds that the PVF is greater than half of its maximal value (the "full width at half maximum", or FWHM) over an interval of 115,000 years.^[77]:179 By this measure, decoupling took place over roughly 115,000 years, and thus when it was complete, the universe was roughly 487,000 years old.

La cosmología estándar que incluye el Big Bang "goza de considerable popularidad entre los cosmólogos en ejercicio" ^{[ 79 ] : 211} Sin embargo, existen desafíos para el marco estándar del Big Bang para explicar los datos del CMB. En particular, la cosmología estándar requiere un ajuste fino de algunos parámetros libres, con diferentes valores respaldados por diferentes datos experimentales. ^{[ 79 ] : 245} Como ejemplo del problema del ajuste fino, la cosmología estándar no puede predecir la temperatura actual de la radiación relicta,${\displaystyle T_{0}}$. ^{[ 79 ] : 229} Este valor de${\displaystyle T_{0}}$es uno de los mejores resultados de la cosmología experimental y el modelo de estado estacionario puede predecirlo. ^{[ 67 ]} Sin embargo, los modelos alternativos tienen su propio conjunto de problemas y solo han proporcionado explicaciones a posteriori de las observaciones existentes. ^{[ 79 ] : 239} No obstante, estas alternativas han desempeñado un papel histórico importante al proporcionar ideas y desafíos a la explicación estándar. ^{[ 12 ]}

Los modos E surgen de la dispersión de Thomson en un plasma heterogéneo. ^{[ 80 ]} Los modos E fueron observados por primera vez en 2002 por el Interferómetro de Escala Angular de Grado (DASI). ^{[ 81 ] [ 82 ]}

Se espera que los modos B sean un orden de magnitud más débiles que los modos E. Los primeros no se producen por perturbaciones escalares estándar, sino que se generan por ondas gravitacionales durante la inflación cósmica poco después del Big Bang. ^{[ 83 ] [ 84 ] [ 85 ]} Sin embargo, el efecto de lente gravitacional de los modos E más fuertes también puede producir polarización de modo B. ^{[ 86 ] [ 87 ]} La detección de la señal original de los modos B requiere el análisis de la contaminación causada por el efecto de lente de la señal relativamente fuerte del modo E. ^{[ 88 ]}

Lentes gravitacionales

El segundo tipo de modos B se descubrió en 2013 utilizando el Telescopio del Polo Sur con la ayuda del Observatorio Espacial Herschel . ^{[ 93 ]} En octubre de 2014, el experimento POLARBEAR  publicó una medición de la polarización del modo B a 150 GHz. ^{[ 94 ]} En comparación con BICEP2, POLARBEAR se centra en una porción más pequeña del cielo y es menos susceptible a los efectos del polvo. El equipo informó que la polarización del modo B medida por POLARBEAR era de origen cosmológico (y no solo debida al polvo) con un nivel de confianza del 97,2 %. ^{[ 95 ]}

El término monopolar, ℓ = 0 , es la temperatura media isotrópica constante del CMB, T _γ =2,7255 ± 0,0006  K ^{[ 96 ]} con un nivel de confianza de una desviación estándar. Este término debe medirse con dispositivos de temperatura absoluta, como el instrumento FIRAS del satélite COBE . ^{[ 96 ] : 499}

El dipolo del CMB representa la mayor anisotropía, que se encuentra en el primer armónico esférico ( ℓ = 1 ), una función coseno. La amplitud del dipolo del CMB es de aproximadamente3,3621 ± 0,0010  mK . ^{[ 96 ]} El momento dipolar del CMB se interpreta como el movimiento peculiar de la Tierra con respecto al CMB. Su amplitud depende del tiempo debido a la órbita de la Tierra alrededor del baricentro del sistema solar. Esto nos permite agregar un término dependiente del tiempo a la expresión del dipolo. La modulación de este término es 1 año, ^{[ 96 ] [ 97 ]} lo que coincide con la observación realizada por COBE FIRAS. ^{[ 97 ] [ 98 ]} El momento dipolar no codifica ninguna información primordial.

A partir de los datos del CMB, se observa que el Sol parece estar moviéndose a369,82 ± 0,11  km/s en relación con el marco de referencia del CMB (también llamado marco de reposo del CMB, o el marco de referencia en el que no hay movimiento a través del CMB). El Grupo Local —el grupo de galaxias que incluye nuestra propia galaxia, la Vía Láctea— parece estar moviéndose a620 ± 15  km/s en la dirección de la longitud galáctica ℓ =271,9° ± 2° , b =30° ± 3° . ^{[ 96 ]} El dipolo se utiliza ahora para calibrar estudios de mapeo.

La variación de temperatura en los mapas de temperatura del CMB en multipolos superiores, o ℓ ≥ 2 , se considera el resultado de perturbaciones de la densidad en el Universo temprano, antes de la época de recombinación a un corrimiento al rojo de alrededor de z ⋍ 1100. Antes de la recombinación, el Universo consistía en un plasma caliente y denso de electrones y bariones. En un entorno tan caliente y denso, los electrones y protones no podían formar átomos neutros. Los bariones en ese Universo temprano permanecieron altamente ionizados y, por lo tanto, estaban fuertemente acoplados con los fotones a través del efecto de dispersión de Thompson. Estos fenómenos hicieron que la presión y los efectos gravitacionales actuaran en contraposición, y desencadenaron fluctuaciones en el plasma de fotones y bariones. Poco después de la época de recombinación, la rápida expansión del universo provocó que el plasma se enfriara y estas fluctuaciones están "congeladas" en los mapas del CMB que observamos hoy. ^{[ 96 ]} 

Con los datos cada vez más precisos proporcionados por WMAP, ha habido varias afirmaciones de que el CMB exhibe anomalías, como anisotropías de muy gran escala, alineaciones anómalas y distribuciones no gaussianas. ^{[ 99 ] [ 100 ] [ 101 ]} La más antigua de estas es la controversia del multipolo de bajo ℓ . Incluso en el mapa COBE, se observó que el cuadrupolo ( ℓ = 2 , armónico esférico) tiene una amplitud baja en comparación con las predicciones del Big Bang. En particular, los modos cuadrupolar y octupolar ( ℓ = 3 ) parecen tener una alineación inexplicable entre sí y con el plano de la eclíptica y los equinoccios . ^{[ 102 ] [ 103 ] [ 104 ]} Varios grupos han sugerido que esto podría ser la firma de correcciones cuánticas o nueva física en las escalas observables más grandes; Otros grupos sospechan errores sistemáticos en los datos. ^{[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ] [ 108 ]}

En última instancia, debido a los primeros planos y al problema de la varianza cósmica , los modos más grandes nunca se medirán tan bien como los modos de pequeña escala angular. Los análisis se realizaron en dos mapas a los que se les han eliminado los primeros planos en la medida de lo posible: el mapa de "combinación lineal interna" de la colaboración WMAP y un mapa similar preparado por Max Tegmark y otros. ^{[ 109 ] [ 41 ] [ 110 ]} Análisis posteriores han señalado que estos son los modos más susceptibles a la contaminación de primer plano de la emisión de sincrotrón, polvo y bremsstrahlung, y de la incertidumbre experimental en el monopolo y el dipolo.

Un análisis bayesiano completo del espectro de potencia de WMAP demuestra que la predicción cuadrupolar de la cosmología Lambda-CDM es consistente con los datos al nivel del 10% y que el octupolo observado no es notable. ^{[ 111 ]} Considerar cuidadosamente el procedimiento utilizado para eliminar los primeros planos del mapa completo del cielo reduce aún más la significancia de la alineación en ~5%. ^{[ 112 ] [ 113 ] [ 114 ] [ 115 ]} Observaciones recientes con el telescopio Planck , que es mucho más sensible que WMAP y tiene una mayor resolución angular, registran la misma anomalía, por lo que el error instrumental (pero no la contaminación de primer plano) parece descartarse. ^{[ 116 ]} La coincidencia es una posible explicación, el científico jefe de WMAP , Charles L. Bennett, sugirió que la coincidencia y la psicología humana estaban involucradas, "Creo que hay un poco de efecto psicológico; la gente quiere encontrar cosas inusuales". ^{[ 117 ]}

Las mediciones de la densidad de cuásares basadas en datos del Wide-field Infrared Survey Explorer revelan un dipolo significativamente diferente del extraído de la anisotropía del CMB. ^{[ 118 ]} Esta diferencia entra en conflicto con el principio cosmológico . ^{[ 119 ]}

• 1896 – Charles Édouard Guillaume estima que la "radiación de las estrellas" es de 5–6 K. ^{[ 67 ] [ 123 ]} 
• 1926 – Sir Arthur Eddington estima la radiación no térmica de la luz estelar en la galaxia "... por la fórmula E = σT ⁴ la temperatura efectiva correspondiente a esta densidad es 3,18° absolutos ... cuerpo negro". ^{[ 67 ] [ 124 ]}
• Década de 1930: El cosmólogo Erich Regener calcula que el espectro no térmico de los rayos cósmicos en la galaxia tiene una temperatura efectiva de 2,8  K. ^{[ 67 ]}
• 1931 – Primer uso impreso del término microondas : «Cuando se dieron a conocer los ensayos con longitudes de onda tan bajas como 18 cm, hubo una sorpresa manifiesta de que el problema de las microondas se hubiera resuelto tan pronto». Telegraph & Telephone Journal XVII. 179/1
• 1934 – Richard Tolman demuestra que la radiación de cuerpo negro en un universo en expansión se enfría, pero sigue siendo térmica.
• 1946 – Robert Dicke predice "... radiación de materia cósmica" a <  20  K, pero no se refirió a la radiación de fondo. ^{[ 125 ]}
• 1946 – George Gamow calcula una temperatura de 50  K (suponiendo un universo de 3 mil millones de años), ^{[ 126 ]} comentando que "... está razonablemente de acuerdo con la temperatura real del espacio interestelar", pero no menciona la radiación de fondo. ^{[ 127 ]}
• 1953 – Erwin Finlay-Freundlich, en apoyo de su teoría de la luz cansada , deriva una temperatura de cuerpo negro para el espacio intergaláctico de 2,3  K y, al año siguiente, valores de 1,9 K y 6,0 K. ^{[ 128 ]}

• 1941 – Andrew McKellar detectó una temperatura "rotacional" de 2,3 K para el medio interestelar al comparar la población de líneas doblete CN medidas por WS Adams en una estrella B. ^{[ 129 ] [ 130 ]} 
• 1948 – Ralph Alpher y Robert Herman estiman que "la temperatura del universo" es de 5  K. Aunque no mencionan específicamente la radiación de fondo de microondas, puede inferirse. ^{[ 131 ]}
• 1953 – George Gamow estima 7  K basándose en un modelo que no depende de un parámetro libre ^{[ 125 ] [ 132 ] : 2181}
• 1955 – Émile Le Roux del Observatorio de Radio de Nançay , en un estudio del cielo a λ = 33  cm, informó inicialmente una radiación de fondo casi isotrópica de 3 kelvins, más o menos 2; no reconoció la importancia cosmológica ^{[ 125 ] : 343 [ 28 ] : 8.3.1} y posteriormente revisó las barras de error a 20K. ^{[ 133 ] [ 5 ]}
• 1957 – Tigran Shmaonov informa que "la temperatura efectiva absoluta del fondo de radioemisión... es de 4±3  K". ^{[ 134 ]} con intensidad de radiación independiente del tiempo o la dirección de observación. Aunque Shmaonov no lo reconoció en ese momento, ahora está claro que sí observó el fondo cósmico de microondas a una longitud de onda de 3,2  cm ^{[ 135 ].}
• 1964 – AG Doroshkevich e Igor Dmitrievich Novikov publican un breve artículo en el que sugieren búsquedas en microondas de la radiación de cuerpo negro predicha por Gamow, Alpher y Herman, donde nombran el fenómeno de la radiación CMB como detectable. ^{[ 136 ]}
• 1964–65 – Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson miden una temperatura de aproximadamente 3  K. Robert Dicke , James Peebles , PG Roll y DT Wilkinson interpretan esta radiación como una señal del Big Bang.
• 1966 – Rainer K. Sachs y Arthur M. Wolfe predicen teóricamente amplitudes de fluctuación del fondo de microondas creadas por variaciones del potencial gravitatorio entre observadores y la superficie de última dispersión (véase efecto Sachs-Wolfe ).
• 1968 – Martin Rees y Dennis Sciama predicen teóricamente las amplitudes de fluctuación del fondo de microondas creadas por fotones que atraviesan pozos de potencial dependientes del tiempo.
• 1969 – R.A. Sunyaev y Yakov Zel'dovich estudian la dispersión Compton inversa de fotones de fondo de microondas por electrones calientes (véase efecto Sunyaev-Zel'dovich ).
• 1983 – Investigadores del Grupo de Radioastronomía de Cambridge y del Observatorio de Radio de Owens Valley detectan por primera vez el efecto Sunyaev-Zel'dovich en cúmulos de galaxias .
• 1983 – Se puso en marcha el experimento soviético RELIKT-1 para estudiar la anisotropía del fondo cósmico de microondas (CMB).
• 1990 – El instrumento FIRAS del satélite Cosmic Background Explorer (COBE) mide la forma de cuerpo negro del espectro CMB con una precisión exquisita y muestra que el fondo de microondas tiene un espectro de cuerpo negro casi perfecto con T = 2,73 K y, por lo tanto, restringe fuertemente la densidad del medio intergaláctico .
• Enero de 1992 – Científicos que analizaron datos del RELIKT-1 informan del descubrimiento de anisotropía en el fondo cósmico de microondas en el seminario astrofísico de Moscú. ^{[ 137 ]}
• 1992 – Científicos que analizaron datos del COBE DMR informan del descubrimiento de anisotropía en el fondo cósmico de microondas. ^{[ 138 ]}
• 1995 – El Telescopio de Anisotropía Cósmica realiza las primeras observaciones de alta resolución del fondo cósmico de microondas.
• 1999 – Primeras mediciones de oscilaciones acústicas en el espectro de potencia angular de la anisotropía del CMB obtenidas por los experimentos MAT/TOCO , BOOMERANG y Maxima. El experimento BOOMERANG genera mapas de mayor calidad con resolución intermedia y confirma que el universo es "plano".
• 2002 – Descubrimiento de la polarización por DASI . ^{[ 139 ]}
• 2003 – Espectro de polarización en modo E obtenido por el CBI. ^{[ 140 ]} El CBI y el Very Small Array producen mapas de mayor calidad a alta resolución (que cubren pequeñas áreas del cielo).
• 2003 – La sonda espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe produce un mapa de aún mayor calidad a baja e intermedia resolución de todo el cielo (WMAP no proporciona datos de alta resolución, pero mejora los mapas de resolución intermedia de BOOMERanG ).
• 2004 – Espectro de polarización en modo E obtenido por el CBI . ^{[ 141 ]}
• 2004 – El receptor de la matriz de bolómetros cosmológicos Arcminute produce un mapa de mayor calidad de la estructura de alta resolución no cartografiada por WMAP.
• 2005 – El Arcminute Microkelvin Imager y el Sunyaev–Zel'dovich Array comienzan los primeros estudios de cúmulos de galaxias con muy alto corrimiento al rojo utilizando el efecto Sunyaev–Zel'dovich .
• 2005 – Ralph A. Alpher recibe la Medalla Nacional de Ciencia por su trabajo pionero en nucleosíntesis y por predecir que la expansión del universo deja tras de sí radiación de fondo, proporcionando así un modelo para la teoría del Big Bang.
• 2006 – Se publican los tan esperados resultados trienales del proyecto WMAP , que confirman análisis previos, corrigen varios puntos e incluyen datos de polarización .
• 2006 – Dos de los investigadores principales de COBE, George Smoot y John Mather , recibieron el Premio Nobel de Física en 2006 por su trabajo sobre la medición de precisión de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB).
• 2006–2011 – Las mediciones mejoradas de WMAP , los nuevos estudios de supernovas ESSENCE y SNLS, y las oscilaciones acústicas de bariones de SDSS y WiggleZ , siguen siendo consistentes con el modelo estándar Lambda-CDM .
• 2010 – Se publica el primer mapa de todo el cielo obtenido con el telescopio Planck .
• 2013 – Se publica un mapa mejorado de todo el cielo, obtenido mediante el telescopio Planck , que mejora las mediciones de WMAP y las extiende a escalas mucho menores.
• 2014 – El 17 de marzo de 2014, astrofísicos de la colaboración BICEP2 anunciaron la detección de ondas gravitacionales inflacionarias en el espectro de potencia del modo B , lo que, de confirmarse, proporcionaría evidencia experimental clara para la teoría de la inflación . ^{[ 142 ] [ 143 ] [ 144 ] [ 145 ] [ 146 ] [ 147 ]} Sin embargo, el 19 de junio de 2014, se informó de una menor confianza en la confirmación de los hallazgos de inflación cósmica . ^{[ 146 ] [ 148 ] [ 149 ]}
• 2015 – El 30 de enero de 2015, el mismo equipo de astrónomos de BICEP2 retiró la afirmación realizada el año anterior. Basándose en los datos combinados de BICEP2 y Planck, la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse completamente al polvo de la Vía Láctea. ^{[ 150 ]}
• 2018 – Se publican los datos y mapas finales del telescopio Planck , con mediciones mejoradas de la polarización a gran escala. ^{[ 151 ]}
• 2019 – Se siguen publicando los análisis del telescopio Planck de sus datos finales de 2018. ^{[ 152 ]}