CMB záření

Reliktní záření ( lat.  relictum  - pozůstatek), kosmické mikrovlnné záření na pozadí  - rovnoměrně vyplňující vesmír tepelné záření , které vzniklo v éře primární rekombinace vodíku . Má vysoký stupeň izotropie a spektrum charakteristické pro absolutně černé těleso o teplotě 2,72548 ± 0,00057 K [1] .

Existenci CMB teoreticky předpověděl Georgy Gamow v roce 1948 jako součást teorie velkého třesku . Ačkoli mnoho aspektů původní teorie velkého třesku bylo nyní revidováno, základy, které umožnily předpovídat efektivní teplotu CMB, zůstávají nezměněny. Jeho existence byla experimentálně potvrzena v roce 1965 . Spolu s kosmologickým rudým posuvem je CMB považován za jedno z hlavních potvrzení teorie velkého třesku.

Termín reliktní záření , který se obvykle používá v ruskojazyčné literatuře, zavedl sovětský astrofyzik I. S. Shklovsky [2] .

Povaha záření

Podle teorie velkého třesku byl raný vesmír horkým plazmatem sestávajícím z elektronů , baryonů a neustále emitovaných, absorbovaných a znovu emitovaných fotonů . Fotony neustále interagovaly se zbytkem plazmových částic, srážely se s nimi a vyměňovaly si energii – během prvních několika set tisíc let po Velkém třesku Thomson (při energiích mnohem nižších než je hmotnost elektronu) [3] a Comptonův rozptyl (dopředu a zpětně, γ + e − ↔ γ + e − ), dále dvojitý Comptonův rozptyl ( γ + e − ↔ γ + γ + e − , účinný při teplotách nad 1 keV) a tepelné brzdné záření (volné přechody elektronů v pole protonů a dalších jader, e − + p + ↔ e − + p + + γ , dominuje při teplotách od 1 do 90 eV) [4] . Záření se tedy nacházelo ve stavu tepelné rovnováhy s hmotou a jeho spektrum odpovídalo spektru absolutně černého tělesa [5] .

Jak se vesmír rozpínal, kosmologický rudý posuv způsobil ochlazení plazmatu a v určité fázi se zpomalené elektrony dostaly příležitost spojit se se zpomalenými protony ( jádra vodíku ) a alfa částicemi ( jádra helia ) a vytvořily atomy (tento proces je tzv. rekombinace ). Stalo se tak při teplotě plazmy asi 3000 K a přibližném stáří vesmíru 380 000 let [6] . Mezi částicemi je více volného prostoru, je méně nabitých částic, fotony se již tak často nerozptylují a mohou se nyní volně pohybovat v prostoru, prakticky bez interakce s hmotou. Reliktní záření a tvoří ty fotony, které byly v té době vyzařovány plazmatem ve směru budoucí polohy Země. Tyto fotony (díky již probíhající rekombinaci) unikly rozptylu a stále se dostávají na Zemi prostorem rozpínajícího se Vesmíru. Pozorovaná koule odpovídající danému momentu se nazývá poslední rozptylová plocha [3] . Je to nejvzdálenější objekt, který lze v elektromagnetickém spektru pozorovat.

V důsledku dalšího rozpínání vesmíru se efektivní teplota tohoto záření snížila téměř na absolutní nulu a nyní je pouze 2,725 K.

Historie výzkumu

První náhodný objev

V roce 1941 Andrew McKellar při studiu absorpce světla z hvězdy ξ Ophiuchus molekulami CN v mezihvězdném prostředí poznamenal [7] [8] , že absorpční čáry jsou pozorovány nejen pro přízemní rotační stav této molekuly, ale také pro excitovaný a poměr intenzit čar odpovídá teplotě CN ~2,3 K. V té době tento jev nebyl vysvětlen [9] .

Předpověď

V roce 1948 CMB předpověděli Georgy Gamow , Ralph Alpher a Robert Herman na základě první teorie Hot Big Bang, kterou vytvořili. Kromě toho byli Alfer a Herman schopni stanovit, že teplota CMB by měla být 5 K, a Gamow dal předpověď 3 K [10] . Ačkoli některé odhady teploty vesmíru existovaly již dříve, měly několik nevýhod. Jednak šlo o měření pouze efektivní teploty prostoru, nepředpokládalo se, že spektrum záření se řídí Planckovým zákonem . Za druhé, byli závislí na naší speciální poloze na okraji galaxie Mléčné dráhy a nepředpokládali, že záření je izotropní. Navíc by dávaly úplně jiné výsledky, kdyby Země byla někde jinde ve vesmíru.

Pozadí

V roce 1955 změřil postgraduální radioastronom Tigran Aramovič Šmaonov na observatoři Pulkovo pod vedením známých sovětských radioastronomů S. E. Chaikina a N. L. Kaidanovského radiovou emisi z vesmíru o vlnové délce 3,2 cm a experimentálně objevil šumové mikrovlnné záření. [11] . Závěr z těchto měření byl: "Ukázalo se, že absolutní hodnota efektivní teploty radiové emise na pozadí ... je rovna 4 ± 3 K." Shmaonov zaznamenal nezávislost intenzity záření na směru na obloze a na čase. Po obhajobě disertační práce o tom publikoval článek v neastronomickém časopise Instruments and Experimental Techniques [12] .

Objev

Gamowovy výsledky nebyly široce diskutovány. Znovu je však získali Robert Dicke a Yakov Zel'dovich na počátku 60. let.

V roce 1964 to podnítilo Davida Todda Wilkinsona a Petera Rolla, Dickeho kolegy z Princetonské univerzity , k vývoji Dickeho radiometru pro měření CMB.

V roce 1965 Arno Penzias a Robert Woodrow Wilson z Bell Telephone Laboratories v Holmdale ( New Jersey ) postavili přístroj podobný Dickeho radiometru, který neměli v úmyslu používat pro vyhledávání CMB, ale pro experimenty v radioastronomii a satelitní komunikaci. . Při kalibraci setupu se ukázalo, že anténa měla nadměrnou teplotu šumu 3,5 K, což nedokázali vysvětlit. Když Dicke dostal telefonát z Holmdale, vtipně poznamenal: "Kluci, byli jsme přeskočeni!" ("Chlapci, dostali jsme se!"). Po společné diskusi dospěly skupiny Princeton a Holmdale k závěru, že tuto teplotu antény způsobil CMB. V roce 1978 dostali Penzias a Wilson za svůj objev Nobelovu cenu .

Studium nehomogenit

V roce 1983 byl proveden první experiment RELIKT-1 k měření kosmického mikrovlnného záření na pozadí z kosmické lodi. V lednu 1992 oznámili ruští vědci na základě analýzy dat z experimentu RELICT-1 objev anizotropie reliktního záření [13] . O něco později objev fluktuací oznámili i američtí vědci na základě dat experimentu COBE [14] . V roce 2006 byla za tento objev udělena Nobelova cena za fyziku vůdcům skupiny COBE George Smootovi a Johnu Matherovi , ačkoliv ruští vědci publikovali své výsledky dříve než Američané [15] [16] [17] [18] .

Dálkový infračervený spektrofotometr FIRAS na družici COBE NASA provedl dosud nejpřesnější měření spektra CMB. Potvrdili jeho shodu se spektrem záření absolutně černého tělesa o teplotě 2,725 K.

Nejpodrobnější mapa kosmického mikrovlnného pozadí byla postavena jako výsledek práce americké kosmické lodi WMAP .

14. května 2009 byla vypuštěna družice Planck Evropské vesmírné agentury [19] [20] . Předpokládalo se, že pozorování bude pokračovat 15 měsíců s možným prodloužením letu o 1 rok a že zpracování výsledků tohoto experimentu nám umožní ověřit a zpřesnit data získaná WMAP.

Vlastnosti

Spektrum reliktního záření vyplňujícího vesmír odpovídá radiačnímu spektru absolutně černého tělesa o teplotě 2,725 kelvinu . Jeho maximum nastává na frekvenci 160,4 GHz ( mikrovlnné záření ), což odpovídá vlnové délce 1,9 mm (viz emisní spektra na obrázku vpravo). Je izotropní s přesností 0,01 % – standardní odchylka teploty je přibližně 18 µK. Tato hodnota nebere v úvahu dipólovou anizotropii (rozdíl mezi nejchladnější a nejteplejší oblastí je 6,706 mK [21] ) způsobenou Dopplerovým posunem frekvence záření v důsledku naší vlastní rychlosti vzhledem k referenční soustavě spojené s CMB. Rudý posuv pro kosmické mikrovlnné pozadí mírně přesahuje 1000 [22] .

Hustota energie reliktního záření je 0,25 eV/cm 3 [23] (4⋅10 −14 J/m 3 ) nebo 400-500 fotonů/cm 3 [24] .

Dipólová anizotropie

Již v roce 1969 bylo zjištěno, že v kosmickém mikrovlnném záření pozadí je zřetelně odlišena dipólová složka: ve směru souhvězdí Lva je teplota tohoto záření o 0,1 % vyšší než průměr a v opačném směru je o stejnou částku nižší [25] . Tato skutečnost je interpretována jako důsledek Dopplerova jevu , ke kterému dochází, když se Slunce pohybuje vzhledem k pozadí pozadí rychlostí asi 370 km/s směrem k souhvězdí Lva. Vzhledem k tomu, že Slunce obíhá kolem středu Galaxie rychlostí ~220-230 km/s směrem k souhvězdí Labutě a také se pohybuje vzhledem ke středu Místní skupiny galaxií (skupina galaxií, která zahrnuje Mléčnou dráhu ) [26] , to znamená, že se Místní skupina jako celek pohybuje vzhledem k CMB rychlostí přibližně (podle moderních údajů) km/s ve směru bodu s galaktickými souřadnicemi , [27] [28] ( tento bod se nachází v souhvězdí Hydra [29] ).

Existují alternativní teorie, které mohou také vysvětlit izolaci dipólové složky CMB [30] .

Vztah k velkému třesku

Primární anizotropie

Polarizace

Reliktní záření je polarizováno na úrovni několika µK . E-mód ( gradientní složka) a B-mód ( rotační složka) [31] se rozlišují analogicky s polarizací elektromagnetického záření . E-mód se může objevit, když záření prochází nehomogenním plazmatem v důsledku Thompsonova rozptylu . B-mód, jehož maximální amplituda dosahuje pouze 0,1 μK , nemůže vzniknout v důsledku interakce s plazmatem.

B-mód je charakteristickým znakem inflace vesmíru a je určen hustotou prvotních gravitačních vln . Pozorování B-režimu je náročné kvůli neznámé hladině šumu pro tuto složku CMB a také kvůli tomu, že B-režim je smíchán slabou gravitační čočkou se silnějším E-režimem [32] .

Od roku 2015 neexistují žádná pozorovací potvrzení objevu B-módu. 17. března 2014 oznámili vědci z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics objev B-módu při r = 0,2 [33] [34] [35] [36] [37] . Pozdější analýza (publikovaná 19. září 2014), kterou provedla jiná skupina výzkumníků s využitím dat z Planckovy observatoře , však ukázala, že výsledek lze plně připsat galaktickému prachu [38] .

Sekundární anizotropie

Sekundární anizotropie záření kosmického mikrovlnného pozadí vzniká při šíření fotonů na jejich cestě z povrchu posledního rozptylu k pozorovateli, např. rozptylem horkým plynem nebo průchodem gravitačním potenciálem [39] .

Když se fotony CMB začaly nerušeně šířit, běžná hmota ve vesmíru byla většinou ve formě neutrálních atomů vodíku a helia. Pozorování galaxií však nyní ukazují, že většinu objemu mezigalaktického prostředí tvoří ionizovaný materiál (protože existuje několik absorpčních čar spojených s atomy vodíku). To znamená, že nastalo období reionizace , během kterého se určité množství hmoty ve Vesmíru opět rozložilo na ionty a elektrony [40] .

Fotony mikrovlnného záření se rozptylují na volných nábojích, jako jsou elektrony, které nejsou vázány v atomech. V ionizovaném vesmíru byly takto nabité částice vyraženy z neutrálních atomů ionizujícím ultrafialovým zářením. Dnes mají tyto volné náboje dostatečně nízkou hustotu ve většině objemu vesmíru, takže výrazně neovlivňují CMB. Pokud však bylo mezigalaktické médium ionizováno ve velmi raných fázích expanze, kdy byl vesmír mnohem hustší než nyní, pak by to mělo mít pro CMB dva hlavní důsledky:

• drobné výkyvy budou vymazány, stejně jako při pohledu na objekt skrz mlhu se detaily objektu rozmlží.
• proces rozptylu fotonů volnými elektrony ( Thomsonův rozptyl ) vyvolá anizotropii v polarizaci CMB na velkých úhlových měřítcích, která bude korelovat s teplotní anizotropií.

Oba tyto efekty byly pozorovány vesmírným dalekohledem WMAP, což naznačuje, že vesmír byl ionizován ve velmi raných fázích (při rudém posuvu větším než 17). Původ tohoto raného ionizujícího záření je stále předmětem vědeckých debat. Toto záření pravděpodobně zahrnuje světlo z úplně prvních hvězd, supernov , které byly výsledkem vývoje těchto hvězd, a ionizující záření z akrečních disků masivních černých děr .

Dva další efekty, které vznikly v období mezi reionizací a našimi pozorováními kosmického mikrovlnného záření na pozadí a které jsou příčinou fluktuací: Sunyaev-Zeldovichův efekt , který spočívá v tom, že oblak vysokoenergetických elektronů rozptyluje fotony kosmického mikrovlnného pozadí. a předává jim část své energie a Sachs-Wolffův efekt , který způsobuje posun fotonového spektra z kosmického mikrovlnného pozadí do červené nebo fialové oblasti spektra v důsledku změny gravitačního pole. Tyto dva efekty souvisejí s vlivem struktur v pozdním vesmíru (červený posuv je menší nebo řádově 1). Na jedné straně vedou k rozmazání spektra CMB, protože jsou superponovány na primární anizotropii; na druhé straně umožňují získávat informace o prevalenci struktur v pozdním vesmíru a také sledovat jejich vývoj [39] .

Pozorování CMB

Radioteleskopy v Antarktidě :

• DASI (Interferometr stupně úhlového měřítka) ( USA ) [41]
• South Pole Telescope ( SPT , South Pole Telescope (SPT), South Pole Telescope) (USA) [42]

Vesmírné radioteleskopy :

• RELICT-1 (SSSR, 1983-1984)
• COBE (USA, 1989-1996)
• WMAP (USA, 2001-2009)
• Planck (EU, 2009–2013)

Analýza

Analýza kosmického mikrovlnného záření pozadí za účelem získání jeho map, úhlového výkonového spektra a nakonec i kosmologických parametrů je složitý, výpočetně obtížný úkol. Přestože výpočet výkonového spektra z mapy je v zásadě jednoduchou Fourierovou transformací představující rozklad pozadí na sférické harmonické , v praxi je obtížné zohlednit šumové efekty .

Pro analýzu dat se používají specializované balíčky:

• HEALPix (Hierarchical Equal Area isoLatitude Pixelization) je aplikační balíček používaný týmem WMAP .
• GLESP (Gauss-Legendre Sky Pixelization) je balíček vyvinutý jako alternativa k HEALPix za účasti vědců z Ruska, Německa, Anglie a Tchaj-wanu.

Každý balíček používá svůj vlastní formát úložiště map CMB a vlastní metody zpracování.

Slabé multipóly

Během kosmologické inflace , v první sec. po Velkém třesku kvantové fluktuace způsobují nehomogenity v hustotě hmoty ve Vesmíru, které pak začnou oscilovat v podobě stojatých (v důsledku rychlého rozpínání prostoru) akustických vln se stejnou počáteční fází. Při emisi reliktního záření dojde k vyčlenění a potlačení nehomogenit hmoty v závislosti na aktuální fázi vlny. Na obrázku bylo maximum reliktního záření vytvořeno díky akustickým vlnám, které měly fázi v době rekombinace . Zbývající maxima vznikla jako výsledek vln s fázemi , , ... [43]

V kultuře

V nedokončené sci-fi sérii Stargate: Universe je výzkum CMB hlavní misí Destiny, bezpilotní lodi rasy Ancients . Podle mytologie seriálu Antikové zjistí, že kosmické mikrovlnné pozadí obsahuje komplexně strukturovaný signál a možná je umělé. Avšak poté, co tento experiment započali před miliony let, Antikové jej kvůli svému vzestupu nikdy nedokončili. V době, kdy série začíná, Destiny pokračuje ve své automatické cestě miliony světelných let ze Země k domnělému zdroji signálu a čeká na návrat svých tvůrců.

Viz také

• Reliktní chladné místo
• Reliktní neutrinové pozadí
• Reliktní gravitační vlny

Poznámky

1. ↑ Fixsen, DJ The Temperature of the Cosmic Microwave Background  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Sv. 707 . - S. 916-920 . - doi : 10.1088/0004-637X/707/2/916 . - . - arXiv : 0911.1955 .
2. ↑ Shklovsky I. S., Vesmír, život, mysl. M.: Nauka., 1987 . Získáno 27. září 2007. Archivováno z originálu 18. dubna 2008. (neurčitý)
3. ↑ 1 2 D. Yu. Klimushkin, S. V. Grablevsky. Kapitola 5. Reliktní záření a teorie horkého vesmíru, § 5.3. Hmota a záření v horkém expandujícím vesmíru . Kosmologie (2001). Získáno 11. 5. 2013. Archivováno z originálu 12. 3. 2016. (neurčitý)
4. ↑ Gawiser E. , Silk J. Kosmické mikrovlnné záření na pozadí  //  Physics Reports. - 2000. - Sv. 333-334 . - str. 245-267 . - doi : 10.1016/S0370-1573(00)00025-9 . - arXiv : astro-ph/0002044 .
5. ↑ Je třeba poznamenat, že Comptonův rozptyl (a Thomsonův rozptyl jako jeho nízkoenergetický limit) nemůže sám o sobě stanovit Planckův tvar spektra, protože nemění počet fotonů; důležitou roli při tvorbě tepelného spektra hraje dvojitý Comptonův rozptyl a brzdné záření, viz výše citovaná práce (Gawiser & Silk, 2000).
6. ↑ Planck a kosmické mikrovlnné pozadí . Evropská kosmická agentura (ESA). Staženo 1. dubna 2019. Archivováno z originálu 1. dubna 2019. (neurčitý)
7. ↑ A. McKellar. Molekulární linie z nejnižších stavů diatomických molekul složených z atomů pravděpodobně přítomných v mezihvězdném prostoru // Publikace Astrofyzikální observatoře Dominion. - 1941. - Sv. 7. - S. 251. - .
8. ↑ A. McKellar. Problémy možné molekulární identifikace pro mezihvězdné linie  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  . - 1941. - Sv. 53 , č. 314 . - str. 233-235 . - doi : 10.1086/125323 . - .
9. ↑ Zeldovich Ya. B., Novikov I. D. Struktura a vývoj vesmíru. - M. : Nauka, 1975. - S. 156. - 736 s.
10. ↑ Fyzika dnes , 1950, č. 8, s. 76
11. ↑ Online encyklopedie „Circumnavigation“ . Datum přístupu: 22. října 2009. Archivováno z originálu 24. ledna 2010. (neurčitý)
12. ↑ Šmaonov, T. A. (1957). „Metoda absolutních měření efektivní teploty rádiové emise s nízkou ekvivalentní teplotou“. Nástroje a technika experimentu [ rus. ]. 1 : 83-86.
13. ↑ Strukov IA et al. Experiment Relikt-1 – Nové výsledky  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1992. - Sv. 258 . - S. 37P-40P .
14. ↑ Smooth G. F. et al. Struktura v prvních ročnících mapách diferenciálního mikrovlnného radiometru COBE  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Sv. 396 . - P. L1-L5 .
15. ↑ Promarněné příležitosti | Analytika a komentáře | Informační kanál RIA Novosti  (nepřístupný odkaz)
16. ↑ don_beaver - "Relikvie" a "COBE": ztracená Nobelova cena . Získáno 26. června 2020. Archivováno z originálu dne 5. března 2021. (neurčitý)
17. ↑ John Mather: "Členové Relict získali mnoho cenných výsledků, ale naši dopadli lépe" . Získáno 14. dubna 2013. Archivováno z originálu 16. dubna 2013. (neurčitý)
18. ↑ Skulachev D. , Byli první. . Získáno 14. dubna 2013. Archivováno z originálu 21. března 2012. (neurčitý)
19. ↑ Oficiální stránky mise Planck Archivováno 19. října 2009 na ESA Wayback Machine
20. ↑ Zpráva na webu Astronet.ru . Získáno 28. října 2009. Archivováno z originálu dne 26. listopadu 2009. (neurčitý)
21. ↑ WMAP . Získáno 17. prosince 2006. Archivováno z originálu 9. prosince 2006. (neurčitý)
22. ↑ http://elementy.ru/news/430163 Archivní kopie ze dne 22. ledna 2009 na Wayback Machine Results satelitu WMAP
23. ↑ Reliktní záření v Encyklopedii kolem světa . Datum přístupu: 22. října 2009. Archivováno z originálu 24. ledna 2010. (neurčitý)
24. ↑ Mikrovlnné pozadí záření ve fyzické encyklopedii . Získáno 6. prosince 2014. Archivováno z originálu 11. prosince 2014. (neurčitý)
25. ↑ Wright EL Historie CMB dipólové anizotropie . Získáno 14. června 2014. Archivováno z originálu 25. června 2010. (neurčitý)
26. ↑ Chernin A. D., Hvězdy a fyzika, M .: Nauka, 1984, str. 152-153
27. ↑ Kogut, A.; a kol. Dipólová anizotropie v diferenciálních mikrovlnných radiometrech COBE Mapy prvního roku oblohy  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1993. - Sv. 419 . - str. 1-6 . - doi : 10.1086/173453 .
28. ↑ Datum změny: 6. září 2009 – CMBR Dipole: Speeding Through the Universe . Získáno 3. listopadu 2009. Archivováno z originálu 16. ledna 2011. (neurčitý)
29. ↑ Kam jdeme? . Datum přístupu: 13. května 2013. Archivováno z originálu 8. února 2013. (neurčitý)
30. ↑ Inoue, KT; Silk, J. Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 664 , č.p. 2 . - S. 650-659 . - doi : 10.1086/517603 .
31. ↑ Polarizace CMB (nedostupný odkaz) . Získáno 17. listopadu 2009. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011. (neurčitý) 
32. ↑ Lewis, A.; Challinor, A. Slabá gravitační čočka CMB // Physics Reports . - 2006. - T. 429 . - S. 1-65 . - doi : 10.1016/j.physrep.2006.03.002 .
33. ↑ Clavin, Whitney. NASA Technology Views Birth of the  Universe . NASA (17. března 2014). Získáno 18. března 2014. Archivováno z originálu 20. května 2019.
34. ↑ Dennis Overbye . Detekce vln ve vesmírných pilířích Mezník teorie velkého třesku  . The New York Times (17. března 2014). Získáno 18. března 2014. Archivováno z originálu 14. června 2018.
35. ↑ Jonathan Amos. Objevila se gravitační vlna velkého třesku . Ruská služba BBC (18. března 2014). Datum přístupu: 18. března 2014. Archivováno z originálu 20. března 2014. (neurčitý)
36. ↑ David A. Aguilar, Christine Pulliam. První přímý důkaz kosmické inflace  . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (17. března 2014). Získáno 17. března 2014. Archivováno z originálu dne 29. dubna 2014.
37. ↑ Ira Solomonova. Téměř neuvěřitelné! Fyzici poprvé dokázali existenci gravitačních vln . Rychlý Slon . Slon.ru (17. března 2014). Datum přístupu: 17. března 2014. Archivováno z originálu 18. března 2014. (neurčitý)
38. ↑ Ivanov Igor. Nová data z observatoře Planck zastavila příliš optimistickou interpretaci výsledků BICEP2 . "Elements.ru" (21. září 2014). Získáno 5. června 2015. Archivováno z originálu 6. října 2014. (neurčitý)
39. ↑ 1 2 Gobunov D.S., Rubakov V.A. Úvod do teorie raného vesmíru: Kosmologické poruchy. inflační teorie . - M. : KRASAND, 2010. - S. 276-277. — 555 str. - ISBN 978-5-396-00046-9 . (Přístup: 17. dubna 2013)  
40. ↑ Gobunov D.S., Rubakov V.A. Úvod do teorie raného vesmíru: Teorie horkého velkého třesku. - M. : LKI, 2006. - S. 35-36. — 552 s. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
41. ↑ Radioteleskop v Antarktidě zaznamenal polarizaci kosmického mikrovlnného pozadí Archivní kopie z 2. listopadu 2012 na Wayback Machine // 09/21/2002
42. ↑ Americký dalekohled v Antarktidě zachytil první kvanta „ozvěny“ Velkého třesku vesmíru Archivní kopie z 10. srpna 2014 na Wayback Machine // 28. února 2007
43. ↑ Boris Stern , Valery Rubakov Astrofyzika. Možnost Trinity. - M., AST, 2020. - str. 93-104

Literatura

• J. F. Smoot . Anizotropie záření CMB: objev a vědecký význam  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Ruská akademie věd , 2007. - T. 177 , č. 12 . - S. 1294 . - doi : 10.3367/UFNr.0177.200712d.1294 . (Ruština)
• Jean-Marc Bonnet-Bidaud. Difúzní světlo vesmíru - na mikrovlnném pozadí před a po jeho objevení: otevřené otázky  // Základy fyziky  . - 2017. - doi : 10.1007/s10701-016-0056-1 . - arXiv : 1701.01017 .
• Naselsky P.D., Novikov D.I., Novikov I.D. Reliktní záření vesmíru. — M .: Nauka, 2003. — 390 s. — ISBN 9785020063686 .

Odkazy

• Mikrovlnné záření na pozadí (reliktní záření). R. A. Sunjajev.
• Astronet. Dokumenty s klíčovým slovem: Reliktní záření.
• Reliktní záření. Encyklopedie "Circumnavigation".
• Kosmické mikrovlnné záření na pozadí.
• Fyzika anizotropií mikrovlnného pozadí.
• LAMBDA - Legacy Archive pro analýzu pozadí mikrovlnných dat. NASA
• První ročník WMAP Technical Papers.
• Web o moderní kosmologii.
• Video "CMB polarizace"

Slovníky a encyklopedie	Velká dánština velká čínština Skvělý norský Velký Rus okolo světa Britannica (online) Universalis
V bibliografických katalozích	GND : 4165370-1 J9U : 987007555983505171 LCCN : sh85110349 NKC : ph884092