对理解的热情
再电离：结束黑暗时代
第一批恒星和星系的紫外光如何再电离氢，使宇宙再次变得透明 在宇宙历史的时间线上，再电离标志着所谓的黑暗时代的结束，这是复合后宇宙充满中性氢原子且尚未形成任何发光源的时期。随着第一批恒星、星系和类星体开始发光，它们的高能（主要是紫外线）光子电离了周围的氢气，将中性的星际介质（IGM）转变为高度电离的等离子体。这个事件，被称为宇宙再电离，深刻改变了宇宙在大尺度上的透明度，并为我们今天观察到的完全照亮的宇宙奠定了基础。 在本文中，我们将探讨： 复合后中性宇宙 第一束光：第三代恒星、早期星系和类星体 电离过程与气泡 时间线与观测证据 未解之谜与持续研究 再电离在现代宇宙学中的重要性 2. 复合后中性宇宙 2.1 黑暗时代 从大爆炸后大约38万年（即复合时期）直到第一批发光结构形成（大约1亿到2亿年后），宇宙大部分时间是中性的，由大爆炸核合成遗留下来的氢和氦组成。这个时期被称为黑暗时代，因为没有恒星或星系，宇宙除了冷却的宇宙微波背景（CMB）外，没有显著的新光源。 2.2 中性氢的主导地位 在黑暗时代，星际介质（IGM）几乎完全由中性氢（H I）组成——这很关键，因为中性氢对吸收紫外光子非常有效。最终，随着物质聚集成暗物质晕和原始气体云坍缩，第一批第三代恒星开始形成。它们强烈的辐射很快将永远改变IGM的状态。 3. 第一束光：第三代恒星、早期星系和类星体 3.1 第三代恒星 理论预测第一批恒星——第三代恒星（Population III stars）——是无金属的（几乎完全由氢和氦组成），且可能非常巨大，质量范围可能从几十到数百个太阳质量不等。它们的形成标志着从黑暗时代到宇宙黎明的过渡。这些恒星发出大量能够电离氢的紫外线（UV）辐射。 3.2 早期星系 随着结构层级形成的进行，小型暗物质晕合并形成更大的晕，产生了第一批星系。在这些星系中，第二代及以后的恒星（Pop II）开始形成，稳定地增加了紫外光子输出。随着时间推移，星系——而非仅仅是Pop III恒星——成为电离辐射的主要来源。...
再电离：结束黑暗时代
第一批恒星和星系的紫外光如何再电离氢，使宇宙再次变得透明 在宇宙历史的时间线上，再电离标志着所谓的黑暗时代的结束，这是复合后宇宙充满中性氢原子且尚未形成任何发光源的时期。随着第一批恒星、星系和类星体开始发光，它们的高能（主要是紫外线）光子电离了周围的氢气，将中性的星际介质（IGM）转变为高度电离的等离子体。这个事件，被称为宇宙再电离，深刻改变了宇宙在大尺度上的透明度，并为我们今天观察到的完全照亮的宇宙奠定了基础。 在本文中，我们将探讨： 复合后中性宇宙 第一束光：第三代恒星、早期星系和类星体 电离过程与气泡 时间线与观测证据 未解之谜与持续研究 再电离在现代宇宙学中的重要性 2. 复合后中性宇宙 2.1 黑暗时代 从大爆炸后大约38万年（即复合时期）直到第一批发光结构形成（大约1亿到2亿年后），宇宙大部分时间是中性的，由大爆炸核合成遗留下来的氢和氦组成。这个时期被称为黑暗时代，因为没有恒星或星系，宇宙除了冷却的宇宙微波背景（CMB）外，没有显著的新光源。 2.2 中性氢的主导地位 在黑暗时代，星际介质（IGM）几乎完全由中性氢（H I）组成——这很关键，因为中性氢对吸收紫外光子非常有效。最终，随着物质聚集成暗物质晕和原始气体云坍缩，第一批第三代恒星开始形成。它们强烈的辐射很快将永远改变IGM的状态。 3. 第一束光：第三代恒星、早期星系和类星体 3.1 第三代恒星 理论预测第一批恒星——第三代恒星（Population III stars）——是无金属的（几乎完全由氢和氦组成），且可能非常巨大，质量范围可能从几十到数百个太阳质量不等。它们的形成标志着从黑暗时代到宇宙黎明的过渡。这些恒星发出大量能够电离氢的紫外线（UV）辐射。 3.2 早期星系 随着结构层级形成的进行，小型暗物质晕合并形成更大的晕，产生了第一批星系。在这些星系中，第二代及以后的恒星（Pop II）开始形成，稳定地增加了紫外光子输出。随着时间推移，星系——而非仅仅是Pop III恒星——成为电离辐射的主要来源。...
黑暗时代与最初结构
恒星尚未存在，物质开始引力聚集成更密集区域的时期 在再结合时代之后——宇宙变得对辐射透明，宇宙微波背景辐射（CMB）释放出来——出现了一个被称为黑暗时代的漫长时期。在这段时间内，还没有发光源（恒星或类星体）存在，因此宇宙实际上是一片黑暗。尽管缺乏可见光，关键过程正在进行：物质（主要是氢、氦和暗物质）开始引力聚集，为第一批恒星、星系和大尺度结构的形成奠定了基础。 在本文中，我们将探讨： 黑暗时代的定义 再结合后宇宙的冷却 密度波动的增长 暗物质在结构形成中的作用 宇宙黎明：第一批恒星的出现 观测挑战与探测手段 现代宇宙学的影响 1. 什么定义了黑暗时代 时间跨度：大约从大爆炸后38万年（复合结束）到第一批恒星形成，可能始于大爆炸后1亿至2亿年左右。 中性宇宙：复合后，几乎所有质子和电子结合成中性原子（主要是氢）。 无显著光源：由于没有恒星或类星体，宇宙缺乏新的明亮辐射源，使其在大多数电磁波段几乎不可见。 在黑暗时代，宇宙微波背景光子继续自由传播并通过宇宙膨胀冷却。然而，这些光子红移进入微波波段，当时几乎没有照明贡献。 2. 复合后宇宙的冷却 2.1 温度演化 复合后（温度约为3000 K），宇宙继续膨胀，温度持续下降。进入黑暗时代时，背景光子温度在几十到几百开尔文之间。中性氢原子占主导，氦占较小比例（约占质量的24%）。 2.2 电离分数 由于残留过程和热气体痕迹，极少数自由电子保持电离状态（约万分之一或更少）。这小部分在能量传递和化学反应中起微妙作用，但总体上，宇宙主要是中性的——与早期电离等离子体状态形成鲜明对比。 3. 密度波动的增长 3.1 早期宇宙的种子 小的密度扰动——在CMB中表现为温度各向异性——由膨胀期间的量子涨落播下种子（如果膨胀范式正确）。复合后，这些扰动表现为物质的轻微过密和欠密。...
黑暗时代与最初结构
恒星尚未存在，物质开始引力聚集成更密集区域的时期 在再结合时代之后——宇宙变得对辐射透明，宇宙微波背景辐射（CMB）释放出来——出现了一个被称为黑暗时代的漫长时期。在这段时间内，还没有发光源（恒星或类星体）存在，因此宇宙实际上是一片黑暗。尽管缺乏可见光，关键过程正在进行：物质（主要是氢、氦和暗物质）开始引力聚集，为第一批恒星、星系和大尺度结构的形成奠定了基础。 在本文中，我们将探讨： 黑暗时代的定义 再结合后宇宙的冷却 密度波动的增长 暗物质在结构形成中的作用 宇宙黎明：第一批恒星的出现 观测挑战与探测手段 现代宇宙学的影响 1. 什么定义了黑暗时代 时间跨度：大约从大爆炸后38万年（复合结束）到第一批恒星形成，可能始于大爆炸后1亿至2亿年左右。 中性宇宙：复合后，几乎所有质子和电子结合成中性原子（主要是氢）。 无显著光源：由于没有恒星或类星体，宇宙缺乏新的明亮辐射源，使其在大多数电磁波段几乎不可见。 在黑暗时代，宇宙微波背景光子继续自由传播并通过宇宙膨胀冷却。然而，这些光子红移进入微波波段，当时几乎没有照明贡献。 2. 复合后宇宙的冷却 2.1 温度演化 复合后（温度约为3000 K），宇宙继续膨胀，温度持续下降。进入黑暗时代时，背景光子温度在几十到几百开尔文之间。中性氢原子占主导，氦占较小比例（约占质量的24%）。 2.2 电离分数 由于残留过程和热气体痕迹，极少数自由电子保持电离状态（约万分之一或更少）。这小部分在能量传递和化学反应中起微妙作用，但总体上，宇宙主要是中性的——与早期电离等离子体状态形成鲜明对比。 3. 密度波动的增长 3.1 早期宇宙的种子 小的密度扰动——在CMB中表现为温度各向异性——由膨胀期间的量子涨落播下种子（如果膨胀范式正确）。复合后，这些扰动表现为物质的轻微过密和欠密。...
复合与第一个原子
电子与原子核结合，开启了中性宇宙的“黑暗时代” 大爆炸后，宇宙在最初几百万年处于炽热、密集状态，质子和电子存在于类似等离子体的汤中，光子向各个方向散射。在此期间，物质与辐射紧密耦合，使宇宙不透明。随着宇宙膨胀和冷却，这些自由质子和电子结合形成中性原子——这一过程称为复合。复合显著减少了可散射光子的自由电子数量，首次有效地允许光线无阻碍地穿越宇宙。 这一关键转变标志着宇宙微波背景辐射（CMB）的出现——我们能观测到的最古老光线——并宣告了宇宙“黑暗时代”的开始，那是一个尚未形成恒星或其他明亮光源的时期。本文将探讨： 早期宇宙的炽热等离子体状态 复合过程背后的物理机制 第一批原子形成所需的时间和温度条件 宇宙透明性的形成及宇宙微波背景辐射（CMB）的诞生 “黑暗时代”及其如何为第一批恒星和星系奠定基础 通过理解复合物理学，我们获得了关键见解，解释了为何我们今天看到的宇宙如此，以及原始物质如何演化成充满宇宙的复杂结构——恒星、星系和生命本身。 2. 早期等离子体状态 2.1 炽热的电离汤 在最早阶段——大爆炸后大约38万年内——宇宙密集、炽热，充满了由电子、质子、氦核和光子组成的等离子体（以及微量其他轻核）。由于能量密度极高，自由电子和质子频繁碰撞，光子不断被散射。这种高碰撞率和散射使宇宙实际上是不透明的： 光子在被自由电子散射（汤姆逊散射）之前无法传播很远。 由于等离子体中频繁的碰撞和高热能，质子和电子大多保持未结合状态。 2.2 温度与膨胀 随着宇宙膨胀，其温度 (T) 大致与尺度因子 a(t) 成反比下降。大爆炸后，宇宙在几百万年时间尺度内从数十亿开尔文冷却到大约几千开尔文。正是这一冷却过程最终使质子能够与电子结合。 3. 复合过程 3.1 中性氢的形成 复合一词有些误导——这是电子和核首次结合（“re-”前缀是历史遗留）。主要通道是质子捕获电子形成中性氢： p +...
复合与第一个原子
电子与原子核结合，开启了中性宇宙的“黑暗时代” 大爆炸后，宇宙在最初几百万年处于炽热、密集状态，质子和电子存在于类似等离子体的汤中，光子向各个方向散射。在此期间，物质与辐射紧密耦合，使宇宙不透明。随着宇宙膨胀和冷却，这些自由质子和电子结合形成中性原子——这一过程称为复合。复合显著减少了可散射光子的自由电子数量，首次有效地允许光线无阻碍地穿越宇宙。 这一关键转变标志着宇宙微波背景辐射（CMB）的出现——我们能观测到的最古老光线——并宣告了宇宙“黑暗时代”的开始，那是一个尚未形成恒星或其他明亮光源的时期。本文将探讨： 早期宇宙的炽热等离子体状态 复合过程背后的物理机制 第一批原子形成所需的时间和温度条件 宇宙透明性的形成及宇宙微波背景辐射（CMB）的诞生 “黑暗时代”及其如何为第一批恒星和星系奠定基础 通过理解复合物理学，我们获得了关键见解，解释了为何我们今天看到的宇宙如此，以及原始物质如何演化成充满宇宙的复杂结构——恒星、星系和生命本身。 2. 早期等离子体状态 2.1 炽热的电离汤 在最早阶段——大爆炸后大约38万年内——宇宙密集、炽热，充满了由电子、质子、氦核和光子组成的等离子体（以及微量其他轻核）。由于能量密度极高，自由电子和质子频繁碰撞，光子不断被散射。这种高碰撞率和散射使宇宙实际上是不透明的： 光子在被自由电子散射（汤姆逊散射）之前无法传播很远。 由于等离子体中频繁的碰撞和高热能，质子和电子大多保持未结合状态。 2.2 温度与膨胀 随着宇宙膨胀，其温度 (T) 大致与尺度因子 a(t) 成反比下降。大爆炸后，宇宙在几百万年时间尺度内从数十亿开尔文冷却到大约几千开尔文。正是这一冷却过程最终使质子能够与电子结合。 3. 复合过程 3.1 中性氢的形成 复合一词有些误导——这是电子和核首次结合（“re-”前缀是历史遗留）。主要通道是质子捕获电子形成中性氢： p +...
暗能量：推动宇宙加速膨胀的谜团
暗能量是宇宙中一种神秘的成分，正在导致宇宙膨胀加速。尽管它构成了宇宙总能量密度的大部分，但其确切性质仍是现代物理学和宇宙学中最大的未解之谜之一。自1990年代末通过对遥远超新星的观测发现以来，暗能量改变了我们对宇宙演化的理解，并激发了理论和观测领域的深入研究。 在本文中，我们将探讨： 历史背景与宇宙学常数 来自Ia型超新星的证据 互补探测：CMB与大尺度结构 暗能量的本质：ΛCDM与替代方案 观测紧张关系与当前争论 未来展望与实验 总结思考 1. 历史背景与宇宙学常数 1.1 爱因斯坦的“最大错误” 1917年，在提出 广义相对论 后不久，阿尔伯特·爱因斯坦 在他的场方程中引入了一个被称为 宇宙学常数 (Λ) 的项 [1]。当时，普遍的信念是宇宙是静态且永恒的。爱因斯坦添加Λ以平衡宇宙尺度上引力的吸引力——从而确保一个静态解。但在1929年，埃德温·哈勃 证明星系正在远离我们，暗示宇宙在膨胀。后来据说爱因斯坦称宇宙学常数是他的“最大错误”，认为一旦接受了宇宙膨胀，它就是不必要的。 1.2 非零Λ的早期迹象 尽管爱因斯坦感到遗憾，非零宇宙学常数的想法并未消失。在随后的几十年里，物理学家在 量子场论 的背景下考虑它，其中真空能量可以对空间本身的能量密度产生贡献。然而，直到20世纪末，没有强有力的观测证据表明宇宙的膨胀正在加速——因此Λ仍然是一个引人入胜的可能性，而非确凿的现实。 2. 来自Ia型超新星的证据 2.1...
暗能量：推动宇宙加速膨胀的谜团
暗能量是宇宙中一种神秘的成分，正在导致宇宙膨胀加速。尽管它构成了宇宙总能量密度的大部分，但其确切性质仍是现代物理学和宇宙学中最大的未解之谜之一。自1990年代末通过对遥远超新星的观测发现以来，暗能量改变了我们对宇宙演化的理解，并激发了理论和观测领域的深入研究。 在本文中，我们将探讨： 历史背景与宇宙学常数 来自Ia型超新星的证据 互补探测：CMB与大尺度结构 暗能量的本质：ΛCDM与替代方案 观测紧张关系与当前争论 未来展望与实验 总结思考 1. 历史背景与宇宙学常数 1.1 爱因斯坦的“最大错误” 1917年，在提出 广义相对论 后不久，阿尔伯特·爱因斯坦 在他的场方程中引入了一个被称为 宇宙学常数 (Λ) 的项 [1]。当时，普遍的信念是宇宙是静态且永恒的。爱因斯坦添加Λ以平衡宇宙尺度上引力的吸引力——从而确保一个静态解。但在1929年，埃德温·哈勃 证明星系正在远离我们，暗示宇宙在膨胀。后来据说爱因斯坦称宇宙学常数是他的“最大错误”，认为一旦接受了宇宙膨胀，它就是不必要的。 1.2 非零Λ的早期迹象 尽管爱因斯坦感到遗憾，非零宇宙学常数的想法并未消失。在随后的几十年里，物理学家在 量子场论 的背景下考虑它，其中真空能量可以对空间本身的能量密度产生贡献。然而，直到20世纪末，没有强有力的观测证据表明宇宙的膨胀正在加速——因此Λ仍然是一个引人入胜的可能性，而非确凿的现实。 2. 来自Ia型超新星的证据 2.1...
暗物质：揭开宇宙隐藏质量的面纱
暗物质是现代天体物理学和宇宙学中最引人注目的谜团之一。尽管它构成了宇宙中大部分的物质，但其基本性质仍然难以捉摸。暗物质不会以可检测的水平发射、吸收或反射光线，因此对依赖电磁辐射的望远镜来说是不可见的（“暗”）。然而，它对星系、星系团以及宇宙大尺度结构的引力效应是不可否认的。 在本文中，我们探讨： 历史线索与早期观察 来自星系旋转曲线和星系团的证据 宇宙学与引力透镜证据 暗物质粒子候选者 实验搜索：直接、间接与对撞机 未解之谜与未来展望 1. 历史线索与早期观测 1.1 Fritz Zwicky与失踪质量（1930年代） 暗物质的第一个强烈线索来自Fritz Zwicky在1930年代初期的研究。在研究昴星团时，Zwicky测量了星系团成员的速度并应用了平衡定理（将束缚系统的平均动能与势能联系起来）。他发现星系运动速度如此之快，如果星系团仅包含恒星和气体的质量，星系团应该已经解体。为了保持引力束缚，星系团需要大量“失踪的质量”，Zwicky称之为“Dunkle Materie”（德语“暗物质”）[1]。 结论：星系团包含的质量远超过可见部分，表明存在大量未被发现的成分。 1.2 早期怀疑 几十年来，许多天体物理学家对大量非发光物质的概念持谨慎态度。一些人更倾向于替代解释，如大量微弱恒星或其他暗淡天体，甚至修改引力定律。但随着后续证据的积累，暗物质成为宇宙学的核心支柱。 2. 来自星系旋转曲线和星系团的证据 2.1 Vera Rubin与星系旋转曲线 1960年代和1970年代，Vera Rubin和Kent Ford的工作成为一个重要转折点，他们测量了包括仙女座星系（M31）[2]在内的螺旋星系的旋转曲线。根据牛顿动力学，远离星系中心的恒星如果大部分质量集中在中央隆起处，应该运动得更慢。相反，Rubin发现恒星的旋转速度在可见物质减少的远处保持恒定，甚至上升。 含义：星系拥有扩展的“不可见”物质晕。这些平坦的旋转曲线强烈支持了存在主导的非发光质量成分的观点。 2.2...
暗物质：揭开宇宙隐藏质量的面纱
暗物质是现代天体物理学和宇宙学中最引人注目的谜团之一。尽管它构成了宇宙中大部分的物质，但其基本性质仍然难以捉摸。暗物质不会以可检测的水平发射、吸收或反射光线，因此对依赖电磁辐射的望远镜来说是不可见的（“暗”）。然而，它对星系、星系团以及宇宙大尺度结构的引力效应是不可否认的。 在本文中，我们探讨： 历史线索与早期观察 来自星系旋转曲线和星系团的证据 宇宙学与引力透镜证据 暗物质粒子候选者 实验搜索：直接、间接与对撞机 未解之谜与未来展望 1. 历史线索与早期观测 1.1 Fritz Zwicky与失踪质量（1930年代） 暗物质的第一个强烈线索来自Fritz Zwicky在1930年代初期的研究。在研究昴星团时，Zwicky测量了星系团成员的速度并应用了平衡定理（将束缚系统的平均动能与势能联系起来）。他发现星系运动速度如此之快，如果星系团仅包含恒星和气体的质量，星系团应该已经解体。为了保持引力束缚，星系团需要大量“失踪的质量”，Zwicky称之为“Dunkle Materie”（德语“暗物质”）[1]。 结论：星系团包含的质量远超过可见部分，表明存在大量未被发现的成分。 1.2 早期怀疑 几十年来，许多天体物理学家对大量非发光物质的概念持谨慎态度。一些人更倾向于替代解释，如大量微弱恒星或其他暗淡天体，甚至修改引力定律。但随着后续证据的积累，暗物质成为宇宙学的核心支柱。 2. 来自星系旋转曲线和星系团的证据 2.1 Vera Rubin与星系旋转曲线 1960年代和1970年代，Vera Rubin和Kent Ford的工作成为一个重要转折点，他们测量了包括仙女座星系（M31）[2]在内的螺旋星系的旋转曲线。根据牛顿动力学，远离星系中心的恒星如果大部分质量集中在中央隆起处，应该运动得更慢。相反，Rubin发现恒星的旋转速度在可见物质减少的远处保持恒定，甚至上升。 含义：星系拥有扩展的“不可见”物质晕。这些平坦的旋转曲线强烈支持了存在主导的非发光质量成分的观点。 2.2...
宇宙微波背景辐射 (CMB)
宇宙在大爆炸后约38万年变得透明时的遗留辐射 宇宙微波背景辐射（CMB）常被描述为我们能观测到的宇宙中最古老的光——一种微弱、几乎均匀的光辉，弥漫在整个空间。它起源于一个关键时期，大约在大爆炸后38万年，当时原始的电子和质子等离子体结合形成中性原子。在此之前，光子频繁地与自由电子散射，使宇宙不透明。一旦中性原子形成数量足够，散射变得不那么频繁，光子可以自由传播——这一时刻称为复合。这一时期释放的光子从那时起一直穿越空间，随着宇宙膨胀逐渐冷却并波长拉长。 如今，我们探测到这些光子作为微波辐射，具有几乎完美的黑体谱，温度约为2.725 K。研究CMB彻底改变了宇宙学，提供了关于宇宙组成、几何形状和演化的见解——从最早的密度波动孕育星系，到基本宇宙学参数的精确数值。 本文将涵盖： 历史发现 复合前后宇宙 CMB的关键特性 各向异性和功率谱 主要的CMB实验 来自CMB的宇宙学约束 当前和未来的任务 结论 2. 历史发现 2.1 理论预测 早期宇宙是炽热且致密的观点可以追溯到20世纪40年代George Gamow、Ralph Alpher和Robert Herman的工作。他们意识到，如果宇宙起始于“炽热的大爆炸”，那么那个时代最初释放的辐射应该仍然存在，但已冷却并红移到微波区域。他们预测了一个温度为几开尔文的黑体谱，但这些预测最初并未引起广泛的实验关注。 2.2 观测发现 1964年至1965年，贝尔实验室的阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊正在调查一个高度灵敏的喇叭形无线电天线中的噪声源。他们偶然发现了一种持续存在的背景噪声，该噪声各向同性（在所有方向上相同），且无论如何校准都不会减弱。与此同时，普林斯顿大学的一个团队（由罗伯特·迪克和吉姆·皮布尔斯领导）正准备寻找早期宇宙预测的“残余辐射”。两组人员一旦联系起来，便清楚彭齐亚斯和威尔逊发现了CMB（Penzias & Wilson, 1965 [1]）。这一发现使他们获得了1978年诺贝尔物理学奖，并巩固了大爆炸模型作为宇宙起源的主导理论。 3. 复合前及复合期间的宇宙...
宇宙微波背景辐射 (CMB)
宇宙在大爆炸后约38万年变得透明时的遗留辐射 宇宙微波背景辐射（CMB）常被描述为我们能观测到的宇宙中最古老的光——一种微弱、几乎均匀的光辉，弥漫在整个空间。它起源于一个关键时期，大约在大爆炸后38万年，当时原始的电子和质子等离子体结合形成中性原子。在此之前，光子频繁地与自由电子散射，使宇宙不透明。一旦中性原子形成数量足够，散射变得不那么频繁，光子可以自由传播——这一时刻称为复合。这一时期释放的光子从那时起一直穿越空间，随着宇宙膨胀逐渐冷却并波长拉长。 如今，我们探测到这些光子作为微波辐射，具有几乎完美的黑体谱，温度约为2.725 K。研究CMB彻底改变了宇宙学，提供了关于宇宙组成、几何形状和演化的见解——从最早的密度波动孕育星系，到基本宇宙学参数的精确数值。 本文将涵盖： 历史发现 复合前后宇宙 CMB的关键特性 各向异性和功率谱 主要的CMB实验 来自CMB的宇宙学约束 当前和未来的任务 结论 2. 历史发现 2.1 理论预测 早期宇宙是炽热且致密的观点可以追溯到20世纪40年代George Gamow、Ralph Alpher和Robert Herman的工作。他们意识到，如果宇宙起始于“炽热的大爆炸”，那么那个时代最初释放的辐射应该仍然存在，但已冷却并红移到微波区域。他们预测了一个温度为几开尔文的黑体谱，但这些预测最初并未引起广泛的实验关注。 2.2 观测发现 1964年至1965年，贝尔实验室的阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊正在调查一个高度灵敏的喇叭形无线电天线中的噪声源。他们偶然发现了一种持续存在的背景噪声，该噪声各向同性（在所有方向上相同），且无论如何校准都不会减弱。与此同时，普林斯顿大学的一个团队（由罗伯特·迪克和吉姆·皮布尔斯领导）正准备寻找早期宇宙预测的“残余辐射”。两组人员一旦联系起来，便清楚彭齐亚斯和威尔逊发现了CMB（Penzias & Wilson, 1965 [1]）。这一发现使他们获得了1978年诺贝尔物理学奖，并巩固了大爆炸模型作为宇宙起源的主导理论。 3. 复合前及复合期间的宇宙...