Sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Lompat ke: pandu arah, cari

Dalam bidang kosmologi, sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) (juga CMBR, CBR, MBR, dan sinaran tinggalan) adalah sinaran terma yang memenuhi alam semesta hampir seragam.[1]

Dengan teleskop optik tradisional, ruang di antara bintang dan galaksi (latar belakang) gelap sepenuhnya. Tetapi teleskop radio yang cukup sensitif akan menunjukkan satu cahaya latar belakang yang samar-samar, hampir sekata pada semua arah, yang datangnya bukan daripada mana-mana bintang, galaksi atau objek lain. Cahanya paling kuat dalam rantau gelombang mikro spektrum radio. Penemuan sinaran latar gelombang mikro kosmik dijumpai pada tahun 1964 oleh ahli astronomi radio Amerika, Arno Penzias dan Robert Wilson[2] dan merupakan kemuncak hasil kerja yang telah dimulakan sejak tahun 1940-an, dan mendapat anugerah Hadiah Nobel 1978.

Sinaran latar kosmik sebagusnya dijelaskan sebagai sisa sinaran daripada peringkat awal perkembangan alam semesta, dan penemuannya adalah dianggap sebagai ujian mercu tanda bagi model Letupan Besar alam semesta. Ketika alam semesta masih muda, sebelum pembentukan sebarang bintang dan planet, ia adalah lebih kecil, lebih panas, dan penuh dengan cahaya yang sekata hasil kabus plasma hidrogen yang panas putih. Seperti pengembangan alam semesta, kedua-dua plasma dan sinaran yang mengisinya menjadi semakin sejuk. Apabila alam semesta disejukkan secukupnya, proton dan elektron boleh membentuk atom neutral. Atom-atom ini tidak lagi dapat menyerap sinaran haba, dan alam semesta menjadi telus dan bukan menjadi kabus legap. Foton yang wujud pada masa itu telah tersebar sejak itu, sungguhpun ia menjadi semakin pucat dan kurang bertenaga, kerana bilangan foton yang sama mengisi alam semesta yang lebih besar dan lebih luas. Ini merupakan istilah alternatif bagi sinaran tinggal.

Ukuran tepat sinaran latar kosmik adalah penting bagi kosmologi, kerana apa jua model yang dicadangkan bagi pembentukan alam semesta mesti menjelaskan tentang sinaran ini. CMBR memiliki spektrum jasad hitam terma pada suhu 2.725 K, dengan itu puncak spektrum dalam frekuensi julat gelombang mikro iaitu 160.2 GHz, memiliki panjang gelombang 1.9 mm. Ini kekal jika diukur setiap unit frekuensi, seperti dalam hukum Planck. Jika sebaliknya diukur setiap panjang gelombang setiap unit, dengan menggunakan hukum Wien, puncaknya adalah pada 1.06 mm bersamaan dengan frekuensi 283 GHz.

Kilauan ini adalah seragam pada semua arah, tetapi sisa variasi kecil menunjukkan satu corak yang sangat khusus yang sama seperti yang dijangka sekiranya gas panas yang agak seragam diagihkan berkembang kepada saiz alam semesta masa kini. Khususnya, ruang spektrum kuasa (berapa banyak perbezaan yang dilihat berbanding berapa jauh daerah di langit) mengandungi anisotropies kecil, atau penyelewengan, yang berbeza dengan saiz rantau yang diperiksa . Mereka telah diukur secara terperinci, dan sepadan dengan apa yang akan dijangka sekiranya variasi haba kecil, yang dijana oleh turun naik kuantum bahan di dalam ruang yang sangat kecil, telah berkembang kepada saiz alam semesta yang kita lihat hari ini. Ini masih satu bidang kajian yang sangat aktif, dengan ahli sains mencari kedua-dua data yang lebih baik (sebagai contoh , kapal angkasa Planck) dan tafsiran yang lebih baik mengenai keadaan awal pengembangan alam semesta.

Sungguhpun banyak proses berlainan yang mungkin menghasilkan bentuk umum bagi spektrum jasad hitam, tiada model lain selain Letupan Besar yang mampu menjelaskan turun naik ini. Hasilnya, kebanyakan ahli kosmologi menganggap model Letupan Besar bagi alam semesta sebagai penjelasan terbaik bagi CMBR.

Ciri-ciri[sunting | sunting sumber]

Spektrum latar gelombang mikro kosmik diukur oleh peralatan FIRAS pada satelit COBE adalah spektrum jasad hitam tertepat diukur secara semula jadi.[3] Titik data dan palang ralat pada graf ini dikaburkan oleh theori lengkungan.

Sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik merupakan pancaran tenaga terma jasad hitam seragam yang datang dari segenap sudut angkasa. Sinarannya adalah isotropik kepada secara kasar satu per 100,000: ubahan punca min kuasa duanya hanya sebanyak 18 μK,[4] selepas anisotropi dwikutub ditolak daripada anjakan Dopplernya. Kesan Doppler itu berlaku disebabkan oleh halaju khusus Bumi relatif kepada rangka rehat kosmik segerak sedang Bumi bergerak pada halaju 627 km/s kearah buruj Virgo.

Dalam model Letupan Besar bagi pembentukan alam semesta, Kosmologi Penggelembungan meramalkan bahawa selepas kira-kira 10−37 saat[5] alam semesta baru melalui pertumbuhan eksponen yang melicinkan hampir semua ketakhomogenan. Ketakhomogenan yang selebihnya adalah disebabkan oleh turun naik kuantum dalam medan inflaton yang menyebabkan kejadian penggelembungan itu tadi. [6] Selepas 10−6 saat, alam semesta awal terdiri daripada foton, elektron, dan baryon dalam bentuk plasma panas yang saling tindak antara satu sama lain. Sedang alam semesta berkembang, penyejukan adiabatik menyebabkan plasma kehilangan tenaga lantas membolehkan elektron bergabung dengan proton lalu membentuk atom hidrogen. Penggabungan semula ini berlaku apabila suhu berada dalam sekitar 3000 K atau semasa alam semesta sudah berusia kira-kira 379,000  tahun[7] Pada tahap ini, foton tidak lagi bertindak balas dengan atom yang kini neutral secara elektrik dan mula untuk mengalir bebas melalui angkasa, lalu berlakulah penyahgandingan jisim dan terhasillah sinaran.[8]

Suhu warna foton yang dinyahgandingkan tadi terus berkurangan sejak itu; kini telah turun kepada 2.725 K dan akan kekal merosot sambil alam semesta berkembang. Menurut model Letupan Besar, sinaran dari langit yang kita ukur hari ini datang dari permukaan sfera yang dipanggil permukaan penyerakan terakhir. Ia mewakili set lokasi dalam angkasa lepas di mana peristiwa penyahgandingan dipercayai telah berlaku[9] dan pada satu titik masa di mana foton dari jarak itu baru sahaja sampai kepada pemerhati. Kebanyakan tenaga sinaran dalam alam semesta ini berada dalam latar belakang gelombang mikro kosmik, [10] membentuk sebahagian kecil daripada kira-kira 6×10−5 jumlah ketumpatan alam semesta.[11]

Dua kejayaan besar teori Letupan Besar adalah ramalan spektrum jasad hitam yang hampir sempurna dan ramalan terperinci bagi anisotropi dalam latar belakang gelombang mikro kosmik. Spektrum CMB telah menjadi spektrum jasad hitam yang paling tepat diukur dalam alam semula jadi.[3]

Sejarah[sunting | sunting sumber]

Garis masa bagi CMB
Orang dan tarikh penting
1941 Andrew McKellar cuba mengukur suhu purata perantaraan interstelar dan melaporkan pemerhatian suhu bolometrik purata 2.3 K berdasarkan kajian garis penyerapan interstelar.[12][13]
1946 Robert Dicke meramal ".. sinaran dari bahan kosmik" pada <20 K tetapi tidak merujuk kepada sinaran latar belakang[14]
1948 George Gamow mengira suhu 50 K (menganggarkan Alam Semesta setua 3-juta),[15] mengulasnya ".. ia agak selari dengan suhu sebenar angkasa interstelar", tetapi tidak menyebut mengenai sinaran latar.
1948 Ralph Alpher dan Robert Herman menganggar "suhu di Alam Semesta" pada 5 K. Sungguhpun mereka tidak menyebut secara khusus sinaran latar gelombang mikro, ia boleh dijangka.[16]
1950 Ralph Alpher dan Robert Herman menganggar semula suhu pada 28 K.
1953 George Gamow menganggar 7 K.[14]
1955 Émile Le Roux of the Nançay Radio Observatory, in a sky survey at λ=33 cm, reported a near-isotropic background radiation of 3 kelvins, plus or minus 2.[14]
1956 George Gamow estimates 6 K.[14]
1957 Tigran Shmaonov reports that "the absolute effective temperature of the radioemission background ... is 4±3K".[17] It is noted that the "measurements showed that radiation intensity was independent of either time or direction of observation... it is now clear that Shmaonov did observe the cosmic microwave background at a wavelength of 3.2 cm"[18]
1960s Robert Dicke menganggar semula suhu sinaran latar belakang gelombang mikro MBR pada 40 K[14]
1964 A. G. Doroshkevich dan Igor Dmitriyevich Novikov menerbitkan kertas kerja ringkas, di mana mereka menamakan fenomena sinaran CMB sebagai boleh dikesan.[19]
1964–65 Arno Penzias dan Robert Woodrow Wilson mengukur suhu dianggar 3 K. Robert Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll, dan David Todd Wilkinson menafsir sinaran ini sebagai tanda tangan letupan besar.
1983 RELIKT-1 Soviet CMB anisotropy experiment was launched.
1990 FIRAS on COBE measures the black body form of the CMB spectrum with exquisite precision.
Apr 1992 Scientists who analyzed data from COBE DMR announce the discovery of the primary temperature anisotropy.[20]
1999 First measurements of acoustic oscillations in the CMB anisotropy angular power spectrum from the TOCO, BOOMERANG, and Maxima Experiments.
2002 Polarization discovered by DASI.[21]
2004 E-mode polarization spectrum obtained by the CBI.[22]
2005 Ralph A. Alpher is awarded the National Medal of Science for his groundbreaking work in nucleosynthesis and prediction that the universe expansion leaves behind background radiation, thus providing a model for the Big Bang theory.
2006 Two of COBE's principal investigators, George Smoot and John Mather, received the Nobel Prize in Physics in 2006 for their work on precision measurement of the CMBR.

Latar gelombang mikro kosmik diramal pada tahun 1948 oleh George Gamow, Ralph Alpher, dan Robert Herman.[23][24][25] Alpher dan Herman berjaya menganggarkan bahawa suhu latar gelombang mikro ialah 5 K, namun dua tahun kemudian mereka menganggarkannya semula kepada 28 K. Anggaran tinggi ini disebabkan oleh salah anggaran pemalar Hubble oleh Alfred Behr, yang kemudiannya tidak boleh diulang dan kemudian ditinggalkan dengan anggaran lebih awal. Sungguhpun terdapat beberapa anggaran sebelum ini bagi suhu angkasa, mereka memiliki dua kecacatan. Pertama, mereka adalah ukuran suhu berkesan angkasa dan tidak mencadangkan bahawa angkasa diisi dengan spektrum Planck terma. Kemudian, mereka bergantung kepada kita berada di tempat istimewa di pinggir galaksi Milky Way dan mereka tidak mencadangkan bahawa sinaran itu isotropik. Anggaran ini akan memberikan ramalan yang amat berbeza sekiranya Bumi berada di tempat lain di Alam Semesta.[26]

Pada tahun 1948 hasil kerja Alpher dan Herman dibincangkan dalam banyak persidangan fizik sehingga kira-kira tahun 1955, apabila keduanya meninggalkan Makmal Fizik Gunaan di Universiti Johns Hopkins. Masyarakat astronomi arus perdana bagaimanapun, pada masa itu tidak tertarik dengan kosmologi. Ramalan Alpher dan Herman dijumpai kembali oleh Yakov Zel'dovich pada awal tahun 1960-an, serta diramal sendiri oleh Robert Dicke pada masa yang sama. Terbitan pertama yang mengakui sinaran CMB sebagai fenomena yang boleh dikesan muncul dalam sebuah kertas kerja ringkas tulisan ahli astrofizik Soviet Union, A. G. Doroshkevich dan Igor Dmitriyevich Novikov, pada musim bunga tahun 1964.[27] Pada tahun 1964, David Todd Wilkinson dan Peter Roll, rakan kerja Dicke di Universiti Princeton, mula membina radiometer Dicke bagi mengukur latar belakang gelombang mikro kosmik.[28] Pada tahun 1965, Arno Penzias dan Robert Woodrow Wilson di Makmal Telefon Bell kawasan Bukit Crawford berdekatan Holmdel Township, New Jersey telah membina radiometer Dicke yang mereka rancang untuk gunakan bagi ujikaji astronomi radio dan komunikasi satelit. Radas mereka memiliki suhu antena berlebihan iaitu 3.5 K yang tidak dapat mereka jelaskan. Selepas menerima panggilan telefon dari Bukit Crawford, Dicke berseloroh: "Rakan-rakan, kita telah dipintas (Boys, we've been scooped)."[1][29][30] Pertemuan antara kumpulan Princeton dan Bukit Crawford menentukan bahawa suhu antena memang disebabkan oleh latar belakang gelombang mikro. Penzias dan Wilson menerima Hadian Nobel dalam Fizik pada tahun 1978 bagi jumpaan mereka.[31]

Penafsiran latar gelombang mikro kosmik merupakan isu pertikaian pada tahun 1960-an dengan sebahagian penyokong teori keadaan mantap ("steady state") menegaskan bahawa latar gelombang mikro adalah hasil cahaya bintang bersepadu dari galaksi jauh.[32] Dengan model ini, serta berasaskan kajian ciri garis penyerapan sempit pada spektrum bintang, ahli astronomi Andrew McKellar menulis pada 1941: "Dapat dikira bahawa 'suhu putaran' ruang antara bintang adalah 2 K."[12] Pun begitu, semasa tahun 1970-an persetujuan dicapai bahawa latar belakang gelombang mikro kosmik merupakan sisa letupan besar. Perkara ini sebahagian besarnya disebabkan ukuran baru pada suatu julat frekuensi menunjukkan bahawa spektrum itu adalah spektrum jasad hitam terma, satu hasil yang tidak mampu dihasilkan semula oleh model keadaan mantap.[33]

Antena Hon Holmdel yang membawa kepada penemuan latar belakang gelombang mikro kosmik oleh Penzias dan Wilson.

Harrison, Peebles, Yu dan Zel'dovich menyedari bahawa alam semesta awal perlu memiliki ketakhomogenan pada tahap 10−4 atau 10−5.[34][35][36] Rashid Sunyaev kemudian mengira kecetakan boleh cerap yang ketakhomogenan ini perlu ada pada latar belakang gelombang mikro kosmik.[37] Had-had yang semakin ketat pada tak isotropi bagi latar belakang gelombang mikro kosmik telah ditetapkan oleh ujikaji bumi semasa 1980-an. RELIKT-1, sebuah ujikaji tak isotropi latar belakang gelombang mikro Soviet di atas satelit Prognoz 9 (dilancarkan pada 1 Julai 1983) memberikan had atas pada tak isotropi berskala besar. Misi COBE NASA dengan jelas mengesahkan tak isotropi primer dengan radas Radiometer Gelombang Mikro Pembezaan (Differential Microwave Radiometer), menerbitkan penemuan mereka pada tahun 1992.[38][39] Pasukan tersebut menerima Hadiah Nobel fizik untuk tahun 2006 atas penemuan ini.

Dirangsang dengan hasil COBE, satu siri ujikaji di darat dan belon yang mengukur anisotropies sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik pada skalar bersudut kecil sepanjang abad berikutnya. Matlamat utama ujikaji ini adalah bagi mengukur skala puncak bunyi pertama, yang COBE tidak memiliki resolusi mencukupi menyelesaikannya. Puncak ini selari dengan variasi kepadatan berskala besar pada alam semesta awal yang terhasil akibat ketidak stabilan graviti, menghasilkan ayunan bunyi dalam plasma.[40] Puncak pertama pada anisotropy dikesan samar-samar oleh ujikaji Toco dan hasilnya disahkan oleh ujian BOOMERanG dan ujian "Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array-MAXIMA".[41][42][43] These measurements demonstrated that the geometry of the Universe is approximately flat, rather than curved.[44] They ruled out cosmic strings as a major component of cosmic structure formation and suggested cosmic inflation was the right theory of structure formation.[45]

Puncak kedua secara kabur dikesan melalui beberapa ujian sebelum dikesan dengan muktamad oleh WMAP, yang juga menimbang mengesan puncak ketiga.[46] Pada 2010, beberapa ujikaji bagi memperelok ukuran pengutuban dan latar gelombang mikro pada skala bersudut kecil sedang berlangsung. Ini termasuk DASI, WMAP, BOOMERanG, QUaD, kapal angkasa Planck, Teleskop Kosmologi Atacama, Teleskop Kutub Selatan dan teleskop QUIET.

Gambar WMAP bagi anisotropi suhu CMB.

Notakaki[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. 1.0 1.1 Penzias, A.A.; Wilson, R.W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". Astrophysical Journal 142: 419–421. Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:10.1086/148307. 
  2. Smoot Group (28 Mac 1996). "The Cosmic Microwave Background Radiation". Lawrence Berkeley Lab. Diperoleh pada 2008-12-11. 
  3. 3.0 3.1 White, M. (1999). "Anisotropies in the CMB". Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99. UCLA.
  4. Wright, E.L. (2004). "Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy". Dalam W. L. Freedman. Measuring and Modeling the Universe. Carnegie Observatories Astrophysics Series. Cambridge University Press. ms. 291. arXiv:astro-ph/0305591. ISBN 0-521-75576-X. 
  5. Guth, A. H. (1998). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Basic Books. ms. 186. ISBN 020132840 Check |isbn= value (bantuan). 
  6. Cirigliano, D.; de Vega, H.J.; Sanchez, N. G. (2005). "Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data". Physical Review D 71 (10): 77–115. arXiv:astro-ph/0412634. Bibcode:2005PhRvD..71j3518C. doi:10.1103/PhysRevD.71.103518. 
  7. Abbott, B. (2007). "Microwave (WMAP) All-Sky Survey". Hayden Planetarium. Diperoleh pada 2008-01-13. 
  8. Gawiser, E.; Silk, J. (2000). "The cosmic microwave background radiation". Physics Reports. 333–334: 245. arXiv:astro-ph/0002044. Bibcode:2000PhR...333..245G. doi:10.1016/S0370-1573(00)00025-9. 
  9. Smoot, G. F. (2006). "Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization". Nobel Lecture. Nobel Foundation. Diperoleh pada 2008-12-22. 
  10. Hobson, M.P.; Efstathiou, G.; Lasenby, A.N. (2006). General Relativity: An Introduction for Physicists. Cambridge University Press. ms. 388. ISBN 0521829518. 
  11. Unsöld, A.; Bodo, B. (2002). The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics (edisi ke-5th). Springer–Verlag. ms. 485. ISBN 3-540-67877-8. 
  12. 12.0 12.1 McKellar, A. (1941). "Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space". Publications of the Dominion Astrophysical Observatory (Victoria, BC) 7: 251–272. doi:10.1016/0969-8051(96)00073-X. 
  13. Weinberg, S. (1972). Oxford Astronomy Encyclopedia. John Wiley & Sons. ms. 514. ISBN 0471925675. 
  14. 14.0 14.1 14.2 14.3 14.4 Kragh, H. (1999). Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe. ISBN 069100546X.  "Pada tahun 1946, Robert Dicke dan rakan kerja di MIT menguji peralatan yang mampu menguji latar gelombang mikro kosmik yang kekuatannya sekitar 20K dalam kawasan gelombang mikro. Bagaimanapun, mereka tidak merujuk kepada latar sedemikian, tetapi hanya pada 'sinaran dari bahan kosmik'. Juga, kerja ini tidak berkait dengan kosmologi dan hanya disebut kerana ia dicadangkan bahawa pada tahun 1950, pengesanan sinaran latar mungkin boleh dilakukan secara teknikal, dan juga kerana peranan Dicke kemudiannya dalam jumpaan". See also Dicke, R. H.; et al. (1946). "Atmospheric Absorption Measurements with a Microwave Radiometer". Physical Review 70 (5–6): 340–348. Bibcode:1946PhRv...70..340D. doi:10.1103/PhysRev.70.340. 
  15. Gamow, G. (2004) [1961]. Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe. Courier Dover Publications. ms. 40. ISBN 9780486438689. 
  16. Kragh, H. (1999:132). "Alpher dan Herman kali pertama mengira suhu semasa bagi radiasi primordial berpisah pada tahun 1948, dan mereka melaporkan nilai 5 K. Sungguhpun ia tidak disebut ketika itu mahupun dalam terbitan selepasnya bahawa sinaran itu dalam kawasan gelombang mikro, ini diikuti segera dari suhu... Alpher dan Herman menyatakan dengan jelas bahawa apa yang mereka panggil "suhu alam semesta" pada tahun sebelumnya merujuk kepada sinaran latar jasad hitam amat berlainan dari cahaya suria".
  17. Shmaonov, T. A. (1957). "Commentary". Pribory i Tekhnika Experimenta (dalam bahasa Russian) 1: 83. doi:10.1016/S0890-5096(06)60772-3. 
  18. Naselsky, P. D.; Novikov, D.I.; Novikov, I. D. (2006). The Physics of the Cosmic Microwave Background. ISBN 0521855500. 
  19. Doroshkevich, A. G.; Novikov, I.D. (1964). "Mean Density of Radiation in the Metagalaxy and Certain Problems in Relativistic Cosmology". Soviet Physics Doklady 9: 4292. doi:10.1021/es990537g. 
  20. Sanders, R.; Kahn, J. (13 October 2006). "UC Berkeley, LBNL cosmologist George F. Smoot awarded 2006 Nobel Prize in Physics". UC Berkeley News. Diperoleh pada 2008-12-11. 
  21. Kovac, J.M.; et al. (2002). "Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI". Nature 420 (6917): 772–787. arXiv:astro-ph/0209478. Bibcode:2002Natur.420..772K. doi:10.1038/nature01269. PMID 12490941. 
  22. Readhead, A. C. S.; et al. (2004). "Polarization Observations with the Cosmic Background Imager". Science 306 (5697): 836–844. arXiv:astro-ph/0409569. Bibcode:2004Sci...306..836R. doi:10.1126/science.1105598. PMID 15472038. 
  23. Gamow, G. (1948). "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies". Physical Review 74 (4): 505–506. Bibcode:1948PhRv...74..505G. doi:10.1103/PhysRev.74.505.2. 
  24. Gamow, G. (1948). "The evolution of the universe". Nature 162 (4122): 680–682. Bibcode:1948Natur.162..680G. doi:10.1038/162680a0. PMID 18893719. 
  25. Alpher, R. A.; Herman, R. C. (1948). "On the Relative Abundance of the Elements". Physical Review 74 (12): 1737–1742. Bibcode:1948PhRv...74.1737A. doi:10.1103/PhysRev.74.1737. 
  26. Assis, A. K. T.; Neves, M. C. D. (1995). "History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson" (3). ms. 79–87.  but see also Wright, E. L. (2006). "Eddington's Temperature of Space". UCLA. Diperoleh pada 2008-12-11. 
  27. Penzias, A. A. (2006). "The origin of elements". Nobel lecture. Nobel Foundation. Diperoleh pada 2006-10-04. 
  28. Dicke, R. H. (1946). "The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies". Review of Scientific Instruments 17: 268–275. Bibcode:1946RScI...17..268D. doi:10.1063/1.1770483. PMID 20991753.  Reka bentuk asas bagi radiometer telah digunakan dalam kebanyakan ujikaji latar belakang gelombang mikro kosmik berikutnya.
  29. Dicke, R. H.; et al. (1965). "Cosmic Black-Body Radiation". Astrophysical Journal 142: 414–419. Bibcode:1965ApJ...142..414D. doi:10.1086/148306. 
  30. The history is given in Peebles, P. J. E (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press. ms. 139–148. ISBN 0691019339. 
  31. "The Nobel Prize in Physics 1978". Nobel Foundation. 1978. Diperoleh pada 2009-01-08. 
  32. Narlikar, J. V.; Wickramasinghe, N. C. (1967). "Microwave Background in a Steady State Universe". Nature 216 (5110): 43–44. Bibcode:1967Natur.216...43N. doi:10.1038/216043a0. 
  33. Peebles, P. J. E.; et al. (1991). "The case for the relativistic hot big bang cosmology". Nature 352 (6338): 769–776. Bibcode:1991Natur.352..769P. doi:10.1038/352769a0. 
  34. Harrison, E. R. (1970). "Fluctuations at the threshold of classical cosmology". Physical Review D 1: 2726–2730. Bibcode:1970PhRvD...1.2726H. doi:10.1103/PhysRevD.1.2726. 
  35. Peebles, P. J. E.; Yu, J. T. (1970). "Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe". Astrophysical Journal 162: 815–836. Bibcode:1970ApJ...162..815P. doi:10.1086/150713. 
  36. Zeldovich, Y. B. (1972). "A hypothesis, unifying the structure and the entropy of the Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 160: 1P–4P. doi:10.1016/S0026-0576(07)80178-4. 
  37. Doroshkevich, A. G.; Zel'Dovich, Y. B.; Syunyaev, R. A. (12–16 September 1977). "Fluctuations of the microwave background radiation in the adiabatic and entropic theories of galaxy formation". In Longair, M. S. and Einasto, J.. The large scale structure of the universe; Proceedings of the Symposium. Tallinn, Estonian SSR: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co.. pp. 393–404. While this is the first paper to discuss the detailed observational imprint of density inhomogeneities as anisotropies in the cosmic microwave background, some of the groundwork was laid in Peebles and Yu, above.
  38. Smooth, G. F.; et al. (1992). "Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps". Astrophysical Journal Letters 396 (1): L1–L5. Bibcode:1992ApJ...396L...1S. doi:10.1086/186504. 
  39. Bennett, C.L.; et al. (1996). "Four-Year COBE DMR Cosmic Microwave Background Observations: Maps and Basic Results". Astrophysical Journal Letters 464: L1–L4. arXiv:astro-ph/9601067. Bibcode:1996ApJ...464L...1B. doi:10.1086/310075. 
  40. Grupen, C.; et al. (2005). Astroparticle Physics. Springer. ms. 240–241. ISBN 3540253122. 
  41. Miller, A. D.; et al. (1999). "A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Microwave Background Made from the High Chilean Andes". Astrophysical Journal 521 (2): L79–L82. arXiv:astro-ph/9905100. Bibcode:1999ApJ...521L..79T. doi:10.1086/312197. 
  42. Melchiorri, A.; et al. (2000). "A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang". Astrophysical Journal 536 (2): L63–L66. arXiv:astro-ph/9911445. Bibcode:2000ApJ...536L..63M. doi:10.1086/312744. 
  43. Hanany, S.; et al. (2000). "MAXIMA-1: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy on Angular Scales of 10'-5°". Astrophysical Journal 545 (1): L5–L9. arXiv:astro-ph/0005123. Bibcode:2000ApJ...545L...5H. doi:10.1086/317322. 
  44. de Bernardis, P.; et al. (2000). "A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation". Nature 404 (6781): 955–959. arXiv:astro-ph/0004404. Bibcode:2000Natur.404..955D. doi:10.1038/35010035. PMID 10801117. 
  45. Pogosian, L.; et al. (2003). "Observational constraints on cosmic string production during brane inflation". Physical Review D 68 (2): 023506. arXiv:hep-th/0304188. Bibcode:2003PhRvD..68b3506P. doi:10.1103/PhysRevD.68.023506. 
  46. Ralat petik: Tag <ref> tidak sah; teks bagi rujukan hinshaw07 tidak disediakan

Pautan luar[sunting | sunting sumber]