宇宙学-宇宙微波背景
CMB（宇宙微波背景）本质上是由物质和辐射处于平衡状态时的光子构成的。到了 20 年代，宇宙膨胀的想法被接受并可以回答几个问题。但有关重元素丰度和丰度的问题却没有得到解答。此外，膨胀的宇宙意味着物质的密度应该减少到0。
1948年，乔治·伽莫夫和拉尔夫·阿尔弗用“大爆炸”解释了重元素的起源和丰度。他们与罗伯特·赫尔曼一起预测了“残余辐射”或“大爆炸”留下的辐射的存在。这种残余辐射的预测温度在 50-6 K 之间。 1965 年，Robert Dicke、Jim Peebles 和 David Wilkinson 以及 Amo Perizias 的研究小组通过实验探测到了 CMB。
早期宇宙非常热，能量太高，物质无法保持中性。因此，物质呈电离形式——等离子体。辐射（光子）和物质（等离子体）主要通过以下三个过程相互作用。
康普顿散射- （主要相互作用过程）高能光子和低能带电粒子之间的非弹性散射。
汤姆森散射- 自由带电粒子对光子的弹性散射。
逆康普顿散射- 高能带电粒子和低能光子。这些相互作用最终导致物质和辐射达到热平衡。
热平衡
在热平衡中，辐射服从普朗克能量分布，
$$B_v(T) = \frac{2hv^3}{c(e^{hv/k_BT}-1)}$$
在此期间，由于相互作用非常频繁，光子的平均自由程非常小。宇宙对辐射是不透明的。早期宇宙以辐射为主。宇宙的演化方式使得物质和辐射达到热平衡，并且它们的能量密度变得相等。这可以从显示密度随比例因子演变的图表中看出。让我们找出物质和辐射达到平衡时的比例因子（时间）（a(t)）。
$$\rho_m \propto \frac{1}{a^3}, \: \rho_r \propto \frac{1}{a^4}$$
$$\frac{\rho_{m,t}}{\rho_{r,t}} = \frac{\Omega_{m,t}}{\Omega_{r,t}} = \frac{\Omega_{ m,0}}{\Omega_{r,0}}a(t)$$
在平衡状态下，
$$\frac{\rho_{m,t}}{\rho_{r,t}} = \frac{\Omega_{m,t}}{\Omega_{r,t}} = 1$$
$$\Rightarrow \frac{\Omega_{m,0}}{\Omega_{r,0}}a(t) = 1 \: \Rightarrow a(t) = 2.96 \times 10^{-4}$$
使用 $\Omega_{m,0} = 0.27$ 和 $\Omega_{r,0} = 8 \times 10^{−5}$。与该比例因子相对应的红移由下式给出 -
$$z = 1/a(t)-1 \约 3375$$
由于宇宙的膨胀，辐射的能量密度下降。因此宇宙开始冷却。随着光子的能量开始减少，中性Atomics开始形成。因此，在红移 1300 左右，中性氢开始形成。这个时代的温度接近3000K。
物质和辐射之间的相互作用变得非常罕见，因此宇宙开始对辐射变得透明。该时间段被称为“最后散射表面”，因为光子的平均自由程变得非常大，因此在此时间段之后几乎没有发生任何散射。它也被称为“宇宙光球层”。
需要记住的要点
CMB是由物质和辐射平衡时的光子构成的。
早期宇宙非常热，能量太高，物质无法保持中性，所以它以电离物质——等离子体的形式存在。
康普顿散射、汤姆逊散射、逆康普顿散射是当时的3种物质-辐射相互作用过程。
宇宙演化使得物质和辐射达到热平衡。