宇宙背景辐射面面观·长波篇
宇宙背景辐射是分布在整个天空中的弥散光，覆盖从长波射电到高能伽玛射线的整个电磁波谱。这类辐射的起源是河外背景天体辐射的叠加，对天文学研究来说，它们往往因包含了早期宇宙以及大尺度结构的信息而为人瞩目。只是对背景辐射的探测并不容易，除了仪器本身要足够灵敏，更需扣除种种前景天体的影响。正因为如此，虽说19世纪就已经有了理论猜测，直到20世纪中叶，才有象样的结果面世，而空间天文学更是于此贡献良多。
宇宙背景辐射全貌，从左到右依次为伽玛射线背景（紫色）、X射线背景（蓝色）、紫外/可见光背景（绿色）、红外背景（红色）、微波背景（棕色）以及射电背景（黑色）。（图片来源：Dwek, E., & Barker, M. K. 2002, ApJ, 575, 7）
由于相关内容比较多，本站将宇宙背景辐射分两次介绍，先说说射电到红外波段的情况。
射电背景辐射
早先探测到的射电背景强度很弱，与其他波段的宇宙背景相比，流量要小上几个数量级。一般人们将这一波段的背景辐射归结为产星星系的贡献。不过今年年初公布的一项成果似乎改变了这一局面。
这项由气球设备ARCADE作出的发现是3 GHz与8 GHz频段上的射电剩余流量，强度相当于银极附近银河系辐射的2-3倍。用已知的离散源难以解释如此高的流量，仪器本身、地球磁场与银晕影响的可能性也被排除了，于是它的起源暂时被归因于尚不了解的新源，发表的第一批论文也不过是考虑了toy model。至于确切解释？那只好留给未来回答了，毕竟现在距离结果的发表也不过是一个月。
ARCADE测量的射电剩余流量，已扣除了银河系、微波背景辐射与离散射电源的影响。（图片来源：Seiffert et al. 2009）
微波背景辐射
微波背景辐射应该算是所有的宇宙背景辐射中最为人熟知的了。20世纪60年代四大天文发现之一，两次诺贝尔物理奖的获奖项目，数颗专用的测量卫星，这一切都扩大了它的知名度。对于现代宇宙学的基础理论——大爆炸模型来说，这种弥漫宇宙的微弱辐射也是重要的佐证。
从辐射能量来看，微波波段占据了所有背景辐射能的大部头，强度为996 纳瓦特/平方米/立体角。微波背景是所有真实辐射谱中与黑体吻合得最好的，峰值波长1毫米，对应温度是2.73开尔文。这种辐射的起源是在宇宙大爆炸后的30万年，随着空间的膨胀与温度的降低，质子与电子组合成了原子，光子与物质粒子不再耦合，自此开始自由传播。今天所见的辐射就是当年的自由光子红移后的结果。
COBE测量的宇宙微波背景辐射黑体谱。（图片提供：NASA）
众人关注的微波背景辐射各向异性则与宇宙的结构形成有关。辐射温度的起伏对应的是密度的微弱涨落，高温源于致密区域，人们认为这里是当今大尺度结构的种子。根据温度分布还可以获知宇宙的曲率，验证暴涨理论，并测量一系列的宇宙学参数。观测的另一个方面是微波背景与其他天体的作用，如热气体散射导致的Sunyaev-Zel’dovich效应，可以用它来了解星系团的信息。
对微波背景的观测可以追溯到1941年，Andrew McKellar根据星际吸收线的研究判定宇宙中存在2.3开的背景辐射，之后才有了理论上的预期。在彭齐亚斯与威尔逊在1964年的第一次探测之后，第一项在其中搜寻各向异性的空间任务也不是众所周知的COBE，而是搭载在前苏联预报9号卫星上的Relikt-1，观测时间为1983至1984年。1992年发表的数据分析认为，它的探测与后来的COBE相符。当然由于自身设备与大偏心率轨道构型的限制，Relikt-1并没有后者那样成功。由于苏联解体，计划于90年代初发射的后续任务Relikt-2也没有变为现实。
看惯了COBE的全天图，这次来看看Relikt-1的结果：
Relikt-1的全天图，空白处表示银河系所在，方框内是探测到的各向异性。（图片来源：Strukov et al. 1992）
其实空间计划只是微波背景辐射观测的一小部分，更多的实验要依赖地面台站以及高空气球来完成。这其中的代表作包括智利的宇宙背景成象仪（CBI）、特内里费岛的甚小天线阵（VSA）、南极点阿蒙森—斯科特科考站的南极望远镜（SPT）以及在南极放飞的BOOMERANG等等。
南极望远镜，主天线口径10米，主要目的是通过Sunyaev-Zel’dovich效应探测星系团。（图片提供：U.S. Antarctic Program）
红外背景辐射
如果说宇宙微波背景是来自大爆炸的回响，其中包含着大尺度结构形成的种子，那么红外背景就结构形成的残留，直接反映了星系诞生之初的物质分布。由于成形时间较早，红外背景辐射比现今的宇宙更为均匀。它的主要源天体一是星光以及星系中的尘埃在吸收星光后发出的红外辐射，再有就是类星体黑洞吸积盘的尘埃环（torus）再辐射。
2MASS巡天给出的宇宙红外背景辐射图象。（图片提供：A. Kashlinsky & S. Odenwald, 2MASS, NSF, NASA）
探测红外背景可是不太容易，前景的干扰非常多，所以早年只是根据宇宙线估算出了粗略的上限。主要手段有两类，直接与间接。直接法首先要准确校正仪器的流量零点，结合模型有效排除来自仪器本身以及地球大气、太阳系其他天体的干扰。而银河系天体、弥散的行星际尘埃以及其他明亮的离散源辐射同样也需要扣掉。将这些因素扣除后，若有近似大尺度各向同性且与已知离散天体不相关的正流量剩余，方可认为是背景背景辐射。间接法则是根据红外线与高能光子作用生成正负电子对等机制进行推断，从高能光子流量入手间接获取信息，或者根据已知的星系分布来推断下限。
对红外背景辐射的直接测量始于第一颗红外天文卫星IRAS的发射，它给出了全天红外亮度的分布，但由于这不是卫星的主要目的，星上并未携带监测仪器零点的设备，因此无法得到准确的结论。COBE则配备了专门的弥漫红外背景实验设备（DIRBE），首次接收到了比较确切的信号，而且比根据已知星系外推的流量要高上几倍。这一结论为IRTS、2MASS等后来的计划所证实，现在还已经将部分组成红外背景的天体分解开来。
高红外流量可以解释为早期宇宙中活跃的产星活动。这样的星系往往富含尘埃，它们阻挡了星光，让大部分能量以明亮红外线的形式辐射出去。其在现今宇宙中的类似物是极亮红外星系，远红外波段的典型流量相当于太阳的1011倍。
极亮红外星系IRAS 19297-0406。（图片提供：NASA）
对于高红移区域的亮红外源，它们发出的辐射会被红移到亚毫米波区域。
