1。ビッグバン： ビッグバン理論は、宇宙は非常に暑く、密な状態で始まり、それ以来ずっと拡大し、冷却されていると述べています。この最初の熱い状態は、初期の宇宙を放射線の均一な海で満たしました。
2。宇宙の拡大： 宇宙が拡大すると、この放射線が伸びて冷却され、最終的には電磁スペクトルのマイクロ波部分にある約2.7ケルビンの温度に達します。
3。最後の散乱面： ビッグバンから約380、000年後、宇宙は陽子と電子が中性原子に結合するのに十分涼しくなりました。組換えとして知られるこのプロセスにより、光子は空間を自由に移動し、今日観察するCMBを形成することができました。
4。初期宇宙の均一性： 初期の宇宙は非常に均一でした。つまり、初期の放射線はあらゆる方向に均等に分布していました。
5。宇宙での私たちの立場： CMBは、宇宙を介した運動からドップラー効果のために他の方向よりもある方向でわずかに高温ですが、全体的な分布は空全体で非常に均一です。これは、私たちが宇宙の比較的均一な領域にあるからです。
6。宇宙の地平線： ビッグバン以来、私たちに到達するのに十分な時間があった放射線を観察することができます。距離の光は、宇宙の時代に移動することができました。
したがって、CMBは、非常に熱くて均一であり、宇宙の膨張がこの放射をマイクロ波波長に冷却して伸ばし、今日検出可能になったため、ビッグバンの残光を表すため、あらゆる方向に見えるものです。
