Ogled vira Prasevanje

'''Prásévanje''' (ali '''kózmično mikrovalóvno sévanje ozádja''') je v [[fizikalna kozmologija|fizikalni kozmologiji]] vrsta [[elektromagnetno valovanje|elektromagnetnega valovanja]], ki zapolnjuje [[Vesolje]], in izvira iz [[čas]]a, ko je Vesolje postalo prozorno, bilo staro približno 379.000 [[leto|let]] in imelo [[temperatura|temperaturo]] približno 3000 [[kelvin|K]].<ref name="apj142:419" /><ref name="de_vega_2002" /> Izraz ''prasevanje'', oziroma '''relíktno sévanje''', ki se večinoma rabi v [[astrofizika|astrofiziki]], je predlagal [[Josip Samujilovič Šklovski|Šklovski]].<ref name="sklo_1987" /> Drugi izraz se največ rabi v [[radijska astronomija|radioastronomiji]].<ref name="krugosvet" /> V tradicionalnem [[optični daljnogled|optičnem daljnogledu]] je [[prostor]] med [[zvezda]]mi in [[galaksija]]mi, oziroma njihovo ozadje, [[črna|črno]]. V [[radijski daljnogled|radijskem daljnogledu]] obstaja šibko sevanje ozadja, enako skoraj v vseh [[smer]]eh, in ni povezano z nobeno zvezdo, galaksijo ali drugim [[astronomsko telo|telesom]]. Sevanje je najmočnejše v [[mikrovalovi|mikrovalovnem]] delu [[spekter elektromagnetnega valovanja|elektromagnetnega spektra]]. Odkritje prasevanja ameriških radijskih astronomov [[Arno Allan Penzias|Penziasa]] in [[Robert Woodrow Wilson|Wilsona]] leta 1964 je predstavljalo vrhunec dela, začetega v 40. letih 20. stoletja. Zanj so leta 1978 Penziasu in Wilsonu podelili polovico [[Nobelova nagrada za fiziko|Nobelove nagrade za fiziko]].<ref name="smoot group" />

Prasevanje se lahko dobro opiše kot [[sevanje]], ki je ostalo od zgodnje stopnje razvoja Vesolja, njegovo odkritje pa velja za temeljni preskus [[fizikalni model|modela]] [[prapok]]a Vesolja. Ko je bilo Vesolje mlado, pred nastankom zvezd in [[planet]]ov, je bilo manjše, dosti bolj vroče in zapolnjeno z enakomernim sevanjem od svoje vroče, [[bela|bele]] [[megla|megle]] [[vodik]]ove [[Plazma (fizika)|plazme]]. Ko se je [[širjenje Vesolja|širilo]], sta se plazma in sevanje hladila, in, ko se je shladilo dovolj, so lahko nastali stabilni [[atom]]i. Ti atomi niso mogli več absorbirati [[toplotno sevanje|toplotnega sevanja]], Vesolje pa je postalo prosojno in ni bilo več neprosojna megla. Od tedaj naprej se [[foton]]i gibljejo, čeprav postajajo oslabeli z manj [[energija|energije]], saj zapolnjujejo vedno večje Vesolje.

Točne [[meritev|meritve]] prasevanja so za fizikalno kozmologijo zelo pomembne, saj mora vsak model Vesolja pojasniti to sevanje. Prasevanje ima toplotni spekter absolutno [[črno telo|črnega telesa]] pri temperaturi 2,7277 K, tako da je njegov vrh v mikrovalovnem delu s [[frekvenca|frekvenco]] 160,4 [[gigahertz|GHz]], kar odgovarja [[valovna dolžina|valovni dolžini]] 1,870 [[milimeter|mm]].<ref name="de_vega_2002" /> To velja za [[spektralna gostota|spektralno gostoto]] sevanja na enoto frekvence po [[Planckov zakon|Planckovem zakonu]]. Če se vzame gostota na enoto valovne dolžine, bo po [[Wienov zakon|Wienovem zakonu]] vrh pri valovni dolžini 1,062&nbsp;mm, kar odgovarja frekvenci 282,2&nbsp;GHz. Sevanje je skoraj, vendar ne popolnoma, enakomerno v vseh smereh, in kaže zelo značilen vzorec, enak dokaj enakomerno porazdeljenemu vročemu, [[rdeča|rdečemu]] [[plin]]u, če bi se razširil na sedanjo velikost Vesolja. Prostorski potenčni spekter (kako velika razlika se zazna glede na to kako daleč so območja na nebu) še posebej vsebuje majhne [[anizotropija|anizotropije]] ali nepravilnosti, ki se razlikujejo z velikostjo pregledanega območja. Izmerili so jih podrobno. Meritve se ujemajo s pričakovanim, če bi se majhne toplotne spremembe, ki jih povzročajo [[kvantna fluktuacija|kvantne fluktuacije]] [[snov]]i{{efn|Fluktuacija snovi je naraščanje in upadanje količine snovi na določenem področju oz. njeno spreminjanje, gibanje.}} v zelo majhnem prostoru, razširile na velikost [[opazljivo vesolje|opazljivega vesolja]], ki se ga vidi danes. To je še vedno zelo dejavno področje raziskovanj, kjer si znanstveniki želijo tako boljše podatke (na primer [[vesoljski observatorij]] [[Planck (vesoljski observatorij)|Planck]]) kot tudi boljše razlage začetnih pogojev metričnega širjenja prostora.

Čeprav lahko splošna oblika spektra absolutno črnega telesa nastane z različnimi procesi, lahko edino model prapoka pojasni fluktuacije. Zaradi tega imajo kozmologi model prapoka Vesolja za najboljšo razlago prasevanja.

== Značilnosti ==
[[slika:Cmbr.svg|thumb|right|250px|Spekter prasevanja [[meritev|izmerjen]] z inštrumentom FIRAS na [[umetni satelit|satelitu]] [[Cosmic Background Explorer|COBE]] je najbolj [[točnost|točno]] izmerjen [[spekter elektromagnetnega valovanja|spekter]] absolutno [[črno telo|črnega telesa]] v [[narava|naravi]].<ref name="dpf99" /> Podatkovne točke in [[standardna napaka|napake]] v grafu zakriva teoretična krivulja po [[Planckov zakon|Planckovem zakonu]].]]
[[slika:COBE cmb fluctuations.png|thumb|right|250px|Slika temperaturnih sprememb prasevanja dveletnih opazovanj inštrumenta DMR na satelitu COBE. Podatki so zbrani med letoma 1990 in 1991.<ref>{{navedi splet|title= DMR Images|url= https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/dmr_image.cfm|work=[[NASA]], [[Goddardovo središče za vesoljske polete|GSFC]]|date= |accessdate= 2017-03-12|language= en}}</ref>]]

Prasevanje je [[izotropija|izotropno]] do približno enega dela na 100.000. [[kvadratična sredina|Koren kvadrata srednje vrednosti]] razlik je le 18 µK.<ref name="wrig_2004" /> Vrednost je dobljena, ko so odšteli [[dipol]]no anizotropijo, ki je posledica [[Dopplerjev pojav|Dopplerjevega premika]] mikrovalovnega sevanja ozadja zaradi naše svojske [[hitrost]]i relativne glede na sogibajoči vesoljski mirovni sistem. Ta značilnost je v skladu z [[gibanje]]m [[Zemlja|Zemlje]] s hitrostjo približno 627&nbsp;km/s proti [[ozvezdje|ozvezdju]] [[Devica (ozvezdje)|Device]]. Inštrument FIRAS na [[NASA|Nasinem]] [[umetni satelit|satelitu]] [[Cosmic Background Explorer]] (COBE) je točno izmeril spekter mikrovalovnega ozadja. Člani projekta so primerjali izmerjeno prasevanje z notranjim referenčnim črnim telesom, spektra pa sta se ujemala do napake merjenja. Zaključili so, da bi vsaka druga odstopanja od oblike za črno telo, ki bi še vedno ostala nezaznavna v spektru prasevanja v obsegu valovnih dolžin od 0,5 do 5&nbsp;mm, morala imeti vrednost utežene kvadratične sredine vsaj 50 delov na milijon (0,005 %) največje vrednosti prasevanja.<ref name="fixs_1996" /> Zaradi tega ta meritev spektra prasevanja predstavlja najbolj [[točnost|točno]] meritev spektra črnega telesa v [[narava|naravi]].<ref name="dpf99" />

Prasevanje je morda glavna napoved modela prapoka. Poleg tega [[inflacijski model Vesolja|inflacijska kozmologija]] predvideva, da se je po približno 10<sup>−37</sup> [[sekunda|sekunde]] nastajajoče Vesolje [[eksponentna rast|eksponentno razširilo]], kar je zgladilo skoraj vse nehomogenosti.<ref name="guth_1998" /><ref name="ciri_2005" /> Izjeme so nehomogenosti, ki so jih povzročile kvantne fluktuacije v [[inflaton]]skem polju. Temu je sledil [[zlom simetrije]], vrsta [[fazni prehod|faznega prehoda]] v katerem so štiri [[osnovna sila|osnovne sile]] in [[osnovni delec|osnovni delci]] dobili sedanjo obliko. Po 10<sup>−6</sup> sekunde je bilo Vesolje sestavljeno iz vroče plazme fotonov, [[elektron]]ov in [[barion]]ov. Fotoni so neprestano vzajemno reagirali s plazmo prek [[Thomsonovo sipanje|Thomsonovega sipanja]]. Ker se je Vesolje razširilo, je adiabatna ohladitev povzročila ohladitev plazme, dokler se elektroni niso združili s [[proton]]i in tvorili [[atom vodika|vodikove atome]]. Približno na vsak deseti vodikov atom je nastal tudi [[helij]]ev atom. Ta dogodek [[rekombinacija (kozmologija)|rekombinacije]] se je zgodil pri temperaturi približno 3000 K, ali, ko je bilo Vesolje staro približno 379.000 let. To odgovarja [[rdeči premik|rdečemu premiku]] {{brez preloma|z {{=}} 1088}}.<ref name="abot_2007" /> V tem trenutku so se fotoni razpršili stran od sedaj [[električni naboj|električno]] nevtralnih atomov in se začeli [[prosti tok|prosto]] gibati po prostoru, kar je povzročilo [[razklopitev]] snovi in sevanja.<ref name="gawi_2000" />

Od tedaj se je [[barvna temperatura]] fotonov zmanjševala vse do 2,7277 K. Njihova temperatura se bo s širjenjem Vesolja še zmanjšala. Glede na model prapoka sevanje z neba, ki se ga meri danes, prihaja s [[sfera|sferne]] [[ploskev|ploskve]], imenovane ''ploskev zadnjega sipanja'' (LSS). To predstavlja zbirko peg v prostoru v katerih se je verjetno zgodil dogodek razklopitve, manj kot 400.000 let po prapoku, ter v času, da so fotoni s te [[razdalja|razdalje]] ravno dosegli opazovalce.<ref name="smoo_2006" /> Ocenjena starost Vesolja je 13,75 [[milijarda|milijard]] let.<ref name="atki_2010" /> Ker pa se je od tedaj Vesolje nadaljevalo širiti, je [[sogibajoča razdalja]] od Zemlje do robu opazljivega vesolja vsaj 46,5 milijard [[svetlobno leto|svetlobnih let]].<ref name="line_2005" /><ref name="harr_2000" />

[[fizikalna teorija|Teorija]] prapoka domneva, da prasevanje zapolnjuje vso opazljivo vesolje, in, da je večina sevalne energije v Vesolju v prasevanju, kar pomeni približno 6{{e|-5}} celotne gostote Vesolja.<ref name="hobs_2006" /> Fotonska gostota je 4,7{{e|-31}} kg/m<sup>3</sup>, kritična gostota pa 7,9{{e|-27}} kg/m<sup>3</sup>. Njuno razmerje je 5,9{{e|-5}}.<ref name="unso_2002" />

Dva velika uspeha teorije prapoka sta njena napoved skoraj popolnega spektra absolutno črnega telesa zgodnjega Vesolja in njena podrobna napoved anizotropij v prasevanju. [[Vesoljsko plovilo]] [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]] (WMAP) je od svoje izstrelitve 30. junija 2001 točno izmerilo te anizotropije po celem nebu vse do kotnih velikosti 0,2°.<ref name="apjss148" /> Z njimi se lahko ocenijo parametri standardnega [[model Lambda-CDM|modela ΛCDM]] prapoka. Nekaj podatkov, kot je na primer [[oblika Vesolja]], je moč pridobiti neposredno iz kozmičnega mikrovalovnega ozadja, drugi, kot je na primer [[Hubblova konstanta]], pa niso omejeni, in jih je treba povzeti iz drugih meritev.<ref name="apjss148" /> Zadnja vrednost da rdeči premik galaksij (tolmačen kot [[recesivna hitrost]]) kot razmerje razdalj med njimi.

== Zgodovina ==

[[Richard Chace Tolman|Tolman]] je leta 1934 pokazal, da se sevanje črnega telesa v razširjajočem Vesolju ohlajuje, vendar ohranja svojo toplotno značilnost in ostaja črno telo, kar je zelo pomembna značilnost prasevanja.<ref name="smoot group" />

=== Napoved ===

Prasevanje so leta 1948 napovedali [[George Gamow|Gamow]], [[Ralph Asher Alpher|Alpher]] in [[Robert Herman|Herman]] na podlagi teorije vročega prapoka.<ref name="gamo_1948a" /><ref name="gamo_1948b" /><ref name="alph_1948" /> Alpher in Herman sta lahko ocenila temperaturo prasevanja na 5&nbsp;K, čeprav sta dve leti kasneje vrednost popravila na 28&nbsp;K. Njuna visoka ocena temperature je bila posledica slabe [[Alfred Behr|Behrove]] ocene [[Hubblova konstanta|Hubblove konstante]], ki je ni bilo moč ponoviti, in so jo kasneje za zgodnejšo oceno opustili. Gamow je leta 1950 dal oceno 3&nbsp;K, leta 1953 7&nbsp;K in leta 1956 6&nbsp;K.<ref name="krag_1999" /> Čeprav je za temperaturo Vesolja obstajalo več predhodnih ocen, so imele dve pomanjkljivosti. Kot prvo, bile so meritve [[efektivna temparatura|efektivne temperature]] Vesolja in niso upoštevale, da je bilo Vesolje zapolnjeno s toplotnim Planckovim spektrom. Kot drugo, bile so odvisne od posebne lege Zemlje na robu krajevne [[Rimska cesta (galaksija)|Galaksije]] in niso namigovale na to, da je sevanje izotropno. Ocene bi dale precej drugačne napovedi, če bi bila Zemlja kje drugje v Vesolju.<ref name="assis_neves_1995" />

Alpherjev in Hermanov rezultat iz leta 1948 so obravnavali na mnogih fizikalnih srečanjih do nekako leta 1955, ko sta oba zapustila Laboratorij za uporabno fiziko [[Univerza Johnsa Hopkinsa|Univerze Johnsa Hopkinsa]]. Glavnina astronomske srenje se v tem času ni ukvarjala s kozmologijo.

=== Predzgodovina ===

[[Émile Le Roux|Le Roux]] z [[Radijski observatorij Nançay|Radijskega observatorija Nançay]] je leta 1955 med kartiranjem neba pri valovni dolžini 33&nbsp;cm poročal o skoraj izotropnem sevanju ozadja s temperaturo 3 ± 2 K.<ref name="krag_1999" />

Istega leta je mladi podiplomski študent radioastronom [[Tigran Aramovič Šmaonov|Šmaonov]] v [[Observatorij Pulkovo|Observatoriju Pulkovo]] pod vodstvom radioastronomov [[Semjon Emanujilovič Hajkin|Hajkina]] in [[Naum Lvovič Kajdanovski|Kajdanovskega]] opravil meritve radijskega sevanja iz vesolja pri valovni dolžini 32&nbsp;cm in eksperimentalno odkril šum mikrovalovnega sevanja.<ref name="krugosvet" /> Meril je s pomočjo rogaste antene, podobne tisti, ki sta jo kasneje uporabila Penzias in Wilson. Zelo pazljivo je izključil vse motnje in interference. Tedaj še ni imel na voljo občutljivih detektorjev, ki so jih kasneje uporabljali v ZDA. Rezultate njegovih meritev so objavili leta 1957 v njegovi kandidatski dizertaciji in v reviji ''Приборы и техника эксперимента''. Meritve so dale absolutno vrednost efektivne temperature radijskega sevanja ozadja 4 ± 3 K. Šmaonov je podrobno pojasnil neodvisnost jakosti sevanja od smeri na nebu in od časa. Po zagovoru svoje doktorske dizertacije je o tem objavil članek v neastronomski reviji ''Приборы и техника эксперимента''.<ref name="smao_1957" />

Manjkajoči člen Le Rouxjevega dela in dela Šmaonova je bil, da nista povezala svojih opazovanj s tem kar je predvidevala teorija prapoka leta 1948. Imela sta prave podatke, vendar nista imela teorije, ki bi jim dala smisel.<ref>{{navedi splet|title=Big Hiss Missed by Others|url=http://cosmictimes.gsfc.nasa.gov/online_edition/1965Cosmic/hiss.html|work=[[NASA]], [[Goddardovo središče za vesoljske polete]]|accessdate=2011-04-21|language=en|archive-date=2011-08-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20110814005136/http://cosmictimes.gsfc.nasa.gov/online_edition/1965Cosmic/hiss.html|url-status=dead}}</ref><ref name="sing_2007" />{{rp|377}}

=== Odkritje ===
[[slika:Horn Antenna-in Holmdel, New Jersey.jpeg|thumb|right|250px||[[Holmdelska rogasta antena]] s katero sta [[Arno Allan Penzias|Penzias]] in [[Robert Woodrow Wilson|Wilson]] odkrila prasevanje]]

Alpherjevo in Hermanovo napoved je v zgodnjih 1960-ih ponovno navedel [[Jakov Borisovič Zeldovič|Zeldovič]], v istem času pa jo je neodvisno napovedal [[Robert Henry Dicke|Dicke]]. Prvo objavljeno priznanje prasevanja kot zaznavnega pojava se je pojavilo pomladi 1964 v kratkem članku astrofizikov [[Andrej Georgijevič Doroškevič|Doroškeviča]] in [[Igor Dimitrijevič Novikov|Novikova]].<ref name="penz_2006" /> Leta 1964 sta [[David Todd Wilkinson|Wilkinson]] in [[Peter Roll|Roll]], Dickeova tovariša na [[Univerza Princeton|Univerzi Princeton]], začela izdelovati Dickeov [[radiometer]] za merjenje prasevanja.<ref name="dick_1946" /> Dickeovo osnovno konstrukcijo radiometra so uporabili v najzgodnejših preskusih prasevanja. Leta 1965 sta [[Arno Allan Penzias|Penzias]] in [[Robert Woodrow Wilson|Wilson]] na [[Crawford Hill]]u, lokaciji [[Bellovi laboratoriji|Bellovih laboratorijev]] blizu okraja [[Holmdel Township, New Jersey|Holmdel]] v [[New Jersey]]ju, zgradila Dickeov radiometer, ki sta ga hotela uporabiti za poskuse v radijski astronomiji in satelitski komunikaciji. Njun inštrument, reflektorska [[Holmdelska rogasta antena|rogasta antena]], je imel presežek 3,5 ± 3 K [[temperatura šuma|temperature antene]], ki ga nista znala pojasniti. Merila sta pri valovni dolžini 73&nbsp;mm.<ref name="assis_neves_1995" /> Spekter prasevanja ima sicer po [[Wienov zakon|Wienovem zakonu]] vrh pri valovni dolžini 1,062&nbsp;mm. Po prejetju telefonskega klica s Crawford Hilla, se je Dicke pošalil: »Fantje, pobrali smo vso stavo.«<ref name="apj142:419" /><ref name="dick_1965" /><ref>Zgodovina je podana v {{sktxt|Peebles|1993|pp=139–148}}.</ref> Srečanje med skupinama s Princetona in Crawford Hilla je ugotovilo, da je bil vzrok temperaturi antene res mikrovalovno ozadje. Penzias in Wilson sta za svoje odkritje leta 1978 prejela polovico [[Nobelova nagrada za fiziko|Nobelove nagrade za fiziko]].<ref>{{navedi splet|date=1978|title=The Nobel Prize in Physics 1978|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/|publisher=[[Nobelov sklad]]|accessdate=2009-01-08|language=en}}</ref>

Razlaga prasevanja je bila v 1960-ih sporno vprašanje za nekatere zagovornike [[teorija mirujočega stanja|teorije mirujočega stanja]], ki so trdili, da je prasevanje posledica sipanja zvezdne svetlobe iz oddaljenih galaksij.<ref name="narl_1967" /> S pomočjo tega modela in na temelju raziskovanja značilnosti ozkih absorbcijskih črt v zvezdnih spektrih je [[Andrew McKellar|McKellar]] leta 1941 zapisal: »Lahko izračunamo, da je [[rotacijska temperatura]] medzvezdnega prostora enaka 2 K.«<ref name="dao7" /><ref name="wein_1972" /> McKellar je poskušal izmeriti povprečno bolometrično temperaturo [[medzvezdna snov|medzvezdne snovi]]. Meril je [[absorpcija|absorpcijo]] svetlobe z molekulami [[dician]]a (CN) z zvezde [[Epsilon Kačenosca|ξ Kačenosca]] v medzvezdni snovi in opazil,<ref name="dao7" /><ref name="mcke_1941b" /> da temne absorpcijske črte niso le posledica rotacijskega stanja te molekule, ampak tudi [[vzbujeno stanje|vzbujenega stanja]], in da razmerje jakosti črt odgovarja temperaturi CN približno 2,3 K. V tem času tega pojava niso znali pojasniti.<ref name="zeld_1975" />

McKellar verjetno ni razmišljal o kozmoloških posledicah svojih meritev, vendar je bil njegov dosežek izjemen in prefinjen. V 1970-ih je večina začela soglašati, da je kozmično mikrovalovno ozadje ostanek prapoka. Temu je prispevalo dejstvo, da so nove meritve na različnih frekvencah pokazale, da je spekter termičen, spekter absolutno črnega telesa, ki ga model mirujočega stanja ni znal pojasniti.<ref name="peeb_1991" />

=== Raziskovanje heterogenosti ===

[[Rainer Kurt Sachs|Sachs]] in [[Arthur Michael Wolfe|Wolfe]] sta leta 1966 teoretično napovedala amplitude kolebanj mikrovalovnega ozadja, ki jih povzročajo razlike v gravitacijskem potencialu med opazovalci in površino zadnjega sipanja ([[Sachs-Wolfejev pojav]]).<ref name="smoot group" /> [[Martin John Rees|Rees]] in [[Dennis William Sciama|Sciama]] sta leta 1968 teoretično napovedala amplitude kolebanj mikrovalovnega ozadja, ki jih povzročajo fotoni, ki prečkajo časovno odvisne potencialne jame.<ref name="smoot group" /> [[Edward Robert Harrison|Harrison]], [[Philip James Edwin Peebles|Peebles]], Yu in Zeldovič so spoznali, da bi moralo imeti zgodnje Vesolje nehomogenosti pri redih velikostih od 10<sup>−4</sup> ali 10<sup>−5</sup>.<ref name="harr_1970" /><ref name="peeb_1970" /><ref name="zeld_1972" /> [[Rašid Alijevič Sjunjajev|Sjunjajev]] je kasneje izračunal opazljivo sled, ki bi jih te nehomogenosti imele na kozmično mikrovalovno ozadje.<ref name="doro_1977" />

Naraščajoče ostre meje anizotropije kozmičnega mikrovalovnega ozadja so podali preskusi z zemeljskega površja v 1980-ih. 1. julija 1983 so v Sovjetski zvezi izstrelili satelit [[Prognoz-9]] s sondo [[RELIKT-1]], ki je odkrila vsaj zgornjo mejo anizotropije na velikih razdaljah. Sonda je med julijem 1983 in februarjem 1984 na dokaj [[izsrednost tira|izsrednem tiru]] ([[odzemlje]] 700.000&nbsp;km, [[naklon tira]] 65,5°, [[obhodna doba]] približno 27 dni) naredila približno 15 milijonov posameznih meritev (od tega 10 % blizu galaktičnega ekvatorja) pri 37&nbsp;GHz s [[kotna ločljivost|kotno ločljivostjo]] 5,5°, ter temperaturno ločljivostjo 0,6 mK. Kasnejša analiza podatkov je razkrila tudi obliko spektra absolutno črnega telesa in anizotropijo, podatke pa so objavili januarja 1992 na moskovskem astrofizikalnem seminarju. Preskus je pripravil Inštitut za vesoljske raziskave [[Sovjetska akademija znanosti|Sovjetske akademije znanosti]], vodja projekta pa je bil [[Igor A. Strukov|Strukov]].<ref name="stru_1992a" /><ref name="stru_1992b" />
[[slika:BigBangNoise.jpg|thumb|right|250px|Meritve prasevanja z različnimi inštrumenti: [[Holmdelska rogasta antena]] (1965), [[Cosmic Background Explorer|COBE]] (1992) in [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] (2003)]]
[[slika:PIA16874-CobeWmapPlanckComparison-20130321.jpg|thumb|right|250px|Primerjava rezulatatov prasevanja na 10° delu neba s satelitov [[Cosmic Background Explorer|COBE]], [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] in [[Planck (vesoljski observatorij)|Planck]], 21. marec 2013]]

Nasin satelit COBE, izstreljen 18. novembra 1989, je jasno zaznal primarno temperaturno anizotropijo z inštrumentom DMR (''[[Differential Microwave Radiometer]]''). Izsledke njegovih meritev so objavili aprila 1992.<ref name="smoo_1992" /><ref name="benn_1996" /> Člana raziskovalne skupine, [[John Cromwell Mather|Mather]] in [[George Fitzgerald Smoot III.|Smoot]], sta za to odkritje leta 2006 prejela [[Nobelova nagrada za fiziko|Nobelovo nagrado za fiziko]]. Odbor za izbiro Nobelovih nagrad je bil pri tem do sovjetskih raziskovalcev pristranski. K temu je verjetno, po besedah Strukova, pripomoglo tudi nezanimanje ruskih astrofizikov za podatke z RELIKTa-1.<ref>{{navedi splet|url=http://www.rian.ru/analytics/20061116/55698972-print.html|title=Упущенные возможности|date=2006-11-16|work=[[RIA Novosti]]|accessdate=2010-11-03|language=ru}}</ref>

V naslednjem desetletju je na podlagi uspeha satelita COBE več preskusov s površja in z baloni merilo anizotropije kozmičnega mikrovalovnega ozadja na manjših kotnih razdaljah. Glavni cilj teh poskusov je bilo merjenje velikosti prvega akustičnega vrha, ki ga COBE zaradi premajhne ločljivosti ni mogel zaznati. Ta vrh odgovarja gostotnim spremembam v zgodnjem Vesolju na velikih razdaljah, ki so jih povzročile gravitacijske nestabilnosti, kar je privedlo do akustičnih nihanj v plazmi.<ref name="grup_2005" /> Prvi vrh anizotropije je nerazločno zaznal [[QMAP|MAT/TOCO]] leta 1996, rezultate pa sta potrdila preskusa [[BOOMERanG experiment|BOOMERanG]] in [[Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array|MAXIMA]] v letih od 1997 do 1999.<ref name="mill_1999" /><ref name="melc_2000" /><ref name="hana_2000" /> Te meritve so pokazala, da je [[oblika Vesolja]] približno ravna in ne [[ukrivljeni prostor|ukrivljena]].<ref name="bern_2000" /> Izključile so [[kozmična struna|kozmične strune]] kot glavno komponento nastanka oblike Vesolja in nakazale, da je model kozmične inflacije prava teorija nastanka oblike.<ref name="pogo_2003" />

Drugi vrh so nerazločno odkrili z več poskusi. WMAP ga je dokončno potrdil, nerazločno pa je odkril tudi tretji vrh.<ref name="hins_2007" /> Izvaja se več poskusov za izboljšavo meritev polarizacije in mikrovalovnega ozadja na majhnih kotnih razdaljah. Med njimi so: [[Degree Angular Scale Interferometer|DASI]], WMAP, BOOMERanG, [[QUaD]], Planck, [[Atacamski kozmološki daljnogled]] (ACT), [[Južnotečajni daljnogled]] (SPT) in [[QUIET]].

== Povezava s prapokom ==

Meritve prasevanja so utrdile inflacijsko teorijo prapoka kot standardni model najzgodnejših obdobij Vesolja.<ref name="scot_2005" /> Ta teorija predvideva, da so začetni pogoji Vesolja izvorno po naravi [[naključnost|naključni]], in zanje v grobem velja [[normalna porazdelitev|Gaussova verjetnostna porazdelitev]], ki v grafu presečno tvori zvonaste krivulje. Analiza te porazdelitve pri različnih frekvencah da spektralno gostoto ali potenčni spekter. Izračunali so potenčni spekter teh kolebanj in ta se ujema z opazovanji, čeprav so nekatere opazljive spremenljivke, kot je na primer celotna amplituda kolebanj, več ali manj poljubni parametri inflacijskega modela Vesolja.<ref name="turn_2002" /> Zaradi tega morajo biti pomembna dejstva o nehomogenostih v Vesolju po naravi [[statistika|statistična]]. To vodi do [[kozmična varianca|kozmične variance]], kjer se [[negotovost]]i v [[varianca|varianci]] kolebanj na velikih razdaljah, opaženih v Vesolju, težko točno primerjajo s teorijo. Model za predstavitev prvobitnih nehomogenosti rabi [[Gaussovo naključno polje]] s skoraj [[skalirna invariantnost|skalirno invariantnostjo]] ali Harrison-Zeldovičevim spektrom.<ref name="torr_1993" /><ref name="thom_2005" />

=== Temperatura ===

Prasevanje dejansko podipra teorijo prapoka. V poznih 1940-ih sta Alpher in Herman razpravljala, da če obstaja prapok, bi razširjanje Vesolja razširilo in ohladilo visokoenergijsko sevanje v zelo zgodnjem Vesolju v mikrovalovno področje elektromagnetnega spekta do temperature 5&nbsp;K. Njuna ocena je bila malo prevelika, vendar je bila njuna zamisel pravilna. Predvidela sta prasevanje. Trajalo je naslednjih 15 let dokler Penzias in Wilson nista odkrila, da prasevanje dejansko obstaja.<ref name="Apeiron2_3_79"/>

Prasevanje in kozmološki rdeči premik skupaj veljata za najboljša dokaza teorije o prapoku. Odkritje prasevanja je v sredini 1960-ih okrnilo zanimanje za [[nestandardna kozmologija|alternativne teorije]], kot je na primer teorija mirujočega stanja.<ref name="durh_1983" /> Prasevanje kaže stanje Vesolja, ko je po standardni kozmologiji njegova temperatura padla dovolj, da so lahko [[elektron]]i in [[proton]]i tvorili vodikove atome, s čimer je Vesolje postalo prosojno za sevanje. V času približno 379.000 let po prapoku je bila temperatura Vesolja približno 3000 K, kar odgovarja [[energija|energiji]] približno 0,25 [[elektronvolt|eV]], in kar je veliko manj od [[ionizacijska energija|ionizacijske energije]] vodika 13,6 eV.<ref name="bran_1995" /> Ta trenutek je v splošnem znan kot »čas zadnjega sipanja« ali perioda [[rekombinacija (kozmologija)|rekombinacije]] ali [[razklopitev|razklopitve]].

Od časa razklopitve se je temperatura prasevanja zaradi razširjanja Vesolja zmanjšala za faktor približno 1100.<ref name="FirstWMAP" /> Z razširjanjem Vesolja se valovna dolžina fotonov prasevanja povečuje proti rdečemu delu spektra, temperatura sevanja pa je obratno sorazmerna s [[skalirni faktor (kozmologija)|skalirno dolžino]] Vesolja. Temperaturo prasevanja ''T''<sub>r</sub> kot funkcijo rdečega premika ''z'' lahko podamo s temperaturo prasevanja, ki jo opazimo danes (2,7277 K ali 0,235 meV):

: <math> T_{\rm r} = 2,7277 (1+z) \!\, . </math>

=== Primarna anizotropija ===
[[slika:PowerSpectrumExt.svg|thumb|right|250px|Potenčni spekter temperaturne anizotropije prasevanja v kotni lestvici (oziroma glede na [[multipolni moment]]). Podatki: inštrumenti [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] (2006), [[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|Acbar]] (2004) [[BOOMERanG experiment|Boomerang]] (2005), [[Cosmic Background Imager|CBI]] (2004) in [[Very Small Array|VSA]] (2004). Prikazan je tudi teoretični model (neprekinjena črta).]]

[[Anizotropija]] prasevanja se deli v dve vrsti: 
* primarno, zaradi vplivov, ki se pojavijo pri ploskvi zadnjega sipanja, in 
* sekundarno, zaradi vplivov, kot so interakcije med prasevanjem in vročim plinom ali gravitacijski potenciali, ki se pojavijo med ploskvijo zadnjega sipanja in opazovalcem.

Zgradbo anozitropij prasevanja v glavnem določata dva pojava: akustična nihanja in [[difuzijsko dušenje]] (imenovano tudi netrkalno ali [[Joseph Ivor Silk|Silkovo]] dušenje). Akustična nihanja nastanejo zaradi sprememb v [[foton]]sko-[[barion]]ski plazmi v zgodnjem Vesolju. Tlak fotonov poskuša izničiti anizotropije, gravitacijski vpliv barionov, ki se giblje veliko počasneje od svetlobe, pa jih poskuša sesesti, zaradi česar nastajajo gosti haloji. Ta dva pojava se med seboj izmenjujeta in tvorita akustična nihanja, ki dajejo prasevanju njegovo značilno zgradbo z vrhovi. Vrh v grobem odgovarja [[resonanca]]m, v katerih se fotoni razklopijo, ko ima določen način svojo največjo amplitudo.

Vrhovi kažejo zanimive fizikalne značilnosti. Kotna lestvica prvega vrha določa [[oblika Vesolja|ukrivljenost Vesolja]] (ne pa tudi njegove topologije). Naslednji vrh - razmerje lihih vrhov proti sodim - določa zmanjšano barionsko gostoto. S tretjim vrhom se lahko določijo informacije o gostoti [[temna snov|temne snovi]].

Tudi lege vrhov dajo pomembne informacije o naravi motenj prvotne gostote. Obstajata dve osnovni vrsti motenj gostote - adiabatska in z enakimi gostotami. Splošna gostotna motnja je mešanica obeh, različne teorije, ki opisujejo spekter motenj prvotne gostote, napovedujejo različne mešanice.

* adiabatske motnje gostote
: delna prekoračitev gostote v vsaki komponenti snovi ([[barion]]i, [[foton]]i, ...) je enaka. To pomeni, če je v barionih več od 1 % energije od povprečja na enem mestu, obstaja s čisto adibatskimi motnjami gostote tudi 1 % več energije v fotonih, 1 % več energije v nevtrinih, kot v povprečju. Model kozmične inflacije napoveduje, da so prvotne motnje adiabatske.
* motnje gostote z enakimi gostotami
: vsota delnih prekoračitev gostot je enaka nič. To pomeni, da je, kadar je na nekem mestu 1 % več energije v barionih od povprečja, 1% več energije v fotonih od povprečja in 2 % ''manj'' energije v nevtrinih od povprečja, motnja s čisto enakimi gostotami. Kozmične strune bi pridelale prvotne motnje z večinoma enakimi gostotami.
[[slika:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|thumb|right|250px|Metrično [[širjenje Vesolja|širjenje]] [[Vesolje|Vesolja]]. Faza [[inflacijski model Vesolja|inflacije Vesolja]] je nastopila pred [[razklopitev|razklopitvijo]] [[snov]]i in [[sevanje|sevanja]]]]

V spektru prasevanja se lahko razlikuje med tema dvema vrstama motenj, saj so zaradi njih vrhovi na različnih mestih. Zaradi motenj gostote z enakimi gostotami nastane niz vrhov, katerih kotne razdalje (''l''-vrednosti vrhov) so v grobem v razmerju 1:3:5:..., zaradi adiabatskih motenj gostote pa nastanejo vrhovi, katerih lege so v razmerju 1:2:3:...<ref name="huwh_1996" /> Opazovanja nakazujejo, da so prvotne motnje gostote v celoti adiabatske, kar je dobra podpora modelu kozmične inflacije, ter izključujejo več modelov nastanka oblike vključno z na primer kozmičnimi strunami.

Difuzijsko dušenje povzročata dva pojava, ko obravnava prvotne plazme kot [[tekočina|tekočine]] odpove:
* naraščajoča [[srednja prosta pot]] fotonov, ko prvotna plazma v razširjajočem Vesolju postane naraščajoče razredčena
* končna globina površine zadnjega sipanja (LSS), kar povzroča, da med razklopitvijo srednja prosta pot hitro naraste, četudi se še vedno pojavlja Comptonovo sipanje.

Pojava k dušenju anizotropij na majhnih razdaljah prispevata skoraj enako in povzročata značilni eksponentni dušilni rep, ki je viden v anizotropijah pri zelo majhnih kotnih razdaljah.

Globina LSS se nanaša na dejstvo, da razklopitev fotonov in barionov na nastopi trenutno, ampak zahteva precejšen del starosti Vesolja do tistega časa. Ena metoda za ocenitev ''kako'' dolgo ta proces poteka uporablja ''funkcijo vidnosti fotonov'' (''photon visibility function'' - PVF). Funkcija je, če onačimo PVF s P(''t''), določena tako, da je verjetnost, da bo foton prasevanja nazadnje sipan med časom ''t'' in ''t''+d''t'', enaka P(''t'')d''t''.

Makimum funkcije PVF (čas v katerem je najbolj verjetno, da se bo dani foton prasevanja nazadnje sipal) je znan dokaj točno. Prvi enoletni rezultati plovila [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] so dali vrednost za čas, v katerem je maksimum funkcije P(''t''), 372 ± 14 ka.<ref name="apjss148" /> Ta čas se večrat vzame kot »čas«, v katerem je nastalo prasevanje. Da bi se določilo kako ''dolgo'' traja razklopitev fotonov in barinov, je treba izmeriti širino funkcije PVF. Skupina WMAP je ugotovila, da je funkcija PVF večja kot polovica njene največje vrednosti (»polna širina pri polovičnem maksimumu« ali FWHM) v intervalu 115 ± 5 ka. Po tej meritvi se je razklopitev zgodila v času približno 115.000 let, ko pa se je končala, je bilo Vesolje staro približno 487.000 let.

=== Kasnejša anizotropija ===

Od začetka prasevanja je nanj vplivalo več kasnejših fizikalnih procesov, ki se s skupnim imenom imenujejo kasnejša ali sekundarna anizotropija. Ko so fotoni prasevanja postali prosti in so se lahko neovirano gibali, je bila običajna snov v Vesolju večinoma v obliki nevtralnih vodikovih in helijevih atomov. Opazovanja galaksij v sedanjem času pa verjetno nakazujejo, da večino prostora med galaksijami sestavlja ionizirana snov, saj je zaradi vodikovih atomov manj [[absorpcijska črta|absorpcijskih črt]]. To nakazuje periodo [[reionizacija|ponovne ionizacije]] snovi med katero se je nekaj snovi pretvorilo v vodikove ione.

Fotoni prasevanja razpršujejo proste naboje, kot so elektroni, ki so vezani v atomih. V ioniziranem Vesolju so se ti nabiti delci sprostili od nevtralnih atomov z ionizirajočim (ultravijoličnim) sevanjem. Danes je gostota teh prostih nabojev v večini Vesolja dovolj nizka, da mersko ne vplivajo na prasevanje. Če je bil prostor med galaksijami ioniziran zelo zgodaj, ko je bilo Vesolje še gostejše, obstajata dva glavna vpliva na prasevanje:

* anizotropije na majhnih razdaljah so zabrisane - podobno kot, če gledamo telo skozi meglo, so njegove podrobnosti zamegljene
* fizika kako se fotoni sipajo stran od prostih elektronov (Thomsonovo sipanje) povzroča polarizacijske anizotropije na velikih kotnih razdaljah. Ta širokokotna polarizacija je povezana s širokokotnimi temperaturnimi motnjami.

Oba vpliva so opazovali s plovilom WMAP, kar je zagotovilo dokaz, da je bilo Vesolje ionizirano zelo zgodaj, pri rdečem premiku večjem od 17. Podrobnosti o izvoru tega zgodnjega ionizirajočega sevanja so še vedno predmet znanstvenih razpravljanj. Morda lahko vključuje svetlobo z zvezd najzgodnejše zvezdne populacije (zvezde [[kovinskost|III. populacije]]), [[supernova|supernove]], ko so te prve zvezde dosegle konec svojega obstoja, ali ionizirajoče sevanje nastalo iz akrecijskih diskov [[supermasivna črna luknja|masivnih črnih lukenj]].

Čas, ki je sledil nastanku prasevanja in pred opazovanjem prvih zvezd, kozmologi hudomušno imenujejo [[mračni vek]], in je perioda, ki jo astronomi zelo intenzivno raziskujejo (glej [[vodikova črta]]).

Med pojave, ki so nastali med reionizacijo in našim opazovanjem prasevanja, in, ki povzročajo anizotropije, sodita tudi [[Sjunjajev-Zeldovičev pojav|Sunyajev-Zeldovičev pojav]], kjer oblak visokoenergijskih elektronov sipa sevanje, in nekaj njegove energije prevzamejo fotoni prasevanja, ter [[Sachs-Wolfejev pojav]], ki povzroča, da je spekter fotonov prasevanja zaradi spreminjajočih gravitacijskih polj [[gravitacijski rdeči premik|premaknjen proti rdečem]] ali modrem delu.

[[slika:WMAP 5 year CMB Power Spectra.png|thumb|right|250px|Potenčni spekter [[polarizacija valovanja|polarizacije]] ''E''-oblike prasevanja (za marec 2008) v kotni lestvici (oziroma glede na [[multipolni moment]]). Polarizacija je veliko slabše izmerjena kot temperaturna anizotropija.]]

== Polarizacija ==
[[slika:Gravitational lens-full.jpg|thumb|right|250px|Umetnikova predstava kako se svetloba iz zgodnjega Vesolja odbija zaradi [[gravitacijska leča|gravitacijskega lečenja]] masivnih kozmičnih struktur in med gibanjem prek Vesolja tvori polarizacije ''B''-oblike.]]

Prasevanje je [[polarizacija valovanja|polarizirano]] na nivoju nekaj mikrokelvinov. Obstajata dve vrsti polarizacije, ''E''-oblika in ''B''-oblika. To je podobno kot v [[elektrostatika|elektrostatiki]], kjer ima [[električno polje]] (''E''-polje) izginjajoči [[rotor]], [[magnetno polje]] (''B''-polje) pa izginjajočo [[divergenca|divergenco]]. ''E''-oblika izhaja naravno iz Thomsonovega sipanja v heterogeni plazmi. ''B''-oblika, ki je še niso izmerili, in ima amplitudo verjetno pri vsaj 0,1 µK, ne nastaja v sami plazmi. Ne povzročajo jo motnje standardnega skalarne vrste. Nastaja lahko z dvema mehanizmoma. Prvi je z [[gravitacijska leča|gravitacijskim lečenjem]] ''E''-oblike, kar so izmerili z [[Jožnotečajni daljnogled|Južnotečajnim daljnogledom]] (SPT) leta 2013.<ref name="hans_2013" /> Drugi pa izhaja iz kozmične inflacije in jo določa gostota prvotnega [[gravitacijsko valovanje|gravitacijskega valovanja]]. Zaznavanje ''B''-oblike bo izredno težko, še posebej, ker je stopnja onesnaženja ospredja neznana, in signal [[šibko gravitacijsko lečenje|šibkega gravitacijskega lečenja]] meša relativno močni signal ''E''-oblike s signalom ''B''-oblike.<ref name="lewi_2006" />

Plovilo WMAP je mapiralo polarizacijo prasevanja čez vso nebo, kar je razkrilo, da se je reionizacija v Vesolju začela prej, kot so mislili do tedaj. Z merjenjem polarizacije prasevanja je moč opazovati amplitudo kolebanj gostote v Vesolju, ki so sprožile nastanek prvih galaksij.<ref>{{navedi splet|title=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|url=http://map.gsfc.nasa.gov/|work=[[NASA]]|accessdate=2011-04-21|language=en}}</ref>

=== ''E''-oblike ===

Prve ''E''-oblike so prvič videli decembra 2002 s 13-elementnim interferometrom [[Degree Angular Scale Interferometer|DASI]] na [[Antarktika|Antarktiki]]. Opazovanja so trajala 2 leti in 271 dni z antenami FWHM s premerom 3.4°. 22 dni podatkov so odrezali.<ref name="MPDASI" /><ref name="3YCMBPR" />

=== ''B''-oblike ===

Kozmologi predvidevajo dve vrsti ''B''-oblik. Ena nastane med kozmično inflacijo kmalu po prapoku,<ref name="selj_1997" /><ref name="selz_1997" /><ref name="kami_1997" /> druga pa kasneje z gravitacijskim lečenjem.<ref name="zald_1998" />

==== Prvotno gravitacijsko valovanje ====

Prvotno gravitacijsko valovanje je [[gravitacijsko valovanje]], ki se lahko opazuje v polarizaciji prasevanja in izvira iz zgodnjega Vesolja. [[inflacijski model Vesolja|Inflacijski modeli Vesolja]] predvidevajo, da takšno valovanje mora nastati. Njihovo zaznavanje tako podpira inflacijske modele, njihova jakost pa lahko potrdi ali zavrže različne inflacijske modele. Pomeni rezultat treh stvari: inflacijsko metrično širjenje samega prostora, ponovnega segretja po inflaciji in turbulentno tekočinsko mešanje snovi in sevanja.<ref>{{navedi splet|url= http://www.insidescience.org/content/scientists-report-evidence-gravitational-waves-early-universe/1589|title= Scientists Report Evidence for Gravitational Waves in Early Universe|date= |accessdate= 2007-06-20|language= en}}</ref>

17. marca 2014 so objavili, da je inšturment [[BICEP in Keckova mreža|BICEP2]] zaznal prvo vrsto ''B''-oblik, ki je v skladu z inflacijo in gravitacijskim valovanjem v zgodnjem Vesolju na nivoju {{nowrap|1=''r'' = {{val|0,20|+0,07|-0,05}}}}, kar je količina moči navzoča v gravitacijskem valovanju v primerjavi s količino moči v drugih motnjah skalarne gostote v zelo zgodnjem Vesolju. Če bo to potrjeno, bo lahko dalo močan dokaz za kozmično inflacijo in prapok.<ref name="BICEP2-2014" /><ref name="NASA-20140317" /><ref name="NYT-20140317" /><ref name="NYT-20140324" /><ref name="bmodes">{{navedi novice|url= https://www.theguardian.com/science/2014/mar/14/gravitational-waves-big-bang-universe-bicep|title= Gravitational waves: have US scientists heard echoes of the big bang?|publisher= [[The Guardian]]|date= 2014-03-14|accessdate= 2014-03-14}}</ref><ref name="BICEP" /><ref>
{{citat|url= https://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html?_r=0|title= Space Ripples Reveal Big Bang’s Smoking Gun|date= 2014-03-17|accessdate= |language= en}}</ref> 19. junija 2014 pa so sporočili precej manjše zaupanje pri potrditvi iskanja<ref name="PRL-20140619" /><ref name="NYT-20140619" /><ref name="BBC-20140619" /> in 19. septembra 2014 nove rezultate plovila [[Planck (vesoljsko plovilo)|Planck]], ki so kazali da se rezultate BICEP2 lahko v celoti pripiše [[kozmični prah|kozmičnemu prahu]].<ref name="AXV-20140919" /><ref name="NYT-20140922" />

==== Gravitacijsko lečenje ====

Drugo vrsto ''B''-oblike so odkrili decembra 2013 z [[Jožnotečajni daljnogled|Južnotečajnim daljnogledom]] (SPT) s pomočjo [[Vesoljski observatorij Herschel|Herschelovega vesoljskega observatorija]].<ref>{{citat|url= http://www.nature.com/news/polarization-detected-in-big-bang-s-echo-1.13441|title= Polarization detected in Big Bang's echo|work= Nature News & Comment|date= |accessdate= |language= en}}</ref> To odkritje bo mogoče pomagalo preskusiti teorije o izvoru Vesolja. Znanstveniki uporabljajo podatke z [[Evrospka vesoljska agancija|Esinega]] plovila Planck za boljše razumevanje tega valovanja.<ref name="hans_2013" /><ref>{{citat|author= ESA Planck|title= Planck Space Mission|url= http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck|date= 2013-10-22|accessdate= 2013-10-23|language= en}}</ref><ref>{{citat|last1= [[NASA]]/[[Laboratorij za reaktivni pogon]]|date= 2013-10-22|title= Long-sought pattern of ancient light detected|journal= [[ScienceDaily]]|accessdate= 2013-10-23|url= http://www.sciencedaily.com/releases/2013/10/131022101009.htm|language= en}}</ref>

Oktobra 2014 so objavili meritve polarizacije ''B''-oblike pri 150&nbsp;GHz poskusa [[POLARBEAR]] v čilenski puščavi [[Atacama]] na [[radijski daljnogled|radijskem]] Daljnogledu Huan Tran (HTT).<ref name="pc1" /> V primerjavi z BICEP2 se POLARBEAR osredotoča na manjši predel neba in je manj dovzeten za vplive prahu. Skupina je poročala, da ima izmerjena polarizacija ''B''-oblike kozmološki izvor in ni le posledica prahu s stopnjo zaupanja 97,2 %.<ref name="cs" />

== Opazovanja mikrovalovnega ozadja ==

Po odkritju prasevanja so izvedli mnogo poskusov merjenja in opisovanja značilnosti sevanja. Najbolj znan je verjetno [[NASA|Nasin]] satelit [[Cosmic Background Explorer]] (COBE), ki je delovcal v letih med 1989 in 1996, in, ki je zaznal in določil anizotropije na velikih razdaljah v okviru svojih zmogljivosti. Zaradi rezultatov zelo izotropnega in homogenega ozadja satelita COBE so v naslednjem desetletju izvedli vrsto poskusov iz balonov in s površja, da bi določili anizotropije na manjših kotnih razdaljah. Glavni cilj teh poskusov je bilo merjenje kotne velikosti prvega akustičnega vrha, za katerega COBE ni imel dovolj zmogljive ločljivosti. Meritve so kot glavno teorijo nastanka oblike Vesolja izključile kozmične strune in za to potrdile model kozmične inflacije. V 1990-tih so prvi vrh izmerili s povišano občutljivostjo, leta 2000 pa je [[BOOMERanG experiment]] pokazal, da najvišja potenčna kolebanja nastopijo pri velikostih približno 1 stopinje. Skupaj z drugimi kozmološkimi podatki so ti rezultati nakazovali, da je geometrija Vesolja [[prostor Minkowskega|ravna]]. Z več [[interferometer|interferometri]] s površja so v naslednjih treh letih izmerili kolebanja z večjo točnostjo. Med te meritve spadajo: [[Very Small Array]], [[Degree Angular Scale Interferometer]] (DASI) in [[Cosmic Background Imager]] (CBI). DASI je prvi zaznal polarizacijo prasevanja,  CBI pa je podal prvi polarizacijski spekter ''E''-oblike in trden dokaz, da je zunaj faze s spektrom ''T''-oblike.

Junija 2001 je NASA izstrelila drugi satelit za merjenje prasevanja [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]] (WMAP) s katerim se je namenila izvesti veliko točnejše meritve anizotropij na velikih razdaljah čez vso nebo. Na WMAp so uporabili hitro mnogomodulirane snemalne, hitro prekinjevalne radiometre, da bi zmanjšali signalni šum, ki ni prihajal z neba.<ref name="FirstWMAP" /> Prvi rezultati s te odprave, razkriti leta 2003, so bile podrobne meritve kotnega potenčnega spektra pri manjših kotnih razdaljah, ki so zgoščeno vsebovale različne kozmološke parametre. Rezultati se na široko ujemajo s tistimi, ki jih predvideva model kozmične inflacije, ter več drugih konkurentnih teorij. Na voljo so v podrobnosti pri Nasini podatkovni bazi za prasevanje. Čeprav je WMAP zagotovil zelo točne meritve kolebanj v prasevanju na velikih razdaljah (strukture velike kot Luna na nebu), ni imel kotne ločljivosti za merjenje kolebanj na manjših razdaljah, ki so jih opazovali s prejšnjimi interferometri s površja.

[[Evropska vesoljska agencija|Esin]] [[vesoljski observatorij]] [[Planck (vesoljski observatorij)|Planck]] je tretja vesoljska odprava, izstreljena maja 2009, in trenutno izvaja še točnejša merjenja. Na plovilu Planck so nameščeni radiometri [[HEMT]] in [[bolometer|bolometrična]] tehnologija. Z njim bodo merili prasevanje na manjših razdaljah kot WMAP. Njegove detektorje so preskusili na Antartiki z [[Daljnogled Viper|Daljnogledom Viper]] kot eksperiment ACBAR ([[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver]]), s katerim so izvedli najtočnejše meritve do sedaj na majhnih kotnih razdaljah, ter z balonskim daljnogledom [[Archeops]].

Dodatni inštrumenti s površja, kot so: [[Južnotečajni daljnogled]] (SPT) na Antarktiki in predlagani Projekt [[Clover (daljnogled)|Clover]], [[Atacamski kozmološki daljnogled]] (ACT) in [[QUIET]] v Čilu bodo dali nove podatke, ki niso na voljo iz opazovanj s satelitov, morda tudi o polarizaciji ''B''-oblike.

=== Prihodnje raziskave ===

Z raziskovanji so dognali, da je spekter sevanja ozadja zelo blizu spektru črnega telesa.<ref name="steb_1997" /> Ni več mogoče obravnavati Vesolja z zelo vročo medgalaktično snovjo ali upoštevati, da so imele hidrodinamične sile veliko vlogo pri oblikovanju zgradbe Vesolja na velikih razsežnostih. Tudi neravnovesni energijski dogodki v zgodnjem Vesolju pri rdečih premikih ''z'' < 107 so malo verjetni. To je na nek način nesrečni slučaj, saj toplotno ravnovesje vsebuje najmnanj [[informacija|informacij]] - vsi preostanki dogodkov v Vesolju pred ''z'' ~ 107 so se toplotno spremenili v nič, oziroma točneje rečeno, v eno število - temperaturo. Trenutno tega števila ne znamo pojasniti, razen da ga v grobem primerjamo s številom barionov, ki ga je opazovalno težko določiti.

== Krčenje in analiza podatkov ==

Surovi [[podatek|podatki]] o prasevanju, ki prihajajo s satelitov (npr. z WMAP), vsebujejo vplive ospredja, ki popolnoma zakrivajo zgradbo prasevanja na malih razdaljah. Zgradba na malih razdaljah je vložena v surove podatke o prasevanju, vendar je premajhna, da bi se jo videlo na teh razdaljah. Najvidnejši vpliv ospredja je dipolna anizotropija, ki jo povzroča gibanje [[Sonce|Sonca]] relativno na ozadje prasevanja. Dipolno anizotropijo in druge, zaradi [[Zemlja|Zemljinega]] letnega gibanja relativno glede na Sonce, ter številne mikrovalovne vire v galaktični ravnini in drugod je treba odšteti, da se dobijo izjemno majhne razlike, ki označujejo zgradbo ozadja prasevanja na malih razdaljah.

Podrobna analiza podatkov o prasevanju za izdelavo kart, kotnega potenčnega spektra in ne nazadnje kozmoloških parametrov je zapleten, računsko težek problem. Čeprav je računanje potenčnega spektra iz karte načeloma preprosta [[Fourierova transformacija]], je razstavljanje karte neba v [[sferne harmonične funkcije]] praktično težko zaradi upoštevanja vplivov šuma in virov ospredja. V ospredju še posebej prevladujejo galaktična sevanja, kot so: [[zavorno sevanje]], [[sinhrotronsko sevanje]] in [[prah]], ki oddajajo žarke v mikrovalovnem območju. Obris naše Galaksije je dejansko treba odstraniti, kar da karto prasevanja, ki ne poteka čez vse nebo. Poleg tega točkovni viri, kot so galaksije in [[skupine in jate galaksij|jate]], predstavljajo dodatne vire ospredja, ki jih je treba odstraniti, da ne bi popačili potenčni spekter zgradbe prasevanja na malih razdaljah.

Povezanost več kozmoloških parametrov je moč pridobiti iz njihovih vplivov na potenčni spekter, rezultati pa se velikokrat izračunajo s pomočjo vzorčnih tehnik, kot so algoritmi [[markovska veriga Monte Carlo|markovskih verig Monte Carlo]] (MCMC).

=== Dipolna anizotropija ===

Iz podatkov o prasevanju je razvidno, da se naša [[Krajevna skupina]] galaksij (galaktična skupina, ki vsebuje [[Osončje]] z našo Galaksijo) giba s hitrostjo 627 ± 22&nbsp;km/s relativno glede na referenčni sistem kozmičnega mikrovalovnega ozadja (imenovan tudi mirovni sistem kozmičnega mikrovalovnega ozadja, ali referenčni sistem, v katerem ni gibanja čez kozmično mikrovalovno ozadje) v smeri galaktične dolžine ''l'' = 276 ± 3°, ''b'' = 30 ± 3°.<ref name="kogu_1993" /> To gibanje povzroča anizotropijo podatkov (prasevanje v smeri gibanja je rahlo toplejše kot v nasprotni smeri).<ref>{{navedi splet|title=Astronomy Picture of the Day (APOD)|url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap090906.html|date=2009-09-06|accessdate=2011-05-02|language=en}}</ref> Običajna razlaga te temperaturne razlike sta preprosta hitrostna rdeči in modri premik zaradi gibanja glede na prasevanje. Tudi nekateri drugi kozmološki modeli lahko pojasnijo del opazovane dipolne temperaturne porazdelitve v prasevanju.<ref name="inou_2007" />

=== Slabi mnogopoli in druge nepravilnosti ===

S podatki z naraščajočo točnostjo, ki jih je posredoval WMAP, se je pojavilo več trditev, da ima prasevanje nepravilnosti, kot so: anizotropije na zelo velikih razdaljah, nepravilne usmerjenosti in negaussovske porazdelitve.<ref name="arXiv:0905.2854v2" /><ref name="arXiv:0802.3229" /><ref name="arXiv:astro-ph/0511666" /><ref name="arXiv:astro-ph/0503213" /> Najdlje traja spor o nizkem-''l'' mnogopolu. Tudi v karti COBE so opazili, da ima [[kvadrupol]] (sferna harmonična funkcija ''l'' = 2) nizko amplitudo v primerjavi z napovedmi prapoka. Nekateri opazovalci so poudarili, da anizotropije v podatkih z WMAP niso v skladu s sliko prapoka. Kvadrupolni in oktopolni (''l'' = 3) način imata še posebej nepojasnjeno medsebojno usmeritev in usmeritev glede na [[ekliptična ravnina|ekliptično ravnino]], kar včasih imenujejo ''os zla''.<ref name="arXiv:0802.3229" /><ref name="oliv_2004" /><ref name="schw_2004" /><ref name="biel_2004" /> Več skupin je predlagalo, da je lahko to znak nove fizike na največjih opazljivih razdaljah, druge skupine pa sumijo sistematske napake v podatkih.<ref name="arXiv:0907.2731v3" /><ref name="arXiv:1006.1270v1" /><ref name="arXiv:1009.2701v1" /> Zaradi vplivov ospredja in problema [[kozmična varianca|kozmične variance]] največje oblike ne bodo nikoli tako dobro izmerjene kot oblike na manjših kotnih razdaljah. Analize so izvedli na dveh kartah, kjer so na najboljši možni način odstranili vplive ospredja: na karti sodelovanja WMAP z »notranjo linearno kombinacijo« in na podobni karti, ki so jo pripravili [[Max Tegmark|Tegmark]] in drugi.<ref name="hins_2007" /><ref name="FirstWMAP" /><ref name="tegm_2003" /> Kasnejše analize so pokazale, da so te oblike najbolj sprejemljive za vplive ospredja iz sinhrotronskega sevanja, prahu in zavornega sevanja, ter iz eksperimentalne negotovosti v mnogopolu in dipolu. Polna [[Bayesova statistika|Bayesova analiza]] potenčnega spektra WMAP pokaže, da je kvadrupolna napoved kozmologije ΛCDM v skladu s podatki do 10 %, in, da je opazljivi oktopol zanemarljiv.<ref name="odwy_2004" /> Skrbno upoštevanje postopka za odstranitev vplivov ospredja iz cele karte neba še naprej zmanjša vpliv usmeritve za približno 5 %.<ref name="slos_2004" /><ref name="biel_2005" /><ref>{{sktxt|Copi|Huterer|Schwarz|Starkman|2006}}.</ref><ref name="oliv_2006" />

== V popularni kulturi ==

* V televizijski nadaljevanki ''[[Zvezdna vrata: Vesolje]]'' vesoljska ladja ''Destiny'' rase [[Starodavni]]h potuje k umetnemu viru prasevanja, kjer je nakazana verjetnost, da je Vesolje, kot ga poznamo, morda ustvarila kakšna oblika čuteče inteligence.<ref>{{navedi splet|title=Cosmic Rebirth in Background Radiation|url=http://news.discovery.com/space/cosmic-rebirth-encoded-in-background-radiation.html|work=[[Discovery News]]|date=2010-11-28|accessdate=2011-05-02|language=en|archive-date=2011-05-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20110505090041/http://news.discovery.com/space/cosmic-rebirth-encoded-in-background-radiation.html|url-status=dead}}</ref>
* V romanu ''[[Wheelers]]'' [[Ian Nicholas Stewart|Stewarta]] in [[Jack Cohen (biolog)|Cohena]] je prasevanje opisano kot kodirani prenosi starodavne civilizacije. To omogoča jovianskim »blimpom«, da imajo družbo, ki je starejša od trenutno opazovane starosti Vesolja.

== Glej tudi ==

* [[nevtrinsko prasevanje]]

== Opombe ==

{{refbegin|1}} {{notelist}} {{refend}}

== Sklici ==

{{sklici|3|refs=
<ref name="apj142:419" >{{sktxt|Penzias|Wilson|1965}}.</ref>
<ref name="de_vega_2002" >{{sktxt|de Vega|2002}}.</ref>
<ref name="sklo_1987" >{{sktxt|Šklovski|1987}}.</ref>
<ref name="krugosvet" >{{navedi splet|title=Реликтовое излучение|url=http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/RELIKTOVOE_IZLUCHENIE.html|work=Spletna enciklopedija Krugosvet|accessdate=2011-04-20|language=ru}}</ref>
<ref name="smoot group">{{navedi splet|author=Smoot Group|title=The Cosmic Microwave Background Radiation|url=http://aether.lbl.gov/www/science/cmb.html|date=1996-03-28|publisher=[[Lawrenceov nacionalni laboratorij v Berkeleyju]]|accessdate=2008-12-11|language=en}}</ref>
<ref name="dpf99"     >{{sktxt|White|1999}}.</ref>
<ref name="wrig_2004" >{{sktxt|Wright|2004|pp=291}}.</ref>
<ref name="fixs_1996" >{{sktxt|Fixsen|Cheng|Gales|Mather|1996}}.</ref> 
<ref name="guth_1998" >{{sktxt|Guth|1998|pp=186}}.</ref>
<ref name="ciri_2005" >{{sktxt|Cirigliano|de Vega|Sanchez|2005}}.</ref>
<ref name="abot_2007" >{{sktxt|Abott|2007}}.</ref>
<ref name="gawi_2000" >{{sktxt|Gawiser|Silk|2000}}.</ref>
<ref name="smoo_2006" >{{sktxt|Smoot|2006}}.</ref>
<ref name="atki_2010" >{{sktxt|Atkins|2010}}.</ref>
<ref name="line_2005" >{{sktxt|Lineweaver|Davis|2005}}.</ref>
<ref name="harr_2000" >{{sktxt|Harrison|2000|pp=446–448}}.</ref>
<ref name="hobs_2006" >{{sktxt|Hobson|Efstathiou|Lasenby|2006|pp=388}}.</ref>
<ref name="unso_2002" >{{sktxt|Unsöld|Baschek|2002|pp=485}}.</ref>
<ref name="apjss148"  >{{sktxt|Spergel|''idr.''|2003}}.</ref>
<ref name="gamo_1948a">{{sktxt|Gamow|1948a}}.</ref>
<ref name="gamo_1948b">{{sktxt|Gamow|1948b}}.</ref>
<ref name="alph_1948" >{{sktxt|Alpher|Herman|1948}}.</ref>
<ref name="krag_1999" >{{sktxt|Kragh|1999}}.</ref>
<ref name="assis_neves_1995" >{{sktxt|Assis|Neves|1995}}, glej tudi {{sktxt|Wright|2006}}.</ref>
<ref name="smao_1957" >{{sktxt|Šmaonov|1957}}.</ref>
<ref name="sing_2007" >{{sktxt|Singh|2007}}.</ref>
<ref name="penz_2006" >{{sktxt|Penzias|2006}}.</ref>
<ref name="dick_1946" >{{sktxt|Dicke|1946}}.</ref>
<ref name="dick_1965" >{{sktxt|Dicke|Peebles|Roll|Wilkinson|1965}}.</ref>
<ref name="narl_1967" >{{sktxt|Narlikar|Vikramasinge|1967}}.</ref>
<ref name="dao7"      >{{sktxt|McKellar|1941a}}.</ref>
<ref name="zeld_1975" >{{sktxt|Zeldovič|Novikov|1975|p=156}}.</ref>.
<ref name="wein_1972" >{{sktxt|Weinberg|1972|p=514}}.</ref>
<ref name="mcke_1941b">{{sktxt|McKellar|1941b}}.</ref>
<ref name="peeb_1991" >{{sktxt|Peebles|Schramm|Turner|Kron|1991}}.</ref>
<ref name="harr_1970" >{{sktxt|Harrison|1970}}.</ref>
<ref name="peeb_1970" >{{sktxt|Peebles|Yu|1970}}.</ref>
<ref name="zeld_1972" >{{sktxt|Zeldovič|1972}}.</ref>
<ref name="doro_1977" >{{sktxt|Doroškevič|Zeldovič|Sjunjajev|1977}}. To je prvi članek, ki podrobno obravnava opazovalne sledi nehomogenosti v gostoti kot anizotropije v kozmičnem mikrovalovnem ozadju. Nekaj temeljnih dosežkov je podanih v Peebles; Yu.</ref>
<ref name="stru_1992a">{{sktxt|Strukov|Kremenjev|Babakina|Smirnov|1992a}}.</ref>
<ref name="stru_1992b">{{sktxt|Strukov|Bruhanov|Skulačov|Sažin|1992b}}.</ref>
<ref name="smoo_1992" >{{sktxt|Smoot|''idr.''|1992}}.</ref>
<ref name="benn_1996" >{{sktxt|Bennett|Banday|Górski|Hinshaw|1996}}.</ref>
<ref name="grup_2005" >{{sktxt|Grupen|''idr.''|2005|p=240–241}}.</ref>
<ref name="mill_1999" >{{sktxt|Miller|''idr.''|1999}}.</ref>
<ref name="melc_2000" >{{sktxt|Melchiorri|''idr.''|2000}}.</ref>
<ref name="hana_2000" >{{sktxt|Hanany|''idr.''|2000}}.</ref>
<ref name="bern_2000" >{{sktxt|de Bernardis|''idr.''|2000}}.</ref>
<ref name="pogo_2003" >{{sktxt|Pogosian|''idr.''|2003}}.</ref>
<ref name="hins_2007" >{{sktxt|Hinshaw|''idr.''|2007}}.</ref>
<ref name="scot_2005" >{{sktxt|Scott|2005}}.</ref>
<ref name="turn_2002" >{{sktxt|Turner|2002}}.</ref>
<ref name="torr_1993" >{{sktxt|Torres|1993}}.</ref>
<ref name="thom_2005" >{{sktxt|Thompson|2005|pp=24–25}}.</ref>
<ref name="Apeiron2_3_79">{{sktxt|Assis|Paulo|Neves|1995}}.</ref>
<ref name="durh_1983" >{{sktxt|Durham|Purrington|1983|pp=193–209}}.</ref>
<ref name="bran_1995" >{{sktxt|Brandenberger|1995}}.</ref>
<ref name="FirstWMAP" >{{sktxt|Bennett|''idr.''|2003}}.</ref>
<ref name="huwh_1996" >{{sktxt|Hu|White|1996}}.</ref>
<ref name="hans_2013" >{{sktxt|Hanson|''idr.''|2013}}.</ref>
<ref name="lewi_2006" >{{sktxt|Lewis|Challinor|2006}}.</ref>
<ref name="MPDASI"    >{{sktxt|Leitch|''idr.''|2002}}.</ref>
<ref name="3YCMBPR"   >{{sktxt|Leitch|Kovac|Halverson|Carstrom|2005}}.</ref>
<ref name="selj_1997" >{{sktxt|Seljak|1997}}.</ref>
<ref name="selz_1997" >{{sktxt|Seljak|Zaldarriaga|1997}}.</ref>
<ref name="kami_1997" >{{sktxt|Kamionkowski|Kosowsky|Stebbins|1997}}.</ref>
<ref name="zald_1998" >{{sktxt|Zaldarriaga|Seljak|1998}}.</ref>
<ref name="BICEP2-2014">{{sktxt|skupina BICEP2|2014}}.</ref>
<ref name="NASA-20140317">{{sktxt|Clavin|2014}}.</ref>
<ref name="NYT-20140317">{{sktxt|Overbye|2014a}}.</ref>
<ref name="NYT-20140324">{{sktxt|Overbye|2014b}}.</ref>
<ref name="BICEP">{{sktxt|sodelovanje BICEP2|2014}}.</ref>
<ref name="PRL-20140619" >{{sktxt|Ade|2014}}.</ref>
<ref name="NYT-20140619" >{{sktxt|Overbye|2014c}}.</ref>
<ref name="BBC-20140619">{{sktxt|Amos|2014}}.</ref>
<ref name="AXV-20140919">{{sktxt|skupina sodelovanja Planck|2014}}.</ref>
<ref name="NYT-20140922">{{sktxt|Overbye|2014d}}.</ref>
<ref name=pc1>{{sktxt|sodelovanje Polarbear|2014}}.</ref>
<ref name=cs>{{navedi novice|title= POLARBEAR project offers clues about origin of universe's cosmic growth spurt|url= http://www.csmonitor.com/Science/2014/1021/POLARBEAR-project-offers-clues-about-origin-of-universe-s-cosmic-growth-spurt|newspaper= Christian Science Monitor|date= 2014-10-21|language= en}}</ref>
<ref name="steb_1997" >{{sktxt|Stebbins|1997|pp=25.}}</ref>
<ref name="kogu_1993" >{{sktxt|Kogut|''idr.''|1993}}.</ref>
<ref name="inou_2007" >{{sktxt|Inoue|Silk|2007}}.</ref>
<ref name="arXiv:0905.2854v2">{{sktxt|Rossmanith|''idr.''|2009}}.</ref>
<ref name="arXiv:0802.3229">{{sktxt|Schild|Gibson|2008}}.</ref>
<ref name="arXiv:astro-ph/0511666">{{sktxt|Bernui|Mota|Reboucas|Tavakol|2005}}.</ref>
<ref name="arXiv:astro-ph/0503213">{{sktxt|Jaffe|''idr.''|2005}}.</ref>
<ref name="oliv_2004" >{{sktxt|de Oliveira-Costa|''idr.''|2004}}.</ref>
<ref name="schw_2004" >{{sktxt|Schwarz|''idr.''|2004}}.</ref>
<ref name="biel_2004" >{{sktxt|Bielewicz|Gorski|Banday|2004}}.</ref>
<ref name="arXiv:0907.2731v3">{{sktxt|Liu|Li|2009}}.</ref>
<ref name="arXiv:1006.1270v1">{{sktxt|Sawangwit|Shanks|2010}}.</ref>
<ref name="arXiv:1009.2701v1">{{sktxt|Liu|Xiong|Li|2010}}.</ref>
<ref name="tegm_2003" >{{sktxt|Tegmark|de Oliveira-Costa|Hamilton|2003}}.</ref>
<ref name="odwy_2004" >{{sktxt|O'Dwyer|''idr.''|2004}}.</ref>
<ref name="slos_2004" >{{sktxt|Slosar|Seljak|2004}}.</ref>
<ref name="biel_2005" >{{sktxt|Bielewicz|Eriksen|Banday|Górski|2005}}.</ref>
<ref name="oliv_2006" >{{sktxt|de Oliveira-Costa|Tegmark|2006}}.</ref>
}}

== Viri ==

{{refbegin|2}}
* {{citat|last1= Abbott|first1= Brian|title= Microwave (WMAP) All-Sky Survey|url= http://www.haydenplanetarium.org/universe/duguide/exgg_wmap.php|date= 2007|publisher= [[Planetarij Hayden]]|accessdate= 2008-01-13|language= en|archive-date= 2013-02-13|archive-url= https://web.archive.org/web/20130213023246/http://www.haydenplanetarium.org/universe/duguide/exgg_wmap.php|url-status= dead}}
* {{citat|last1= Ade|first1= P. A. R.|title= Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2|url= http://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.112.241101|date= 2014-06-19|journal= [[Physical Review Letters]]|volume= 112|issue= 24|page= 241101|doi= 10.1103/PhysRevLett.112.241101|accessdate= 2014-06-20|pmid= 24996078|arxiv= 1403.3985|bibcode= 2014PhRvL.112x1101B}}
* {{citat|last1= Alpher|first1= Ralph Asher|authorlink1= Ralph Asher Alpher|last2= Herman|first2= Robert C.|authorlink2= Robert Herman|title= On the Relative Abundance of the Elements|journal= [[Physical Review]]|date= 1948|volume= 74|issue= 12|pages= 1737–1742|doi= 10.1103/PhysRev.74.1737}}
* {{navedi novice|last1= Amos|first1= Jonathan|title= Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal|url= http://www.bbc.com/news/science-environment-27935479|date= 2014-06-19|work= [[BBC News]]|accessdate= 2014-06-20|language= en}}
* {{citat|last1= Assis|first1= André Koch Torres|last2= Neves|first2= M. C. D.|title= History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson|url= http://www.ifi.unicamp.br/~assis/Apeiron-V2-p79-84(1995).pdf|date= 1995|issue= 3|pages= 79–87|doi= }}
* {{citat|last1= Assis|first1= André Koch Torres|last2= Paulo|first2= São|last3= Neves|first3= M. C. D.|title= History of the 2.7&nbsp;K Temperature Prior to Penzias and Wilson|journal= [[Apeiron (revija)|Apeiron]]|date= julij 1995|volume= 2|issue= 3|pages= 79–87|url= http://redshift.vif.com/JournalFiles/Pre2001/V02NO3PDF/V02N3ASS.PDF|accessdate= 2017-03-12|archive-date= 2024-03-24|archive-url= https://web.archive.org/web/20240324190849/http://redshift.vif.com/JournalFiles/Pre2001/V02NO3PDF/V02N3ASS.PDF|url-status= dead}}
* {{citat|last1= Atkins|first1= William|title= Scientists say universe is 20M years older|url= http://www.itwire.com/science-news/space/37421-scientists-say-universe-is-20m-years-older|date= 2010|accessdate= 2010-04-04|language= en}}
* {{citat|last1= Bennett|first1= Charles Leonard|authorlink1= Charles Leonard Bennett|last2= Banday|first2= A. J.|last3= Górski|first3= K. M.|last4= Hinshaw|first4=G.|last5= Jackson|first5= P.|last6= Keegstra|first6= P.|last7= Kogut|first7= A.|last8= Smoot|first8 = George Fitzgerald|last9= Wilkinson|first9= D. T.|last10= Wright|first10= Edward L.|title= Four-Year COBE DMR Cosmic Microwave Background Observations: Maps and Basic Results|journal= [[Astrophysical Journal Letters]]|date= 1996|volume= 464|pages= L1–L4|doi= 10.1086/310075}}
* {{citat|last1= Bennett|first1= Charles Leonard|last2= ''idr.''|title= First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: preliminary maps and basic results|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|date= 2003|volume= 148|pages= 1|doi= 10.1086/377253|arxiv= astro-ph/0302207|bibcode= 2003ApJS..148....1B}} Članek opozarja: »Statistike te notranje linearne kombinacije preslikave so zapletene in neustrezne za večino analiz prasevanja.«
* {{citat|last1= Bernui|first1= Armando|last2= Mota|first2= B.|last3= Reboucas|first3= M.J.|last4= Tavakol|first4= R.|title= Mapping the large-scale anisotropy in the WMAP data|date= 2005|arxiv= astro-ph/0511666}}
* {{citat|last1= skupina BICEP2|title= BICEP2 2014 Results Release|url= http://bicepkeck.org|date= 2014-03-17|work= [[National Science Foundation]]|accessdate= 2014-03-18|language= en}}
* {{citat|last1 = sodelovanje BICEP2|arxiv= 1403.3985|title= Detection Of B-mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2|journal= Phys. Rev. Lett.|date= 2014|volume= 112|issue= |page= 241101}}
* {{citat|last1= Bielewicz|first1= Pawel|last2= Górski|first2= K. M.|last3= Banday|first3= A. J.|title= Low-order multipole maps of CMB anisotropy derived from WMAP|journal= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|date= 2004|volume= 355|pages= 1283|doi= 10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x|arxiv= astro-ph/0405007|bibcode= 2004MNRAS.355.1283B}}
* {{citat|last1= Bielewicz|first1= Pawel|last2= Eriksen|first2= H. K.|last3= Banday|first3= A. J.|last4= Górski|first4= K. M.|last5= Lilje|first5= P. B.|title= Multipole vector anomalies in the first-year WMAP data: a cut-sky analysis|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 2005|volume= 635|pages= 75–60|doi= 10.1086/497263|arxiv= astro-ph/0507186|bibcode= 2005ApJ...635..750B}}
* {{citat|last1= Brandenberger|first1= Robert H.|title= Formation of Structure in the Universe|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1995astro.ph..8159B|date= 1995|accessdate= 2009-09-01|language= en}}
* {{citat|last1= Cirigliano|first1= D.|last2= de Vega|first2= Hector J.|last3= Sanchez|first3= Norma G.|title= Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data|journal= [[Physical Review D]]|date= 2005|volume= 71|issue= 10|pages= 77–115|doi= 10.1103/PhysRevD.71.103518|arxiv= astro-ph/0412634}}
* {{citat|last1= Copi|first1= Craig J.|last2= Huterer|first2= Dragan|last3= Schwarz|first3= Dominik J.|last4= Starkman|first4= Glenn D.|title= On the large-angle anomalies of the microwave sky|journal= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|date= 2006|volume= 367|pages= 79–102|doi= 10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x|arxiv= astro-ph/0508047|bibcode= 2006MNRAS.367...79C}}
* {{citat|last1= Clavin|first1= Whitney|title= NASA Technology Views Birth of the Universe|url= http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-082|date= 2014-03-17|work= [[NASA]]|accessdate= 2014-03-17}}
* {{citat|last1= de Bernardis|first1= Paolo|last2= ''idr.''|title= A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation|journal= [[Nature]]|date= 2000|volume= 404|pmid= 10801117|issue= 6781|pages= 955–959|doi= 10.1038/35010035|id= |bibcode=2000Natur.404..955D}}
* {{citat|last1= de Oliveira-Costa|first1= Angelica|last2= ''idr.''|title= The significance of the largest scale CMB fluctuations in WMAP|journal= [[Physical Review D]]|date= 2004|volume= 69|pages= 063516|doi= 10.1103/PhysRevD.69.063516|arxiv= astro-ph/0307282|bibcode= 2004PhRvD..69f3516D}}
* {{citat|last1= de Oliveira-Costa|first1= Angelica|last2= Tegmark|first2= Max|authorlink2= |title= CMB multipole measurements in the presence of foregrounds|journal= [[Physical Review D]]|date= 2006|volume= 74|pages= 023005|doi= 10.1103/PhysRevD.74.023005|arxiv= astro-ph/0603369|bibcode= 2006PhRvD..74b3005D}}
* {{citat|last1= de Vega|first1= Hector J.|title= Early Cosmology and Fundamental Physics|journal= Chalonge School in Astrofundamental Physics|date= 2002|arxiv= astro-ph/0307477}}
* {{citat|last1= Dicke|first1= Robert Henry|authorlink1= Robert Henry Dicke|title= The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies|journal= [[Review of Scientific Instruments]]|date= 1946|volume= 17|pages= 268–275|doi= 10.1063/1.1770483}}
* {{citat|last1= Dicke|first1= Robert Henry|authorlink1= |last2= Peebles|first2= Philip James Edwin|last3= Roll|first3= P. G.|last4= Wilkinson|first4= D. T.|title= Cosmic Black-Body Radiation|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 1965|volume= 142|pages= 414–419|doi= 10.1086/148306}}
* {{navedi konferenco|last1= Doroškevič|first1= Andrej Georgijevič|authorlink1= Andrej Georgijevič Doroškevič|last2= Zeldovič|first2= Jakov Borisovič|last3= Sjunjajev|first3= Rašid Alijevič|authorlink3= Rašid Alijevič Sjunjajev|title= Fluctuations of the microwave background radiation in the adiabatic and entropic theories of galaxy formation |editor1=Longair, M.S. |editor2=Einasto, J. |book-title= The large scale structure of the universe; Proceedings of the Symposium|date= september 1977|publisher= Dordrecht, D. Reidel Publishing Co.|pages= 393–404|location= Talin, Estonska SSR|bibcode= 1978IAUS...79..393S}}
* {{citat|last1= Durham|first1= Frank|last2= Purrington|first2= Robert D.|title= Frame of the universe: a history of physical cosmology|publisher= Columbia University Press|date= 1983|isbn= 0231053932}}
* {{citat|last1= Fixsen|first1= Dale J.|last2= Cheng|first2= E. S.|last3= Gales|first3= J. M.|last4= Mather|first4= J. C.|last5= ShaFer|first5= R. A.|last6= Wright|first6= Edward L.|title= The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 1996|volume= 473|page= 576–587|doi= 10.1086/178173}}
* {{citat|last1= Gamow|first1= George|authorlink1= George Gamow|title= The Origin of Elements and the Separation of Galaxies|journal= [[Physical Review]]|date= 1948|volume= 74|issue= 4|pages= 505–506|doi= 10.1103/PhysRev.74.505.2}}
* {{citat|last1= Gamow|first1= George|authorlink1= |title= The evolution of the universe|journal= [[Nature]]|date= 1948|volume= 162|pages= 680–682|doi= 10.1038/162680a0}}
* {{citat|last1= Gawiser|first1= Eric|last2= Silk|first2= Joseph|title= The cosmic microwave background radiation|journal= [[Physics Reports]]|date= 2000|volume= 333–334|pages= 245|doi= 10.1016/S0370-1573(00)00025-9 |arxiv= astro-ph/0002044}}
* {{citat|last1= Guth|first1= Alan Harvey|authorlink1= Alan Harvey Guth|title= The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins|date= 1998|publisher= [[Basic Books]]|isbn= 0201328402}}
* {{citat|last1= Grupen|first1= C.|last2= ''idr.''|title= Astroparticle Physics|date= 2005|publisher= [[Springer Science+Business Media|Springer]]|isbn= 3540253122}}
* {{citat|last1= Hanany|first1= S.|last2= ''idr.''|title= MAXIMA-1: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy on Angular Scales of 10'-5°|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 2000|volume= 545|issue= 1|pages= L5–L9|doi= 10.1086/317322}}
* {{citat|last1= Hanson|first= D.|last2= ''idr.''|date= 2013|title= Detection of B-mode polarization in the Cosmic Microwave Background with data from the South Pole Telescope|journal= [[Physical Review Letters]]|volume= 111|issue= 14|doi= 10.1103/PhysRevLett.111.141301|arxiv= 1307.5830|url= http://www.nature.com/news/polarization-detected-in-big-bang-s-echo-1.13441|bibcode= 2013PhRvL.111n1301H}}
* {{citat|last1= Harrison|first1= Edward Robert|authorlink1= Edward Robert Harrison|title= Fluctuations at the threshold of classical cosmology|journal= [[Physical Review D]]|date= 1970|volume= 1|pages= 2726–2730|doi= 10.1103/PhysRevD.1.2726}}
* {{citat|last1= Harrison|first1= Edward Robert|authorlink1= |title= Cosmology: The Science of the Universe|date= 2000|publisher= [[Cambridge University Press]]|isbn= 052166148X}}
* {{citat|last1= Hinshaw|first1= Gary|last2= ''idr.''|title= Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: temperature analysis|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|date= 2007|volume= 170|issue= 2|pages= 288–334|doi= 10.1086/513698|arxiv= astro-ph/0603451|bibcode= 2007ApJS..170..288H}}
* {{citat|last1= Hobson|first1= Michael P.|last2= Efstathiou|first2= George Petros|authorlink2= George Petros Efstathiou|last3= Lasenby|first3= Anthony N.|title= General Relativity: An Introduction for Physicists|date= 2006|publisher= [[Cambridge University Press]]|isbn= 0521829518}}
* {{citat|last1= Hu|first1= Wayne|last2= White|first2= Martin|title= Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 1996|volume= 471|pages= 30–51|doi= 10.1086/177951|bibcode= 1996ApJ...471...30H}}
* {{citat|last1= Inoue|first1= Kaiki Taro|last2= Silk|first2= Joseph|title= Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 2007|volume= 664|issue= 2|pages= 650–659|doi= 10.1086/517603|arxiv= astro-ph/0612347|bibcode=2007ApJ...664..650I}}
* {{citat|last1= Jaffe|first1= T. R.|last2= ''idr.''|title= Evidence of vorticity and shear at large angular scales in the WMAP data: a violation of cosmological isotropy?|date= 2005|arxiv= astro-ph/0503213}}
* {{citat|last1= Kamionkowski|first= M.|last2= Kosowsky|first2= A.|last3= Stebbins|first3= Albert|title= A Probe of Primordial Gravity Waves and Vorticity|journal= Phys. Rev. Lett.|date= 1997-03-17|volume= 78|issue= 11|doi= 10.1103/PhysRevLett.78.2058|arxiv= astro-ph/9609132|bibcode= 1997PhRvL..78.2058K|pages= 2058–2061}}
* {{citat|last1= Kogut|first1= Alan J.|last2= ''idr.''|title= Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 1993|volume= 419|pages= 1–6|doi= 10.1086/173453|arxiv= astro-ph/9312056|bibcode= 1993ApJ...419....1K}}
* {{citat|last1= Kragh|first1= Helge|title= Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe|date= 1999|url= http://books.google.com/?id=f6p0AFgzeMsC&pg=PA135|isbn= 069100546X}}
* {{citat|last1= Leitch|first1= E. M.|last2= ''idr.''|title= Measurement of polarization with the Degree Angular Scale Interferometer|journal= Nature|date= december 2002|volume= 420|issue= 6917|pages= 763–771|doi= 10.1038/nature01271|pmid= 12490940|arxiv= astro-ph/0209476|bibcode= 2002Natur.420..763L}}
* {{citat|last1=Leitch|first1= E. M.|last2= Kovac|first2= J. M.|last3= Halverson|first3= N. W.|last4= Carlstrom|first4= J. E.|last5= Pryke|first5= C.|last6= Smith|first6= M. W. E.|title= Degree Angular Scale Interferometer 3 Year Cosmic Microwave Background Polarization Results|journal= The Astrophysical Journal|date= maj 2005|volume= 624|issue= 1|pages= 10–20|doi= 10.1086/428825|bibcode= 2005ApJ...624...10L|arxiv= astro-ph/0409357}}
* {{citat|last1= Lewis|first1= Antony|last2= Challinor|first2= Anthony|title= Weak gravitational lensing of the CMB|date= 2006|journal= [[Physics Reports]]|volume= 429|pages= 1–65|doi= 10.1016/j.physrep.2006.03.002|arxiv= astro-ph/0601594}}
* {{citat|last1= Lineweaver|first1= C.|last2= Davis|first2= T. M.|date= 2005|title= Misconceptions about the Big Bang|url= http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=misconceptions-about-the-2005-03&page=5|publisher= [[Scientific American]]|accessdate= 2008-11-06|language= en}}
* {{citat|last1= Liu|first1= Hao|last2= Li|first2= Ti-Pei|title= Improved CMB Map from WMAP Data|date= 2009|arxiv= 0907.2731v3}}
* {{citat|last1= Liu|first1= Hao|last2= Xiong|first2= Shao-Lin|last3= Li|first3= Ti-Pei|title= Diagnosing Timing Error in WMAP Data|date= 2010|arxiv= 1009.2701v1}}
* {{citat|last1= McKellar|first1= Andrew|authorlink1= Andrew McKellar|title= Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space|journal= Publications of the Dominion Astrophysical Observatory (Victoria, BC)|date= 1941a|volume= 7|pages= 251–272|doi= 10.1016/0969-8051(96)00073-X}}
* {{citat|last1= McKellar|first1= Andrew|authorlink1= |title= The Problems of Possible Molecular Identification for Interstellar Lines|url= http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1941PASP...53..233M&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf|journal= Publications of the Astronomical Society of the Pacific|date= 1941b|volume= 53|issue= 314|pages= 233-235|doi= 10.1086/125323|bibcode= 1941PASP...53..233M}}
* {{citat|last1= Melchiorri|first1= Alessandro|last2= ''idr.''|title= A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 2000|volume= 536|issue= 2|pages= L63–L66|doi= 10.1086/312744}}
* {{citat|last1= Miller|first1= A. D.|last2= ''idr.''|title= A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Microwave Background Made from the High Chilean Andes|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 1999|volume= 521|issue= 2|pages= L79–L82|doi= 10.1086/312197}}
* {{citat|last1= Narlikar|first1= Džajant Višnu|authorlink1= Džajant Višnu Narlikar|last2= Vikramasinge|first2= Nalin Čandra|authorlink2= Nalin Čandra Vikramasinge|title= Microwave Background in a Steady State Universe|journal= [[Nature]]|date= 1967|volume= 216|pages= 43–44|doi= 10.1038/216043a0}}
* {{citat|last1= O'Dwyer|first1= I.|last2= ''idr.''|title= Bayesian Power Spectrum Analysis of the First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data|journal= [[Astrophysical Journal Letters]]|date= 2004|volume= 617|pages= L99–L102|doi= 10.1086/427386|arxiv= astro-ph/0407027|bibcode= 2004ApJ...617L..99O}}
* {{navedi novice|last1= Overbye|first1= Dennis|authorlink1= Dennis Overbye|title= Space Ripples Reveal Big Bang’s Smoking Gun|url= https://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html|date= 2014-03-17|work= [[The New York Times]]|accessdate= 2014-03-17|language= en}}
* {{navedi novice|last1= Overbye|first1= Dennis|authorlink1= |title= Ripples From the Big Bang|url= https://www.nytimes.com/2014/03/25/science/space/ripples-from-the-big-bang.html|date= 2014-03-24|work= The New York Times|accessdate= 2014-03-24|language= en}}
* {{navedi novice|last1= Overbye|first1= Dennis|authorlink1= |title= Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim|url= https://www.nytimes.com/2014/06/20/science/space/scientists-debate-gravity-wave-detection-claim.html|date= 2014-06-19|work= The New York Times|accessdate= 2014-06-20|language= en}}
* {{navedi novice|last1= Overbye|first1= Dennis|authorlink1= |title= Study Confirms Criticism of Big Bang Finding|url= https://www.nytimes.com/2014/09/23/science/space/study-confirms-criticism-of-big-bang-finding.html|date= 2014-09-22|work= The New York Times|accessdate= 2014-09-22|language= en}}
* {{citat|last1= Peebles|first1= Philip James Edwin|authorlink1= Philip James Edwin Peebles|last2= Yu|first2= J. T.|title= Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 1970|volume= 162|pages= 815–836|doi= 10.1086/150713}}
* {{citat|last1= Peebles|first1= Philip James Edwin|authorlink1= |last2= Schramm|first2= D. N.|last3= Turner|first3= E. L.|last4= Kron|first4= R. G.|title= The case for the relativistic hot big bang cosmology|journal= [[Nature]]|date= 1991|volume= 352|pages= 769–776|doi= 10.1038/352769a0}}
* {{citat|last1= Peebles|first1= Philip James Edwin|authorlink1= |title= Principles of Physical Cosmology|date= 1993|publisher= [[Princeton University Press]]|isbn= 0691019339}}
* {{citat|last1= Penzias|first1= Arno Allan|authorlink1= Arno Allan Penzias|last2= Wilson|first2= Robert Woodrow|authorlink2= Robert Woodrow Wilson|title= A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]|date= 1965|volume= 142|pages= 419–421|doi= 10.1086/148307}}
* {{citat|last1= Penzias|first1= Arno Allan|authorlink1= |title= The origin of elements|url= http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/penzias-lecture.pdf|date= 2006|work= Nobel lecture|publisher= [[Nobelov sklad]]|accessdate= 2006-10-04|language= en}}
* {{citat|last1=skupina sodelovanja Planck|title= Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes |date= 2016-02-09|arxiv= 1409.5738|journal= [[Astronomy & Astrophysics]]|volume= 586|doi= 10.1051/0004-6361/201425034|pages=A133|bibcode= 2016A&A...586A.133P}}
* {{citat|last1= Pogosian|first1= Levon|last2= ''idr.''|title= Observational constraints on cosmic string production during brane inflation|journal= [[Physical Review D]]|date= 2003|volume= 68|issue= 2|pages= 023506|doi= 10.1103/PhysRevD.68.023506}}
* {{citat|last1= sodelovanje Polarbear|url= http://iopscience.iop.org/0004-637X/794/2/171/pdf/0004-637X_794_2_171.pdf|title= A Measurement of the Cosmic Microwave Background B-Mode Polarization Power Spectrum at Sub-Degree Scales with POLARBEAR|date= oktober 2014|journal= [[The Astrophysical Journal]]|accessdate= 2014-11-16|doi= 10.1088/0004-637X/794/2/171|format= PDF|bibcode= 2014ApJ...794..171T|volume= 794|pages= 171|arxiv= 1403.2369}}
* {{citat|last1= Rossmanith|first1= Gregor|last2= ''idr.''|title= Non-Gaussian Signatures in the five-year WMAP data as identified with isotropic scaling indices|date= 2009|arxiv= 0905.2854}}
* {{citat|last1= Ryden|first1= Barbara Sue|authorlink1= Barbara Sue Ryden|title= Introduction to Cosmology|date= 2006-01-13|publisher= Addison Wesley|location= San Francisco|isbn= 0-8053-8912-1}}
* {{citat|last1= Sawangwit|first1= Utane|last2= Shanks|first2= Tom|title= Lambda-CDM and the WMAP Power Spectrum Beam Profile Sensitivity|date= 2010|arxiv= 1006.1270v1}}
* {{citat|last1= Scott|first1= Douglas|title= The Standard Cosmological Model|date= 2005|arxiv= astro-ph/0510731|bibcode= 2005astro.ph.10731S}}
* {{citat|last1= Schild|first1= Rudolph E.|last2= Gibson|first2= Carl H.|title= Goodness in the Axis of Evil|date= 2008|arxiv= 0802.3229}}
* {{citat|last1= Schwarz|first1= Dominik J.|last2= ''idr.''|title= Is the low-''l'' microwave background cosmic?|journal= [[Physical Review Letters]]|date= 2004|volume= 93|pages= 221301|doi= 10.1103/PhysRevLett.93.221301|arxiv= astro-ph/0403353|bibcode= 2004PhRvL..93v1301S}}
* {{citat|last1= Seljak|first1= Uroš|authorlink1= Uroš Seljak|title= Measuring Polarization in the Cosmic Microwave Background|journal= Astrophysical Journal|date= junij 1997|volume= 482|pages= 6–16|doi= 10.1086/304123|arxiv= astro-ph/9608131|bibcode= 1997ApJ...482....6S}}
* {{citat|last1= Seljak|first1= Uroš|authorlink1= |last2= Zaldarriaga|first2= M.|title= Signature of Gravity Waves in the Polarization of the Microwave Background|journal= Phys. Rev. Lett.|date= 1997-03-17|volume= 78|issue= 11|doi= 10.1103/PhysRevLett.78.2054|arxiv= astro-ph/9609169|bibcode= 1997PhRvL..78.2054S|pages= 2054–2057}}
* {{citat|last1= Singh|first1= Simon|authorlink1= Simon Singh|title= Veliki pok : najpomembnejše znanstveno odkritje vseh časov|trans-title= Big bang|date= 2007|publisher= Učila International|location= Tržič|cobiss= 234744832|isbn= 978-961-00-0316-8}}
* {{citat|last1= Slosar|first1= Anže|authorlink1= Anže Slosar|last2= Seljak|first2= Uroš|authorlink2= |title= Assessing the effects of foregrounds and sky removal in WMAP|journal= [[Physical Review D]]|date= 2004|volume= 70|pages= 083002|doi= 10.1103/PhysRevD.70.083002|arxiv= astro-ph/0404567|bibcode= 2004PhRvD..70h3002S}}
* {{citat|last1= Smoot|first1= George Fitzgerald|authorlink1= George Fitzgerald Smoot III.|last2= ''idr.''|title= Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps|journal= [[Astrophysical Journal Letters]]|date= 1992|volume= 396|issue= 1|pages= L1–L5|doi= 10.1086/186504}}
* {{citat|last1= Smoot|first1= George Fitzgerald|authorlink1= |title= Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization|url= http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2006/smoot-lecture.html|work= Nobel Lecture|date= 2006|publisher= [[Nobelov sklad]]|accessdate= 2008-12-22|language= en}}
* {{citat|last1= Spergel|first1= David N.|last2= ''idr.''|title= First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters|journal= [[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]] (Supplement Series)|date= 2003|volume= 148|issue= 1|pages= 175–194|doi= 10.1086/377226|arxiv= astro-ph/0302209|bibcode= 2003ApJS..148..175S}}
* {{citat|last1= Stebbins|first1= Albert|authorlink1= Albert Stebbins|title= The CMBR Spectrum|journal= Proceedings of the NATO ASI "The Cosmic Microwave Background|date= 1997|url= http://lss.fnal.gov/archive/1997/conf/Conf-97-134-A.pdf|arxiv= astro-ph/9705178|id= FERMILAB-Conf-97/134-A}}
* {{citat|last1= Strukov|first1= Igor A.|authorlink1= Igor A. Strukov|last2= Kremenjev|first2= R. S.|last3= Babakina|first3= G. N.|last4= Smirnov|first4= A. I.|title= Взгляд в прошлое Вселенной|url= http://epizodsspace.airbase.ru/bibl/nauka-v-ussr/1992/vzglad.html|date= 1992a|work= Наука в СССР|accessdate= 2015-05-03|language= ru}}
* {{citat|last1= Strukov|first1= Igor A.|authorlink1= |last2= Bruhanov|first2= A. A.|last3= Skulačov|first3= D. P.|last4= Sažin|first4= M. V.|title= The Relikt-1 experiment — New results|journal= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|date= 1992b|volume= 258|issue= |pages= 37P—40P|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.258P..37S}}
* {{citat|last1= Šklovski|first1= Josip Samujilovič|authorlink1= Josip Samujilovič Šklovski|title= Vesolje, življenje, razum (Вселенная, жизнь, разум)|url= http://alt-future.narod.ru/Seti/Vzr/vzr1.htm|date= 1987|publisher= Nauka|location= Moskva}}
* {{citat|last1= Šmaonov|first1= Tigran Aramovič|authorlink1= Tigran Aramovič Šmaonov|title= Metodologija absolutnih meritev efektivne temperature radijskega sevanja z nizko ekvivalentno temperaturo (Методика абсолютных измерений эффективной температуры радиоизлучения с низкой эквивалентной температурой)|journal= Приборы и техника эксперимента|date= 1957|volume= №1|pages= 83-86. 18}}
* {{citat|last1= Tegmark|first1= Max|authorlink1= Max Tegmark|last2= de Oliveira-Costa|first2= Angelica|last3= Hamilton|first3= Andrew|title= A high resolution foreground cleaned CMB map from WMAP|journal= [[Physical Review D]]|date= 2003|volume= 68|pages= 123523|id= |doi= 10.1103/PhysRevD.68.123523|arxiv= astro-ph/0302496|bibcode= 2003PhRvD..68l3523T}} Članek navaja: »Ni presenetljivo, da sta dva najbolj nečista mnogopola [kvadrupol in oktopol], ki najbliže sledita morfologiji galaktične ravnine.«
* {{citat|last1= Thompson|first1= John M. T.|title= Advances in Astronomy|date= 2005|publisher= [[Imperial College Press]]|isbn= 1860945775}}
* {{citat|last1= Torres|first1= Sergio|title= Topological Analysis of COBE-DMR CMB Maps|date= 1993|arxiv= astro-ph/9311067}}
* {{citat|last1= Turner|first1= Michael S.|title= The New Cosmology: Mid-term Report Card for Inflation|date= 2002|arxiv= astro-ph/0212281}}
* {{citat|last1= Unsöld|first1= Albrecht|authorlink1= Albrecht Otto Johannes Unsöld|last2= Baschek|first2= Bodo|authorlink2= Bodo Baschek|title= The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics|edition= 5.|date= 2002|publisher= [[Springer-Verlag]]|isbn= 3-540-67877-8}}
* {{citat|last1= Weinberg|first1= Steven|authorlink1= Steven Weinberg|title= Oxford Astronomy Encyclopedia|date= 1972|publisher= [[John Wiley & Sons]]|isbn= 0471925675}}
* {{navedi konferenco|last1= White|first1= Martin|date= 1999|title= Anisotropies in the CMB|book-title= Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99|publisher= [[Univerza Kalifornije, Los Angeles|UCLA]]|arxiv= astro-ph/9903232|bibcode= 1999dpf..conf.....W}}
* {{citat|last1= Wright|first1= Edward L.|date= 2004|chapter= Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy|editor= Wendy L. Freedman|title= Measuring and Modeling the Universe|series= Carnegie Observatories Astrophysics Series|publisher= [[Cambridge University Press]]|isbn= 0-521-75576-X|arxiv= astro-ph/0305591}}
* {{citat|last1= Wright|first1= Edward L.|title= Eddington's Temperature of Space|url= http://www.astro.ucla.edu/~wright/Eddington-T0.html|date= 2006|publisher= UCLA|accessdate= 2008-12-11|language= en}}
* {{citat|last1= Zaldarriaga|first1= M.|last2= Seljak|first2= Uroš|title= Gravitational lensing effect on cosmic microwave background polarization|journal= Physical Review D|date= 1998-07-15|volume= 58|series= 2|doi= 10.1103/PhysRevD.58.023003|arxiv= astro-ph/9803150|bibcode= 1998PhRvD..58b3003Z}}
* {{citat|last1= Zeldovič|first1= Jakov Borisovič|authorlink1= Jakov Borisovič Zeldovič|title= A hypothesis, unifying the structure and the entropy of the Universe|journal= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|date= 1972|volume= 160|pages= 1P–4P|doi= 10.1016/S0026-0576(07)80178-4}}
* {{citat|last1= Zeldovič|first1= Jakov Borisovič|authorlink1= |last2= Novikov|first2= Igor Dimitrijevič|authorlink2= Igor Dimitrijevič Novikov |title= Строение и эволюция Вселенной|date= 1975|location= Moskva|publisher= Nauka}}
{{refend}}

== Zunanje povezave ==

{{kategorija v Zbirki|Cosmic microwave background radiation}}
* [http://xstructure.inr.ac.ru/x-bin/theme3.py?level=3&index1=87807 Teme o prasevanju na arxiv.org] {{ikona en}}
* [http://www.astronomycast.com/cosmology/the-big-bang-and-cosmic-microwave-background/ Audio: Fraser Cain and Dr. Pamela Gay - Astronomy Cast.  The Big Bang and Cosmic Microwave Background - oktober 2006] {{ikona en}}

{{portal|Astronomija}}
{{Področja kozmologije}}

{{zvezdica}}

{{normativna kontrola}}

[[Kategorija:Radijska astronomija]]
[[Kategorija:Fizikalna kozmologija]]
[[Kategorija:Astronomski radijski viri]]
[[Kategorija:1964 v znanosti]]