Voir la source de Fond diffus cosmologique

{{Voir homonyme|texte=Ne doit pas être confondu avec [[Rayonnement de fond]]. Pour les articles homonymes, consulter {{page h|FDC}} ou {{page h|CMB}}.}}
{{En-tête label|BA|année=2018}}
[[Fichier:WMAP 2012.png|vignette|droite|redresse=1.5|Carte complète du CMB, selon une [[projection de Mollweide]], méthode qui déroule une sphère sur un plan tout en conservant les surfaces, ce qui {{citation|permet de comparer en un coup d'oeil les zones chaudes et les zones froides du ciel}}<ref>{{lien web |url=https://www.sciencesetavenir.fr/espace/astrophysique/question-de-la-semaine-pourquoi-le-fond-cosmologique-est-represente-sous-forme-de-carte-elliptique_119621 |titre=Question de la semaine : Pourquoi le fond cosmologique est représenté comme une carte ovale ? |auteur1=Sarah Sermondadaz |éditeur=Science & Avenir |date=5 janvier 2018}}.</ref>. Cette carte montre les fluctuations ou anisotropies de températures de l'[[Univers primordial]]. {{citation|Les régions bleues sont les plus froides, alors que les rouges sont les plus chaudes. La différence maximale de température est de l'ordre de {{unité|0,0001 °C}}{{sfn|Drissen|2011|p=245}}.}} Ces {{citation|légères fluctuations [seraient] le reflet de la première variation de densité à l'origine des [[galaxie]]s}}{{sfn|Clegg|2017|p=133}} et des [[amas de galaxies]]{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=31}}. Photomontage de clichés pris par [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|''WMAP'']], satellite de la [[NASA]], pendant neuf ans.]]

Le '''fond diffus cosmologique''' (FDC, ou CMB pour l'[[anglais]] ''{{langue|en|cosmic microwave background}}'', « fond cosmique de micro-ondes ») est un [[rayonnement électromagnétique]] très [[Homogénéité (cosmologie)|homogène]] observé dans toutes les directions du [[ciel]] et dont le [[Loi du déplacement de Wien|pic d'émission]] est situé dans le domaine des [[micro-onde]]s. On le qualifie de diffus parce qu'il ne provient pas d'une ou plusieurs sources localisées, et de cosmologique parce que, selon l'interprétation qu'on en fait, il est présent dans tout l'[[Univers]] (le cosmos).

Prévu dès 1948 et découvert par hasard en 1964, le fond diffus permet à la [[communauté scientifique]] de départager les différents [[modèle cosmologique|modèles cosmologiques]], notamment en abandonnant les modèles fondés sur le [[principe cosmologique parfait]] et en donnant la priorité aux modèles basés sur l'idée de [[Big Bang]], qui prédisent l'émission d'un tel [[rayonnement thermique]] à l'époque de l'[[Univers primordial]].

Selon le [[modèle standard de la cosmologie]], ce rayonnement a été émis environ {{unité|380000|ans}}{{note|groupe=alpha|{{nombre|379000 ans}} selon la collaboration WMAP en 2007<ref name="Abbott2007">{{Lien web| langue=en| nom1=Abbott| prénom1=B.| date=2007| titre=Microwave (WMAP) All-Sky Survey| url=http://www.haydenplanetarium.org/universe/duguide/exgg_wmap.php| éditeur=Hayden Planetarium| consulté le=10 mai 2021}}.</ref>.}} après le Big Bang (ce qui fait qu'on l'appelle aussi '''rayonnement fossile'''), alors que l'[[Univers observable]] était encore beaucoup plus petit, dense et chaud (de l'ordre de {{unité|3000 K}}) qu'aujourd'hui. Dilué et refroidi par l'[[expansion de l'Univers]], il possède désormais une [[Rayonnement du corps noir|température]] moyenne très basse, de l'ordre de {{unité|3 K}}. Le fond diffus cosmologique est très étudié depuis sa découverte pour deux raisons : il correspond à la [[surface de dernière diffusion|plus vieille image électromagnétique]] qu'il est possible d'obtenir de l'Univers et il présente d'infimes variations de température et d'intensité selon la direction observée, des [[anisotropie]]s détaillées depuis le début des années 1990 qui permettent de recueillir quantité d'informations sur la [[Structures à grande échelle de l'Univers|structure]], l'[[âge de l'Univers|âge]] et l'[[Histoire et chronologie de l'Univers|évolution de l'Univers]].

== Prolégomènes ==
{{citation bloc|[C'est] la découverte la plus importante du siècle, si ce n'est depuis toujours{{sfn|Tegmark|2018|p=88}}|[[Stephen Hawking]]}}
Selon le modèle du [[Big Bang]], dans les premiers millénaires de son existence, l'[[Univers]] est notablement plus petit et comprend un plasma de particules (protons, électrons, photons…). Par la suite, il prend de l'[[expansion de l'Univers|expansion]] tout en refroidissant. Jusque vers {{unité|380000|ans}}, les conditions sont telles que tous les [[photon]]s sont continuellement échangés entre les électrons, ces derniers formant une « mer » d'où les photons ne peuvent s'échapper. 

L'Univers, poursuivant son expansion, refroidit encore plus, tout en restant très homogène. Cette diminution de température permet la [[Recombinaison (cosmologie)|recombinaison]] : les [[électron]]s et les [[noyau atomique|noyaux atomiques]] se lient, formant des [[atome]]s. La « mer » électronique ayant cessé d'exister, les photons peuvent désormais circuler librement dans l'Univers, devenu « transparent ». Quelle que soit l'époque considérée, ils sont donc partout dans l'Univers, à l'exception des corps célestes constitués de la matière « ordinaire » (planètes, astéroïdes, poussières…) qui sont imperméables aux photons. Pour n'importe quel observateur, un sous-ensemble de ces photons forme une sphère centrée sur lui{{sfn|Tegmark|2018|p=84}}, c'est la [[surface de dernière diffusion]].

À notre époque, ces photons font partie du domaine des [[micro-onde]]s du fait de l'[[expansion de l'Univers]] qui [[Décalage vers le rouge|a étiré leur longueur d'onde]]. Ensemble, ils constituent le fond diffus cosmologique (ou CMB pour ''{{lang|en|Cosmic microwave background}}''). Les [[photon]]s présentent des caractéristiques mesurables : énergie et polarisation. Depuis la découverte du CMB dans les années 1960, en raison de limitations technologiques, les scientifiques ont principalement étudié l'énergie des photons du CMB, permettant de vérifier que leur [[spectre électromagnétique]] était celui du [[corps noir]] à une température témoignant de l'expansion de l'univers.

La communauté scientifique est parvenue à établir, par tâtonnements, études et débats, la nature du CMB et l'histoire de l'Univers grâce à des travaux, commencés au début du {{s-|XX|e}}, qui se poursuivent aujourd'hui.

== Prédiction et découverte ==
{{CitaBloc|Ainsi, le bruit-radio observé par [[Arno Allan Penzias|Penzias]] et [[Robert Woodrow Wilson|Wilson]] pouvait être décrit par une « température équivalente » de {{nobr|3,5 [[kelvin]]s}}. Cette température était beaucoup plus élevée qu'on ne le prévoyait, mais encore très basse en valeur absolue ; il n'est donc pas surprenant que Penzias et Wilson ruminèrent un moment sur ce résultat avant de le publier. On ne pouvait alors certainement pas imaginer qu'il s'agissait du progrès cosmologique le plus important depuis la découverte du [[décalage vers le rouge]]{{sfn|Weinberg|1978|p=65}}.
|[[Steven Weinberg (physicien)|Steven Weinberg]], 1978}}

Le terme « fond diffus cosmologique » est abrégé en FDC, sigle utilisé en français{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=3}}{{,}}<ref>{{lien web |langue=en |éditeur=Termium |date=janvier 2018 |url=http://www.btb.termiumplus.gc.ca/tpv2alpha/alpha-eng.html?lang=eng&i=1&srchtxt=COSMIC+MICROWAVE+BACKGROUND&index=alt&codom2nd_wet=1#resultrecs |titre=Cosmic Microwave Background [1 record]}}.</ref>. Le terme anglais ''{{langue|en|Cosmic Microwave Background Radiation}}'' (CMBR) se traduit par « rayonnement du fond (de) micro-ondes cosmique »{{#tag:ref|Pour le distinguer des autres fonds diffus, tels que les fonds diffus infrarouge, radio, de rayons X, gravitationnel et [[Fond cosmologique de neutrinos|de neutrinos]]<ref name=AstroUbc>{{lien web |langue=en |url=http://www.astro.ubc.ca/people/scott/faq_basic.html |titre=Frequently Asked Questions |auteur1=Douglas Scott |éditeur=Astronomy and Astrophysics at the University of British Columbia |année=2001}}.</ref>.|group=alpha}}, alors que ''{{langue|en|Cosmic Microwave Background}}'' (CMB) se traduit par « fond (de) micro-ondes cosmique »<ref>{{lien web |titre=(Demande de traduction) |éditeur=Google |url=//translate.google.ca/?prev=hp&hl=en&sl=fr&text=Cosmic%20Microwave%20Background#en/fr/Cosmic%20Microwave%20Background |année=2018}}.</ref>{{,}}<ref>{{lien web |langue=en |éditeur=DeepL |url=//www.deepl.com/translator |titre=(Demande d traduction) |date=janvier 2018}} (dans la boîte de dialogue de gauche, écrire « ''{{lang|en|Cosmic Microwave Background}}'' »).</ref>. La littérature scientifique utilise volontiers le sigle CMB<ref>{{lien web |langue=en |titre=(Recherche) « CMB "Cosmic Microwave Background" » |url=//scholar.google.fr/scholar?hl=fr&as_sdt=0%2C5&q=CMB+%22Cosmic+Microwave+Background%22&btnG= |éditeur=Google Scholar |date=30 janvier 2018}}.</ref>. Le terme « fond diffus cosmologique » a plusieurs synonymes.

{{Article connexe|Liste de synonymes de « fond diffus cosmologique »}}

En 1896, [[Charles Édouard Guillaume]] écrit que la température de la {{citation|radiation des étoiles}} est de {{unité|5,6 K}}<ref>{{article |auteur1=C.-É. Guillaume |titre= La température de l'espace |année=1896 |périodique=La Nature |numéro=1214}}
: Cité dans {{article |auteur1=A. K. T. Assis |auteur2=M. C. D. Neves |périodique=Apeiron |volume=2 |numéro=3 |date=juillet 1995 |url=http://redshift.vif.com/JournalFiles/Pre2001/V02NO3PDF/V02N3ASS.PDF |titre=History of the 2.7&nbsp;K Temperature Prior to Penzias and Wilson |format électronique=Pdf |pages=80}}.</ref>.
En 1926, [[Arthur Eddington]] estime la température du rayonnement non thermique des étoiles de la galaxie : {{citation|1=... par la formule [[Loi de Stefan-Boltzmann|''E'' = ''σT''<sup>4</sup>]], la température effective qui correspond à cette densité est de 3,18° absolu}}{{trad|1=en|2=By the formula ''E'' = ''σT''<sup>4</sup> the effective temperature corresponding to this density is 3º.18 absolute}}{{,}}<ref>{{article |langue=en |titre=The Internal Constitution of the Stars |périodique=Science |date=22 juillet 1927 |volume=66 |numéro=1699 |pages=82 |doi=10.1126/science.66.1699.81-a}}
: Cité dans {{article |auteur1=A. K. T. Assis |auteur2=M. C. D. Neves |périodique=Apeiron |volume=2 |numéro=3 |date=juillet 1995 |url=http://redshift.vif.com/JournalFiles/Pre2001/V02NO3PDF/V02N3ASS.PDF |titre=History of the 2.7&nbsp;K Temperature Prior to Penzias and Wilson |format électronique=Pdf |pages=80}}.</ref>.
En 1938, l'astronome S. W. Adams découvre des [[spectroscopie|raies d'excitation]] émises par les molécules [[Radical cyano|CN]] d'étoiles. À cette époque, aucun chercheur n'est capable d'expliquer leur origine. Toutefois, des scientifiques mesurent leur température d'excitation : {{unité|2,3 K}}{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=86-87}}.
En 1946, [[Robert Dicke]] prédit que la température du {{citation|rayonnement de la matière cosmique}} est d'environ {{unité|20 K}}, mais ne mentionne aucun rayonnement de fond<ref name="Kragh">{{ouvrage |langue=en
|prénom1=H. |nom1=Kragh
|année=1999
|titre=Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe
|éditeur=[[Princeton University Press]]
|passage=135
|url=//books.google.com/?id=f6p0AFgzeMsC&pg=PA135|isbn=0-691-00546-X
}}.</ref>{{,}}<ref name="DickeBeringer1946">{{Article |langue=en |nom1=Dicke |prénom1=Robert H. |nom2=Beringer |prénom2=Robert |nom3=Kyhl |prénom3=Robert L. |nom4=Vane |prénom4=A. B. |titre=Atmospheric Absorption Measurements with a Microwave Radiometer |périodique=Physical Review |volume=70 |numéro=5-6 |année=1946 |pages=340–348 |bibcode = 1946PhRv...70..340D |doi=10.1103/PhysRev.70.340}}.</ref>.

C'est en 1931 que [[Georges Lemaître]] énonce sa théorie de l'atome primitif pour décrire l'expansion de l'[[Univers]], affirmant qu'à ses débuts, l'Univers est contenu dans un seul atome {{citation|dont le poids atomique est la masse de l'univers entier}}{{sfn|Hladik|2017|p=144}}. Selon ce modèle, l'Univers, qui est à la fois homogène et isotrope{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=25-26}}{{,}}{{sfn|Weinberg|1978|p=141}}{{,}}<ref>{{article
|url=//www.science-et-vie.com/ciel-et-espace/une-etude-confirme-que-l-univers-n-a-pas-de-direction-privilegiee-7170
|titre=Une étude confirme que l'Univers n'a pas de direction privilégiée
|périodique=Science & Vie
|date=1er octobre 2016
|auteur1=Roman Ikonicoff
}}.</ref>{{,}}{{sfn|Hladik|2017|p=135}}, croît de façon exponentielle à partir d'une masse contenant une immense quantité d'énergie. [[Albert Einstein]] rejette ce modèle, car il ne croit qu'à un Univers statique{{sfn|Hladik|2017|p=133-134}} ; son influence est telle que les chercheurs rejettent à leur tour l'hypothèse de Lemaître<ref>{{article 
|auteur1=Dominique Lambert
|titre=L'hypothèse de l'atome primitif 
|périodique=[[Pour la science]] - Les Génies de la science 
|date=février - avril 2007
|numéro=30
|url=http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/article-l-hypothese-de-l-atome-primitif-20999.php
}}.</ref>.
Pourtant, en 1948, s'appuyant sur les travaux de Lemaître, [[George Gamow]], [[Ralph Alpher]] et [[Robert Herman]] publient des modèles du [[Big Bang]]{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=1}} et prédisent pour la première fois l'existence du fond diffus cosmologique<ref>{{article |langue=en
|nom=Gamow |prénom=G.
|année=1948
|titre=The Origin of Elements and the Separation of Galaxies
|journal={{lang|en|[[Physical Review]]}}
|volume=74|numéro=4
|passage=505–506
|doi=10.1103/PhysRev.74.505.2 |bibcode = 1948PhRv...74..505G
}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en
|nom=Gamow |prénom=G.
|année=1948 |titre=The Evolution of the Universe
|journal=[[Nature (revue)|Nature]]
|volume=162 |numéro=4122
|passage=680–682
|doi=10.1038/162680a0|pmid=18893719|bibcode = 1948Natur.162..680G}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en
|nom=Alpher |prénom=R. A.
|nom2=Herman |prénom2=R. C.
|date=1948
|titre=On the Relative Abundance of the Elements
|journal={{lang|en|[[Physical Review]]}}
|volume=74|numéro=12
|passage=1737–1742
|doi=10.1103/PhysRev.74.1737|bibcode = 1948PhRv...74.1737A
}}.</ref>.
Dans les articles, les trois scientifiques estiment sa température à {{unité|5 K}}{{sfn|Weinberg|1978|p=146-147}}{{,}}{{sfn|Tegmark|2018|p=84}}.
D'autres scientifiques ont estimé la température moyenne de l'espace intersidéral, mais leurs calculs étaient entachés d'erreurs<ref>{{article |langue=en
|auteur1=A. K. T. Assis
|auteur2=M. C. D. Neves
|titre=History of the 2.7&nbsp;K Temperature Prior to Penzias and Wilson
|périodique=Apeiron
|date=juillet 1995
|volume=2 |numéro=3
|pages=79-87
|url=http://www.ifi.unicamp.br/~assis/Apeiron-V2-p79-84(1995).pdf |format électronique=Pdf
}}.</ref>. Par exemple, [[Arthur Eddington]] a calculé une {{page h|température effective|température ''effective''}} dont la valeur proche du CMB était une coïncidence : elle correspondait au rayonnement des étoiles de [[Voie lactée|notre galaxie]] et pas au spectre électromagnétique remplissant l'[[Univers]]<ref>{{lien web |langue=en
|nom1=Wright |prénom1=E. L.
|date=2006
|titre=Eddington's Temperature of Space
|url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/Eddington-T0.html
|éditeur=UCLA
|consulté le=2008-12-11
}}.</ref>. 
Les prédictions de Gamow, Alpher et Herman sont discutées lors de plusieurs congrès en physique de 1948 à 1955, jusqu'à ce que les deux derniers soient embauchés à l’''{{lang|en|Applied Physics Laboratory}}'' (Laboratoire de physique appliquée) de l'[[université Johns-Hopkins]], ce qui met fin à leurs recherches sur le CMB. 
Ce sujet n'est pas évoqué par la communauté astronomique dominante de cette époque, parce qu'elle n'est pas intriguée par les perspectives de la [[cosmologie]].

[[Fichier:Horn Antenna-in Holmdel, New Jersey.jpeg|vignette|gauche|redresse=1.5|L'[[antenne cornet]] de {{lien|trad=Holmdel Horn Antenna|fr=Antenne cornet de Holmdel|texte=Holmdel}} qui a permis à Penzias et Wilson la découverte du CMB. Les signaux électromagnétiques entrent à la droite, sont concentrés par l'« entonnoir » tout en étant dirigés vers les instruments dans le petit bâtiment à la gauche.]]
Après étude des [[Raie spectrale|raies d'absorption]] fines du spectre d'étoiles, l'astronome Andrew McKellar écrit en 1941 : {{citation|Nous pouvons calculer que la « [[température rotationnelle]] » de l'espace interstellaire est de {{unité|2 K}}{{Trad|en|It can be calculated that the 'rotational temperature' of interstellar space is {{unité|2 K}}.}}{{,}}<ref name="dao7">{{article |langue=en
|nom1=McKellar|prénom1=A.
|titre=Molecular Lines from the Lowest States of Diatomic Molecules Composed of Atoms Probably Present in Interstellar Space
|journal={{lang|en|Publications of the Dominion Astrophysical Observatory}}
|lieu=Vancouver, B.C., Canada
|année=1941
|volume=7 |numéro=6
|passage=251–272
|bibcode = 1941PDAO....7..251P
}}.</ref>.}} Sans le deviner, il a {{citation|découvert l'existence du rayonnement fossile{{sfn|Reeves|1994|p=131-132}}.}} 
En 1955, dans une étude du ciel, Émile Le Roux de l'[[station de radioastronomie de Nançay|observatoire de radio de Nançay]] rapporte un rayonnement de fond presque isotrope à {{unité|3 ± 2 K}}<ref>{{ouvrage |langue=en
|prénom1=H. |nom1=Kragh
|année=1999
|titre=Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe
|éditeur={{lang|en|[[Princeton University Press]]}}
|passage=343
|url=//books.google.ca/books?id=f6p0AFgzeMsC&pg=PA135&redir_esc=y&hl=en#v=onepage&q=%C3%89mile%20Le%20Roux&f=false
}}.</ref>{{,}}{{sfn|Reeves|1994|p=132}}.
En 1957, Tigran Shmaonov rapporte que {{citation|la température effective absolue de la radioémission de fond... est de {{unité|4 ± 3 K}}}}{{trad|en|the absolute effective temperature of the radioemission background ... is 4±3&nbsp;K}}{{,}}<ref>{{article |langue=ru
|nom=Shmaonov |prénom=T. A.
|année=1957 
|titre={{lang|en|Commentary}} 
|périodique= {{lang|ru-Latn|Pribory i Tekhnika Experimenta }}
|volume=1 
|pages=83 
|doi=10.1016/S0890-5096(06)60772-3}}.</ref>. Il indique que l'intensité du rayonnement est indépendante du temps ou de la direction de l'observation<ref>{{ouvrage |langue=en
|nom1=Naselsky |prénom1=P. D.
|nom2=Novikov |prénom2=D.I.
|nom3=Novikov |prénom3=I. D.
|année=2006
|titre=The Physics of the Cosmic Microwave Background
|url=//books.google.com/?id=J2KCisZsWZ0C&pg=RA1-PA1&dq=Shmaonov+cmb |isbn=0-521-85550-0}}.</ref>.
Dans les {{nobr|années 1960}}, [[Iakov Zeldovitch]] et [[Robert Dicke]] prédisent à nouveau l'existence du CMB. 
Dans un court article publié au printemps 1964, les astrophysiciens [[Andreï Dorochkevitch]] et [[Igor Novikov]] sont les premiers à annoncer la possibilité de détecter le fond diffus cosmologique<ref>{{lien web |langue=en
|nom=Penzias |prénom=A. A.
|date=2006
|titre=The Origin of Elements
|url=//nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/penzias-lecture.pdf
|format=pdf
|série=Nobel lecture
|éditeur=[[Fondation Nobel]]
|consulté le=2006-10-04
}}.</ref>.
En 1964, [[David Todd Wilkinson]] et Peter Roll, collègues de Dicke à l'[[université de Princeton]], commencent à construire un [[radiomètre]] selon les plans de Dicke dans le but de détecter le CMB<ref>{{article |langue=en
|nom=Dicke |prénom=R. H.
|date=1946
|titre=The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies
|journal={{lang|en|Review of Scientific Instruments}}
|volume=17
|pages=268–275
|doi=10.1063/1.1770483 |pmid=20991753 |bibcode = 1946RScI...17..268D |numéro=7
}}.</ref>.

Toujours en 1964, les physiciens américains [[Arno Allan Penzias|Arno Penzias]] et [[Robert Woodrow Wilson]], travaillant au {{lang|en|[[Bell Labs Holmdel Complex]]}} dans le [[New Jersey]], complètent la construction d'un radiomètre de Dicke dans le but d'étudier les phénomènes [[radioastronomie|radioastronomiques]] et les [[Satellite de télécommunications|communications par satellites]]. Le {{date-|20 mai 1964}}, ils démontrent sans ambiguïté l'existence du CMB<ref name="laureat_nobel_1978">{{Lien web Nobel
|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/
|titre=The Nobel Prize in Physics 1978
|auteur=Personnel de rédaction
|année= 2010
|éditeur=[[Fondation Nobel]]
|citation=for their discovery of cosmic microwave background radiation
|consulté le= 20 juin 2010}}.</ref>, même si l'instrument présente une température de bruit supérieure<ref group="alpha">En électronique, la température de bruit est proportionnelle à la fréquence du bruit électronique.</ref> à {{unité|4,2 K}}, ce qu'ils ignorent<ref>{{article |langue=en
|nom=Dicke |prénom=R. H.
|année=1965
|titre=Cosmic Black-Body Radiation
|journal={{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}
|volume=142
|pages=414–419
|doi=10.1086/148306 |bibcode=1965ApJ...142..414D
}}.</ref>{{,}}.
Lors d'une rencontre, les chercheurs de Princeton et des Bell Labs déterminent que le rayonnement du CMB est responsable de l'excédent de température de l'antenne<ref>{{ouvrage |langue=en
|nom=Peebles |prénom=P. J. E
|date=1993
|titre=Principles of Physical Cosmology
|pages=139–148
|éditeur={{lang|en|[[Princeton University Press]]}}
|isbn=0-691-01933-9
}}.</ref>. La découverte de Penzias et Wilson, annoncée en 1965<ref name="Penzias&Wilson">{{article |langue=en
|nom1=Penzias |prénom1=A. A. 
|nom2=Wilson |prénom2=R. W. 
|année=1965 
|titre=A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s 
|journal={{lang|en|[[The Astrophysical Journal]] }}
|volume=142 |numéro=1 
|pages=419–421 
|bibcode=1965ApJ...142..419P |doi=10.1086/148307}}.</ref>,
constitue le point culminant de plusieurs années de recherche<ref>{{lien web |langue=en
|auteur1={{lang|en|Smoot Group }}
|date=28 mars 1996 
|titre=The Cosmic Microwave Background Radiation 
|url=http://aether.lbl.gov/www/science/cmb.html 
|éditeur=Lawrence Berkeley Lab 
|consulté le=2008-12-11}}.</ref>.
Dans l'article, ils expliquent qu'il s'agit d'un {{citation|rayonnement électromagnétique diffus [[isotropie|isotrope]], non [[Polarisation (optique)|polarisé]], et sans aucune variation de type saisonnier, en provenance de l'Univers}}{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=1}}.
Les deux Américains sont récompensés du [[prix Nobel de physique]] de 1978 pour leur découverte<ref name="laureat_nobel_1978" /> fortuite{{sfn|Reeves|1988|p=56-57}}.
Ce bruit de fond électromagnétique, presque [[Isotropie|isotrope]], n'est pas lié à une [[étoile]], une [[galaxie]] ou tout autre corps céleste{{sfn|Heidmann|1968|p=123}}{{,}}<ref>{{lien web |langue=en 
|url=http://www.astro.ubc.ca/people/scott/cmb_intro.html 
|titre=The Cosmic Microwave Background 
|auteur1=Douglas Scott 
|éditeur={{lang|en|Astronomy and Astrophysics at the University of British Columbia }}
|année=2001}}.
:{{citation étrangère|langue=en|[...] any attempt to interpret the origin of the CMB as due to present astrophysical phenomena (i.e. stars, dust, radio galaxies, etc.) is no longer credible.}}.</ref>.

L'existence du CMB prête à débats dans les {{nobr|années 1960}} parce que quelques partisans de la [[théorie de l'état stationnaire]] soutiennent que le CMB est la conséquence de la [[Extinction (astronomie)|diffusion de la lumière stellaire]] issue de lointaines galaxies<ref>{{article |langue=en
|nom=Narlikar |prénom=J. V.
|nom2=Wickramasinghe |prénom2=N. C.
|année=1967
|titre=Microwave Background in a Steady State Universe
|journal=[[Nature (revue)|Nature]]
|volume=216 |numéro=5110
|pages=43–44
|doi=10.1038/216043a0|bibcode = 1967Natur.216...43N}}.</ref>.
Toutefois, dans les années 1970, un consensus émerge : le CMB est un résidu du [[Big Bang]]. En effet, des mesures plus précises sur une plus large gamme de fréquences démontrent que son spectre thermique est identique à celui d'un [[corps noir]], ce que la théorie de l'état stationnaire est incapable d'expliquer<ref>{{article |langue=en
|nom=Peebles |prénom=P. J. E.
|année=1991
|titre=The case for the relativistic hot big bang cosmology
|journal=[[Nature (revue)|Nature]]
|volume=352 |numéro=6338
|pages=769–776
|doi=10.1038/352769a0 |bibcode = 1991Natur.352..769P
}}.</ref>.

Harrison<ref>{{article |langue=en
|nom=Harrison |prénom=E. R.
|année=1970
|titre=Fluctuations at the threshold of classical cosmology
|journal={{lang|en|[[Physical Review D]]}}
|volume=1 |numéro=10
|pages=2726–2730
|doi=10.1103/PhysRevD.1.2726 |bibcode = 1970PhRvD...1.2726H
}}.</ref>, 
Peebles et Yu<ref>{{article |langue=en
|nom=Peebles |prénom=P. J. E.
|nom2=Yu|prénom2=J. T.
|année=1970
|titre=Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe
|journal={{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}
|volume=162 |pages=815–836
|doi=10.1086/150713 |bibcode=1970ApJ...162..815P
}}.</ref> 
et [[Iakov Zeldovitch|Zeldovitch]]<ref>{{article |langue=en
|nom=Zeldovich |prénom=Y. B.
|année=1972
|titre=A hypothesis, unifying the structure and the entropy of the Universe
|journal={{lang|en|[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}
|volume=160 |numéro=7–8
|pages=1P–4P
|doi=10.1016/S0026-0576(07)80178-4
}}.</ref> concluent tous les quatre que l'Univers naissant montrerait de petites inhomogénéités (de l'ordre de 10<sup>−4</sup> à 10<sup>−5</sup>).
[[Rashid Sunyaev]] calcule plus tard l'empreinte observable ({{lang|en|''observational imprint''}}) que ces inhomogénéités auraient sur le CMB<ref>{{lien conférence |langue=en
|nom1=Doroshkevich |prénom1=A. G. 
|nom2=Zel'Dovich |prénom2=Y. B. 
|nom3=Syunyaev |prénom3=R. A. 
|date conférence=12–16 septembre 1977 
|organisateur= [[Union astronomique internationale|IAU]]
|conférence= The large scale structure of the universe
|année édition =1978 
|titre=Fluctuations of the microwave background radiation in the adiabatic and entropic theories of galaxy formation 
|auteurs ouvrage= M. S. Longair and J. Einasto (éds.) 
|titre livre=The large scale structure of the universe; Proceedings of the Symposium 
|éditeur=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. 
|pages=393–404 
|lieu conférence=[[Tallinn]]
|bibcode=1978IAUS...79..393S}}
{{Commentaire biblio| Même si c'est le premier article à présenter une étude détaillée de l'empreinte observable de la densité des inhomogénéités en tant qu'[[anisotropie]]s du CMB, quelques travaux préliminaires avaient déjà été faits par {{harvsp|Peebles|Yu|1970}}.}}.</ref>.
Des instruments de mesure de plus en plus précis, installés au sol, permettent de réduire les incertitudes des mesures de l'anisotropie du CMB durant les {{nobr|années 1980}}.
RELIKT-1, expérience soviétique sur l'anisotropie du CMB à bord du satellite {{nobr|Prognoz 9}} (lancé le {{date-|1er juillet 1983}}), réduit la limite supérieure d'incertitude sur les anisotropies à grande échelle.
La mission [[Cosmic Background Explorer|COBE]] de la NASA démontre hors de tout doute les anisotropies ; les résultats sont publiés en 1992<ref>
{{article |langue=en
|nom=Smooth |prénom=G. F.
|année=1992
|titre=Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps
|journal={{lang|en|[[The Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal Letters]]}}
|volume=396 |numéro=1
|pages=L1–L5
|doi=10.1086/186504 |bibcode=1992ApJ...396L...1S}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en
|nom=Bennett |prénom=C.L.
|année=1996 |titre=Four-Year COBE DMR Cosmic Microwave Background Observations: Maps and Basic Results
|journal={{lang|en|[[The Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal Letters]]}}
|volume=464
|pages=L1–L4
|doi=10.1086/310075 |bibcode=1996ApJ...464L...1B |arxiv = astro-ph/9601067}}.</ref>.
Respectivement responsable de deux instruments ayant permis cette découverte, [[George Fitzgerald Smoot]] et [[John C. Mather]] reçoivent le [[prix Nobel de physique]] de 2006<ref name="laureat_nobel_2006">{{Lien web Nobel
|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2006/
|titre=The Nobel Prize in Physics 2006
|auteur=Personnel de rédaction
|année= 2010
|éditeur=[[Fondation Nobel]]
|citation=for their discovery of the blackbody form and anisotropy of the cosmic microwave background radiation |consulté le= 1er juillet 2010
}}.</ref>.

== Missions d'observations ==
{{CitaBloc|Le rayonnement fossile [...] est fait de tous les photons qui ont été émis lors de la [[Recombinaison (cosmologie)|transition opacité-transparence]] et qui se propagent librement depuis. Ce sont les plus vieux photons de l'univers. Ils ont l'âge de l'univers moins un million d'années.|[[Hubert Reeves]], 1988{{sfn|Reeves|1988|p=308}}}}
{{boîte déroulante|titre=Échelles angulaires|largeur=80%|alignB=center|contenu=
[[Fichier:Comparison angular diameter.svg|vignette|redresse=1.5|gauche|lang=fr|Tailles apparentes des corps célestes du Système solaire. La Lune (deux traits en gris) et le Soleil (deux traits en rouge) sont presque de la même taille apparente. Pour une représentation relativement juste des tailles, observez cette illustration à {{nobr|103 fois}} le diamètre maximal de la Lune. Par exemple, si le plus grand cercle mesure {{unité|5 cm}} sur votre écran, observez l'illustration à {{unité|5,15 m}} de celui-ci.]]
Lorsqu'ils présentent leurs travaux sur le CMB, les scientifiques préfèrent indiquer une [[taille apparente]] ou une échelle angulaire. Il existe en effet une {{citation|relation distance-diamètre angulaire}} qui est {{citation|une simple relation trigonométrique dans l'espace courbe}}. De la sorte, ils s'affranchissent de l'obligation de préciser s'il s'agit d'une longueur propre (qui varie en fonction de l'expansion de l'Univers) ou d'une longueur comobile (qui est insensible à l'[[expansion de l'Univers]]){{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=91}}. Dans le ciel terrestre, les galaxies occupent moins d'une [[Sous-unités du degré#Sous-unités sexagésimales courantes|minute d'arc]] (1′), les [[amas de galaxies]] occupent quelques minutes d'arc et les [[superamas de galaxies]], {{citation|moins de 1°}}{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=91-92}}. La [[Lune]] a un diamètre moyen apparent de {{nobr|31 minutes}} (31′)<ref>{{lien web |langue=en 
|url=//lco.global/spacebook/using-angles-describe-positions-and-apparent-sizes-objects/ 
|titre=Positions and Sizes of Cosmic Objects |éditeur=Space Book - Las Cumbres Observatory 
|année=2018}}.</ref>. Au plus près de la Terre, son diamètre peut atteindre jusqu'à {{nobr|33 minutes}} d'arc.

Par ailleurs, les scientifiques classent les mesures angulaires dans trois catégories : petites, intermédiaires et grandes échelles angulaires. Les mesures effectuées sur des phénomènes d'une minute d'arc ou moins sont dites à petites échelles. Si les mesures se rapportent à des phénomènes entre une minute d'arc et un degré, elles sont dites à échelles intermédiaires. Si la taille dépasse le degré, elles sont dites à grandes échelles{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=159, 184 et 169}}.
}}

À la suite de la découverte du CMB, des centaines d'études ont été menées pour le caractériser<ref>Par exemple, {{harvsp|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=149-151, 169-181 et 185-190}} discutent de dizaines d'expériences menées dans ce but.</ref>. Par exemple, une collaboration italo-américaine, commencée en 1979 et poursuivie au moins jusqu'en 1984, confirme que le CMB se comporte comme un [[corps noir]]{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=145-146}} ; {{citation|[peu] de temps après}}, une collaboration de l'[[Observatoire européen austral|ESO]] et du [[Massachusetts Institute of Technology|MIT]] confirme que le CMB est issu d'un phénomène cosmologique et non pas d'un [[objet céleste]]{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=146}}. La mission ''[[Cosmic Background Explorer]]'' (COBE) de la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]], menée de 1989 à 1996, détecte et quantifie les [[anisotropie]]s à grande échelle<ref>{{lien web |langue=en 
|url=//www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2006/gruber_award.html 
|titre=NASA and COBE Scientists Win Top Cosmology Prize 
|date=15 août 2006 
|éditeur=NASA
}}.</ref>.

[[Image:BigBangNoise.jpg|vignette|redresse=1.5|Améliorations successives des observations des anisotropies (ou fluctuations) du CMB. De haut en bas{{Note|groupe="alpha"|Cette illustration provient de la NASA<ref>{{lien web |langue=en |titre=A Brief History of Background Radiation |url=//map.gsfc.nasa.gov/m_ig/030644/030644.html |éditeur=NASA |année=2018}}.</ref>. Dans les trois cartes à la droite, la contribution de la Voie Lactée, qui se trouve au centre des cartes, n’a pas été retirée parce que des cartes sans contribution de la Voie lactée n'ont pas été publiées sous une licence compatible avec la [[Licence Creative Commons|licence de Wikipédia]].}} :<br />
1. Découverte du CMB en 1964, qui apparaît parfaitement uniforme (à d'éventuelles contributions d'avant-plan dues à la Voie Lactée) ;<br />
2. Carte des anisotropies dressée à partir des mesures du satellite [[Cosmic Background Explorer|''COBE'']] (1992) ;<br />
3. Carte des anisotropies dressée à partir des mesures du satellite [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|''WMAP'']] (2003).]]
Dans les années 1990, parce que les mesures à grande échelle ne peuvent mettre en évidence les irrégularités du fond diffus, une série d'expériences est menée à partir du sol terrestre ou à bord de [[Ballon stratosphérique|ballons stratosphériques]] pour mesurer les anisotropies à petites échelles angulaires. 
Leur but premier est d'établir l'échelle angulaire du premier pic de pression<ref group=alpha>{{harvsp|Silk|1997|p=175}}, écrit {{citation|[...] on peut quasiment considérer les fluctuations comme des ondes de pression (ou des ondes sonores)}}.</ref> ou pic acoustique (apparu lorsque la densité de l'[[Univers primordial]] a subi de grandes variations, causées par des instabilités gravitationnelles, qui ont induit des [[Oscillations acoustiques baryoniques|oscillations acoustiques]] dans le plasma<ref name=Grupen>{{ouvrage |langue=en
|nom1=Grupen |prénom1=C. 
|date=2005
|titre=Astroparticle Physics
|pages=240–241
|éditeur=[[Springer Science+Business Media|Springer]]
|isbn=3-540-25312-2
}}.</ref> ; voir [[#Anisotropies_primaires|''infra'']] pour plus de détails). 
Le premier pic aurait été détecté lors de l'[[QMAP|expérience Toco]], résultat confirmé par les études [[BOOMERanG]] et [[MAXIMA]]<ref>{{article |langue=en
|nom1=Miller |prénom1=A. D.
|année=1999
|titre=A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Microwave Background Made from the High Chilean Andes
|journal={{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}
|volume=521 |numéro=2
|pages=L79–L82
|doi=10.1086/312197 |bibcode=1999ApJ...521L..79T |arxiv = astro-ph/9905100
}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en
|nom1=Melchiorri |prénom1=A.
|année=2000
|titre=A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang
|journal={{lang|en|[[The Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal Letters]]}}
|volume=536 |numéro=2
|pages=L63–L66
|doi=10.1086/312744 |bibcode=2000ApJ...536L..63M |arxiv = astro-ph/9911445 
}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en
|nom1=Hanany |prénom1=S.
|année=2000
|titre=MAXIMA-1: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy on Angular Scales of 10'–5°
|journal={{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}
|volume=545 |numéro=1
|pages=L5–L9 |doi=10.1086/317322 |bibcode=2000ApJ...545L...5H |arxiv = astro-ph/0005123 
}}.</ref>.
Un second pic aurait été détecté par d'autres expériences, dont [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] qui confirme hors de tout doute son existence (il aurait aussi détecté le troisième pic)<ref name="hinshaw07" />.

Dans les {{nobr|années 2000}} et 2010, plusieurs expériences sont conduites pour améliorer les mesures de la polarisation gravitationnelle et la résolution angulaire, dont 
[[Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization|BICEP2]]{{sfn|Clegg|2017|p=132}},
BOOMERanG<ref>{{Lien web |langue=en
|titre=B2K: Measurements of CMB Polarization with BOOMERanG
|année= 2018
|éditeur={{lang|en|Experimental Cosmology Group G31 }}
|url=http://oberon.roma1.infn.it/boomerang/b2k/
|consulté le=7 octobre 2015
}}.</ref>, 
[[Degree Angular Scale Interferometer|DASI]]<ref name="MPDASI">{{article |langue=en
|nom1=Leitch |prénom1=E.M.
|titre=Measurement of polarization with the Degree Angular Scale Interferometer
|journal=Nature
|date=décembre 2002
|volume=420 |numéro=6917
|pages=763–771
|doi=10.1038/nature01271 |pmid=12490940 |arxiv = astro-ph/0209476 |bibcode = 2002Natur.420..763L
}}.</ref>, 
l'[[Planck (télescope spatial)|observatoire spatial ''Planck'']]<ref>{{Lien arXiv
   | auteur ={{lang|en|The Planck Collaboration}}
   | titre =The Scientific Programme of Planck
   | année =2006
   | version =
   | eprint =astro-ph/0604069
 }}.</ref>,
[[QUaD (télescope)|QUaD]]<ref>{{article |langue=en
| auteur = QUaD collaboration 
| titre = First season QUaD CMB temperature and polarization power spectra 
| journal = {{lang|en|The Astrophysical Journal }}
| volume = 674 | numéro = 2008 
| pages = 22–28 
| année=2008 
|arxiv=0705.2359| doi = 10.1086/524922 | bibcode = 2008ApJ...674...22A
}}.</ref>, 
le {{lang|en|[[South Pole Telescope]]}}<ref name="carlstrom09">{{article |langue=en
|auteur = J. E. Carlstrom
|titre = The 10 Meter South Pole Telescope
|journal = {{lang|en|Publications of the Astronomical Society of the Pacific}}
|volume = 123
|numéro = 903
|pages = 568–581
|arxiv = 0907.4445
|année = 2009
|doi = 10.1086/659879 |bibcode=2011PASP..123..568C
}}.</ref>,
le [[télescope cosmologique d'Atacama]]<ref>{{article |langue=en
 |nom1=Fowler |prénom1=A.
 |auteur2= ACT Collaboration
 |année=2010
 |titre=The Atacama Cosmology Telescope: A Measurement of the 600 < >>>ℓ < 8000 Cosmic Microwave Background Power Spectrum at 148 GHz
 |journal={{lang|en|[[The Astrophysical Journal]]}}
 |volume=722 |numéro=2 |pages=1148–1161
 |arxiv=1001.2934
 |bibcode=2010ApJ...722.1148F
 |doi=10.1088/0004-637X/722/2/1148
}}.</ref>,
le télescope QUIET<ref name="quiet_homepage">{{lien web |langue=en
| url=http://quiet.uchicago.edu/ 
| titre=QUIET (Q/U Imaging ExperimenT) 
| éditeur=QUIET collaboration 
| date=17 février 2008 
| consulté le=2008-05-24
}}.</ref> et
WMAP<ref>{{Lien web |langue=en
   |url=http://map.gsfc.nasa.gov/mission/sgoals_universe.html
   |titre=The WMAP Achievement: A Detailed Picture of the Early Universe
   |éditeur=NASA
   |consulté le=29 novembre 2013
}}.</ref>.

[[Fichier:PIA16874-CobeWmapPlanckComparison-20130321.jpg|vignette|redresse=1.5|Comparaison de la résolution des cartes du CMB dressées à l'aide des instruments des satellites [[Cosmic Background Explorer|''COBE'']], [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|''WMAP'']] et [[Planck (télescope spatial)|''Planck'']].]]

En {{date-|juin 2001}}, la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] met en orbite une seconde mission d'étude du CMB, [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]], dans le but de recueillir des mesures plus précises des anisotropies à grande échelle. Publiées en 2003, les premières mesures du [[spectre de puissance]] angulaire sont précises à moins d'un degré, ce qui permet d'éliminer plusieurs perturbations cosmologiques. Généralement, les résultats sont en accord avec la théorie de l'[[inflation cosmique]] et d'autres théories concurrentes<ref name="FirstWMAP" />. Même si des expériences au sol permettent de mesurer les fluctuations, leur résolution est moindre parce que {{citation|la tiédeur de l'atmosphère terrestre crée un bruit parasite redoutable{{sfn|Reeves|1994|p=119}}}}.

En mai 2009, l'[[Agence spatiale européenne]] lance l'[[Planck (télescope spatial)|observatoire spatial ''Planck'']] dans le but d'améliorer la résolution de ces mesures ; cette mission d'étude se poursuit jusqu'en {{date-|octobre 2013}}<ref>{{Lien web |langue=en
|url=http://www.cosmos.esa.int/web/planck/mission-history 
|titre=History of Planck 
|éditeur= Agence spatiale européenne 
|site=Missions scientifiques de l'ESA 
|consulté le=6 février 2018}}.</ref>. Grâce à des [[radiomètre]]s à transistors [[MODFET|HEMT]] (qui peuvent opérer jusqu'aux fréquences millimétriques<ref>{{article |langue=en 
|auteur1=Takashi Mimura 
|titre=The Early History of the High Electron Mobility Transistor (HEMT) 
|périodique={{lang|en|IEEE Transactions on Microwave Theory and Techniques }}
|volume=50 |numéro=3 
|date=mars 2002}}.</ref> et qui sont sept fois plus sensibles que les meilleurs transistors contemporains{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=140-141}}) et des [[bolomètre]]s sensibles aux bandes de fréquences centrées sur 100, 143, 217, 353, 545 et {{unité|857 GHz}}<ref name="LamarrePuget2010">{{Article |langue=en 
|nom1=Lamarre |prénom1=J.-M. |nom2=Puget |prénom2=J.-L. |nom3=Ade |prénom3=P. A. R. |nom4=Bouchet |prénom4=F. |nom5=Guyot |prénom5=G. |nom6=Lange |prénom6=A. E. |nom7=Pajot |prénom7=F. |nom8=Arondel |prénom8=A. |nom9=Benabed |prénom9=K. |nom10=Beney |prénom10=J.-L. |nom11=Benoît |prénom11=A. |nom12=Bernard |prénom12=J.-Ph. |nom13=Bhatia |prénom13=R. |nom14=Blanc |prénom14=Y. |nom15=Bock |prénom15=J. J. |nom16=Bréelle |prénom16=E. |nom17=Bradshaw |prénom17=T. W. |nom18=Camus |prénom18=P. |nom19=Catalano |prénom19=A. |nom20=Charra |prénom20=J. |nom21=Charra |prénom21=M. |nom22=Church |prénom22=S. E. |nom23=Couchot |prénom23=F. |nom24=Coulais |prénom24=A. |nom25=Crill |prénom25=B. P. |nom26=Crook |prénom26=M. R. |nom27=Dassas |prénom27=K. |nom28=de Bernardis |prénom28=P. |nom29=Delabrouille |prénom29=J. |lien auteur29=Jacques Delabrouille |nom30=de Marcillac |prénom30=P. |nom31=Delouis |prénom31=J.-M. |nom32=Désert |prénom32=F.-X. |nom33=Dumesnil |prénom33=C. |nom34=Dupac |prénom34=X. |auteur35=[[George Efstathiou|G. Efstathiou]] |nom36=Eng |prénom36=P. |nom37=Evesque |prénom37=C. |nom38=Fourmond |prénom38=J.-J. |nom39=Ganga |prénom39=K. |nom40=Giard |prénom40=M. |nom41=Gispert |prénom41=R. |nom42=Guglielmi |prénom42=L. |nom43=Haissinski |prénom43=J. |nom44=Henrot-Versillé |prénom44=S. |nom45=Hivon |prénom45=E. |nom46=Holmes |prénom46=W. A. |nom47=Jones |prénom47=W. C. |nom48=Koch |prénom48=T. C. |nom49=Lagardère |prénom49=H. |nom50=Lami |prénom50=P. |nom51=Landé |prénom51=J. |nom52=Leriche |prénom52=B. |nom53=Leroy |prénom53=C. |nom54=Longval |prénom54=Y. |nom55=Macías-Pérez |prénom55=J. F. |nom56=Maciaszek |prénom56=T. |nom57=Maffei |prénom57=B. |nom58=Mansoux |prénom58=B. |nom59=Marty |prénom59=C. |nom60=Masi |prénom60=S. |nom61=Mercier |prénom61=C. |nom62=Miville-Deschênes |prénom62=M.-A. |nom63=Moneti |prénom63=A. |nom64=Montier |prénom64=L. |nom65=Murphy |prénom65=J. A. |nom66=Narbonne |prénom66=J. |nom67=Nexon |prénom67=M. |nom68=Paine |prénom68=C. G. |nom69=Pahn |prénom69=J. |nom70=Perdereau |prénom70=O. |nom71=Piacentini |prénom71=F. |nom72=Piat |prénom72=M. |nom73=Plaszczynski |prénom73=S. |nom74=Pointecouteau |prénom74=E. |nom75=Pons |prénom75=R. |nom76=Ponthieu |prénom76=N. |nom77=Prunet |prénom77=S. |nom78=Rambaud |prénom78=D. |nom79=Recouvreur |prénom79=G. |nom80=Renault |prénom80=C. |nom81=Ristorcelli |prénom81=I. |nom82=Rosset |prénom82=C. |nom83=Santos |prénom83=D. |nom84=Savini |prénom84=G. |nom85=Serra |prénom85=G. |nom86=Stassi |prénom86=P. |nom87=Sudiwala |prénom87=R. V. |nom88=Sygnet |prénom88=J.-F. |nom89=Tauber |prénom89=J. A. |nom90=Torre |prénom90=J.-P. |nom91=Tristram |prénom91=M. |nom92=Vibert |prénom92=L. |nom93=Woodcraft |prénom93=A. |nom94=Yurchenko |prénom94=V. |nom95=Yvon |prénom95=D. 
|titre=Planck pre-launch status: The HFI instrument, from specification to actual performance 
|périodique={{lang|en|Astronomy and Astrophysics }}
|volume=520 
|année=2010 |pages=1-20 
|issn=0004-6361 |doi=10.1051/0004-6361/200912975 
|url texte=http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/12/aa12975-09.pdf |format électronique=Pdf}}.</ref>, ''Planck'' peut observer le CMB avec une meilleure résolution que WMAP. 
Ses instruments ont été auparavant testés en Antarctique sur le site du [[télescope Viper]] où ils formaient une partie de l'instrument [[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|ACBAR]]<ref>{{lien web |langue=en 
|url=http://cosmology.berkeley.edu/group/swlh/acbar/instrument/index.html 
|titre=Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver - Instrument Description 
|date=10 janvier 2008 
|éditeur=Holzapfel Group}}.</ref> — expérience qui a permis de mesurer les anisotropies à petites échelles angulaires avec une précision inégalée<ref name="ReichardtAde2009">{{Article |langue=en 
|nom1=Reichardt |prénom1=C. L. |nom2=Ade |prénom2=P. A. R. |nom3=Bock |prénom3=J. J. |nom4=Bond |prénom4=J. R. |nom5=Brevik |prénom5=J. A. |nom6=Contaldi |prénom6=C. R. |nom7=Daub |prénom7=M. D. |nom8=Dempsey |prénom8=J. T. |nom9=Goldstein |prénom9=J. H. |nom10=Holzapfel |prénom10=W. L. |nom11=Kuo |prénom11=C. L. |nom12=Lange |prénom12=A. E. |nom13=Lueker |prénom13=M. |nom14=Newcomb |prénom14=M. |nom15=Peterson |prénom15=J. B. |nom16=Ruhl |prénom16=J. |nom17=Runyan |prénom17=M. C. |nom18=Staniszewski |prénom18=Z. 
|titre=High-Resolution Cmb Power Spectrum From the Complete Acbar Data Set 
|périodique={{lang|en|The Astrophysical Journal }}
|volume=694 |numéro=2 
|année=2009 
|pages=1200–1219 
|issn=0004-637X |doi=10.1088/0004-637X/694/2/1200 |arxiv=0801.1491 |bibcode=2009ApJ...694.1200R}}.</ref> — et lors de l'expérience [[Archeops]] (l'instrument était monté dans un ballon stratosphérique)<ref>{{article|langue=en
| prénom=A. | nom=Benoit 
| année=2002 
| titre=Archeops: A High Resolution, Large Sky Coverage Balloon Experiment for Mapping CMB Anisotropies 
| périodique=Astropart. Phys. 
| volume=17 
| pages=101–124 
| doi=10.1016/S0927-6505(01)00141-4 | arxiv=astro-ph/0106152 |bibcode = 2002APh....17..101B }}.</ref>.

En {{date-|mars 2013}}, l'équipe responsable du satellite ''Planck'' publie des cartes du CMB, dont une sur les écarts de température à la moyenne, une autre sur la répartition des masses et une troisième sur les {{citation|anomalies de température}}<ref>
* {{lien web |langue=en |titre=Carte des écarts de température à la moyenne (565x318 pixels) |url=http://esacmt.esac.esa.int/science-e-media/img/61/51553_Planck_CMB_Mollweide_565.jpg |éditeur=ESA |date=avril 2013}}
* {{lien web |langue=en |titre=Carte des écarts de température à la moyenne (3600x1800 pixels) |url=http://www.nasa.gov/images/content/735683main_pia16873-full_full.jpg |éditeur=NASA |date=avril 2013}}.</ref>{{,}}<ref name="NYT-20130321g">{{lien web |langue=en
|auteur1=(Rédaction) 
|titre=Mapping the Early Universe 
|url=//www.nytimes.com/interactive/2013/03/21/science/space/0321-universe.html 
|date=21 mars 2013 
|éditeur={{lang|en|[[The New York Times]] }}
|consulté le=23 mars 2013 }}.</ref>.
Selon ces modèles, l'Univers serait un peu plus âgé que la valeur couramment admise. 
Le CMB aurait été le siège de minuscules variations de température lorsque l'Univers était âgé de {{nombre|370000 ans}}.
Ces marques reflètent les ondulations de l'Univers à peine âgé d'un milliardième de seconde. 
Les ondulations seraient à la source de la formation des grandes structures de la [[toile cosmique]] : [[amas de galaxies]] et [[matière noire]]. 
Selon ces modélisations de 2013, l'[[Univers]] est composé de 4,9 % de [[matière]] ordinaire, 26,8 % de [[matière noire]] et 68,3 % d'[[énergie noire]]<ref name="NASA-20130321">{{lien web |langue=en
|nom1=Clavin |prénom1=Whitney 
|nom2=Harrington |prénom2=J.D. 
|titre=Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus 
|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-109&rn=news.xml&rst=3739 
|date=21 mars 2013
|éditeur=[[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] 
|consulté le=21 mars 2013 }}.</ref>{{,}}<ref group="alpha">À titre comparatif, la mission [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] a rapporté 4,6 % de [[matière]] ordinaire, 22,7 % de [[matière noire]] et 72,8 % d'[[énergie noire]] {{harv|Drissen|2011|p=245}}.</ref>.
En février 2015, la mission ''Planck'' publie de nouveaux résultats. Selon ceux-ci, l'Univers serait âgé de {{nombre|13,799 ± 0.021 milliards}} d'années et la [[constante de Hubble]] serait de {{unité|67,74 ± 0,46 km/s/Mpc}}<ref name="Planck 2015">{{Article |langue=en 
|nom1=Ade |prénom1=P. A. R. |nom2=Aghanim |prénom2=N. |nom3=Arnaud |prénom3=M. |nom4=Ashdown |prénom4=M. |nom5=Aumont |prénom5=J. |nom6=Baccigalupi |prénom6=C. |nom7=Banday |prénom7=A. J. |nom8=Barreiro |prénom8=R. B. |nom9=Bartlett |prénom9=J. G. |nom10=Bartolo |prénom10=N. |nom11=Battaner |prénom11=E. |nom12=Battye |prénom12=R. |nom13=Benabed |prénom13=K. |nom14=Benoît |prénom14=A. |nom15=Benoit-Lévy |prénom15=A. |nom16=Bernard |prénom16=J.-P. |nom17=Bersanelli |prénom17=M. |nom18=Bielewicz |prénom18=P. |nom19=Bock |prénom19=J. J. |nom20=Bonaldi |prénom20=A. |nom21=Bonavera |prénom21=L. |nom22=Bond |prénom22=J. R. |nom23=Borrill |prénom23=J. |nom24=Bouchet |prénom24=F. R. |nom25=Boulanger |prénom25=F. |nom26=Bucher |prénom26=M. |nom27=Burigana |prénom27=C. |nom28=Butler |prénom28=R. 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|titre=Planck 2015 results 
|périodique=Astronomy & Astrophysics 
|volume=594 
|année=2016 
|pages=32, Table 4 
|issn=0004-6361 |doi=10.1051/0004-6361/201525830  |arxiv=1502.01589 |bibcode = 2016A&A...594A..13P }}  (paramètres H<sub>0</sub> et Age/Gyr, dernière colonne).</ref>.

Avec ''Planck'', la mesure des fluctuations du fonds diffus n'est plus limitée par la sensibilité de ses détecteurs, mais par la capacité de distinguer ce fond diffus des émissions d'avant-plan des galaxies. Il est donc équipé d'instruments de mesure du fond et d'instruments pour détecter ces avant-plans<ref name="refletsdelaphysique"/>.

La mission [[Planck (télescope spatial)|''Planck'']] est officiellement terminée en juillet 2018, aucune mission de cette envergure n'est prévue dans un avenir proche et des scientifiques croient qu'aucune information supplémentaire pertinente ne peut être tirée des données de ''Planck''. Toutefois, des scientifiques poursuivent certaines recherches : mesures de la polarisation électromagnétique du CMB (ce qui permettrait de trouver une signature de l'[[inflation cosmique]]) et analyse de l'influence des grandes structures cosmiques sur sa température et sa polarisation électromagnétique (ce qui revient à étudier les effets des [[Lentille gravitationnelle|lentilles gravitationnelles]])<ref>{{article |langue=en |titre=Big Bang telescope finale marks end of an era in cosmology |périodique=[[Nature (revue)|Nature]] |auteur1=Davide Castelvecchi |volume=559 |pages=455-456 |année=2018 |doi=10.1038/d41586-018-05788-5 |url=https://www.nature.com/articles/d41586-018-05788-5}}.</ref>.

== Caractéristiques ==
{{CitaBloc|[...] le signal apparaît très homogène dans tout le ciel. Les spécialistes disent qu’il se comporte de manière "isotrope". Son intensité reste constante, quelle que soit la direction de visée. On peut en déduire qu’il puise sa source dans les régions les plus reculées. Il nous informe sur le passé lointain du cosmos. Ce brouhaha extraterrestre ne saurait avoir une quelconque origine proche ou locale (Système solaire, Voie lactée…)<ref name=CNRS>{{lien web |url=https://www.cnrs.fr/cw/dossiers/dosbig/decouv/xcroire/rayFoss/niv1_1.htm |titre=Le rayonnement fossile du cosmos |éditeur=CNRS |date=18 mars 2010}}.</ref>.}}

[[Fichier:Cmbr.svg|vignette|redresse=1.5|lang=fr|Graphique du spectre du CMB mesuré par l'instrument FIRAS du satellite [[Cosmic Background Explorer|''COBE'']] en 1999. À cette date, il s'agit du phénomène naturel qui épouse le mieux la forme de la courbe de rayonnement du [[corps noir]]<ref name="dpf99" />. Les [[barre d'erreur|barres d'erreur]], et donc l'incertitude sur les mesures, sont si petites qu'il est impossible de les distinguer, même à résolution plus élevée. Il est donc impossible de distinguer les données observées (croix rouges) de la courbe théorique (en vert). {{citation|Cette figure constitue peut-être le meilleur appui à la théorie du [[Big Bang|big bang]]<ref name="SerwayT3P686">{{harvsp|Serway|1992|p=686}}.</ref>.}}]]
Les recherches ont permis d'établir que le fond diffus cosmologique est doté de deux {{citation|caractéristiques physiques principales : propriétés thermiques et [[isotropie]]}}<ref name="LG1995_4e">{{harvsp|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|loc=quatrième de couverture}}.</ref>. Le CMB apparaît comme un [[corps noir]] parfait dans la limite de la précision des instruments de mesure, quelle que soit la région du ciel observée{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=4}}{{,}}{{sfn|Silk|1997|p=85-86}}. Entre 1965 et 1978, l'intensité du rayonnement est mesurée sur plus d'une douzaine de longueurs d'onde entre 73,5 et {{unité|0,33 cm}} ; {{citation|chacune de ces mesures est en accord avec la distribution de Planck de l'énergie selon la longueur d'onde, à une température comprise entre {{unité|2,7 et 3 K}}}}{{sfn|Weinberg|1978|p=83}}. Si la [[température absolue]] n'est déterminée qu'avec une précision de 0,1 %, la forme du CMB et sa concordance avec celui d'un corps noir sont déterminées avec une précision bien plus grande grâce à l'instrument FIRAS du satellite [[Cosmic Background Explorer|COBE]] ; l'instrument a déterminé le plus précisément cette température : {{unité|2,728 ± 0,002 K}}, et a quantifié l'absence d'écart entre le spectre observé et celui d'un corps noir<ref name="FixsenCheng1996">{{Article |langue=en 
|nom1=Fixsen |prénom1=D. J. 
|nom2=Cheng |prénom2=E. S. 
|nom3=Gales |prénom3=J. M. 
|nom4=Mather |prénom4=J. C. 
|nom5=Shafer |prénom5=R. A. 
|nom6=Wright |prénom6=E. L. 
|titre=The Cosmic Microwave Background Spectrum from the FullCOBEFIRAS Data Set 
|périodique=The Astrophysical Journal 
|volume=473 |numéro=2 
|année=1996 
|pages=576–587 
|issn=0004-637X |doi=10.1086/178173}}.</ref>.
Ce rayonnement est [[isotropie|isotrope]] à environ une partie pour {{formatnum:100000}}{{sfn|Reeves|1994|p=134}}{{,}}<ref>{{chapitre |langue=en 
|nom1=Wright|prénom1=E.L.
|année=2004
|titre chapitre =Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy
|auteurs ouvrage=W. L. Freedman
|titre ouvrage=Measuring and Modeling the Universe
|collection=Carnegie Observatories Astrophysics Series
|éditeur=[[Cambridge University Press]]
|passage=291
|isbn=0-521-75576-X|arxiv=astro-ph/0305591 |bibcode = 2004mmu..symp..291W}}.</ref>. 
La mesure du spectre électromagnétique du CMB est la plus précise de tous les [[corps noir]]s naturels connus<ref name="dpf99">{{chapitre |langue=en 
|auteur1=Martin White 
|année=1999 
|titre=Anisotropies in the CMB 
|titre ouvrage=Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99 
|éditeur=[[Université de Californie à Los Angeles|UCLA]] 
|passage=1 
|arxiv=astro-ph/9903232 |bibcode= 1999dpf..conf.....W}}.</ref>.

Le CMB contient la majorité de l'énergie de rayonnement de l'[[Univers]]<ref>{{ouvrage |langue=en
|nom=Hobson|prénom=M.P.
|auteur2=[[George Efstathiou|G. Efstathiou]]
|nom3=Lasenby|prénom3=A.N.
|année=2006
|titre=General Relativity: An Introduction for Physicists
|passage=388
|éditeur=[[Cambridge University Press]]
|isbn=0-521-82951-8}}.</ref>,
laquelle représente environ {{nombre|6 e-5 fois}} la densité énergétique de l'Univers<ref>{{ouvrage |langue=en
|nom1=Unsöld|prénom1=A.
|nom2=Bodo|prénom2=B.
|année=2002
|titre=The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics
|numéro édition=5
|passage=485
|éditeur=[[Springer Science+Business Media|Springer-Verlag]]
|isbn=3-540-67877-8}}.</ref>.
La densité d'énergie du CMB est de {{unité|0,25 eV/cm3}}<ref>{{ouvrage |langue=en 
|titre=Confrontation of Cosmological Theories with Observational Data 
|auteur1=Malcolm S. Longair 
|passage=144 
|éditeur=Springer Science & Business Media 
|date=30 septembre 1974 
|présentation en ligne=//books.google.com/books?id=s_7tgyiYS-MC}}.</ref> ({{unité|4,005 e-14 J/m3}}), alors que sa densité photonique est de {{unité|400-500|photons/cm3}}<ref>{{lien web |langue=en 
|url=//indico.cern.ch/event/319573/material/slides/0.pdf |format électronique=Pdf 
|titre=Cosmology II: The thermal history of the Universe 
|auteur1=[[Ruth Durrer]] 
|date=6 août 2014}}.</ref>.

Le CMB montre une grande uniformité à grande échelle, quelle que soit la direction selon laquelle on l'observe{{sfn|Weinberg|1978|p=91}}{{,}}{{sfn|Silk|1997|p=61}}{{,}}<ref name="SaadehFeeney2016">{{Article |langue=en
|nom1=Saadeh |prénom1=Daniela
|nom2=Feeney |prénom2=Stephen M.
|nom3=Pontzen |prénom3=Andrew
|nom4=Peiris |prénom4=Hiranya V.
|nom5=McEwen |prénom5=Jason D.
|titre=How Isotropic is the Universe?
|périodique=Physical Review Letters
|volume=117 |numéro=13
|année=2016
|url=//arxiv.org/pdf/1605.07178v2.pdf |format électronique=Pdf
|doi=10.1103/PhysRevLett.117.131302 |arxiv=1605.07178v2}}.</ref>.
Toutefois, lorsqu'il est observé à une petite échelle, il présente d'infimes écarts de température en fonction de la direction d'observation, écarts qui sont aussi appelés fluctuations, anisotropies ou inhomogénéités<ref name=refletsdelaphysique/> du CMB. Depuis les années 1990, l'essentiel des recherches porte sur la caractérisation de ces anisotropies<ref name="dpf99"/>. Si elles sont causées par les effets de la [[surface de dernière diffusion]], elles sont qualifiées de « primaires » (ou « intrinsèques »{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=92-94}}). Si elles sont causées par les interactions du rayonnement avec des gaz chauds ou des [[puits gravitationnel]]s, interactions qui surviennent après le contact avec la surface de dernière diffusion, mais avant que le rayonnement n'atteigne un observateur, elles sont dites « secondaires »{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=85, 89 et 108}}.

=== Anisotropies primaires ===
{{CitaBloc|Ce qui fait de la dépendance directionnelle du fond de rayonnement millimétrique un sujet d'étude passionnant, c'est que l'intensité de ce rayonnement ne doit pas être ''parfaitement'' isotrope. Il peut se produire des fluctuations d'intensité accompagnées de petites variations directionnelles provoquées par le caractère « grumeleux » de l'univers au moment où le rayonnement fut émis, ou depuis lors{{sfn|Weinberg|1978|p=92}}.|[[Steven Weinberg (physicien)|Steven Weinberg]], 1978}}

[[File:WMAP TT power spectrum - fr.png|vignette|redresse=1.5|alt=Graphique comprenant une courbe complexe et des barres d'erreur.|Spectre de puissance du CMB en fonction de l'échelle angulaire (ou du [[développement multipolaire]]), telle que mesuré par cinq missions d'observations. La précision de [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] (en noir) excède régulièrement celle des quatre autres missions ([[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|ACBAR]], [[BOOMERanG]], [[Cosmic Background Imager|CBI]] et [[Very Small Array|VSA]]). L'[[amortissement par diffusion]] atténue la puissance dans l'intervalle l ≳ 1000<ref>{{chapitre |langue=en
| auteur1=Arthur Kosowsky
| numéro chapitre=7
| titre chapitre=Cosmic Microwave Background
| auteurs ouvrage= S. Bonometto, V. Gorini et U. Moschella
| titre ouvrage = Modern Cosmology
| numéro édition = 1
| éditeur = Institute of Physics Publishing (Taylor & Francis)
| isbn = 0-7503-0810-9
| passage = 227-228
| date = 15 décembre 2001
}}.</ref>. La bande rouge « délimite la variance cosmique du modèle »{{trad|en|delineate cosmic variance about the model}}{{,}}{{#tag:ref|Le terme « variance cosmique » dénote l'incertitude statistique sur les observations de l'Univers à de très grandes distances. Cette incertitude provient de l'impossibilité pour les cosmologistes de contre-vérifier leurs résultats avec un autre échantillon, puisqu'il n'y a qu'une seule région qu'ils peuvent étudier, d'un seul [[Univers]]<ref>{{Lien web |langue=en |url=//lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr2/m_images.cfm |titre=WMAP Data Product Images |éditeur=Goddard Space Flight Center, NASA |année=2008}}, consulter la section ''WMAP CMB Power Spectra''.</ref>}}.<br>
Le pic le plus important, vis-à-vis {{angle|1}}, correspond aux taches {{citation|engendrées par des ondes sonores se propageant à travers le plasma cosmique quasiment à la vitesse de la lumière}}. Ce plasma a existé pendant environ {{nombre|400000 ans}}. Ces taches forment aujourd'hui des bulles d'une taille d'environ {{unité|400000 années-lumière}} après {{nobr|14 milliards}} d'années d'[[expansion de l'Univers]]. Ces bulles occupent un angle d'environ {{angle|1}} dans le ciel{{sfn|Tegmark|2018|p=122}}.<br>

{{citation|Le spectre des ondes sonores [...] nous apprend que l'espace cosmique ne semble posséder aucune courbure (il est quasiment plat) dans ses trois dimensions. Il nous renseigne également sur la densité de [[matière noire|matière sombre]] et d'[[énergie noire|énergie sombre]] dans l'[[Univers]] [La] quantité de matière dite « ordinaire » (composée de protons, d'électrons et de neutrons) ne représente que 5 % de la densité de l'Univers. Le reste n'émet pas de lumière, mais se manifeste indirectement par son champ de gravité, qui perturbe le mouvement des astres{{sfn|Reeves|Cassé|Klein|Lachièze-Rey|2008|p=50}}.}} ]]
La structure des anisotropies primaires du CMB est la conséquence de deux effets, principalement : [[oscillations acoustiques baryoniques]] et [[amortissement par diffusion]]. Les oscillations sont à leur tour la conséquence des interactions entre les [[photon]]s et les [[baryon]]s dans le plasma de l'[[Univers primordial]]. La pression exercée par les photons tend à éliminer les anisotropies, alors que l'attraction gravitationnelle amène les baryons, qui se déplacent beaucoup plus lentement, à former des masses de densités variables. Ces deux effets antagonistes créent des oscillations acoustiques, créant les pics caractéristiques du CMB. Ces pics, de façon grossière, se forment là où les oscillations acoustiques [[résonance|résonnent]], endroits où les photons se découplent quand la résonance atteint un certain mode vibratoire.

L'échelle angulaire du premier pic indique la [[forme de l'Univers|courbure de l'Univers]] (mais pas sa [[topologie]]), ainsi que sa [[densité d'énergie]]<ref name="refletsdelaphysique" />. Le prochain pic — rapport des pics impairs aux pics pairs — détermine la densité réduite de [[baryon]]s<ref>{{lien web |langue=en 
|url=http://background.uchicago.edu/~whu/intermediate/baryons.html 
|titre=Baryons and Inertia 
|auteur1=Wayne Hu 
|année=2018 
|éditeur=Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago}}.</ref>. Le troisième pic peut servir à calculer la densité de la [[matière noire]]<ref>{{lien web |langue=en 
|url=http://background.uchicago.edu/~whu/intermediate/driving.html
|titre=Radiation Driving Force
|auteur1=Wayne Hu
|année=2018
|éditeur=Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago
}}.</ref>.
Les régions où se trouvent les pics donnent également des informations sur la nature de la densité des perturbations premières. Il existe deux types de densités de perturbations : « [[Processus adiabatique|adiabatique]] » et « isocourbure »{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=43-44}} (voir l'article ''[[Fluctuation primordiale de densité]]''). Une densité de perturbation générale est un mélange de ces deux types.
Les théories qui tentent d'expliquer le spectre de la densité des perturbations premières prédisent des mélanges différents :
* densité de perturbations adiabatique : chaque type de particule ([[baryon]]s, [[photon]]s...) apporte la même densité de perturbations. Par exemple, si à un endroit, la densité des baryons est 1 % plus élevée que la moyenne de l'ensemble, alors les photons apportent aussi 1 % supplémentaire, de même pour les [[neutron]]s. L'[[inflation cosmique]] prédit que les perturbations primaires sont adiabatiques ;
* densité de perturbations isocourbures : la somme des densités de perturbations de chaque particule égale zéro. Si à un certain endroit, les baryons apportent 1 % d'énergie de plus que la moyenne de l'ensemble, que les photons apportent aussi la même énergie supplémentaire, et que les neutrinos apportent 2 % ''moins'' d'énergie, alors il s'agit de perturbations isocourbures. Les [[corde cosmique|cordes cosmiques]] produiraient des perturbations primaires isocourbures.

Le spectre du CMB permet de distinguer entre ces deux types parce qu'ils produisent des pics en des lieux différents. Les densités de perturbations isocourbures produisent des pics dont les échelles angulaires sont dans les rapports 1:3:5:..., alors que les densités de perturbations adiabatiques produisent des pics dans les rapports 1:2:3<ref name="hu_white_1996">{{article |langue=en
|nom1=Hu |prénom1=W.
|nom2=White|prénom2=M.
|date=1996
|titre=Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background
|périodique=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=471
|pages=30–51
|doi=10.1086/177951|bibcode=1996ApJ...471...30H|arxiv = astro-ph/9602019}}.</ref>.
Les observations permettent de conclure que les densités de perturbations primaires sont entièrement adiabatiques, ce qui est un argument fort en faveur de l'[[inflation cosmique]], éliminant du coup plusieurs autres modèles.

La disparition graduelle du plasma, pendant l'inflation cosmique, atténue l'amortissement par diffusion tout en amplifiant l'amortissement sans collision. Deux phénomènes sont à la source de ce second amortissement :
* augmentation du [[libre parcours moyen]] des photons puisque le plasma se raréfie dans l'Univers en expansion ;
* profondeur (ou épaisseur) finie de la [[surface de dernière diffusion]], qui explique la rapide augmentation du libre parcours moyen pendant le découplage, même si la [[diffusion Compton]] se poursuit.
Ces deux phénomènes contribuent à parts égales à la suppression des anisotropies à petites échelles et donnent lieu à l'amortissement caractéristique des anisotropies à très petite échelle angulaire.

Le découplage des photons et des baryons n'est pas instantané, il arrive lorsque l'Univers atteint un certain âge ; c'est la raison pour laquelle la profondeur de la surface de dernière diffusion est finie. Une méthode pour quantifier la durée du processus de découplage s'appuie sur la fonction de visibilité du photon ({{lang|en|''photon visibility function''}}, PVF). La fonction ''P''(''t'') définit la probabilité qu'un photon a diffusé entre les moments ''t'' et {{nobr|''t'' + ''dt''}}.
Le maximum de la PVF (c'est-à-dire le moment où un photon du CMB a diffusé pour la dernière fois avec la plus haute probabilité) est connu avec précision. Les résultats tirés des observations du [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] permettent de calculer le maximum de ''P''(''t'') à {{nombre|372000 ans}}<ref name="WMAP_1_cosmo_params">{{article |langue=en
|nom1=WMAP Collaboration
|nom2=Verde|prénom2=L.
|nom3=Peiris|prénom3=H. V.
|nom4=Komatsu|prénom4=E.
|nom5=Nolta|prénom5=M. R.
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|nom7=Halpern|prénom7=M.
|nom8=Hinshaw|prénom8=G.
|nom9=Jarosik|prénom9=N.
|année=2003
|titre=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters
|journal=[[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Supplement Series]]
|volume=148
|numéro=1
|pages=175–194
|doi=10.1086/377226
|arxiv=astro-ph/0302209|bibcode=2003ApJS..148..175S
}}.</ref>.
Cet âge est régulièrement utilisé comme celui où le CMB a été formé. Toutefois, le découplage des photons et des baryons n'a pas été instantané, il faut donc calculer un [[intervalle de confiance]] raisonnable. L'équipe du WMAP a calculé que le PVF est plus grand que la moitié de sa valeur maximale pendant {{nombre|115000 ans}}. Donc, le découplage dure {{nombre|115000 ans}} et se termine lorsque l'Univers atteint {{nombre|487000 ans}}.

=== Anisotropies tardives ===
{{CitaBloc|L'importance du FDC est fondamentale. En premier lieu, sa nature cosmologique proprement dite apporte des indices en faveur de l'homogénéité et de l'isotropie de l'univers. Et elle indique que ce dernier est passé par un état dense et chaud. Donc, globalement, il permet de confirmer les modèles de big bang, en rendant inaptes les modèles, ou tentatives de modèles, concurrents. [...] Ce rayonnement date de l'époque de la recombinaison, c'est-à-dire un passé très reculé. Il nous renseigne donc sur la physique se déroulant à cet instant, sur l'[[univers primordial]], en particulier sur les fluctuations présentes alors [...] Enfin, il joue le rôle d'une source lumineuse lointaine devant laquelle se profilent tous les objets plus rapprochés, plus récents. L'interaction avec ces objets astronomiques [...] modifie localement ses propriétés. Ainsi l'analyse de ces modifications nous renseigne sur l'univers entre la recombinaison et notre époque{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=123}}.|[[Marc Lachièze-Rey|Lachièze-Rey]] et [[Edgard Gunzig|Gunzig]], 1995}}

Depuis son apparition, des processus physiques ont modifié la structure du fond diffus ; ils sont regroupés sous le vocable d'« anisotropies tardives » ou d'« anisotropies secondaires ». Lorsque ses photons ont commencé à voyager librement, la matière ordinaire était pour l'essentiel composée d'atomes d'[[hydrogène]] et d'[[hélium]], tous deux électriquement neutres. Toutefois, les observations actuelles démontrent que la majeure partie de l'[[Espace (cosmologie)|espace intersidéral]] est surtout composée de matière [[ionisation|ionisée]]. Puisque les atomes d'hydrogène neutres ne sont plus aussi abondants, il faut conclure qu'un phénomène a sensiblement altéré les atomes d'hydrogène : c'est la [[réionisation]]<ref>{{Article |langue=en |auteur=[[David N. Spergel]] |nom2=Verde |prénom2=L. |nom3=Peiris |prénom3=H. V. |nom4=Komatsu |prénom4=E. |nom5=Nolta |prénom5=M. R. |nom6=Bennett |prénom6=C. L. |nom7=Halpern |prénom7=M. |nom8=Hinshaw |prénom8=G.|nom9=Jarosik |prénom9=N.|nom10=Kogut |prénom10=A.|nom11=Limon |prénom11=M.|nom12=Meyer |prénom12=S. S.|nom13=Page |prénom13=L.|nom14=Tucker |prénom14=G. S.|nom15=Weiland |prénom15=J. L.|nom16=Wollack |prénom16=E.|nom17=Wright |prénom17=E. L.|titre=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters |périodique=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=148 |numéro=1 |année=2003 |pages=175–194 |doi=10.1086/377226 |arxiv=astro-ph/0302209}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article |langue=en |auteur1=[[David N. Spergel]] |nom2=Bean |prénom2=R. |nom3=Dore |prénom3=O. |nom4=Nolta |prénom4=M. R. |nom5=Bennett |prénom5=C. L. |nom6=Dunkley |prénom6=J. |nom7=Hinshaw |prénom7=G. |nom8=Jarosik |prénom8=N.|nom9=Komatsu |prénom9=E.|nom10=Page |prénom10=L.|nom11=Peiris |prénom11=H. V.|nom12=Verde |prénom12=L.|nom13=Halpern |prénom13=M.|nom14=Hill |prénom14=R. S.|nom15=Kogut |prénom15=A.|nom16=Limon |prénom16=M.|nom17=Meyer |prénom17=S. S.|nom18=Odegard |prénom18=N.|nom19=Tucker |prénom19=G. S.|nom20=Weiland |prénom20=J. L.|nom21=Wollack |prénom21=E.|nom22=Wright |prénom22=E. L. |titre=Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology |périodique=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=170 |numéro=2 |année=2007 |pages=377–408 |doi=10.1086/513700 |arxiv=astro-ph/0603449}}.</ref>.

Les photons de l'[[Univers primordial]] ont été diffusés par des charges électriques libres, tels les électrons. Dans l'Univers ionisé, les [[ultraviolet]]s ont libéré ces particules des atomes neutres. Aujourd'hui, dans l'ensemble de l'Univers, la densité des particules chargées est si faible qu'elle n'influence pas le fond diffus. Néanmoins si le [[milieu interstellaire]] a été ionisé à l'époque de l'[[Univers primordial]], quand il était plus dense, le fond a subi deux effets :
# Les petites anisotropies ont été gommées (''grosso modo'' de la même façon qu'un brouillard estompe les détails des objets qu'il enveloppe) ;
# La physique des photons [[diffusion Thomson|diffusés par les électrons]] induit des anisotropies polarisées sur de grandes échelles angulaires. Cette polarisation angulaire est corrélée à la perturbation de la température grand angle.

Ces deux effets ont été mis en lumière par le [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]] (un observatoire spatial), ce qui démontre que l'Univers était ionisé dans son très jeune âge. Les scientifiques débattent encore (dans les années 2010) sur la source de ce processus hâtif d'ionisation. Elle se trouverait peut-être dans la lumière issue des toutes premières étoiles ([[Étoile de population III|population III]]), de la lumière issue des supernovæ quand elles ont atteint leur fin de vie ou de radiations ionisantes produites lors de l'accrétion de [[trou noir supermassif|trous noirs supermassifs]].

Ultérieurement, la signature du fond diffus cosmologique a été influencée par deux effets arrivés entre la [[recombinaison (cosmologie)|recombinaison]] et les observations contemporaines : l'[[effet Sunyaev-Zel'dovich]] (des électrons très énergétiques diffusent la lumière, transmettant une partie de leur énergie aux photons diffus){{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=108-109}} et l'[[effet Sachs-Wolfe]] (un champ gravitationnel fait décaler [[décalage vers le rouge|vers le rouge]] ou [[décalage vers le bleu|vers le bleu]] les photons diffus){{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=94}}.

=== Polarisation des ondes gravitationnelles et effets gravitationnels ===
{{CitaBloc|Le fond diffus cosmologique est un élément essentiel de la cosmologie théorique et observationnelle, un des fondements des modèles du [[Big Bang|big-bang]] [...] C'est en effet sa découverte [...] qui a entraîné, à la fin des années 1960, une très large adhésion à ces modèles dont l'idée remontait pourtant à [[Georges Lemaître]] en 1931 [...] Comment, par exemple, se sont formées les galaxies et les autres structures cosmiques que nous observons aujourd'hui ? Il s'est avéré que les propriétés du rayonnement diffus cosmologique étaient tout à fait cruciales vis-à-vis de cette question fondamentale<ref name=LG1995_AP>{{harvsp|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|loc=''Avant-propos''}}.</ref>.|[[Marc Lachièze-Rey|Lachièze-Rey]] et [[Edgard Gunzig|Gunzig]], 1995}}

[[Image:Gravitational lens-full.jpg|vignette|Cette vue d'artiste montre sommairement la façon dont la lumière de l'Univers jeune est déviée par la [[lentille gravitationnelle]] d'une structure cosmique massive, qui est le siège des modes B.]]

Puisque l'[[Univers primordial]] est opaque jusqu'à la [[recombinaison (cosmologie)|recombinaison]], il est en théorie futile d'y rechercher des informations de nature électromagnétique{{sfn|Luminet|2001|p=353}}{{,}}{{sfn|Séguin|Villeneuve|2002|p=382}}. Néanmoins, des scientifiques ont spéculé sur la possibilité d'une polarisation électromagnétique. Des mesures confirment que dans l'[[infrarouge]], le spectre électromagnétique du CMB ne présente aucune polarisation{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=148}}. Il est toutefois sensible à la gravitation.

La [[relativité générale]] d'[[Albert Einstein]] a recours aux techniques du [[calcul tensoriel]] pour étudier les [[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]] (OG)<ref>Consulter par exemple : {{ouvrage|langue=fr
|auteur1=[[Roger Penrose]]
|traduction=Céline Laroche
|titre=À la découverte des lois de l'Univers |sous-titre=La prodigieuse histoire des mathématiques et de la physique
|lieu=Paris |éditeur=[[Éditions Odile Jacob|O. Jacob]]
|année=2007
|pages totales={{XXII}} + 1061
|isbn=978-2-7381-1840-0
|consulté le=8 janvier 2018
|lire en ligne={{Google Livres|E1k-SRvzrM8C|page=444|surligne=équation%20champ%20Einstein}}
|passage=444
}}.</ref>.
Une [[onde électromagnétique]] (OÉ) est le siège de deux champs : magnétique (représenté par le vecteur <math>\vec{B}</math>) et électrique (représenté par le vecteur <math>\vec{E}</math>){{sfn|Serway|1992|p=295 (figure 8.21)}}.
Puisque les OG, comme les OÉ, sont susceptibles d'être polarisées, des scientifiques ont créé des quantités tensorielles associées aux OG, qu'ils ont nommées « modes B » et « modes E » par analogie<ref name="KamionkowskiKosowsky1997">{{Article |langue=en 
|nom1=Kamionkowski |prénom1=Marc
|nom2=Kosowsky |prénom2=Arthur
|nom3=Stebbins |prénom3=Albert
|titre=Statistics of cosmic microwave background polarization
|périodique=Physical Review D
|volume=55 |numéro=12
|année=1997
|pages=7368–7371
|doi=10.1103/PhysRevD.55.7368 |arxiv=astro-ph/9611125.pdf
|url=//arxiv.org/pdf/astro-ph/9611125.pdf |format électronique=Pdf
}}.</ref>.
Dans les OÉ, les champs magnétique et électrique oscillent selon certains motifs (linéaire, circulaire ou elliptique){{sfn|Serway|1992|p=295-296}} ; dans les OG, ce sont les modes B et E qui oscillent<ref name="KamionkowskiKosowsky1997"/>.

Pour ce qui concerne les effets gravitationnels sur l'observation du CMB électromagnétique, le ''[[Degree Angular Scale Interferometer]]'' (DASI) détecte le premier, en 2002, la polarisation gravitationnelle du CMB<ref name=MPDASI/>{{,}}<ref name=DPCMB>{{article |langue=en
|nom1=Kovac|prénom1=J. M.
|nom2=Leitch|prénom2=E. M.
|nom3=Pryke|prénom3=C.
|nom4=Carlstrom|prénom4=J. E.
|nom5=Halverson|prénom5=N. W.
|nom6=Holzapfel|prénom6=W. L.
|titre=Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI
|journal=[[Nature (revue)|Nature]]
|date=19 décembre 2002
|volume=420|numéro=6917
|pages=772–787
|doi=10.1038/nature01269|pmid=12490941|arxiv = astro-ph/0209478 |bibcode = 2002Natur.420..772K
}}.</ref> {{incise|une conséquence naturelle de la [[diffusion Thomson]] dans un plasma hétérogène|stop}}.
Le ''[[Cosmic Background Imager]]'' (CBI) confirme l'existence des modes E de la polarisation gravitationnelle<ref>{{article |langue=en
|nom1=Readhead|prénom1=A. C. S.
|année=2004
|titre=Polarization Observations with the Cosmic Background Imager
|journal=[[Science (revue)|Science]]
|volume=306|numéro=5697
|pages=836–844
|doi=10.1126/science.1105598|bibcode=2004Sci...306..836R|arxiv = astro-ph/0409569 |pmid=15472038
}}.</ref>.
Ces mesures démontrent que la [[Forme de l'Univers|géométrie de l'Univers]] est presque plate (c'est-à-dire presque [[géométrie euclidienne|euclidienne]]), plutôt que courbée (qui obéirait donc aux lois de la [[géométrie riemannienne]], par exemple)<ref>{{article |langue=en
|nom=de Bernardis|prénom=P.
|date=2000
|titre=A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation|journal=[[Nature (revue)|Nature]]
|volume=404
|pmid=10801117|numéro=6781
|pages=955–959
|bibcode=2000Natur.404..955D|doi=10.1038/35010035|arxiv = astro-ph/0004404
}}.</ref>.
Elles permettent de conclure à l'absence de [[corde cosmique|cordes cosmiques]] en tant que composantes majeures de la structure cosmique, et suggèrent que l'[[inflation cosmique]] explique mieux la formation de cette structure<ref>{{article |langue=en
|nom=Pogosian|prénom=L.
|année=2003
|titre=Observational constraints on cosmic string production during brane inflation
|journal=[[Physical Review D]]
|volume=68|numéro=2
|pages=023506
|doi=10.1103/PhysRevD.68.023506|arxiv = hep-th/0304188 |bibcode = 2003PhRvD..68b3506P
}}.</ref>.

Dans le CMB, la détection des modes B est extrêmement difficile, parce que le degré de pollution est inconnu, et que des [[lentille gravitationnelle faible|lentilles gravitationnelles faibles]] mélangent les modes E (qui présentent une signature forte) avec les modes B (qui présentent une signature faible)<ref>{{article |langue=en
|nom=Lewis|prénom=A.
|nom2=Challinor|prénom2=A.
|année=2006
|titre=Weak gravitational lensing of the CMB
|journal=[[Physics Reports]]
|volume=429|pages=1-65
|doi = 10.1016/j.physrep.2006.03.002|arxiv=astro-ph/0601594|bibcode = 2006PhR...429....1L
}}.</ref>.
Les modes B sont causés par l'influence des lentilles gravitationnelles sur les modes E<ref>{{article |langue=en
|nom=Hanson|prénom=D.
|année=2013
|titre=Detection of B-mode polarization in the Cosmic Microwave Background with data from the South Pole Telescope
|journal=[[Physical Review Letters]]
|volume=111 |numéro=14
|url = //arxiv.org/pdf/1307.5830
|doi = 10.1103/PhysRevLett.111.141301|arxiv=1307.5830 |bibcode = 2013PhRvL.111n1301H
}}.</ref>{{,}}<ref name=EugenieReich>{{article |langue=en
|auteur1=Eugenie Samuel Reich
|titre=Polarization detected in Big Bang's echo
|périodique=Nature
|date=24 juillet 2013
|url=http://www.nature.com/news/polarization-detected-in-big-bang-s-echo-1.13441
}}.</ref>
et par les ondes gravitationnelles issues de l'inflation cosmique.
Les cosmologues prédisent deux types de modes B. Le premier apparaît lors de l'inflation cosmique, un peu après le [[Big Bang]]<ref>{{article |langue=en
|auteur1=U. Seljak
|titre=Measuring Polarization in the Cosmic Microwave Background
|journal=Astrophysical Journal
|date=juin 1997
|volume=482|pages=6–16
|doi=10.1086/304123|arxiv = astro-ph/9608131 |bibcode = 1997ApJ...482....6S
}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en
|auteur1=U. Seljak
|auteur2=M. Zaldarriaga 
|titre=Signature of Gravity Waves in the Polarization of the Microwave Background
|journal=Phys. Rev. Lett.|date=17 mars 1997
|volume=78|numéro=11
|pages=2054–2057
|doi=10.1103/PhysRevLett.78.2054|arxiv = astro-ph/9609169 |bibcode = 1997PhRvL..78.2054S
}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en
|auteur1=M. Kamionkowski
|auteur2= A. Kosowsky 
|auteur3= A. Stebbins
|titre=A Probe of Primordial Gravity Waves and Vorticity
|journal=Phys. Rev. Lett.
|volume=78|numéro=11
|date=17 mars 1997
|pages=2058–2061
|doi=10.1103/PhysRevLett.78.2058|arxiv = astro-ph/9609132 |bibcode = 1997PhRvL..78.2058K
}}.</ref>,
alors que le second est la conséquence de [[lentille gravitationnelle|lentilles gravitationnelles]] apparues plus tard<ref>{{article |langue=en
|auteur1=M. Zaldarriaga
|auteur2=U. Seljak 
|titre=Gravitational lensing effect on cosmic microwave background polarization
|journal=Physical Review D
|volume=58 |numéro=2
|date=15 juillet 1998
|doi=10.1103/PhysRevD.58.023003|arxiv = astro-ph/9803150 |bibcode = 1998PhRvD..58b3003Z
}}.</ref>.
Les ondes gravitationnelles primaires, apparues dans l'Univers primordial, ont pu être observées dans la polarisation du CMB. Les modèles de l'inflation cosmique prédisent leur existence ; leur découverte soutient donc cette théorie (leur intensité permettra de départager ces modèles). Elles sont la conséquence de trois phénomènes : inflation de l'espace même, nouveau réchauffement après l'inflation, et mélange turbulent des fluides de matières et de rayonnements<ref>{{article |langue=en
|titre= Scientists Report Evidence for Gravitational Waves in Early Universe
|auteur1=Ben P. Stein
|date=17 mars 2014
|périodique=Inside Science
|url= http://www.insidescience.org/content/scientists-report-evidence-gravitational-waves-early-universe/1589
|consulté le= 6 février 2018
}}.</ref>.
La polarisation modes B a aussi été observée en octobre 2013 par le [[South Pole Telescope]] et le [[Herschel (télescope spatial)|télescope spatial Herschel]]<ref name=EugenieReich/>, ce que confirme l'étude de données (2015) issues de l'[[Planck (télescope spatial)|observatoire ''Planck'']]<ref name="iap 2015/Planck">{{lien web |url=http://www.iap.fr/actualites/laune/2015/Planck/Planck-livre-ses-mesures-de-la-polarisation-du-rayonnement-de-fond-cosmologique.html |titre=''Planck'' livre ses mesures de la polarisation du rayonnement de fond cosmologique |éditeur=Insitut d'astrophysique de Paris |mois=février |année=2015}}.</ref>.
Ces mesures pourraient aider à vérifier les théories sur l'origine de l'Univers<ref>{{lien web |langue=en
|auteur=ESA Planck
|titre=Planck Space Mission
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck
|date=Oct 22, 2013
|consulté le=Oct 23, 2013
}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en
|nom=NASA/Jet Propulsion Laboratory
|date=22 octobre 2013
|titre=Long-sought pattern of ancient light detected
|périodique=ScienceDaily
|consulté le=23 octobre 2013
|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2013/10/131022101009.htm
}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en
|auteur1=D. Hanson
|titre=Detection of B-Mode Polarization in the Cosmic Microwave Background with Data from the South Pole Telescope
|journal=Physical Review Letters
|date=30 septembre 2013
|volume=111 |numéro=14
|doi=10.1103/PhysRevLett.111.141301|arxiv = 1307.5830 |bibcode = 2013PhRvL.111n1301H
}}.</ref>.
En octobre 2014, l'équipe de l'expérience [[Polarbear]] publie une étude des {{nobr|modes B}} à {{unité|150 GHz}}<ref name=pc1>{{article |langue=en
|titre = A Measurement of the Cosmic Microwave Background B-Mode Polarization Power Spectrum at Sub-Degree Scales with POLARBEAR
|auteur = The Polarbear Collaboration
|date = octobre 2014
|journal = [[The Astrophysical Journal]]
|volume=794
|pages=171
|url = http://iopscience.iop.org/0004-637X/794/2/171/pdf/0004-637X_794_2_171.pdf |format électronique=Pdf
|consulté le = 16 novembre 2014
|doi = 10.1088/0004-637X/794/2/171 |bibcode=2014ApJ...794..171T |arxiv = 1403.2369
}}.</ref>.
Rapportant un niveau de confiance de 97,2 %, elle affirme qu'elles sont d'origine cosmologique<ref name=cs>{{article |langue=en
|titre=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
|périodique=Christian Science Monitor
|date=21 octobre 2014
}}.</ref> (et non pas une conséquence de la [[poussière interstellaire]]<ref name="AXV-20140919">{{article  |langue=en
|auteur=Planck Collaboration Team
|titre=Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes
|date=9 février 2016
| périodique = Astronomy & Astrophysics
| volume = 586
| pages=A133
|arxiv=1409.5738 | doi = 10.1051/0004-6361/201425034 | bibcode=2016A&A...586A.133P
}}.</ref>{{,}}<!--
--><ref name="NYT-20140922">{{article |langue=en
|auteur1=Dennis Overbye 
|titre=Study Confirms Criticism of Big Bang Finding
|url=//www.nytimes.com/2014/09/23/science/space/study-confirms-criticism-of-big-bang-finding.html
|date=22 septembre 2014
|périodique=[[The New York Times]]
|consulté le=22 septembre 2014
}}.</ref>).

=== Dipôle de température ===
{{CitaBloc|Ses caractéristiques permettent de retracer l'histoire des premiers instants de l'Univers, bouleversés de réactions nucléaires qui, en un quart d'heure, ont transformé 25 % de la matière en hélium.|[[Jean Heidmann|J. Heidmann]], 1968{{sfn|Heidmann|1968|p=123}}}}
{| class="wikitable" style="width:70%; margin-left:10%; margin-right:10%;"
|-
!Observations du CMB par le [[Cosmic Background Explorer|satellite COBE]]
|----
|Les mesures sont polluées par des effets locaux qui masquent les structures fines du fond diffus cosmologique. L'influence la plus significative provient du dipôle de température, effet causé par les courses de la Terre et du [[Système solaire]] dans l'espace. Ces mesures sont aussi polluées par les émissions de micro-ondes provenant entre autres du [[plan galactique]], pollution devant être nettoyée pour révéler la structure du CMB. De plus, les émissions électromagnétiques des [[galaxie]]s et des [[nébuleuse]]s doivent être soustraites, ce qui rend incomplètes les cartes du CMB<ref name=DmrImages>{{lien web |langue=en
|url=//lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/dmr_image.cfm
|titre=DMR Images
|éditeur=Goddard Flight Space Center, NASA
|année=2013
}}.</ref>.

{|
|[[Fichier:Cobe-cosmic-background-radiation.gif|sans_cadre]]
|style="padding-left:20px;"|
La première image, résultat des observations du [[Cosmic Background Explorer|satellite COBE]], montre le dipôle de température (dû à la fois aux décalages vers le rouge et vers le bleu) et une partie des étoiles de la Voie lactée<ref name=DmrImages/>.<br /><br />

Dans la deuxième image, l'effet du dipôle est supprimé, mais l'effet des étoiles de la [[Voie lactée]], qui apparaît sous la forme d'une bande lumineuse dans le ciel de la Terre, est toujours présent<ref name=DmrImages/>.<br /><br />

La dernière image montre le CMB lorsque les effets du dipôle et des étoiles de la Voie lactée sont supprimés<ref name=DmrImages/>.
|}

Une fois nettoyées, ces mesures permettent de produire des cartes montrant le spectre de puissance angulaire. Les scientifiques ont recours aux ordinateurs et à la [[transformation de Fourier]] pour les créer, décomposant ainsi ces cartes célestes en [[Harmonique sphérique|harmoniques sphériques]]{{sfn|Reeves|Cassé|Klein|Lachièze-Rey|2008|p=62 et 50 (graphique)}}. Le résultat, obtenu en appliquant la [[méthode de Monte-Carlo par chaînes de Markov]], permet de restreindre plusieurs paramètres cosmologiques.
|}

Du fait de la course de la [[Terre]] dans le [[Système solaire]], et plus généralement du déplacement de ce dernier par rapport à la surface d'émission du CMB, la température du fond diffus cosmologique présente une variation en fonction de la direction{{sfn|Silk|1997|p=64-67}}.
Ces déplacements créent donc, par [[effet Doppler]], à la fois un [[décalage vers le bleu]] dans la direction du déplacement et un [[décalage vers le rouge]] dans la direction opposée<ref>{{article |langue=en
|nom1=Inoue|prénom1=K. T.
|nom2=Silk|prénom2=J.
|année=2007
|titre=Local Voids as the Origin of Large-Angle Cosmic Microwave Background Anomalies: The Effect of a Cosmological Constant
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=664|numéro=2
|pages=650–659
|doi=10.1086/517603|arxiv=astro-ph/0612347|bibcode=2007ApJ...664..650I
}}.</ref>.
Ce dipôle de température modifie les lectures du CMB<ref>{{lien web |langue=en
|url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap090906.html
|éditeur=NASA
|titre=Astronomy Picture of the Day
|date=6 septembre 2009
}}.</ref>.
L'effet Doppler permet de calculer une vitesse à partir de cette différence de température.
Le [[Groupe local]] (dans lequel se trouve la [[Voie lactée]]) se déplace à la vitesse de {{unité|627 ± 22 km/s}} relativement au CMB même (qui est donc considéré comme un [[référentiel (physique)|référentiel]] cosmologique{{sfn|Heidmann|1968|p=123}}) dans la direction de la longitude galactique ''l'' = {{unité|276 ± 3°}}, ''b'' = {{unité|30 ± 3°}}<ref>{{article |langue=en
|nom1=Kogut|prénom1=A. |nom2=Lineweaver |prénom2=C. |nom3=Smoot|prénom3=G. F.|nom4=Bennett|prénom4=C. L.|nom5=Banday|prénom5=A.|nom6=Boggess|prénom6=N. W.|nom7=Cheng|prénom7=E. S.|nom8=De Amici|prénom8=G.|nom9=Fixsen|prénom9=D. J.|nom10=Hinshaw|prénom10=G.|nom11=Jackson|prénom11=P. D.|nom12=Janssen|prénom12=M.|nom13=Keegstra|prénom13=P.|nom14=Loewenstein|prénom14=K.|nom15=Lubin|prénom15=P.|nom16=Mather|prénom16=J. C.|nom17=Tenorio|prénom17=L.|nom18=Weiss|prénom18=R.|nom19=Wilkinson|prénom19=D. T.|nom20=Wright|prénom20=E. L.
|année=1993
|titre=Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=419
|pages=1–6
|doi=10.1086/173453|bibcode=1993ApJ...419....1K|arxiv=astro-ph/9312056}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en 
|nom1=Aghanim|prénom1=N. |nom2=Armitage-Caplan|prénom2=C.|nom3=Arnaud |prénom3=M. |nom4=Ashdown|prénom4=M.|nom5=Atrio-Barandela|prénom5=F.|nom6=Aumont|prénom6=J.|nom7=Baccigalupi|prénom7=C.|nom8=Banday|prénom8=A. J.|nom9=Barreiro|prénom9=R. B.|nom10=Bartlett|prénom10=J. G.|nom11=Benabed|prénom11=K.|nom12=Benoit-Lévy|prénom12=A.|nom13=Bernard|prénom13=J.-P.|nom14=Bersanelli|prénom14=M.|nom15=Bielewicz|prénom15=P.|nom16=Bobin|prénom16=J.|nom17=Bock|prénom17=J. J.|nom18=Bond|prénom18=J. R.|nom19=Borrill|prénom19=J.|nom20=Bouchet|prénom20=F. R.|nom21=Bridges|prénom21=M.|nom22=Burigana|prénom22=C.|nom23=Butler|prénom23=R. C.|nom24=Cardoso|prénom24=J.-F.|nom25=Catalano|prénom25=A.|nom26=Challinor|prénom26=A.|nom27=Chamballu|prénom27=A.|nom28=Chiang|prénom28=H. C.|nom29=Chiang|prénom29=L.-Y|nom30=Christensen|prénom30=P. R.|et al.=oui
|année=2013
|titre=Planck 2013 results. XXVII. Doppler boosting of the CMB: Eppur si muove 
|journal=Astronomy & Astrophysics
|volume=571|numéro=27
|pages=A27
|arxiv=1303.5087|doi=10.1051/0004-6361/201321556 |bibcode=2014A&A...571A..27P}}.</ref>{{,}}{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=197}}.

=== Autres anomalies ===
{{CitaBloc|Ainsi la [[surface de dernière diffusion]] constitue, de beaucoup, le système le plus étendu, le plus éloigné, et le plus homogène que nous connaissions, davantage que l'ensemble de toutes les [[galaxie]]s ou de tous les [[quasar]]s connus. [...] Cette surface représente la matière la plus ancienne que nous puissions explorer (c'est l'intérêt principal du [CMB]). Elle constitue l'objet de plus grande dimension possible accessible à nos observations. [... le CMB] constitue un système cinématique de référence meilleur que les étoiles lointaines ; meilleur encore que les galaxies ou les quasars les plus éloignés. [...] Cette surface de dernière diffusion, la plus grande région d'Univers observable, nous offre également la meilleure possibilité de tester l'homogénéité de l'Univers{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=90-91}}.|[[Marc Lachièze-Rey|Lachièze-Rey]] et [[Edgard Gunzig|Gunzig]], 1995}}

Les données de [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] étant plus précises que les données antérieures, des chercheurs ont avancé que le CMB montre des anomalies, que ce soit un alignement inexplicable de pôles électromagnétiques, des anomalies à très grande échelle ou une [[loi normale|distribution non gaussienne]]<ref name="arXiv:0905.2854v2">{{article |langue=en
|nom1=Rossmanith|prénom1=G.
|nom2=Räth |prénom2=C.
|nom3=Banday|prénom3=A. J.
|nom4=Morfill|prénom4=G.
|année=2009
|titre=Non-Gaussian Signatures in the five-year WMAP data as identified with isotropic scaling indices
|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|volume=399 |numéro=4
|pages=1921–1933
|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15421.x|arxiv=0905.2854|bibcode = 2009MNRAS.399.1921R
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref name="arXiv:astro-ph/0511666">{{article |langue=en
|nom1=Bernui|prénom1=A.
|nom2=Mota |prénom2=B. |nom3=Rebouças|prénom3=M. J.|nom4=Tavakol|prénom4=R.
|année=2005
|titre=Mapping the large-scale anisotropy in the WMAP data
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=464|numéro=2
|pages=479–485
|doi=10.1051/0004-6361:20065585 |arxiv=astro-ph/0511666|bibcode = 2007A&A...464..479B
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref name="arXiv:astro-ph/0503213">{{article |langue=en
|nom1=Jaffe|prénom1=T.R.
|nom2=Banday |prénom2=A. J.
|nom3=Eriksen|prénom3=H. K.
|nom4=Górski|prénom4=K. M.
|nom5=Hansen|prénom5=F. K.
|année=2005
|titre=Evidence of vorticity and shear at large angular scales in the WMAP data: a violation of cosmological isotropy?
|doi=10.1086/444454
|journal=The Astrophysical Journal
|volume=629|pages=L1–L4
|arxiv=astro-ph/0503213|bibcode = 2005ApJ...629L...1J
}}.</ref>.
Historiquement, les scientifiques privilégient la décomposition des anisotropies en [[Harmonique sphérique|harmoniques sphériques]]{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=192}}. {{citation|1=Les termes d'ordre le plus bas dans ce développement en modes, le dipôle (''l'' = 1) et le [[quadrupôle électrostatique|quadrupôle]] (''l'' = 2), sont traités à part}} parce que le premier a été détecté le premier et qu'il est nettement plus intense que les autres pôles ; les deux sont une conséquence de l'effet Doppler dû à la course du Système solaire par rapport au CMB. Dans la direction de déplacement de la [[Terre]], qui provoque un [[décalage vers le bleu]], le dipôle apparaît ; le quadrupôle, conséquence d'un effet relativiste, est d'une intensité {{nobr|100 fois}} moindre{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=192-194}}{{,}}<ref group="alpha">La Terre se déplace à une vitesse d'environ {{unité|600 km/s}}. La distribution de température du ciel obéit à la loi de l'effet Doppler, qui s'exprime approximativement pour cette vitesse par :

:<math>T(\theta) \approx T_0 [ 1 + v \cos{\theta} + \frac{v^2}{2} \cos{2 \theta} ]</math>
où <math>\theta</math> est l'angle entre la direction d'observation et celle de la vitesse de la Terre. La composante en <math>\cos{\theta}</math> (la Terre se dirige vers la surface de dernière diffusion) correspond au dipôle, alors que la composante en <math>\cos{2 \theta}</math> (la vitesse radiale de la Terre par rapport à la surface de dernière diffusion) correspond au quadrupôle {{harv|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=193-194}}.</ref>.

Une longue controverse concerne les pôles électromagnétiques.
Dès la publication d'une carte du CMB à partir des données de [[Cosmic Background Explorer|COBE]], des chercheurs notent que le quadrupôle électromagnétique (''l'' = 2 en [[Harmonique sphérique|harmoniques sphériques]]) montre une faible amplitude, comparativement aux prédictions du modèle du [[Big Bang]]. De plus, le quadrupôle et l'octupôle électromagnétiques (''l'' = 3) semblent alignés, de façon inexplicable, à la fois entre eux, avec le [[écliptique|plan écliptique]] et les [[équinoxe]]s<ref>{{article |langue=en
|nom1=de Oliveira-Costa |prénom1=A.
|nom2=Tegmark |prénom2=Max
|nom3=Zaldarriaga |prénom3=Matias
|nom4=Hamilton |prénom4=Andrew
|année=2004
|titre=The significance of the largest scale CMB fluctuations in WMAP
|journal=[[Physical Review D]]
|volume=69 |numéro=6
|pages=063516
|doi=10.1103/PhysRevD.69.063516|arxiv=astro-ph/0307282|bibcode = 2004PhRvD..69f3516D
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref>{{article |langue=en
|nom1=Schwarz|prénom1=D. J.
|nom2=Starkman |prénom2=Glenn D.
|nom3=Huterer|prénom3=Dragan
|nom4=Copi|prénom4=Craig|année=2004
|titre=Is the low-''l'' microwave background cosmic?
|journal=[[Physical Review Letters]]
|volume=93 |numéro=22
|pages=221301
|doi=10.1103/PhysRevLett.93.221301 |arxiv=astro-ph/0403353 |bibcode=2004PhRvL..93v1301S
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref>{{article |langue=en
|nom1=Bielewicz|prénom1=P.
|nom2=Gorski|prénom2=K. M.
|nom3=Banday|prénom3=A. J.
|année=2004
|titre=Low-order multipole maps of CMB anisotropy derived from WMAP
|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|volume=355|numéro=4
|pages=1283–1302
|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x|arxiv=astro-ph/0405007|bibcode=2004MNRAS.355.1283B}}.</ref>.
Après une analyse minutieuse des calculs, des chercheurs affirment que l'alignement serait moindre, d'environ 5 %<ref>{{article |langue=en
|nom1=Slosar|prénom1=A.
|nom2=Seljak|prénom2=U.
|année=2004
|titre=Assessing the effects of foregrounds and sky removal in WMAP
|journal=[[Physical Review D]]
|volume=70 |numéro=8
|pages=083002
|doi=10.1103/PhysRevD.70.083002|arxiv=astro-ph/0404567|bibcode = 2004PhRvD..70h3002S
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref>{{article |langue=en
|nom1=Bielewicz|prénom1=P.
|nom2=Eriksen |prénom2=H. K.
|nom3=Banday|prénom3=A. J.
|nom4=Górski|prénom4=K. M.
|nom5=Lilje|prénom5=P. B.
|année=2005
|titre=Multipole vector anomalies in the first-year WMAP data: a cut-sky analysis
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=635 |numéro=2
|pages=750–60
|doi=10.1086/497263 |arxiv=astro-ph/0507186|bibcode=2005ApJ...635..750B
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref>{{article |langue=en
|nom1=Copi |prénom1=C.J.
|nom2=Huterer |prénom2=Dragan
|nom3=Schwarz |prénom3=D. J.
|nom4=Starkman |prénom4=G. D.
|année=2006
|titre=On the large-angle anomalies of the microwave sky
|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|volume=367
|pages=79–102
|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09980.x|arxiv=astro-ph/0508047 |bibcode=2006MNRAS.367...79C
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref>{{article |langue=en
|nom1=de Oliveira-Costa|prénom1=A.
|nom2=Tegmark|prénom2=M.
|année=2006
|titre=CMB multipole measurements in the presence of foregrounds
|journal=[[Physical Review D]]
|volume=74|numéro=2
|pages=023005
|doi=10.1103/PhysRevD.74.023005|arxiv=astro-ph/0603369|bibcode = 2006PhRvD..74b3005D
}}.</ref>.
Plusieurs groupes de chercheurs ont suggéré que l'alignement pourrait être la signature d'une nouvelle physique s'appliquant à grande échelle, ce que d'autres groupes rejettent en invoquant des [[Erreur systématique|erreurs systématiques]] dans les données<ref name="arXiv:0907.2731v3">{{article |langue=en
|nom1=Liu |prénom1=Hao
|nom2=Li |prénom2=Ti-Pei
|titre=Improved CMB Map from WMAP Data
|périodique=ArXiv
|année=2009
|arxiv=0907.2731v3
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref name="arXiv:1006.1270v1">{{article |langue=en
|nom1=Sawangwit |prénom1=Utane
|nom2=Shanks |prénom2=Tom
|titre=Lambda-CDM and the WMAP Power Spectrum Beam Profile Sensitivity
|périodique=ArXiv
|année=2010
|arxiv=1006.1270v1
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref name="arXiv:1009.2701v1">{{article |langue=en
|nom1=Liu |prénom1=Hao
|auteur2=Shao-Lin Xiong
|auteur3=Ti-Pei Li
|titre=Diagnosing Timing Error in WMAP Data
|périodique=ArXiv
|année=2010
|arxiv=1009.2701v1
}}.</ref>.
À cause des effets locaux et de la variance cosmique (incertitude statistique sur les observations de l'[[Univers]] à de très grandes distances), les mesures à grande échelle ne seront jamais meilleures que les mesures à petite échelle angulaire<ref name="hinshaw07">{{article |langue=en
|nom1=Hinshaw|prénom1=G. |auteur2= (WMAP collaboration) |nom3=Bennett|prénom3=C. L.|nom4=Bean|prénom4=R.|nom5=Doré|prénom5=O.|nom6=Greason|prénom6=M. R.|nom7=Halpern|prénom7=M.|nom8=Hill|prénom8=R. S.|nom9=Jarosik|prénom9=N.|nom10=Kogut|prénom10=A.|nom11=Komatsu|prénom11=E.|nom12=Limon|prénom12=M.|nom13=Odegard|prénom13=N.|nom14=Meyer|prénom14=S. S.|nom15=Page|prénom15=L.|nom16=Peiris|prénom16=H. V.|nom17=Spergel|prénom17=D. N.|nom18=Tucker|prénom18=G. S.|nom19=Verde|prénom19=L.|nom20=Weiland|prénom20=J. L.|nom21=Wollack|prénom21=E.|nom22=Wright|prénom22=E. L.
|année=2007
|titre=Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: temperature analysis
|journal=[[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Supplement Series]]
|volume=170|numéro=2
|pages=288–334
|doi=10.1086/513698|arxiv=astro-ph/0603451|bibcode=2007ApJS..170..288H
}}.</ref>{{,}}<!--

--><ref name="FirstWMAP">{{article |langue=en
|nom1=Bennett|prénom1=C. L.
|auteur2= (WMAP collaboration)
|date=2003
|titre=First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: preliminary maps and basic results
|journal=[[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Supplement Series]]
|volume=148
|pages=1–27
|doi=10.1086/377253|arxiv=astro-ph/0302207|bibcode=2003ApJS..148....1B
|nom3=Hinshaw|prénom3=G.|nom4=Jarosik|prénom4=N.|nom5=Kogut|prénom5=A.|nom6=Limon|prénom6=M.|nom7=Meyer|prénom7=S. S.|nom8=Page|prénom8=L.|nom9=Spergel|prénom9=D. N.|nom10=Tucker|prénom10=G. S.|nom11=Wollack|prénom11=E.|nom12=Wright|prénom12=E. L.|nom13=Barnes|prénom13=C.|nom14=Greason|prénom14=M. R.|nom15=Hill|prénom15=R. S.|nom16=Komatsu|prénom16=E.|nom17=Nolta|prénom17=M. R.|nom18=Odegard|prénom18=N.|nom19=Peiris|prénom19=H. V.|nom20=Verde|prénom20=L.|nom21=Weiland|prénom21=J. L.
}}. Cet article fait une mise en garde, indiquant que les calculs statistiques sont complexes et ne peuvent servir dans la plupart des analyses du CMB.</ref>{{,}}<!--

--><ref>{{article |langue=en
|nom1=Tegmark|prénom1=M.
|nom2=de Oliveira-Costa|prénom2=A.
|nom3=Hamilton|prénom3=A.
|année=2003
|titre=A high resolution foreground cleaned CMB map from WMAP
|journal=[[Physical Review D]]
|volume=68 |numéro=12
|pages=123523
|doi=10.1103/PhysRevD.68.123523 |arxiv=astro-ph/0302496 |bibcode = 2003PhRvD..68l3523T
}}. Les auteurs affirment que le quadrupôle et l'octupôle sont les plus contaminés, reflet de l'influence de la morphologie galactique.</ref>.
Des analyses ultérieures montrent que les mesures dans la bande de fréquence micro-ondes sont sensibles à la pollution électromagnétique due au [[Rayonnement continu de freinage|''{{lang|de|bremsstrahlung}}'']], au [[rayonnement synchrotron]] et à la [[poussière cosmique]] ; elles sont aussi entachées d'erreurs à cause des incertitudes expérimentales sur le monopôle et le dipôle électromagnétiques. Une [[Inférence bayésienne|analyse bayésienne]] complète du spectre de puissance, à partir des mesures de WMAP, étaie la prédiction du quadrupôle par le [[modèle ΛCDM]], alors que l'octupôle observé n'est pas jugé significatif<ref>{{article |langue=en
|nom1=O'Dwyer|prénom1=I.
|nom2=Eriksen |prénom2=H. K.
|nom3=Wandelt|prénom3=B. D.
|nom4=Jewell|prénom4=J. B.
|nom5=Larson|prénom5=D. L.
|nom6=Górski|prénom6=K. M.
|nom7=Banday|prénom7=A. J.
|nom8=Levin|prénom8=S.
|nom9=Lilje|prénom9=P. B.
|année=2004
|titre=Bayesian Power Spectrum Analysis of the First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Data
|journal=[[The Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Letters]]
|volume=617
|pages=L99–L102
|doi=10.1086/427386|arxiv=astro-ph/0407027|bibcode=2004ApJ...617L..99O|numéro=2
}}.</ref>.
Publiées en 2013, des observations de l'équipe de l'[[Planck (télescope spatial)|télescope spatial ''Planck'']], qui emportait des instruments beaucoup plus sensibles que [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]], rapporte la même anomalie en ce qui concerne l'alignement. Les erreurs instrumentales (mais pas la contamination d'avant-plan) sont donc à exclure<ref>{{article |langue=en
|auteur1=Jacob Aron
|titre=Planck shows almost perfect cosmos – plus axis of evil
|périodique=New Scientist
|url=//www.newscientist.com/article/dn23301-planck-shows-almost-perfect-cosmos--plus-axis-of-evil.html
|date=21 mars 2013
}}.</ref>.
Le responsable scientifique de l'équipe WMAP, [[Charles Bennett (astronome)|Charles Bennett]], a suggéré une coïncidence : {{citation|Je pense qu'il y a un effet psychologique ; les gens veulent trouver des choses insolites}}{{trad|en|I do think there is a bit of a psychological effect; people want to find unusual things.}}{{,}}<ref>{{article |langue=en
|auteur1=Richard Fisher
|auteur2=Rachel Courtland
|périodique=New Scientist
|titre=Found: Hawking's initials written into the universe
|url=//www.newscientist.com/article/dn18489-found-hawkings-initials-written-into-the-universe.html
|date=7 février 2010
}}.</ref>.

{|class="wikitable" style="width:80%; margin-left:10%; margin-right:10%;"
|-
! Observations d'amateurs
|-
|width="70%"|[[File:TV Static.jpg|vignette]]
Douglas Scott, un astronome de l'[[université de la Colombie-Britannique]], émet en 2001 l'idée qu'en l'absence d'un canal hertzien, les [[téléviseur]]s analogiques affichent un bruit monochrome intense, « la neige », composée dans un faible pourcentage<ref name=AstroUbc/> {{incise|de l'ordre du pour cent<ref name=CNRS/>}} de signaux issus du fond diffus. L'appareil capte des photons de la [[surface de dernière diffusion]] et en établit une représentation visuelle<ref>{{lien web |langue=en |url=http://www.astronomycast.com/astronomy/the-big-bang-and-cosmic-microwave-background/ |format=vidéo |titre=Episode 5: The Big Bang and Cosmic Microwave Background |année=2006 |éditeur=Astronomy Cast}} (entretien avec [[Pamela L. Gay]]).</ref>. Même si elle est largement reprise, cette idée suscite des interrogations et en 2016, Leonard Burtscher, alors chercheur à l'[[Institut Max-Planck de physique extraterrestre]], évalue la possibilité de sa mise en œuvre. Il détermine que le bruit du fond diffus reçu par un téléviseur ordinaire est environ {{nombre|200000 fois}} moins puissant que son bruit propre, ce qui rend l'éventualité de le « voir » très hypothétique<ref>{{Lien web |langue=en |auteur1=Leonard Burtscher |titre=Can you see the CMB in your analog TV? |date=17 mars 2016 |url=http://ileo.de/2016/03/17/can-you-see-the-cmb-in-your-analog-tv/ |site=ileo.de |consulté le=23 septembre 2018}}.</ref>.

Mais même s'il est très faible, des amateurs avec des moyens limités se sont lancés dans la mesure de la puissance du fond diffus cosmologique. Ainsi en 2008, deux astronomes amateurs construisent un radiomètre sur la base d'une antenne de réception de télévision par satellite d'un mètre de diamètre protégée des rayonnements parasites par un écran en papier d'aluminium. Leur système est calibré à l'eau, ce qui ne les empêche pas de trouver une température du fond diffus comprise entre {{unité|3,6 et 4,5 K}}<ref>{{Article |langue=de |prénom1=Timo |nom1=Stein |prénom2=Christopher|nom2=Förster |titre=Astronomie und Praxis - Beobachtung: Kosmologie mit Kaninchendraht und Wasser |url=https://www.spektrum.de/magazin/kosmologie-mit-kaninchendraht-und-wasser/956800 |périodique=Spectrum |date=13 juin 2008 |consulté le=23 septembre 2018}}.</ref>.

Avec le même objectif et en utilisant uniquement des éléments d'occasion peu coûteux, Jack Gelfand présente en 2017 un [[radiomètre]] équipé d'une [[antenne cornet]] d'une longueur de {{unité|23 cm}} et d'un [[Tête universelle|LNB]] normalement destiné à la réception de la télévision par satellite. Sa calibration à l'[[azote liquide]] lui permet d'évaluer la température du fond diffus à {{unité|3,9 K}}<ref>{{Lien web|langue=en |auteur=Jack Gelfand |titre=The Cosmic Microwave Radiometer. An Instrument for the Detection of the Cosmic Microwave Background for Amateurs |url=http://jgelfand.net/cmb/cmb.html |année=2018 |site=jgelfand.net |consulté le=23 septembre 2018}}.</ref>.
|}

== Fond diffus cosmologique et Big Bang ==
{{CitaBloc|Ce que la découverte finale, en 1965, du fond de rayonnement à 3 degrés Kelvin [''sic''] accomplit de plus important fut de nous forcer à prendre au sérieux l'idée qu'il y eut effectivement un commencement de l'univers{{sfn|Weinberg|1978|p=154}}.|[[Steven Weinberg (physicien)|Steven Weinberg]], 1978}}

À la fin des années 1940, Alpher et Herman concluent que si Big Bang il y avait, l'[[expansion de l'Univers]] aurait dilué l'énergie du plasma, abaissant la température du rayonnement issu du plasma pour l'amener dans la région des micro-ondes du [[spectre électromagnétique]], ce qui correspond à une température d'environ {{unité|5 K}}. Leur estimation est légèrement erronée, mais ils ont posé les bonnes hypothèses. Même s'ils prédisent l'existence du CMB, c'est seulement {{nobr|15 ans}} plus tard que Penzias et Wilson découvrent fortuitement le fond cosmique de micro-ondes<ref name="Apeiron2_3_79">{{article |langue=en
 | nom1     = Assis | prénom1    = A. K. T. 
 | nom2     = Neves | prénom2    = M. C. D. 
 | titre     = History of the 2.7&nbsp;K Temperature Prior to Penzias and Wilson
 | journal   = Apeiron
 | volume    = 2 | numéro = 3
 | pages      = 79–87
 |date=juillet 1995
 | url       = http://redshift.vif.com/JournalFiles/Pre2001/V02NO3PDF/V02N3ASS.PDF |format=Pdf
 }}.</ref>.

[[File:DMPie 2013 fr.svg|vignette|redresse=1.25|Grâce à la précision de ses instruments de mesure, la [[Planck (télescope spatial)|mission d'observation ''Planck'']] a permis d'éliminer quelques modèles cosmologiques. L'[[Univers]] serait constitué d'à peine 5 % de matière ordinaire (la plus courante sur [[Terre]]), d'environ 68 % d'[[énergie noire|énergie sombre]] et d'environ 27 % de [[matière noire]]<ref>{{lien web |langue=en 
|url=http://sci.esa.int/planck/51557-planck-new-cosmic-recipe/ 
|titre=Planck's new cosmic recipe 
|éditeur=ESA Science & Technology 
|date=21 mars 2013}}.</ref>.]]
La découverte du CMB dans les années 1960 provoque une perte d'intérêt pour tous les [[Cosmologie non standard|modèles alternatifs]], telle la [[théorie de l'état stationnaire]]{{sfn|Barrow|1996|p=170}}{{,}}<ref>{{ouvrage |langue=en
|auteur=Frank Durham
|auteur2=Robert D. Purrington
|titre=Frame of the universe: a history of physical cosmology
|éditeur=Columbia University Press
|date=1983
|isbn=0-231-05393-2
|pages=193–209}}.</ref> (ou théorie de la création continue{{sfn|Silk|1997|p=11}}).
Le CMB<ref>{{harvsp|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=8}}, écrivent : {{citation|C'est ainsi que le FDC est pris comme un indice très convaincant en faveur des modèles de big bang.}}.</ref>
et la [[loi de Hubble-Lemaître]] (traduite comme {{citation|fuite des galaxies éloignées}}{{sfn|Weinberg|1978|p=18}}) constituent en effet deux preuves de poids en faveur de la théorie du [[Big Bang]], qui est, grâce aux observations du CMB, le meilleur [[Modèle ΛCDM|modèle standard cosmologique]] en 2005<ref>{{article |langue=en
|nom=Scott|prénom=D.
|date=2005
|titre=The Standard Cosmological Model
|volume=84
|journal=Canadian Journal of Physics
|pages=419–435
|doi=10.1139/P06-066 |bibcode = 2006CaJPh..84..419S |arxiv=astro-ph/0510731
}}.</ref>{{,}}<ref group=alpha>Le physicien [[Steven Weinberg (physicien)|Steven Weinberg]] indique dès 1978 que c'est déjà le meilleur modèle {{harv|Weinberg|1978|p=14}}.</ref>.

Le CMB fournit un instantané de l'[[Univers]] au moment où, selon le modèle standard cosmologique, sa température a suffisamment décru pour que les [[électron]]s et les [[proton]]s forment des atomes d'[[hydrogène]], rendant l'Univers presque transparent au rayonnement, parce que les photons ne sont plus alors [[diffusion Thomson|diffusés]] par les électrons libres. Lorsque le CMB apparaît {{nombre|380000 ans}} après le [[Big Bang]]{{sfn|Hladik|2017|p=145}} {{incise|époque appelée « temps de la dernière diffusion »{{trad|en|time of last scattering}}, période de la [[recombinaison (cosmologie)|recombinaison]] ou période de découplage}}, la température de l'Univers atteint environ {{unité|3000 K}}{{sfn|Reeves|1994|p=127}}. Elle correspond à une énergie d'environ {{nobr|0,26 [[Électronvolt|eV]]}}<ref>{{lien web |langue=en 
|url=https://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Convert?exp=3&num=3&From=k&To=ev&Action=Convert+value+and+show+factor 
|titre=Fondamental Physical Constants - The NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty 
|éditeur=NIST 
|année=2018}}.</ref>{{,}}{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=74}}, ce qui est nettement plus faible que l'[[énergie d'ionisation]] de l'hydrogène : {{unité|13,6 eV}}<ref>{{article |langue=en 
|nom1=Brandenberger |prénom1=Robert H.
|année=1995
|titre=Formation of Structure in the Universe
|périodique=ArXiv 
|pages=8159
|url=//arxiv.org/pdf/astro-ph/9508159.pdf |format électronique=pdf
|bibcode=1995astro.ph..8159B|arxiv=astro-ph/9508159 }}.</ref> (les photons ne peuvent donc pas modifier sensiblement l'état énergétique des atomes d'hydrogène).

Selon le modèle du [[Big Bang]], l'[[inflation cosmique]] prédit qu'environ {{unité|e-37 s}} après sa naissance<ref>{{ouvrage |langue=en
|nom1=Guth|prénom1=A. H.
|date=1998
|titre=The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins
|page=186
|éditeur=[[Basic Books]]
|isbn=978-0201328400 |oclc= 35701222
}}.</ref>,
l'[[Univers]] croît [[Croissance exponentielle|exponentiellement]], période qui élimine presque toutes les irrégularités.
Les [[fluctuation quantique|fluctuations quantiques]] de l'[[inflaton]] (hypothétique source de l'inflation exponentielle<ref>{{Ouvrage |langue=en
|prénom1=Alan|nom1=Guth
|titre=The Inflationary Universe
|éditeur=Basic Books|date=1997
|isbn=0201328402
|passage=23
}}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage |langue=en
|prénom1=Paul J.|nom1=Steinhardt
|prénom2=Neil|nom2=Turok
|titre=Endless Universe: Beyond the Big Bang
|éditeur=Broadway Books
|année=2007
|isbn=9780767915014
|passage=114
|lire en ligne=//books.google.com/books?id=Jp6gJCuvj-kC&pg=PA114
}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article |langue=en
|auteur1=Paul J. Steinhardt
|titre=The Inflation Debate - Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?
|périodique=Scientific American
|date=avril 2011
|lire en ligne=http://www.physics.princeton.edu/~steinh/0411036.pdf |format électronique=Pdf
|pages=
}}.</ref>) sont la cause des irrégularités restantes<ref>{{article |langue=en
|nom1=Cirigliano|prénom1=D.
|nom2=de Vega|prénom2=H.J.
|nom3=Sanchez|prénom3=N. G.
|année=2005
|titre=Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data
|journal=[[Physical Review D]]
|volume=71|numéro=10
|pages=77–115
|doi=10.1103/PhysRevD.71.103518|arxiv=astro-ph/0412634|bibcode = 2005PhRvD..71j3518C
}}.</ref>.
Avant la création des [[étoile]]s et des [[planète]]s, l'Univers est plus petit, beaucoup plus chaud et rempli d'une lueur uniforme, issue d'un [[Physique des plasmas|plasma]] blanc, siège de réactions entre les [[photon]]s, les [[électron]]s et les [[baryon]]s.
Pendant l'[[expansion de l'Univers]], le refroidissement [[Processus adiabatique|adiabatique]] réduit la densité énergétique du plasma jusqu'à une température favorable au regroupement des [[électron]]s et des [[proton]]s, époque de formation de l'[[hydrogène]] atomique.
Cette [[Recombinaison (cosmologie)|recombinaison]] commence lorsque la température atteint {{unité|4000 K}}{{sfn|Lachièze-Rey|Gunzig|1995|p=19}}{{,}}{{sfn|Bojowald|2013|p=156}} ou proche de {{unité|3000 K}}{{sfn|Weinberg|1978|p=81}}{{,}}{{sfn|Reeves|2007|p=74}} ; l'Univers est alors âgé d'environ {{nombre|379000|ans}}<ref name=Abbott2007/>.
Les [[photon]]s ne réagissant pas avec ces atomes électriquement neutres, ils commencent à se propager dans l'Univers sans [[Diffusion des ondes|diffuser]], début du [[découplage du rayonnement]] (moment où la matière et les photons cessent d'être en [[équilibre thermique]]{{sfn|Weinberg|1978|p=71-73}})<ref>{{article |langue=en
|nom1=Gawiser|prénom1=E.
|nom2=Silk|prénom2=J.
|date=2000
|titre=The cosmic microwave background radiation
|journal=[[Physics Reports]]
|volume=333–334
|pages=245–267
|doi=10.1016/S0370-1573(00)00025-9|arxiv=astro-ph/0002044|bibcode = 2000PhR...333..245G }}.</ref>.

La [[température de couleur]] de l'ensemble des photons découplés a décru sans arrêt depuis cette époque. Il y a {{nobr|12,8 milliards}} d'années ({{nobr| 1=''[[Décalage vers le rouge|z]]'' =}} 6,34) {{incise|donc {{nobr|900 millions}} d'années après le [[Big Bang]]|non}}, elle était de {{unité|23,3 ± 6,9 K}} (1''[[écart type|σ]]'')<ref>{{Article| langue=en| titre=Water reveals the universe’s temperature 12.9 billion years ago| auteur1= Andrew Grant| périodique=[[Physics Today]]| date=15 février 2022| doi=10.1063/PT.6.1.20220215a| lire en ligne=https://physicstoday.scitation.org/do/10.1063/PT.6.1.20220215a/full/| accès url=libre| consulté le=22 février 2022}}.</ref>{{,}}<ref name=Riechers2022>{{Article| langue=en| titre=Microwave background temperature at a redshift of 6.34 from {{H2O}} absorption| auteur1=Dominik A. Riechers| auteur2=Axel Weiss| auteur3=Fabian Walter| auteur4=Christopher L. Carilli| auteur5=Pierre Cox| et al.=oui| périodique=[[Nature (revue)|Nature]]| volume=602| date=3 février 2022| pages=58-62| doi=10.1038/s41586-021-04294-5| lire en ligne=https://www.nature.com/articles/s41586-021-04294-5| accès url=libre| consulté le=22 février 2022}}.</ref>, en accord avec le [[modèle ΛCDM]] (qui prédit {{unité|20,0 K}}){{note| nom=prediction| groupe=alpha|Le [[modèle ΛCDM]] prédit <math>T_\mathrm{CMB}(z)=(1+z)(1-\beta)\,T_\mathrm{CMB}(0)\,</math> avec <math>\,T_\mathrm{CMB}(0)=\;</math>{{unité|2,72548 ± 0,00057 K}}<ref name=Riechers2022/>.}}. Aujourd'hui, elle est de {{unité|2,7260 ± 0,0013 K}}<ref name=apj707_2_916>{{article |langue=en |nom1=Fixsen |prénom1=D. J. |titre=The Temperature of the Cosmic Microwave Background |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=707 |numéro=2 |année=2009 |pages=916–920 |arxiv=0911.1955 |bibcode=2009ApJ...707..916F |doi=10.1088/0004-637X/707/2/916 }}.</ref> {{pas clair|et même|date=avril 2023}} de {{unité|2,72548 ± 0,00057 K}}<!-- référence citée non explicitée  <ref name=prediction group=alpha/>-->. Elle continue de diminuer (de 2 nK par année), puisque la taille de l'Univers continue d'augmenter. Elle [[Décalage vers le rouge|équivaut donc à celle d'un corps noir à très basse température]] : {{unité|2,726 K}}. Selon le paradigme du [[Big Bang]], le rayonnement actuel provient de la [[surface de dernière diffusion]]. Cette origine serait constituée par l'ensemble des endroits à la surface du plasma primitif où le découplage s'est manifesté<ref>{{lien web |langue=en |nom1=Smoot|prénom1=G. F.|date=2006 |titre=Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization |url=//nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2006/smoot-lecture.html |série=Nobel Lecture |éditeur=[[Fondation Nobel]] |consulté le=2008-12-22}}.</ref>, et serait donc le lieu d'où proviennent les photons du CMB détectés aujourd'hui par les instruments d'observation.

Depuis la recombinaison, la température du CMB a été divisée par environ {{formatnum:1100}}<ref name="FirstWMAP"/>, à cause de l'[[expansion de l'Univers]]. Pendant celle-ci, les photons du CMB ont été [[décalage vers le rouge|décalés vers le rouge]], ce qui a diminué leur [[niveau d'énergie]]. Leur température moyenne est inversement proportionnelle au [[facteur d'échelle]], ''a'', paramètre qui décrit l'expansion temporelle de l'Univers<ref name="NoterdaemePetitjean2011">{{Article |langue=en 
|nom1=Noterdaeme |prénom1=P. 
|nom2=Petitjean |prénom2=P. 
|nom3=Srianand |prénom3=R. 
|nom4=Ledoux |prénom4=C. 
|nom5=López |prénom5=S. 
|titre=The evolution of the cosmic microwave background temperature 
|périodique=Astronomy & Astrophysics 
|volume=526 
|date=février 2011 
|pages=L7 
|doi=10.1051/0004-6361/201016140 | bibcode=2011A&A...526L...7N | arxiv=1012.3164}}.</ref>.
Si l'Univers poursuit son expansion, le fond diffus cosmologique va continuer à se [[décalage vers le rouge|décaler vers le rouge]] jusqu'au point de ne plus être détectable<ref name="endcosmology">{{article |langue=en
 |titre=The return of a static universe and the end of cosmology
 |nom1=Krauss |prénom1=Lawrence M.
 |nom2=Scherrer |prénom2=Robert J.
 |journal=General Relativity and Gravitation
 |volume=39 |numéro=10
 |année=2007
 |pages=1545–1550
 |doi=10.1007/s10714-007-0472-9 |bibcode=2007GReGr..39.1545K|arxiv = 0704.0221 
}}.</ref>, car son spectre sera surpassé à la fois par les spectres d'émission des étoiles et par d'autres rayonnements d'arrière-plan qui devraient être observés dans un très lointain futur<ref name="fate">{{article |langue=en
 |nom1=Adams |prénom1=Fred C.
 |nom2=Laughlin |prénom2=Gregory
 |titre=A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects
 |année=1997
 |journal=[[Reviews of Modern Physics]]
 |volume=69 |numéro=2
 |pages=337–372
 |doi= 10.1103/RevModPhys.69.337 |bibcode=1997RvMP...69..337A |arxiv= astro-ph/9701131
}}.</ref>.

Les infimes écarts de température du CMB indiquent que {{citation|l'espace cosmique est plat}} ou encore que {{citation|l'espace cosmique a une courbure nulle ! (Presque nulle, aux incertitudes observationnelles près)}}{{sfn|Reeves|2007|p=48-49}}{{,}}<ref group="alpha">En effet, le [[Courbure spatiale|paramètre de courbure cosmologique]] 1 − Ω = Ω<sub>''k''</sub> = −''k c''<sup>2</sup> ''a<sup>-</sup>''<sup>2</sup> ''H<sup>-</sup>''<sup>2</sup>, vaut 0,000 7 ± 0,001 9, valeurs arrondies à 0,001  ± 0,002, selon les [https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2020/09/aa33910-18/aa33910-18.html données 2018 de la collaboration ''Planck''], sachant que la courbure est positive si ''k'' = +1, Ω<sub>''k''</sub> < 0, Ω > 1 (pour un univers fermé à géométrie elliptique, ou espace ou [[Géométrie elliptique|géométrie elliptique de Cayley-Klein]]), négative si ''k'' = −1, Ω<sub>''k''</sub> > 0, Ω < 1 (pour un univers ouvert à géométrie hyperbolique, ou espace ou [[Géométrie hyperbolique|géométrie hyperbolique de Boliay-Lobatchevski]]), et nulle si ''k'' = 0, Ω<sub>k</sub> = 0, Ω = 1.</ref>. En 2008, des chercheurs, s'appuyant sur l'étude des harmoniques sphériques du CMB, avancent que l'[[Univers]] ne serait pas euclidien et infini, il serait plutôt un [[espace dodécaédrique de Poincaré]]{{sfn|Reeves|Cassé|Klein|Lachièze-Rey|2008|p=62-63}}. Selon le cosmologiste [[Joseph Silk]], le CMB constitue un {{citation|référentiel cosmique}} qui peut servir à valider le [[principe de Mach]]{{sfn|Silk|1997|p=65-67}}. En 2019, trois astrophysiciens, analysant autrement les données sur le CMB transmises par le [[Planck (télescope spatial)|télescope spatial ''Planck'']], avancent que l'Univers serait courbe ; leur conclusion est toutefois accueillie avec réserve ou rejetée parce que ces données présentent des fluctuations statistiques. Les trois chercheurs observent également des variations de couleur statistiquement significatives « lorsqu'ils comparent de petites régions du ciel et quand ils comparent de grandes régions »{{trad|en|when they compare small regions of the sky and when they compare large regions}} selon un modèle d'Univers plat. S'il était courbe, ces variations n'apparaîtraient pas. Toutefois, leur modèle d'Univers courbe ne permet pas d'éliminer le problème de la valeur de la [[constante de Hubble]]{{#tag:ref|La [[constante de Hubble]] calculée selon les observations du [[Big Bang]] diffère de la constante de Hubble calculée à partir d'observations de [[supernova]]s<ref>{{lien web |langue=en |url=https://phys.org/news/2019-07-scientists-debate-seriousness-problems-hubble.html |titre=Scientists debate the seriousness of problems with the value of the Hubble Constant |éditeur=[[Phys.org]] |auteur1=Bob Yirka |date=31 juillet 2019}}.</ref>.|group=alpha}}{{,}}<ref>{{lien web |langue=en 
|url=https://www.quantamagazine.org/what-shape-is-the-universe-closed-or-flat-20191104
|titre=What Shape Is the Universe? A New Study Suggests We’ve Got It All Wrong
|auteur1=Natalie Wolchover
|éditeur=Quanta Magazine
|date=4 novembre 2019
}}</ref>{{,}}<ref name="Di ValentinoMelchiorri2019">{{Article |langue=en 
|nom1=Di Valentino |prénom1=Eleonora 
|nom2=Melchiorri |prénom2=Alessandro 
|nom3=Silk |prénom3=Joseph 
|titre=Planck evidence for a closed Universe and a possible crisis for cosmology 
|périodique=Nature Astronomy 
|année=2019 
|issn=2397-3366 |doi=10.1038/s41550-019-0906-9
}}.</ref>.

== Dans la culture ==
L'artiste canadien [[Nicolas Baier]] a produit la ''Pouponnière'', un photomontage qui montre une version du fond diffus cosmologique<ref>{{lien web |url=http://esse.ca/fr/parallax-e-galerie-dart-foreman-sherbrooke |titre=Parallax-e, Galerie d’art Foreman, Sherbrooke |éditeur=Foreman |année=2018}} (le photomontage apparaît à la droite sur la première photo).</ref>{{,}}<ref>{{ouvrage |langue=en+fr 
|auteur1=Gentiane Bélanger 
|auteur2= Jean-Pierre Aubé
|auteur3=Nicolas Baier
|auteur4=Laurent Grasso
|auteur5=Bettina Forget
|auteur6=Rachel Sussman
|auteur7=Semiconductor
|auteur8=Julie Tremble
|titre=Parallax-e 
|date=15 janvier 2018
|éditeur= esse 
|passage=6 
|url=http://web.archive.org/web/20180923235133/http://www.foreman.ubishops.ca/fileadmin/foreman_documents/images/exhibitions/2017-2018/Parallax-e/opuscule_PARRALAXE_Web.pdf |format électronique=pdf 
}}.</ref>.

== Notes et références ==
{{Traduction/Référence| en| Cosmic microwave background| 819051507}}

=== Citations originales ===
{{références| groupe=trad}}

=== Notes ===
{{références| groupe=alpha}}

=== Références ===
{{références|références=
<ref name=refletsdelaphysique>{{Article|langue=fr|prénom1=Nabila|nom1=Aghanim|prénom2=Hervé|nom2=Dole|titre=Les résultats cosmologiques de la mission Planck|périodique=Reflets de la physique|numéro=64|date=2020-01-01|issn=1953-793X|issn2=2102-6777|doi=10.1051/refdp/202064004|lire en ligne=https://www.refletsdelaphysique.fr/articles/refdp/abs/2020/01/refdp202064p4/refdp202064p4.html|consulté le=2023-01-13|pages=4–7}}.</ref> 
}}

== Voir aussi ==
{{autres projets
|commons=Category:Cosmic microwave background
|commons titre=Cosmic microwave background
|wiktionary=fond diffus cosmologique
|wikibooks=Cosmologie/Les anisotropies du fond diffus
|wikibooks titre=Les anisotropies du fond diffus
}}

=== Bibliographie ===
{{Légende plume}}
* {{ouvrage 
|auteur1=John D. Barrow |lien auteur1=John Barrow (astrophysicien) 
|traduction= [[Michel Cassé]], Loïc Cohen et Guy Paulus 
|titre=La Grande Théorie 
|éditeur=Flammarion |collection=Champs 
|année=1996 
|ISBN=2-08-081319-6 
|plume=oui}}
* {{ouvrage
|auteur1=[[Martin Bojowald]]
|titre=L'univers en rebond. Avant le big-bang
|éditeur=Gallimard
|collection=Folio essais
|année=2013
|numéro dans collection=575
|EAN=9782070446759
|plume=oui
}}
* {{ouvrage
|auteur1=[[Brian Clegg]] |directeur1=oui
|titre=Einstein en 30 secondes
|éditeur=Hurtubise
|année=2017
|traduction=Michèle Morin
|EAN=978-2-89723-808-7
}} 
* {{ouvrage
|auteur1=[[Laurent Drissen]]
|titre=Chroniques des années-lumière
|éditeur=MultiMondes
|année=2011 |ISBN=978-2-89544-181-6
|présentation en ligne=http://multim.com/titre/?ID=342
|plume=oui
}}
* {{article 
|url=http://adsabs.harvard.edu/full/1968LAstr..82..117H 
|auteur1=[[Jean Heidmann|J. Heidmann]] 
|titre=Le rayonnement thermique cosmologique 
|périodique=L'Astronomie 
|volume=82 
|pages=117-123 
|année=1968
|plume=oui
}}
*{{ouvrage
|auteur1=[[Jean Hladik]]
|titre=Introduction à la relativité générale
|éditeur=Ellipses
|année=2017
|numéro édition=2
|collection=Physique-LMD Universités-Écoles d'ingénieurs
|EAN=978-2-340-0186-79
|pages totales=176
|plume=oui
}}
* {{ouvrage
|auteur1=[[Marc Lachièze-Rey]]
|auteur2=[[Edgard Gunzig]]
|titre=Le Rayonnement cosmologique : Trace de l'Univers primordial
|éditeur=Masson |lieu=Paris
|année=1995
|collection=De caelo
|ISBN=2-225-84924-2 |EAN=9782225849244 |ISSN=1164-5962
|pages totales=216
|plume=oui
}}
* {{ouvrage
|auteur1=[[Jean-Pierre Luminet]]
|titre=L'Univers chiffonné
|éditeur=Gallimard
|réimpression=2005
|année=2001
|ISBN=2-07-030052-8
|année première édition=2001
|collection=Folio essais
|pages totales=487
|plume=oui
}}
* {{ouvrage|langue=fr
|auteur1=[[Hubert Reeves]]
|titre=Dernières nouvelles du cosmos |sous-titre=Vers la première seconde
|éditeur=Seuil
|année=1994
|ISBN=2-02-020571-8
|plume=oui
}}
* {{ouvrage|langue=fr
|auteur1=[[Hubert Reeves]]
|titre=Patience dans l'azur |sous-titre=L'évolution cosmique
|éditeur=Seuil
|collection=Science ouverte
|année=1988
|ISBN=2-02-005924-X
|plume=oui
}}
* {{ouvrage 
|auteur1=[[Hubert Reeves]] 
|titre=Chronique des atomes et des galaxies 
|éditeur=Seuil et France Culture 
|année=2007 
|EAN=978-2-02-081299-3
|plume=oui
}}
* {{ouvrage 
|auteur1=[[Hubert Reeves]] 
|auteur2=[[Michel Cassé]] 
|auteur3=[[Étienne Klein]] 
|auteur4=[[Marc Lachièze-Rey]] 
|auteur5=[[Roland Lehoucq]] 
|auteur6=[[Jean-Pierre Luminet]] 
|auteur7=[[Nathalie Palanque-Delabrouille]] 
|auteur8=[[Nicolas Prantzos]] 
|titre=Petite histoire de la matière et de l'Univers
|éditeur=Le Pommier |collection=Essais
|année=2008
|EAN=978-2-74-650391-5
|plume=oui
}}
*{{ouvrage|langue=fr
|auteur1=[[Marc Séguin]]
|auteur2=[[Benoît Villeneuve]]
|titre=Astronomie et astrophysique
|éditeur=Éditions du renouveau pédagogique
|année=2002
|isbn=978-2-7613-1184-7
|numéro d'édition=2
|pages totales=618
|plume=oui
}}
* {{Ouvrage
|titre=Physique III
|sous-titre=Optique et physique moderne
|titre original=Physics for Scientists and Engineers / With Modern Physics. Volume 3
|prénom1=Raymond A. |nom1=Serway |lien auteur1=Raymond Serway
|traduction=Robert Morin et Céline Temblay
|numéro d'édition=3 
|éditeur=Éditions Études Vivantes |lieu=Laval (Québec)
|année=1992
|pages totales=776
|isbn=2-7607-0542-0
|plume=oui
}}
* {{ouvrage
|auteur1=[[Joseph Silk]]
|titre=Le Big Bang
|éditeur=Éditions Odile Jacob
|année=1997
|ISBN=2-7381-0394-4
|plume=oui
}}
* {{Ouvrage |langue originale=en
|auteur1=[[Max Tegmark]]
|titre=Notre univers mathématique : en quête de la nature ultime du réel
|traducteur=Benoît Clenet
|lieu=Malakoff|éditeur=Dunod
|année=2018
|pages totales=669
|isbn=978-2-100-77981-9|oclc=1042277901}}
* {{ouvrage
|prénom1=Steven |nom1=Weinberg |lien auteur1=Steven Weinberg (physicien)
|traduction=Jean-Benoit Yelnik
|titre=Les Trois Premières Minutes de l'univers
|éditeur=Seuil
|collection=Point
|année=1978
|ISBN=2-02-005425-6
|plume=oui
}}

=== Articles connexes ===
* [[Température de l'Univers]]
* [[Big Bang]]
* [[Paramètre cosmologique]]
* [[Modèle ΛCDM]]
* [[Fond cosmologique de neutrinos]]
* [[Point froid]]
* [[Liste de synonymes de « fond diffus cosmologique »]]

'''Moyens observationnels'''
* [[Cosmic Background Explorer|COBE]] (1992)
* [[BOOMERanG]] (2001)
* [[Archeops]] (2002)
* [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] (2003)
* [[Planck (télescope spatial)|''Planck'' (télescope spatial)]] (2013-2018)
* [[Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization|BICEP-KECK]] (2012-)

=== Liens externes ===
'''Résultats'''
* {{en}} [//arxiv.org/pdf/astro-ph/9705101 The Cosmic Microwave Background Spectrum], par [[George Fitzgerald Smoot|George F. Smoot]]
* {{en}} [//arxiv.org/pdf/astro-ph/9609034 The CMB Dipole: The Most Recent Measurement And Some History], par Charles H. Lineweaver
* {{en}} [//arxiv.org/pdf/astro-ph/9705135 The Cosmic Microwave Background Anisotropy Experiments] (pré BOOMERanG) par [[George Fitzgerald Smoot|George F. Smoot]]

'''Aspects cosmologiques'''
* {{en}} [http://background.uchicago.edu/ ''CMB Tutorials''] (physique des anisotropies du CMB)

'''Vulgarisation'''
* {{vidéo}} [//www.youtube.com/watch?v=ZvKOR4PFJR4 La découverte du rayonnement fossile] (durée : {{nobr|5 minutes}}), {{date-|25 janvier 2016}}

'''Bases de données et dictionnaires'''
{{Liens}}

{{Palette|Observations CMB}}
{{Portail|astronomie|cosmologie}}
{{Bon article|vote=BA|oldid=152701828|date=2 octobre 2018}}

[[Catégorie:Fond diffus cosmologique| ]]