（图片来源：ifa.hawaii.edu）
创世的第一缕曙光
神说：要有光。于是创世38万年后，终于有了光。
1964年，贝尔实验室的工程师 Arno Penzias 和 Robert Wilson 正在调试一台天线，发现无论如何都有一种背景噪声，无论天线朝向哪个方向，甚至是清理了天线上的鸟粪、重新组装了天线，都挥之不去。
与此同时，有一伙天文学家却在苦苦追寻宇宙大爆炸理论中所预言的宇宙背景辐射而求之不得。
根据大爆炸学说，在创世大爆炸之初，尚未形成恒星与星系，宇宙中充斥着致密、高温的氢等离子体以及辐射。随着宇宙膨胀、冷却，离子和电子几乎在瞬间复合形成中性粒子，从此光子开始在宇宙中畅通无阻，而不是不断被等离子体散射。这一事件称为光子退耦，宇宙在这一刻突然变得透明，此时宇宙的年龄是38万年。
光子退耦时从混沌中走出来的光子，就带着创世的信息，一直穿行在宇宙中，直到撞上人类的探测器。这种辐射就是“宇宙背景辐射”，就像大爆炸的遗产，所以又被称为或者“遗留辐射”。
宇宙的膨胀会使这些光子越来越暗，波长越来越长，能量越来越低，根据理论，当今的宇宙背景辐射应当相当于3K的黑体辐射，又叫“微波背景辐射”。
工程师的事情很快被天文学家知道了，就这样，人类看到了创世纪的第一缕曙光。1973年的诺贝尔物理学奖也授予了发现宇宙背景辐射的 Penzias 和 Wilson 。
Penzias 和 Wilson 发现背景辐射的 Holmdel 喇叭形天线（图片来源：NASA）
宇宙背景辐射的不均匀性
基于宇宙学基本原理，大尺度上，宇宙是均匀、各向同性的，所以宇宙背景辐射应当也是各向同性的。观测结果也大体上如此，不过在几乎均匀的基础上，还是存在约5%的涨落。
这些细微的不均匀性是由于背景光子在旅途中与天体发生了相互作用，故而也携带了这些天体的信息。所以微波背景光子就像信使一样，给我们带来宇宙深处的消息。2006年，诺贝尔物理学奖授予了精密测量了宇宙背景辐射的John Mather和George Smoot。针对宇宙背景辐射的不均匀性，目前有诸多理论。
Plank卫星绘制的最新最高分辨率宇宙微波背景辐射图（图片来源：ESA/NASA/JPL-Calteck）
Sunyaev-Zel'dovich 效应
Sunyaev-Zel'dovich 效应指出了宇宙背景辐射的光子与星系团等天体中的高能电子发生逆康普顿散射而导致观测到的温度分布产生变化的现象。
经过逆康普顿散射，高能电子的一部分能量转移给了背景辐射中的低能光子，因而低能光子的数量减少，高能光子的数量增加，光子的总能量增加，背景辐射不再是理想的黑体辐射。
ALMA（阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列）首次观测到SZ效应（图片来源：参考文献[4]）
重子声波振荡
重子声波振荡（Baryon Acoustic Oscillations, BAO）是宇宙中可见的重子物质的规则周期性密度涨落。正如超新星可以作为标准烛光，重子声学振荡的物质成团性也可以作为测量宇宙学距离的标准尺。
这个标准尺的长度（目前约4.9亿光年）可以通过大尺度结构巡天来测量。通过对重子声学振荡的测量，我们可以更多地限制宇宙学参数，从而了解导致宇宙加速膨胀的暗能量的性质。
重子声波振荡艺术效果图（图片来源：大科技）
积分Sachs-Wolfe效应
宇宙不是完全均匀的，所以到处存在着引力势阱。当背景辐射的光子掉进引力势阱的时候就会获得能量，爬出这个势阱的时候就会损失能量。如果该势阱不随时间改变，正负抵消，光子的最终能量不会改变。
在广义相对论加物质密度等于临界密度的平直宇宙学中，大尺度上-即线性区域里的引力势的确不随时间改变的，因此光子能量不变。但是，上述三个条件（平直宇宙、广义相对论、物质主导）的任何一个得不到满足 ，线性尺度上的引力势就会随时间改变，导致光子掉进势阱时获得的能量和爬出势阱时损失的能量不能严格抵消，光子能量改变，造成背景辐射温度的改变。这种新的微波背景各向异性，就是the integrated Sachs-Wolfe（ISW）效应，由天文学家R.K. Sachs和A.M. Wolfe于1967年提出。
因为该效应是光子路径上所有引力势变化的累加效应，所以称为积分Sachs-Wolfe效应，以便与由于光子最后散射面上引力势变化引起的微波背景温度扰动，即Sachs-Wolfe效应，相区分。
WMAP卫星探测到的宇宙微波背景辐射的一个低温区，怀疑由ISW效应引起（图片来源：wikipedia）
