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우주 마이크로파 배경(cosmic microwave background, CMB, CMBR)은 관측 가능한 우주의 모든 공간을 채우는 마이크로파 복사로, 원시 우주에 대한 중요한 자료가 되는 잔해이다. 표준 광학 망원경을 사용하면, 별과 은하 사이의 배경 공간은 거의 완전히 어둡다. 그러나 충분히 민감한 전파 망원경은 거의 균일하고 어떤 별, 은하 또는 다른 물체와도 관련이 없는 희미한 배경 발광을 감지한다. 이 발광은 전파 스펙트럼의 마이크로파 영역에서 가장 강하다. 1965년 미국의 전파 천문학자 아노 펜지어스와 로버트 윌슨이 우연히 CMB를 발견(discovery of cosmic microwave background radiation)한 것이 1940년대에 시작된 연구의 정점이었다.
CMB는 우주의 기원에 대한 대폭발(빅뱅) 이론의 획기적인 증거이다. 대폭발 우주론 모형들에서 가장 초기 우주는 아원자 입자의 고밀도 고온 플라즈마로 이루어진 불투명한 안개로 가득 차 있었다. 우주가 팽창함에 따라 이 플라즈마는 양성자와 전자가 결합하여 대부분 수소로 된 중성 원자를 형성하는 지점까지 냉각되었다. 플라즈마와 달리 이 원자들은 톰슨 산란(Thomson scattering)에 의해 열복사를 산란시킬 수 없었기 때문에 우주는 투명해졌다 - 때때로 유물 복사선(relic radiation)이라고도 한다. 재결합 시대로 알려진 이 분리(decoupling) 현상은 공간을 자유롭게 여행하기 위해 광자를 방출했다. 그러나 우주팽창으로 인해 파장이 증가하기 때문에 광자 에너지(photon energy)는 감소하게 되었다. 마지막 산란 표면은 공간에서 적절한 거리에 있는 껍질을 의미하므로 분리 시의 원래 방출된 광자들이 현재 수신된다.
CMB는 완전히 매끄럽고 균일하지 않아 민감한 감지기로 매핑할 수 있는 희미한 비등방성을 보여준다. COBE 및 WMAP와 같은 지상 및 우주 기반 실험은 이러한 온도 비균질성을 측정하는 데 사용되었다. 비등방성 구조는 디커플링 지점까지 물질과 광자의 다양한 상호작용에 의해 결정되며, 이는 각도 스케일에 따라 달라지는 특징적인 덩어리진 패턴을 초래한다. 하늘 전체의 비등방성 분포에는 피크와 밸리의 시퀀스를 표시하는 파워 스펙트럼(power spectrum)으로 나타낼 수 있는 주파수 구성 요소가 있다. 이 스펙트럼의 피크 값은 초기 우주의 물리적 특성에 대한 중요한 정보를 담고 있다: 첫 번째 피크는 전체적 우주의 곡률을 결정하고, 두 번째 및 세 번째 피크는 각각 일반 물질과 소위 암흑물질의 밀도를 자세히 설명한다. CMB 데이터에서 미세한 세부 정보를 추출하는 것은 은하단과 같은 전경 기능에 의해 방출이 수정되었기 때문에 어려울 수 있다.