第五节 宇宙背景辐射
20世纪40年代末至50年代初（1948～1956年），盖莫夫（G．Gamow）等人系统地从理论上研究了宇宙的演化，指出宇宙从原始高密状态不断膨胀，温度也应随之下降，至今已冷却到大约绝对温度5K。到60年代初，普林斯顿大学迪克（R．H．Dicke）教授领导的一个小组认为，宇宙目前的这种低温应能通过射电噪声背景的测量予以证实，并为此正在研制3.2cm波段的射电望远镜测量装置。然而，首先得到这种预期结果的却不是迪克小组。
1964年，美国贝尔电话实验室的彭齐亚斯（Arno Penzias）和威尔逊（R．W．Wilson）利用一架精密的射电望远镜进行观测，如图5．9所示，该望远镜工作在7.35cm波长上，主要由天线、接收机和记录器组成。记录器实际上是一种功率指示器，记录读数愈大表示输入的功率愈大，而功率则可用有效温度来量度。输入记录器的功率可分为接收设备本身产生的功率和从天线进来的功率两大部分。因为采用了低噪声的放大器，所以接收设备本身产生的功率主要是天线和传输线的欧姆损耗所贡献的；这部分贡献折合成有效温度不算高，即T设备=（0.8±0.4）K。从天线进来的功率则是指经天线方向瓣（主瓣和后瓣）响应后实际送到记录器的功率，天线对于无线电波的这种方向性响应，如果比作耳朵对于声波的方向性响应的话，显然耳朵的方向性更差。特别是采用号角式天线，可以挡住很大部分的地面辐射，所以它的后瓣很小；即使是处于环境温度（约300K）的地面辐射中，经后瓣响应后的等效温度却很小，即T地面=0.1K。对于主要从主瓣进来的辐射，则可再细分为大气内的和大气外的两个部分。其中地球大气的贡献可以测量取得，有T大气=（2.3±0.3）K，而大气外的贡献是否可以忽略（T宇宙≈0？），则要从记录到的总有效温度中作出判断，即：
T总=T设备+T地面+T大气+T宇宙 （5．1）
结果表明，当天线对向天顶方向时测得的总有效温度为6.7K，扣除设备、地面和大气的贡献以后，还有一个额外的等效温度T宇宙=（3.5±1.0）K，这只能是大气外宇宙辐射的贡献。这一额外的辐射实在出乎他们的意外。他们先是怀疑接收设备中可能存在问题，其中用作校准源的“冷负载”是液氦冷却的，肯定精度很高；另外得知有一对鸽子曾在天线的喉部筑过巢，但当把鸽子涂下的一层“白色电介质”清除以后，额外的噪声也未减小多少。因此，只能从地球大气外寻找额外噪声的来源。他们在长达10个月（从1964年7月至1965年4月）的时间内反复地进行检查和观测，发现这额外噪声温度是各向同性的、非偏振的，并且与季节性变化无关。这一度使他们百思不得其解。
有一天，彭齐亚斯为别的事打电话给麻省理工学院的伯克，伯克则顺便把一次学术会议上所听到的情况（早期宇宙应遗留下一个不到10k的射电噪声背景）告诉了彭齐亚斯，让他同普林斯顿大学的人进一步取得联系。这样，迪克等人在未完成3.2cm波段射电测量装置之前，就接到了彭齐亚斯的电话。上述额外的噪声温度就是迪克等人早就想测而又尚未测成的宇宙微波背景辐射温度。这真是“有心栽花花不开，无心插柳柳成荫”。当然，高精度望远镜的使用及其在切实扩大天文视野方面的巨大作用是不可磨灭的。通过这次交流，他们决定分别从实测上和理论上发表这方面的研究成果，并在1965年的同一期《天体物理学杂志》上刊登。彭齐亚斯和威尔逊并因此而于1978年获得了诺贝尔物理学奖。