CMB(宇宙微波背景)基本上由物质和辐射处于平衡状态的时间的光子组成。到1920年代，关于扩大宇宙的想法已被接受，并且可以回答几个问题。但是，有关重元素的丰度和丰度的问题尚未得到解答。此外，不断膨胀的宇宙意味着物质的密度应降低到0。

1948年，乔治·加莫(George Gammow)和拉尔夫·阿尔菲(Ralph Alpher)用“大爆炸”解释了较重元素的起源和丰度。他们与罗伯特·赫尔曼(Robert Herman)一起预测了“遗物辐射”的存在或“大爆炸”中剩余的辐射。残余辐射的预计温度在50-6 K之间。1965年，Robert Dicke，Jim Peebles和David Wilkinson以及Amo Perizias研究小组一起通过实验检测了CMB。

早期的宇宙非常热，能量太高而无法保持中性。因此，物质呈离子化形式-等离子体。辐射(光子)和物质(等离子体)主要通过以下三个过程相互作用。

• 康普顿散射-(主要相互作用过程)高能光子与低能带电粒子之间的非弹性散射。

• 汤姆森散射-自由电荷粒子对光子的弹性散射。

• 逆康普顿散射-高能带电粒子和低能光子。这些相互作用最终导致物质和辐射处于热平衡状态。

热平衡

在热平衡下，辐射服从能量的普朗克分布，

$$ B_v(T)= \ frac {2hv ^ 3} {c(e ^ {hv / k_BT} -1)} $$

在这段时间里，由于相互作用频繁，光子的平均自由程非常小。宇宙不透明。早期宇宙是辐射主导的。宇宙以物质和辐射达到热平衡且能量密度相等的方式进化。这可以从显示密度随比例因子变化的图表中看出。让我们找出物质和辐射达到平衡的比例因子(时间)(a(t))。

$$ \ rho_m \ propto \ frac {1} {a ^ 3}，\：\ rho_r \ propto \ frac {1} {a ^ 4} $$

$$ \ frac {\ rho_ {m，t}} {\ rho_ {r，t}} = \ frac {\ Omega_ {m，t}} {\ Omega_ {r，t}} = \ frac {\ Omega_ { m，0}} {\ Omega_ {r，0}} a(t)$$

在平衡状态下

$$ \ frac {\ rho_ {m，t}} {\ rho_ {r，t}} = \ frac {\ Omega_ {m，t}} {\ Omega_ {r，t}} = 1 $$

$$ \ Rightarrow \ frac {\ Omega_ {m，0}} {\ Omega_ {r，0}} a(t)= 1 \：\ Rightarrow a(t)= 2.96 \ times 10 ^ {-4} $$

使用$ \ Omega_ {m，0} = 0.27 $和$ \ Omega_ {r，0} = 8 \乘以10 ^ {-5} $。对应于此比例因子的红移由-

$$ z = 1 / a(t)-1 \大约3375 $$

辐射的能量密度由于宇宙的膨胀而下降。这样，宇宙开始降温。随着光子能量开始减少，中性原子开始形成。因此，在1300的红移附近，中性氢开始形成。这个时代的温度接近3000K。

物质与辐射之间的相互作用变得非常罕见，因此宇宙开始对辐射透明。该时间段称为“最后散射的表面”，因为光子的平均自由程变得非常大，因此在此时间段之后几乎不会发生任何散射。它也被称为“宇宙光球” 。

要记住的要点

• CMB由物质和辐射处于平衡状态时的光子组成。

• 早期宇宙非常热，能量太高以至于物质无法保持中性，因此它以电离物质等离子形式存在。

• 康普顿散射，汤姆森散射，逆康普顿散射是当时的三个物质-辐射相互作用过程。

• 宇宙演化使得物质和辐射达到热平衡。