Het standaard hete Big Bang model van het heelal vereist dat de initiële eigenschappen van het universum een willekeurig Gaussian veld met een bijna schaalinvariante of Harrison-Zel'dovich spectrum omvat. Dit is bijvoorbeeld de voorspelling van het kosmische inflatie model. Dit betekent dus dat de initiële staat van het universum willekeurig is, maar in een duidelijk gespecificeerde manier waarin de amplitude van het ongerepte niet-homogene karakter 10-5 is.
Daarom moeten de zinvolle verklaringen over de niet-homogeniteit in het universum statistisch van aard zijn.. Dit leid tot de kosmische variante waarin de onzekerheden in de schommelingen van de grootste schaalschommeling die in het heelal waargenomen wordt moeilijk zijn om precies te vergelijken met de theorie.
Temperatuur
De kosmische achtergrondstraling en de kosmische roodverschuiving zijn samen het best beschikbare bewijs voor de Big Bang theorie. De ontdekking van de kosmische achtergrondstraling midden 1960 kortte de interesse in alternatieve theorieën zoals de theorie van het statische heelal goed in. De kosmische achtergrondstraling geeft ons een beeld van het heelal wanneer, volgens de standaard kosmologie, de temperatuur zo daalde dat elektronen en protonen waterstofatomen vormden en het universum transparant maakte aan straling. Wanneer het ontsprong zo'n 400 000 jaar na de Big Bang (deze periode is gekend als de hercombinatieperiode) was de temperatuur van het heelal zo'n 3 000° Kelvin. Dit komt overeen met een energie van ongeveer 0,25 eV, welke veel minder is dan de 13,6 eV ionisatie energie van waterstof. Vanaf dan was de temperatuur van de straling gedaald met een factor van ongeveer 1 100 door de uitzetting van het heelal. Terwijl het universum uitzet, ondergaan de kosmische achtergrondstraling fotonen een roodverschuiving waardoor de stralingstemperatuur omgekeerd evenredig is met de schaallengte van het heelal.
Primaire anisotropie
De anisotropie van de kosmische achtergrondstraling wordt verdeeld in twee soorten, de primaire anisotropie en de secundaire anisotropie. De primaire anisotropie is te wijten aan gevolgen die zich voordeden bij de laatste versplintering en voordien, de secundaire anisotropie is te wijten aan gevolgen van interacties met gas of gravitatiepotentieel die zich voordeden tussen de laatste versplintering en de waarnemer.
De structuur van de kosmische achtergrondstraling anisotropie wordt algemeen bepaald door twee gevolgen: akoestische oscillatie en verspreidingsbevochtiging. De akoestische oscillatie doet zich voor door een strijd in de fotonen-baryonen plasma in het vroege universum. De druk van de fotonen neigt de anisotropieën te wissen, terwijl de zwaartekracht aantrekking van de baryonen, die zich tegen de snelheid van het licht verplaatsen, hen dreigt in te storten om dichte halo's te vormen. Deze twee gevolgen strijden om akoestische oscillaties te maken welke de kosmische achtergrondstraling een karakteristieke piekstructuur geeft. Deze pieken corresponderen ruwweg aan resonanties waarin de fotonen zich loskoppelen wanneer een bepaalde modus op haar piek amplitude is. Deze pieken bevatten interessante fysische handtekeningen. De eerste piek bepaalt de kromming van het heelal (maar niet de topologie van het heelal). De tweede piek bepaalt de teruggevallen baryonendichtheid. De derde piek kan gebruikt worden om informatie over de dichtheid van donkere materie te bekomen.
De schokvrije bevochtiging wordt veroorzaakt door twee gevolgen wanneer de behandeling van het fundamentele plasma als vloeistof begint op te splitsen:
- de stijgende gemiddelde vrije weg van de fotonen als fundamenteel plasma wordt meer en meer extreem hoog in een uitzettend heelal
- de eindige dikte van het laatste verspreidende oppervlakte, welke ervoor zorgt dat de gemiddelde vrije weg snel stijgt tijdens de ontkoppeling, zelfs terwijl wat Compton verspreiding nog steeds voordoet.
Deze effecten dragen gelijk bij aan de afschaffing van anisotropieën op kleine schaal en leiden tot de kenmerkende exponentiële bevochtigingsstaart die gezien wordt in de erg kleine hoekschaal anisotropieën.
Laattijdige anisotropie
Na de aanmaking van kosmische achtergrondstraling wordt het veranderd door verschillende fysische processen die als laattijdige anisotropie of secundaire anisotropie worden genoemd. Na de emissie van de kosmische achtergrondstraling in het heelal was materie in het heelal nog meestal in de vorm van neutrale waterstof en heliumatomen. Maar van waarnemingen van sterrenstelsels leek dat het meeste volume van het intergalactisch medium vandaag bestaat uit geïoniseerd materiaal (aangezien er slechts enkele absorptielijnen zijn door de waterstofatomen). Dit toont een periode van herionisatie aan waarin het materiaal van het heelal afbreekt in waterstof ionen.
De kosmische achtergrondstraling verspreidt zich van vrije lasten zoals elektronen niet gebonden zijn in atomen. In een geïoniseerd heelal zijn zulke elektronen verwijderd van de neutrale atomen door ioniserende (ultraviolette) straling. Vandaag zijn deze vrije lasten op een erg lage dichtheid in het meeste volume van het universum zodat deze de kosmische achtergrondstraling niet meetbaar kunnen veranderen. Indien in de erg vroege tijden wanneer het universum dichter was kunnen er wel twee hoofdeffecten de kosmische achtergrondstraling hebben beïnvloed:
- Kleinschalige anisotropieën zijn verwijderd
- De fysica over hoe fotonen verspreiden van vrije elektronen induceert polarisatieanisotropieën op grote hoekschalen. Deze grote hoekpolarisatie is gecorreleerd aan pertubaties van de grote hoektemperatuur
Beide effecten werden door de WMAP satelliet waargenomen. Dit gaf het bewijs dat het universum in de erg vroege tijd geïoniseerd is, op een roodverschuiving groter dan 17. De gedetailleerde oorsprong van deze inioniserende straling is nog steeds een kwestie van wetenschappelijk debat. Het kan licht omvatten van de eerste populatie III sterren, supernovae wanneer de eerste ster haar einde bereikte of de ioniserende straling geproduceerd door de accretieschijf van zwarte gaten.
De periode na de emissie van de kosmische achtergrondstraling en voor de observatie van de eerste sterren krijgt door de wetenschappers de naam "Dark age" en is een periode die intens bestudeerd wordt door astronomen.
Andere effecten die gebeuren tussen de herionisatie en onze waarneming van de kosmische achtergrondstraling die ervoor zorgt dat anisotropieën het Sunyaev-Zel'dovich effect, waarin een wolk van hoge energetische elektronen de radiatie verspreiden en wat energie geven aan de kosmische achtergrondstraling fotonen, en het Sachs-Wolfe effect, welke ervoor zorgt dat fotonen van de kosmische achtergrondstraling gravitationele roodverschuiving ondergaan of blauwverschuiving ondergaat door veranderene zwaartekrachtvelden, omvat.
Polarisatie
E-polarisatiemetingen door WMAP
De kosmische achtergrondstraling is gepolariseerd op het niveau van enkele microKelvins. Er zijn twee soorten polarisaties die de E-modus en de B-modus worden genoemd. Dit is in analogie met de elektrostatica waarin het elektrisch veld (E-veld) een verdwijnende krul maakt en het magnetische veld (B-veld) een verdwijnende divergentie maakt. De E-modus komen voornamelijk uit de Thomson verspreiding in een niet-homogeen plasma. De B-modus, die niet gemeten wordt, en waarvanaangenomen wordt dat het een amplitude heeft van 0.1 µK, wordt niet enkel geproduceerd van de plasmafysica alleen. Er is een teken van kosmische inflatie en wordt bepaald door de dichtheid van fundamentele zwaartekrachtgolven. De B-modes detecteren is extreem moeilijk, voornamelijk omdat de graad van voorgrondverontreiniging niet gekend is en de zwakke gravitatielens signalen zich mengen met de relatief sterke E-modus signaal en het B-modus signaal.
