b'\n_START_ARTICLE_\nPrasevanje\n_START_PARAGRAPH_\nPr\xc3\xa1s\xc3\xa9vanje (ali k\xc3\xb3zmi\xc4\x8dno mikroval\xc3\xb3vno s\xc3\xa9vanje oz\xc3\xa1dja) je v fizikalni kozmologiji vrsta elektromagnetnega valovanja, ki zapolnjuje Vesolje, in izvira iz \xc4\x8dasa, ko je Vesolje postalo prozorno, bilo staro pribli\xc5\xbeno 379.000 let in imelo temperaturo pribli\xc5\xbeno 3000 K. Izraz prasevanje, oziroma reliktno sevanje, ki se ve\xc4\x8dinoma rabi v astrofiziki, je predlagal \xc5\xa0klovski. Drugi izraz se najve\xc4\x8d rabi v radioastronomiji. V tradicionalnem opti\xc4\x8dnem daljnogledu je prostor med zvezdami in galaksijami, oziroma njihovo ozadje, \xc4\x8drno. V radijskem daljnogledu obstaja \xc5\xa1ibko sevanje ozadja, enako skoraj v vseh smereh, in ni povezano z nobeno zvezdo, galaksijo ali drugim telesom. Sevanje je najmo\xc4\x8dnej\xc5\xa1e v mikrovalovnem delu elektromagnetnega spektra. Odkritje prasevanja ameri\xc5\xa1kih radijskih astronomov Penziasa in Wilsona leta 1964 je predstavljalo vrhunec dela, za\xc4\x8detega v 40. letih 20. stoletja. Zanj so leta 1978 Penziasu in Wilsonu podelili polovico Nobelove nagrade za fiziko._NEWLINE_Prasevanje se lahko dobro opi\xc5\xa1e kot sevanje, ki je ostalo od zgodnje stopnje razvoja Vesolja, njegovo odkritje pa velja za temeljni preskus modela prapoka Vesolja. Ko je bilo Vesolje mlado, pred nastankom zvezd in planetov, je bilo manj\xc5\xa1e, dosti bolj vro\xc4\x8de in zapolnjeno z enakomernim sevanjem od svoje vro\xc4\x8de, bele megle vodikove plazme. Ko se je \xc5\xa1irilo, sta se plazma in sevanje hladila, in, ko se je shladilo dovolj, so lahko nastali stabilni atomi. Ti atomi niso mogli ve\xc4\x8d absorbirati toplotnega sevanja, Vesolje pa je postalo prosojno in ni bilo ve\xc4\x8d neprosojna megla. Od tedaj naprej se fotoni gibljejo, \xc4\x8deprav postajajo oslabeli z manj energije, saj zapolnjujejo vedno ve\xc4\x8dje Vesolje._NEWLINE_To\xc4\x8dne meritve prasevanja so za fizikalno kozmologijo zelo pomembne, saj mora vsak model Vesolja pojasniti to sevanje. Prasevanje ima toplotni spekter absolutno \xc4\x8drnega telesa pri temperaturi 2,7277 K, tako da je njegov vrh v mikrovalovnem delu s frekvenco 160,4 GHz, kar odgovarja valovni dol\xc5\xbeini 1,870 mm. To velja za spektralno gostoto sevanja na enoto frekvence po Planckovem zakonu. \xc4\x8ce se vzame gostota na enoto valovne dol\xc5\xbeine, bo po Wienovem zakonu vrh pri valovni dol\xc5\xbeini 1,062\xc2\xa0mm, kar odgovarja frekvenci 282,2\xc2\xa0GHz. Sevanje je skoraj, vendar ne popolnoma, enakomerno v vseh smereh, in ka\xc5\xbee zelo zna\xc4\x8dilen vzorec, enak dokaj enakomerno porazdeljenemu vro\xc4\x8demu, rde\xc4\x8demu plinu, \xc4\x8de bi se raz\xc5\xa1iril na sedanjo velikost Vesolja. Prostorski poten\xc4\x8dni spekter (kako velika razlika se zazna glede na to kako dale\xc4\x8d so obmo\xc4\x8dja na nebu) \xc5\xa1e posebej vsebuje majhne anizotropije ali nepravilnosti, ki se razlikujejo z velikostjo pregledanega obmo\xc4\x8dja. Izmerili so jih podrobno. Meritve se ujemajo s pri\xc4\x8dakovanim, \xc4\x8de bi se majhne toplotne spremembe, ki jih povzro\xc4\x8dajo kvantne fluktuacije snovi v zelo majhnem prostoru, raz\xc5\xa1irile na velikost opazljivega vesolja, ki se ga vidi danes. To je \xc5\xa1e vedno zelo dejavno podro\xc4\x8dje raziskovanj, kjer si znanstveniki \xc5\xbeelijo tako bolj\xc5\xa1e podatke (na primer vesoljski observatorij Planck) kot tudi bolj\xc5\xa1e razlage za\xc4\x8detnih pogojev metri\xc4\x8dnega \xc5\xa1irjenja prostora._NEWLINE_\xc4\x8ceprav lahko splo\xc5\xa1na oblika spektra absolutno \xc4\x8drnega telesa nastane z razli\xc4\x8dnimi procesi, lahko edino model prapoka pojasni fluktuacije. Zaradi tega imajo kozmologi model prapoka Vesolja za najbolj\xc5\xa1o razlago prasevanja.\n_START_SECTION_\nZna\xc4\x8dilnosti\n_START_PARAGRAPH_\nPrasevanje je izotropno do pribli\xc5\xbeno enega dela na 100.000. Koren kvadrata srednje vrednosti razlik je le 18 \xc2\xb5K. Vrednost je dobljena, ko so od\xc5\xa1teli dipolno anizotropijo, ki je posledica Dopplerjevega premika mikrovalovnega sevanja ozadja zaradi na\xc5\xa1e svojske hitrosti relativne glede na sogibajo\xc4\x8di vesoljski mirovni sistem. Ta zna\xc4\x8dilnost je v skladu z gibanjem Zemlje s hitrostjo pribli\xc5\xbeno 627\xc2\xa0km/s proti ozvezdju Device. In\xc5\xa1trument FIRAS na Nasinem satelitu Cosmic Background Explorer (COBE) je to\xc4\x8dno izmeril spekter mikrovalovnega ozadja. \xc4\x8clani projekta so primerjali izmerjeno prasevanje z notranjim referen\xc4\x8dnim \xc4\x8drnim telesom, spektra pa sta se ujemala do napake merjenja. Zaklju\xc4\x8dili so, da bi vsaka druga odstopanja od oblike za \xc4\x8drno telo, ki bi \xc5\xa1e vedno ostala nezaznavna v spektru prasevanja v obsegu valovnih dol\xc5\xbein od 0,5 do 5\xc2\xa0mm, morala imeti vrednost ute\xc5\xbeene kvadrati\xc4\x8dne sredine vsaj 50 delov na milijon (0,005\xc2\xa0%) najve\xc4\x8dje vrednosti prasevanja. Zaradi tega ta meritev spektra prasevanja predstavlja najbolj to\xc4\x8dno meritev spektra \xc4\x8drnega telesa v naravi._NEWLINE_Prasevanje je morda glavna napoved modela prapoka. Poleg tega inflacijska kozmologija predvideva, da se je po pribli\xc5\xbeno 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb3\xe2\x81\xb7 sekunde nastajajo\xc4\x8de Vesolje eksponentno raz\xc5\xa1irilo, kar je zgladilo skoraj vse nehomogenosti. Izjeme so nehomogenosti, ki so jih povzro\xc4\x8dile kvantne fluktuacije v inflatonskem polju. Temu je sledil zlom simetrije, vrsta faznega prehoda v katerem so \xc5\xa1tiri osnovne sile in osnovni delci dobili sedanjo obliko. Po 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb6 sekunde je bilo Vesolje sestavljeno iz vro\xc4\x8de plazme fotonov, elektronov in barionov. Fotoni so neprestano vzajemno reagirali s plazmo prek Thomsonovega sipanja. Ker se je Vesolje raz\xc5\xa1irilo, je adiabatna ohladitev povzro\xc4\x8dila ohladitev plazme, dokler se elektroni niso zdru\xc5\xbeili s protoni in tvorili vodikove atome. Pribli\xc5\xbeno na vsak deseti vodikov atom je nastal tudi helijev atom. Ta dogodek rekombinacije se je zgodil pri temperaturi pribli\xc5\xbeno 3000 K, ali, ko je bilo Vesolje staro pribli\xc5\xbeno 379.000 let. To odgovarja rde\xc4\x8demu premiku z = 1088. V tem trenutku so se fotoni razpr\xc5\xa1ili stran od sedaj elektri\xc4\x8dno nevtralnih atomov in se za\xc4\x8deli prosto gibati po prostoru, kar je povzro\xc4\x8dilo razklopitev snovi in sevanja._NEWLINE_Od tedaj se je barvna temperatura fotonov zmanj\xc5\xa1evala vse do 2,7277 K. Njihova temperatura se bo s \xc5\xa1irjenjem Vesolja \xc5\xa1e zmanj\xc5\xa1ala. Glede na model prapoka sevanje z neba, ki se ga meri danes, prihaja s sferne ploskve, imenovane ploskev zadnjega sipanja (LSS). To predstavlja zbirko peg v prostoru v katerih se je verjetno zgodil dogodek razklopitve, manj kot 400.000 let po prapoku, ter v \xc4\x8dasu, da so fotoni s te razdalje ravno dosegli opazovalce. Ocenjena starost Vesolja je 13,75 milijard let. Ker pa se je od tedaj Vesolje nadaljevalo \xc5\xa1iriti, je sogibajo\xc4\x8da razdalja od Zemlje do robu opazljivega vesolja vsaj 46,5 milijard svetlobnih let._NEWLINE_Teorija prapoka domneva, da prasevanje zapolnjuje vso opazljivo vesolje, in, da je ve\xc4\x8dina sevalne energije v Vesolju v prasevanju, kar pomeni pribli\xc5\xbeno 6\xc2\xa0\xc2\xb7\xc2\xa010\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb5 celotne gostote Vesolja. Fotonska gostota je 4,7\xc2\xa0\xc2\xb7\xc2\xa010\xe2\x81\xbb\xc2\xb3\xc2\xb9 kg/m\xc2\xb3, kriti\xc4\x8dna gostota pa 7,9\xc2\xa0\xc2\xb7\xc2\xa010\xe2\x81\xbb\xc2\xb2\xe2\x81\xb7 kg/m\xc2\xb3. Njuno razmerje je 5,9\xc2\xa0\xc2\xb7\xc2\xa010\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb5._NEWLINE_Dva velika uspeha teorije prapoka sta njena napoved skoraj popolnega spektra absolutno \xc4\x8drnega telesa zgodnjega Vesolja in njena podrobna napoved anizotropij v prasevanju. Vesoljsko plovilo Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) je od svoje izstrelitve 30. junija 2001 to\xc4\x8dno izmerilo te anizotropije po celem nebu vse do kotnih velikosti 0,2\xc2\xb0. Z njimi se lahko ocenijo parametri standardnega modela \xce\x9bCDM prapoka. Nekaj podatkov, kot je na primer oblika Vesolja, je mo\xc4\x8d pridobiti neposredno iz kozmi\xc4\x8dnega mikrovalovnega ozadja, drugi, kot je na primer Hubblova konstanta, pa niso omejeni, in jih je treba povzeti iz drugih meritev. Zadnja vrednost da rde\xc4\x8di premik galaksij (tolma\xc4\x8den kot recesivna hitrost) kot razmerje razdalj med njimi.\n_START_SECTION_\nZgodovina\n_START_PARAGRAPH_\nTolman je leta 1934 pokazal, da se sevanje \xc4\x8drnega telesa v raz\xc5\xa1irjajo\xc4\x8dem Vesolju ohlajuje, vendar ohranja svojo toplotno zna\xc4\x8dilnost in ostaja \xc4\x8drno telo, kar je zelo pomembna zna\xc4\x8dilnost prasevanja.\n_START_SECTION_\nNapoved\n_START_PARAGRAPH_\nPrasevanje so leta 1948 napovedali Gamow, Alpher in Herman na podlagi teorije vro\xc4\x8dega prapoka. Alpher in Herman sta lahko ocenila temperaturo prasevanja na 5\xc2\xa0K, \xc4\x8deprav sta dve leti kasneje vrednost popravila na 28\xc2\xa0K. Njuna visoka ocena temperature je bila posledica slabe Behrove ocene Hubblove konstante, ki je ni bilo mo\xc4\x8d ponoviti, in so jo kasneje za zgodnej\xc5\xa1o oceno opustili. Gamow je leta 1950 dal oceno 3\xc2\xa0K, leta 1953 7\xc2\xa0K in leta 1956 6\xc2\xa0K. \xc4\x8ceprav je za temperaturo Vesolja obstajalo ve\xc4\x8d predhodnih ocen, so imele dve pomanjkljivosti. Kot prvo, bile so meritve efektivne temperature Vesolja in niso upo\xc5\xa1tevale, da je bilo Vesolje zapolnjeno s toplotnim Planckovim spektrom. Kot drugo, bile so odvisne od posebne lege Zemlje na robu krajevne Galaksije in niso namigovale na to, da je sevanje izotropno. Ocene bi dale precej druga\xc4\x8dne napovedi, \xc4\x8de bi bila Zemlja kje drugje v Vesolju._NEWLINE_Alpherjev in Hermanov rezultat iz leta 1948 so obravnavali na mnogih fizikalnih sre\xc4\x8danjih do nekako leta 1955, ko sta oba zapustila Laboratorij za uporabno fiziko Univerze Johnsa Hopkinsa. Glavnina astronomske srenje se v tem \xc4\x8dasu ni ukvarjala s kozmologijo.\n_START_SECTION_\nPredzgodovina\n_START_PARAGRAPH_\nLe Roux z Radijskega observatorija Nan\xc3\xa7ay je leta 1955 med kartiranjem neba pri valovni dol\xc5\xbeini 33\xc2\xa0cm poro\xc4\x8dal o skoraj izotropnem sevanju ozadja s temperaturo 3 \xc2\xb1 2 K._NEWLINE_Istega leta je mladi podiplomski \xc5\xa1tudent radioastronom \xc5\xa0maonov v Observatoriju Pulkovo pod vodstvom radioastronomov Hajkina in Kajdanovskega opravil meritve radijskega sevanja iz vesolja pri valovni dol\xc5\xbeini 32\xc2\xa0cm in eksperimentalno odkril \xc5\xa1um mikrovalovnega sevanja. Meril je s pomo\xc4\x8djo rogaste antene, podobne tisti, ki sta jo kasneje uporabila Penzias in Wilson. Zelo pazljivo je izklju\xc4\x8dil vse motnje in interference. Tedaj \xc5\xa1e ni imel na voljo ob\xc4\x8dutljivih detektorjev, ki so jih kasneje uporabljali v ZDA. Rezultate njegovih meritev so objavili leta 1957 v njegovi kandidatski dizertaciji in v reviji \xd0\x9f\xd1\x80\xd0\xb8\xd0\xb1\xd0\xbe\xd1\x80\xd1\x8b \xd0\xb8 \xd1\x82\xd0\xb5\xd1\x85\xd0\xbd\xd0\xb8\xd0\xba\xd0\xb0 \xd1\x8d\xd0\xba\xd1\x81\xd0\xbf\xd0\xb5\xd1\x80\xd0\xb8\xd0\xbc\xd0\xb5\xd0\xbd\xd1\x82\xd0\xb0. Meritve so dale absolutno vrednost efektivne temperature radijskega sevanja ozadja 4 \xc2\xb1 3 K. \xc5\xa0maonov je podrobno pojasnil neodvisnost jakosti sevanja od smeri na nebu in od \xc4\x8dasa. Po zagovoru svoje doktorske dizertacije je o tem objavil \xc4\x8dlanek v neastronomski reviji \xd0\x9f\xd1\x80\xd0\xb8\xd0\xb1\xd0\xbe\xd1\x80\xd1\x8b \xd0\xb8 \xd1\x82\xd0\xb5\xd1\x85\xd0\xbd\xd0\xb8\xd0\xba\xd0\xb0 \xd1\x8d\xd0\xba\xd1\x81\xd0\xbf\xd0\xb5\xd1\x80\xd0\xb8\xd0\xbc\xd0\xb5\xd0\xbd\xd1\x82\xd0\xb0._NEWLINE_Manjkajo\xc4\x8di \xc4\x8dlen Le Rouxjevega dela in dela \xc5\xa0maonova je bil, da nista povezala svojih opazovanj s tem kar je predvidevala teorija prapoka leta 1948. Imela sta prave podatke, vendar nista imela teorije, ki bi jim dala smisel.\n_START_SECTION_\nOdkritje\n_START_PARAGRAPH_\nAlpherjevo in Hermanovo napoved je v zgodnjih 1960-ih ponovno navedel Zeldovi\xc4\x8d, v istem \xc4\x8dasu pa jo je neodvisno napovedal Dicke. Prvo objavljeno priznanje prasevanja kot zaznavnega pojava se je pojavilo pomladi 1964 v kratkem \xc4\x8dlanku astrofizikov Doro\xc5\xa1kevi\xc4\x8da in Novikova. Leta 1964 sta Wilkinson in Roll, Dickeova tovari\xc5\xa1a na Univerzi Princeton, za\xc4\x8dela izdelovati Dickeov radiometer za merjenje prasevanja. Dickeovo osnovno konstrukcijo radiometra so uporabili v najzgodnej\xc5\xa1ih preskusih prasevanja. Leta 1965 sta Penzias in Wilson na Crawford Hillu, lokaciji Bellovih laboratorijev blizu okraja Holmdel v New Jerseyju, zgradila Dickeov radiometer, ki sta ga hotela uporabiti za poskuse v radijski astronomiji in satelitski komunikaciji. Njun in\xc5\xa1trument, reflektorska rogasta antena, je imel prese\xc5\xbeek 3,5 \xc2\xb1 3 K temperature antene, ki ga nista znala pojasniti. Merila sta pri valovni dol\xc5\xbeini 73\xc2\xa0mm. Spekter prasevanja ima sicer po Wienovem zakonu vrh pri valovni dol\xc5\xbeini 1,062\xc2\xa0mm. Po prejetju telefonskega klica s Crawford Hilla, se je Dicke po\xc5\xa1alil: \xc2\xbbFantje, pobrali smo vso stavo.\xc2\xab Sre\xc4\x8danje med skupinama s Princetona in Crawford Hilla je ugotovilo, da je bil vzrok temperaturi antene res mikrovalovno ozadje. Penzias in Wilson sta za svoje odkritje leta 1978 prejela polovico Nobelove nagrade za fiziko._NEWLINE_Razlaga prasevanja je bila v 1960-ih sporno vpra\xc5\xa1anje za nekatere zagovornike teorije mirujo\xc4\x8dega stanja, ki so trdili, da je prasevanje posledica sipanja zvezdne svetlobe iz oddaljenih galaksij. S pomo\xc4\x8djo tega modela in na temelju raziskovanja zna\xc4\x8dilnosti ozkih absorbcijskih \xc4\x8drt v zvezdnih spektrih je McKellar leta 1941 zapisal: \xc2\xbbLahko izra\xc4\x8dunamo, da je rotacijska temperatura medzvezdnega prostora enaka 2 K.\xc2\xab McKellar je posku\xc5\xa1al izmeriti povpre\xc4\x8dno bolometri\xc4\x8dno temperaturo medzvezdne snovi. Meril je absorpcijo svetlobe z molekulami diciana (CN) z zvezde \xce\xbe Ka\xc4\x8denosca v medzvezdni snovi in opazil, da temne absorpcijske \xc4\x8drte niso le posledica rotacijskega stanja te molekule, ampak tudi vzbujenega stanja, in da razmerje jakosti \xc4\x8drt odgovarja temperaturi CN pribli\xc5\xbeno 2,3 K. V tem \xc4\x8dasu tega pojava niso znali pojasniti._NEWLINE_McKellar verjetno ni razmi\xc5\xa1ljal o kozmolo\xc5\xa1kih posledicah svojih meritev, vendar je bil njegov dose\xc5\xbeek izjemen in prefinjen. V 1970-ih je ve\xc4\x8dina za\xc4\x8dela sogla\xc5\xa1ati, da je kozmi\xc4\x8dno mikrovalovno ozadje ostanek prapoka. Temu je prispevalo dejstvo, da so nove meritve na razli\xc4\x8dnih frekvencah pokazale, da je spekter termi\xc4\x8den, spekter absolutno \xc4\x8drnega telesa, ki ga model mirujo\xc4\x8dega stanja ni znal pojasniti.\n_START_SECTION_\nRaziskovanje heterogenosti\n_START_PARAGRAPH_\nSachs in Wolfe sta leta 1966 teoreti\xc4\x8dno napovedala amplitude kolebanj mikrovalovnega ozadja, ki jih povzro\xc4\x8dajo razlike v gravitacijskem potencialu med opazovalci in povr\xc5\xa1ino zadnjega sipanja (Sachs-Wolfejev pojav). Rees in Sciama sta leta 1968 teoreti\xc4\x8dno napovedala amplitude kolebanj mikrovalovnega ozadja, ki jih povzro\xc4\x8dajo fotoni, ki pre\xc4\x8dkajo \xc4\x8dasovno odvisne potencialne jame. Harrison, Peebles, Yu in Zeldovi\xc4\x8d so spoznali, da bi moralo imeti zgodnje Vesolje nehomogenosti pri redih velikostih od 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb4 ali 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb5. Sjunjajev je kasneje izra\xc4\x8dunal opazljivo sled, ki bi jih te nehomogenosti imele na kozmi\xc4\x8dno mikrovalovno ozadje._NEWLINE_Nara\xc5\xa1\xc4\x8dajo\xc4\x8de ostre meje anizotropije kozmi\xc4\x8dnega mikrovalovnega ozadja so podali preskusi z zemeljskega povr\xc5\xa1ja v 1980-ih. 1. julija 1983 so v Sovjetski zvezi izstrelili satelit Prognoz-9 s sondo RELIKT-1, ki je odkrila vsaj zgornjo mejo anizotropije na velikih razdaljah. Sonda je med julijem 1983 in februarjem 1984 na dokaj izsrednem tiru (odzemlje 700.000\xc2\xa0km, naklon tira 65,5\xc2\xb0, obhodna doba pribli\xc5\xbeno 27 dni) naredila pribli\xc5\xbeno 15 milijonov posameznih meritev (od tega 10\xc2\xa0% blizu galakti\xc4\x8dnega ekvatorja) pri 37\xc2\xa0GHz s kotno lo\xc4\x8dljivostjo 5,5\xc2\xb0, ter temperaturno lo\xc4\x8dljivostjo 0,6 mK. Kasnej\xc5\xa1a analiza podatkov je razkrila tudi obliko spektra absolutno \xc4\x8drnega telesa in anizotropijo, podatke pa so objavili januarja 1992 na moskovskem astrofizikalnem seminarju. Preskus je pripravil In\xc5\xa1titut za vesoljske raziskave Sovjetske akademije znanosti, vodja projekta pa je bil Strukov._NEWLINE_Nasin satelit COBE, izstreljen 18. novembra 1989, je jasno zaznal primarno temperaturno anizotropijo z in\xc5\xa1trumentom DMR (Differential Microwave Radiometer). Izsledke njegovih meritev so objavili aprila 1992. \xc4\x8clana raziskovalne skupine, Mather in Smoot, sta za to odkritje leta 2006 prejela Nobelovo nagrado za fiziko. Odbor za izbiro Nobelovih nagrad je bil pri tem do sovjetskih raziskovalcev pristranski. K temu je verjetno, po besedah Strukova, pripomoglo tudi nezanimanje ruskih astrofizikov za podatke z RELIKTa-1._NEWLINE_V naslednjem desetletju je na podlagi uspeha satelita COBE ve\xc4\x8d preskusov s povr\xc5\xa1ja in z baloni merilo anizotropije kozmi\xc4\x8dnega mikrovalovnega ozadja na manj\xc5\xa1ih kotnih razdaljah. Glavni cilj teh poskusov je bilo merjenje velikosti prvega akusti\xc4\x8dnega vrha, ki ga COBE zaradi premajhne lo\xc4\x8dljivosti ni mogel zaznati. Ta vrh odgovarja gostotnim spremembam v zgodnjem Vesolju na velikih razdaljah, ki so jih povzro\xc4\x8dile gravitacijske nestabilnosti, kar je privedlo do akusti\xc4\x8dnih nihanj v plazmi. Prvi vrh anizotropije je nerazlo\xc4\x8dno zaznal MAT/TOCO leta 1996, rezultate pa sta potrdila preskusa BOOMERanG in MAXIMA v letih od 1997 do 1999. Te meritve so pokazala, da je oblika Vesolja pribli\xc5\xbeno ravna in ne ukrivljena. Izklju\xc4\x8dile so kozmi\xc4\x8dne strune kot glavno komponento nastanka oblike Vesolja in nakazale, da je model kozmi\xc4\x8dne inflacije prava teorija nastanka oblike._NEWLINE_Drugi vrh so nerazlo\xc4\x8dno odkrili z ve\xc4\x8d poskusi. WMAP ga je dokon\xc4\x8dno potrdil, nerazlo\xc4\x8dno pa je odkril tudi tretji vrh. Izvaja se ve\xc4\x8d poskusov za izbolj\xc5\xa1avo meritev polarizacije in mikrovalovnega ozadja na majhnih kotnih razdaljah. Med njimi so: DASI, WMAP, BOOMERanG, QUaD, Planck, Atacamski kozmolo\xc5\xa1ki daljnogled (ACT), Ju\xc5\xbenote\xc4\x8dajni daljnogled (SPT) in QUIET.\n_START_SECTION_\nPovezava s prapokom\n_START_PARAGRAPH_\nMeritve prasevanja so utrdile inflacijsko teorijo prapoka kot standardni model najzgodnej\xc5\xa1ih obdobij Vesolja. Ta teorija predvideva, da so za\xc4\x8detni pogoji Vesolja izvorno po naravi naklju\xc4\x8dni, in zanje v grobem velja Gaussova verjetnostna porazdelitev, ki v grafu prese\xc4\x8dno tvori zvonaste krivulje. Analiza te porazdelitve pri razli\xc4\x8dnih frekvencah da spektralno gostoto ali poten\xc4\x8dni spekter. Izra\xc4\x8dunali so poten\xc4\x8dni spekter teh kolebanj in ta se ujema z opazovanji, \xc4\x8deprav so nekatere opazljive spremenljivke, kot je na primer celotna amplituda kolebanj, ve\xc4\x8d ali manj poljubni parametri inflacijskega modela Vesolja. Zaradi tega morajo biti pomembna dejstva o nehomogenostih v Vesolju po naravi statisti\xc4\x8dna. To vodi do kozmi\xc4\x8dne variance, kjer se negotovosti v varianci kolebanj na velikih razdaljah, opa\xc5\xbeenih v Vesolju, te\xc5\xbeko to\xc4\x8dno primerjajo s teorijo. Model za predstavitev prvobitnih nehomogenosti rabi Gaussovo naklju\xc4\x8dno polje s skoraj skalirno invariantnostjo ali Harrison-Zeldovi\xc4\x8devim spektrom.\n_START_SECTION_\nPolarizacija\n_START_PARAGRAPH_\nPrasevanje je polarizirano na nivoju nekaj mikrokelvinov. Obstajata dve vrsti polarizacije, E-oblika in B-oblika. To je podobno kot v elektrostatiki, kjer ima elektri\xc4\x8dno polje (E-polje) izginjajo\xc4\x8di rotor, magnetno polje (B-polje) pa izginjajo\xc4\x8do divergenco. E-oblika izhaja naravno iz Thomsonovega sipanja v heterogeni plazmi. B-oblika, ki je \xc5\xa1e niso izmerili, in ima amplitudo verjetno pri vsaj 0,1 \xc2\xb5K, ne nastaja v sami plazmi. Ne povzro\xc4\x8dajo jo motnje standardnega skalarne vrste. Nastaja lahko z dvema mehanizmoma. Prvi je z gravitacijskim le\xc4\x8denjem E-oblike, kar so izmerili z Ju\xc5\xbenote\xc4\x8dajnim daljnogledom (SPT) leta 2013. Drugi pa izhaja iz kozmi\xc4\x8dne inflacije in jo dolo\xc4\x8da gostota prvotnega gravitacijskega valovanja. Zaznavanje B-oblike bo izredno te\xc5\xbeko, \xc5\xa1e posebej, ker je stopnja onesna\xc5\xbeenja ospredja neznana, in signal \xc5\xa1ibkega gravitacijskega le\xc4\x8denja me\xc5\xa1a relativno mo\xc4\x8dni signal E-oblike s signalom B-oblike._NEWLINE_Plovilo WMAP je mapiralo polarizacijo prasevanja \xc4\x8dez vso nebo, kar je razkrilo, da se je reionizacija v Vesolju za\xc4\x8dela prej, kot so mislili do tedaj. Z merjenjem polarizacije prasevanja je mo\xc4\x8d opazovati amplitudo kolebanj gostote v Vesolju, ki so spro\xc5\xbeile nastanek prvih galaksij.\n_START_SECTION_\nE-oblike\n_START_PARAGRAPH_\nPrve E-oblike so prvi\xc4\x8d videli decembra 2002 s 13-elementnim interferometrom DASI na Antarktiki. Opazovanja so trajala 2 leti in 271 dni z antenami FWHM s premerom 3.4\xc2\xb0. 22 dni podatkov so odrezali.\n_START_SECTION_\nB-oblike\n_START_PARAGRAPH_\nKozmologi predvidevajo dve vrsti B-oblik. Ena nastane med kozmi\xc4\x8dno inflacijo kmalu po prapoku, druga pa kasneje z gravitacijskim le\xc4\x8denjem.\n_START_SECTION_\nPrvotno gravitacijsko valovanje\n_START_PARAGRAPH_\nPrvotno gravitacijsko valovanje je gravitacijsko valovanje, ki se lahko opazuje v polarizaciji prasevanja in izvira iz zgodnjega Vesolja. Inflacijski modeli Vesolja predvidevajo, da tak\xc5\xa1no valovanje mora nastati. Njihovo zaznavanje tako podpira inflacijske modele, njihova jakost pa lahko potrdi ali zavr\xc5\xbee razli\xc4\x8dne inflacijske modele. Pomeni rezultat treh stvari: inflacijsko metri\xc4\x8dno \xc5\xa1irjenje samega prostora, ponovnega segretja po inflaciji in turbulentno teko\xc4\x8dinsko me\xc5\xa1anje snovi in sevanja._NEWLINE_17. marca 2014 so objavili, da je in\xc5\xa1turment BICEP2 zaznal prvo vrsto B-oblik, ki je v skladu z inflacijo in gravitacijskim valovanjem v zgodnjem Vesolju na nivoju r = 0,20+0,07_NEWLINE_\xe2\x88\x920,05, kar je koli\xc4\x8dina mo\xc4\x8di navzo\xc4\x8da v gravitacijskem valovanju v primerjavi s koli\xc4\x8dino mo\xc4\x8di v drugih motnjah skalarne gostote v zelo zgodnjem Vesolju. \xc4\x8ce bo to potrjeno, bo lahko dalo mo\xc4\x8dan dokaz za kozmi\xc4\x8dno inflacijo in prapok. 19. junija 2014 pa so sporo\xc4\x8dili precej manj\xc5\xa1e zaupanje pri potrditvi iskanja in 19. septembra 2014 nove rezultate plovila Planck, ki so kazali da se rezultate BICEP2 lahko v celoti pripi\xc5\xa1e kozmi\xc4\x8dnemu prahu.\n_START_SECTION_\nGravitcijsko le\xc4\x8denje\n_START_PARAGRAPH_\nDrugo vrsto B-oblike so odkrili decembra 2013 z Ju\xc5\xbenote\xc4\x8dajnim daljnogledom (SPT) s pomo\xc4\x8djo Herschelovega vesoljskega observatorija. To odkritje bo mogo\xc4\x8de pomagalo preskusiti teorije o izvoru Vesolja. Znanstveniki uporabljajo podatke z Esinega plovila Planck za bolj\xc5\xa1e razumevanje tega valovanja._NEWLINE_Oktobra 2014 so objavili meritve polarizacije B-oblike pri 150\xc2\xa0GHz poskusa POLARBEAR v \xc4\x8dilenski pu\xc5\xa1\xc4\x8davi Atacama na radijskem Daljnogledu Huan Tran (HTT). V primerjavi z BICEP2 se POLARBEAR osredoto\xc4\x8da na manj\xc5\xa1i predel neba in je manj dovzeten za vplive prahu. Skupina je poro\xc4\x8dala, da ima izmerjena polarizacija B-oblike kozmolo\xc5\xa1ki izvor in ni le posledica prahu s stopnjo zaupanja 97,2\xc2\xa0%.\n_START_SECTION_\nOpazovanja mikrovalovnega ozadja\n_START_PARAGRAPH_\nPo odkritju prasevanja so izvedli mnogo poskusov merjenja in opisovanja zna\xc4\x8dilnosti sevanja. Najbolj znan je verjetno Nasin satelit Cosmic Background Explorer (COBE), ki je delovcal v letih med 1989 in 1996, in, ki je zaznal in dolo\xc4\x8dil anizotropije na velikih razdaljah v okviru svojih zmogljivosti. Zaradi rezultatov zelo izotropnega in homogenega ozadja satelita COBE so v naslednjem desetletju izvedli vrsto poskusov iz balonov in s povr\xc5\xa1ja, da bi dolo\xc4\x8dili anizotropije na manj\xc5\xa1ih kotnih razdaljah. Glavni cilj teh poskusov je bilo merjenje kotne velikosti prvega akusti\xc4\x8dnega vrha, za katerega COBE ni imel dovolj zmogljive lo\xc4\x8dljivosti. Meritve so kot glavno teorijo nastanka oblike Vesolja izklju\xc4\x8dile kozmi\xc4\x8dne strune in za to potrdile model kozmi\xc4\x8dne inflacije. V 1990-tih so prvi vrh izmerili s povi\xc5\xa1ano ob\xc4\x8dutljivostjo, leta 2000 pa je BOOMERanG experiment pokazal, da najvi\xc5\xa1ja poten\xc4\x8dna kolebanja nastopijo pri velikostih pribli\xc5\xbeno 1 stopinje. Skupaj z drugimi kozmolo\xc5\xa1kimi podatki so ti rezultati nakazovali, da je geometrija Vesolja ravna. Z ve\xc4\x8d interferometri s povr\xc5\xa1ja so v naslednjih treh letih izmerili kolebanja z ve\xc4\x8djo to\xc4\x8dnostjo. Med te meritve spadajo: Very Small Array, Degree Angular Scale Interferometer (DASI) in Cosmic Background Imager (CBI). DASI je prvi zaznal polarizacijo prasevanja,  CBI pa je podal prvi polarizacijski spekter E-oblike in trden dokaz, da je zunaj faze s spektrom T-oblike._NEWLINE_Junija 2001 je NASA izstrelila drugi satelit za merjenje prasevanja Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) s katerim se je namenila izvesti veliko to\xc4\x8dnej\xc5\xa1e meritve anizotropij na velikih razdaljah \xc4\x8dez vso nebo. Na WMAp so uporabili hitro mnogomodulirane snemalne, hitro prekinjevalne radiometre, da bi zmanj\xc5\xa1ali signalni \xc5\xa1um, ki ni prihajal z neba. Prvi rezultati s te odprave, razkriti leta 2003, so bile podrobne meritve kotnega poten\xc4\x8dnega spektra pri manj\xc5\xa1ih kotnih razdaljah, ki so zgo\xc5\xa1\xc4\x8deno vsebovale razli\xc4\x8dne kozmolo\xc5\xa1ke parametre. Rezultati se na \xc5\xa1iroko ujemajo s tistimi, ki jih predvideva model kozmi\xc4\x8dne inflacije, ter ve\xc4\x8d drugih konkurentnih teorij. Na voljo so v podrobnosti pri Nasini podatkovni bazi za prasevanje. \xc4\x8ceprav je WMAP zagotovil zelo to\xc4\x8dne meritve kolebanj v prasevanju na velikih razdaljah (strukture velike kot Luna na nebu), ni imel kotne lo\xc4\x8dljivosti za merjenje kolebanj na manj\xc5\xa1ih razdaljah, ki so jih opazovali s prej\xc5\xa1njimi interferometri s povr\xc5\xa1ja._NEWLINE_Esin vesoljski observatorij Planck je tretja vesoljska odprava, izstreljena maja 2009, in trenutno izvaja \xc5\xa1e to\xc4\x8dnej\xc5\xa1a merjenja. Na plovilu Planck so name\xc5\xa1\xc4\x8deni radiometri HEMT in bolometri\xc4\x8dna tehnologija. Z njim bodo merili prasevanje na manj\xc5\xa1ih razdaljah kot WMAP. Njegove detektorje so preskusili na Antartiki z Daljnogledom Viper kot eksperiment ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), s katerim so izvedli najto\xc4\x8dnej\xc5\xa1e meritve do sedaj na majhnih kotnih razdaljah, ter z balonskim daljnogledom Archeops._NEWLINE_Dodatni in\xc5\xa1trumenti s povr\xc5\xa1ja, kot so: Ju\xc5\xbenote\xc4\x8dajni daljnogled (SPT) na Antarktiki in predlagani Projekt Clover, Atacamski kozmolo\xc5\xa1ki daljnogled (ACT) in QUIET v \xc4\x8cilu bodo dali nove podatke, ki niso na voljo iz opazovanj s satelitov, morda tudi o polarizaciji B-oblike.\n_START_SECTION_\nPrihodnje raziskave\n_START_PARAGRAPH_\nZ raziskovanji so dognali, da je spekter sevanja ozadja zelo blizu spektru \xc4\x8drnega telesa. Ni ve\xc4\x8d mogo\xc4\x8de obravnavati Vesolja z zelo vro\xc4\x8do medgalakti\xc4\x8dno snovjo ali upo\xc5\xa1tevati, da so imele hidrodinami\xc4\x8dne sile veliko vlogo pri oblikovanju zgradbe Vesolja na velikih razse\xc5\xbenostih. Tudi neravnovesni energijski dogodki v zgodnjem Vesolju pri rde\xc4\x8dih premikih z < 107 so malo verjetni. To je na nek na\xc4\x8din nesre\xc4\x8dni slu\xc4\x8daj, saj toplotno ravnovesje vsebuje najmnanj informacij - vsi preostanki dogodkov v Vesolju pred z ~ 107 so se toplotno spremenili v ni\xc4\x8d, oziroma to\xc4\x8dneje re\xc4\x8deno, v eno \xc5\xa1tevilo - temperaturo. Trenutno tega \xc5\xa1tevila ne znamo pojasniti, razen da ga v grobem primerjamo s \xc5\xa1tevilom barionov, ki ga je opazovalno te\xc5\xbeko dolo\xc4\x8diti.\n_START_SECTION_\nKr\xc4\x8denje in analiza podatkov\n_START_PARAGRAPH_\nSurovi podatki o prasevanju, ki prihajajo s satelitov (npr. z WMAP), vsebujejo vplive ospredja, ki popolnoma zakrivajo zgradbo prasevanja na malih razdaljah. Zgradba na malih razdaljah je vlo\xc5\xbeena v surove podatke o prasevanju, vendar je premajhna, da bi se jo videlo na teh razdaljah. Najvidnej\xc5\xa1i vpliv ospredja je dipolna anizotropija, ki jo povzro\xc4\x8da gibanje Sonca relativno na ozadje prasevanja. Dipolno anizotropijo in druge, zaradi Zemljinega letnega gibanja relativno glede na Sonce, ter \xc5\xa1tevilne mikrovalovne vire v galakti\xc4\x8dni ravnini in drugod je treba od\xc5\xa1teti, da se dobijo izjemno majhne razlike, ki ozna\xc4\x8dujejo zgradbo ozadja prasevanja na malih razdaljah._NEWLINE_Podrobna analiza podatkov o prasevanju za izdelavo kart, kotnega poten\xc4\x8dnega spektra in ne nazadnje kozmolo\xc5\xa1kih parametrov je zapleten, ra\xc4\x8dunsko te\xc5\xbeek problem. \xc4\x8ceprav je ra\xc4\x8dunanje poten\xc4\x8dnega spektra iz karte na\xc4\x8deloma preprosta Fourierova transformacija, je razstavljanje karte neba v sferne harmoni\xc4\x8dne funkcije prakti\xc4\x8dno te\xc5\xbeko zaradi upo\xc5\xa1tevanja vplivov \xc5\xa1uma in virov ospredja. V ospredju \xc5\xa1e posebej prevladujejo galakti\xc4\x8dna sevanja, kot so: zavorno sevanje, sinhrotronsko sevanje in prah, ki oddajajo \xc5\xbearke v mikrovalovnem obmo\xc4\x8dju. Obris na\xc5\xa1e Galaksije je dejansko treba odstraniti, kar da karto prasevanja, ki ne poteka \xc4\x8dez vse nebo. Poleg tega to\xc4\x8dkovni viri, kot so galaksije in jate, predstavljajo dodatne vire ospredja, ki jih je treba odstraniti, da ne bi popa\xc4\x8dili poten\xc4\x8dni spekter zgradbe prasevanja na malih razdaljah._NEWLINE_Povezanost ve\xc4\x8d kozmolo\xc5\xa1kih parametrov je mo\xc4\x8d pridobiti iz njihovih vplivov na poten\xc4\x8dni spekter, rezultati pa se velikokrat izra\xc4\x8dunajo s pomo\xc4\x8djo vzor\xc4\x8dnih tehnik, kot so algoritmi markovskih verig Monte Carlo (MCMC).\n_START_SECTION_\nDipolna anizotropija\n_START_PARAGRAPH_\nIz podatkov o prasevanju je razvidno, da se na\xc5\xa1a Krajevna skupina galaksij (galakti\xc4\x8dna skupina, ki vsebuje Oson\xc4\x8dje z na\xc5\xa1o Galaksijo) giba s hitrostjo 627 \xc2\xb1 22\xc2\xa0km/s relativno glede na referen\xc4\x8dni sistem kozmi\xc4\x8dnega mikrovalovnega ozadja (imenovan tudi mirovni sistem kozmi\xc4\x8dnega mikrovalovnega ozadja, ali referen\xc4\x8dni sistem, v katerem ni gibanja \xc4\x8dez kozmi\xc4\x8dno mikrovalovno ozadje) v smeri galakti\xc4\x8dne dol\xc5\xbeine l = 276 \xc2\xb1 3\xc2\xb0, b = 30 \xc2\xb1 3\xc2\xb0. To gibanje povzro\xc4\x8da anizotropijo podatkov (prasevanje v smeri gibanja je rahlo toplej\xc5\xa1e kot v nasprotni smeri). Obi\xc4\x8dajna razlaga te temperaturne razlike sta preprosta hitrostna rde\xc4\x8di in modri premik zaradi gibanja glede na prasevanje. Tudi nekateri drugi kozmolo\xc5\xa1ki modeli lahko pojasnijo del opazovane dipolne temperaturne porazdelitve v prasevanju.\n_START_SECTION_\nSlabi mnogopoli in druge nepravilnosti\n_START_PARAGRAPH_\nS podatki z nara\xc5\xa1\xc4\x8dajo\xc4\x8do to\xc4\x8dnostjo, ki jih je posredoval WMAP, se je pojavilo ve\xc4\x8d trditev, da ima prasevanje nepravilnosti, kot so: anizotropije na zelo velikih razdaljah, nepravilne usmerjenosti in negaussovske porazdelitve. Najdlje traja spor o nizkem-l mnogopolu. Tudi v karti COBE so opazili, da ima kvadrupol (sferna harmoni\xc4\x8dna funkcija l = 2) nizko amplitudo v primerjavi z napovedmi prapoka. Nekateri opazovalci so poudarili, da anizotropije v podatkih z WMAP niso v skladu s sliko prapoka. Kvadrupolni in oktopolni (l = 3) na\xc4\x8din imata \xc5\xa1e posebej nepojasnjeno medsebojno usmeritev in usmeritev glede na eklipti\xc4\x8dno ravnino, kar v\xc4\x8dasih imenujejo os zla. Ve\xc4\x8d skupin je predlagalo, da je lahko to znak nove fizike na najve\xc4\x8djih opazljivih razdaljah, druge skupine pa sumijo sistematske napake v podatkih. Zaradi vplivov ospredja in problema kozmi\xc4\x8dne variance najve\xc4\x8dje oblike ne bodo nikoli tako dobro izmerjene kot oblike na manj\xc5\xa1ih kotnih razdaljah. Analize so izvedli na dveh kartah, kjer so na najbolj\xc5\xa1i mo\xc5\xbeni na\xc4\x8din odstranili vplive ospredja: na karti sodelovanja WMAP z \xc2\xbbnotranjo linearno kombinacijo\xc2\xab\xc2\xa0in na podobni karti, ki so jo pripravili Tegmark in drugi. Kasnej\xc5\xa1e analize so pokazale, da so te oblike najbolj sprejemljive za vplive ospredja iz sinhrotronskega sevanja, prahu in zavornega sevanja, ter iz eksperimentalne negotovosti v mnogopolu in dipolu. Polna Bayesova analiza poten\xc4\x8dnega spektra WMAP poka\xc5\xbee, da je kvadrupolna napoved kozmologije \xce\x9bCDM v skladu s podatki do 10\xc2\xa0%, in, da je opazljivi oktopol zanemarljiv. Skrbno upo\xc5\xa1tevanje postopka za odstranitev vplivov ospredja iz cele karte neba \xc5\xa1e naprej zmanj\xc5\xa1a vpliv usmeritve za pribli\xc5\xbeno 5\xc2\xa0%.'