تابش زمینه کیهانی

در کیهان شناسی تابش زمینهٔ کیهانی (به انگلیسی: Cosmic Microwave Background radiation یا به اختصار CMB) تابشی الکترومغناطیسی است که سراسر کیهان را پوشانده است. این تابش، طیف جسم سیاهی با دمای ۲٫۷۲۶ کلوین دارد. بنابراین بیشینهٔ این تابش در محدودهٔ ریزموج با بسامد ۱۶۰GHz و طول موج ۱٫۹mm است. کیهان شناسان تابش زمینهٔ کیهانی را بهترین شاهد برای نظریهٔ مهبانگ می دانند.
حرکت زمین. ساده ترین دلیل ناهمسانگردی انتقال دوپلر ناشی از حرکت ناظر نسبت به چارچوب مرجع تابش است. چون زمین و سامانه خورشیدی با سرعت ۳۷۰ کیلومتر بر ثانیه (۰٫۱۲ درصد سرعت نور) به سمت صورت فلکی دوشیزه حرکت می کنند، تغییر بسیار کمی در دما (حدود ۱٫۲ در هزار) در دو نقطه مقابل هم در آسمان به وجود می آید.
افت وخیزهای ذاتی در دمای تابش نخستین. این افت وخیزها به این خاطر هستند که در لحظهٔ بازترکیب، چگالی تابش در نقاط مختلف فضا همگن نبوده است.
اثر سَکس-وُلف و اثر سَکس-ولف پیوسته. این افت وخیزها به خاطر همگن نبودن پتانسیل گرانشی در لحظهٔ بازترکیب و در مسیر رسیدن تابش به ناظر هستند.
اثر سونیا اِف-زلدوویچ. فوتون های تابش زمینهٔ کیهانی در مسیر خود ممکن است از نواحی بزرگی شامل گازهای بسیار داغ بگذرند. این فوتون ها در این نواحی از الکترون های بسیار پرانرژی پراکنده می شوند و از آن ها انرژی می گیرند. این پدیده طیف جسم سیاه را برهم می زند.
و درباره اش گفت: «... با دمای واقعی فضای میان ستاره ای همخوانی قابل قبولی دارد.» ولی به تابش زمینه اشاره ای نکرد.
در ۱۹۴۸ جرج گاموف (به انگلیسی: George Gamov) تابش زمینهٔ کیهانی را پیش گویی کرده، و دمای آن را برابر ۵ کلوین تخمین زد.
این تابش را نخستین بار در سال ۱۹۶۵ آرنو پنزیاس (به انگلیسی: Arno Penzias) و رابرت ویلسون (به انگلیسی: Robert Woodrow Wilson)، اخترشناسان آمریکایی، در آزمایشگاه بل به طور تصادفی کشف کردند. در خلال سال های ۱۹۶۴ تا ۱۹۶۵ پنزیاس و ویلسون دما را حدود ۳ کلوین تخمین زدند. آن ها به خاطر این کشف جایزهٔ نوبل سال ۱۹۷۸ را از آن خود کردند.