極小數組，即極小陣列（Very Small Array），是由14個電波天線元件組成的干涉儀，使用在26至35GHz之間的頻率進行宇宙微波背景輻射的研究。它是由劍橋大學、曼徹斯特大學、和Instituto de Astrofisica de Canarias（特內利非島）共同合作，設定在特內利非的del Teide天文台。這個陣列由卡文迪許天文物理組的馬德拉電波天文台和焦德雷班克天文台建造，經費則來自粒子物理學和天文學研究委員會（PPARC，現在的科技設施委員會）。設計上則是依據宇宙各項異性望遠鏡強化的
這架望遠鏡已參考其他參與CMB實驗的望遠鏡，包括以氣球為基礎的BOOMERanG和MAXIMA，還有地基的DASI和CBI。
基本介紹
- 中文名：極小數組
- 外文名：Very Small Array
- 別稱：極小陣列
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設計
這架望遠鏡包含14個元件（可以駔合成91條基線），每個都有一個號角型反射天線將天文物理上的訊號聚焦至個別的接收機（以NRAO的設計為基礎，整個系統的溫度在25K，主體溫度12K的假晶HFET放大器）。分離的元件使用關聯器結合在一起，構成一個孔徑合成陣列，這些元件被安裝在一個傾斜的平台上，並且可以追蹤地平高度在35度以上的天體。
這些望遠鏡可以組合成三種不同的結構－"緊密"、"擴張"和"非常擴張"，它們的不同在於各元件之間的距離（緊密和擴張之間相差了2.25倍）和天線的尺寸。緊密陣列的天線直徑是143mm，而擴張陣列的天線直徑是322mm。這意味著緊密陣列的主射束是4.5度，解析力為30弧分（多極性在100至800），而擴張陣列的主束是2度，解析力是12弧分，可以觀測的多極性在250至1500，擴張陣列的靈敏度也是緊密陣列的5倍。非常擴張陣列可以量測高達3000的多極性，並且天線的直徑相當於550mm的鏡面，前置末端放大器的功能也相對的被提升。
這架望遠鏡的操作頻率在26至36GHz，頻寬為1.5GHz，意味著這架望遠鏡可以進行不同頻率的觀測工作。
它也包含一架3.7米的電波望遠鏡，工作的頻率是30GHz，它是專門用來監測前景的來源。這些來源扣除碟形天線已經升級得比第一套更準確，可以監測比以前更微弱的信號進行觀測。
無論是來源扣除碟形天線和極小陣列本身，這兩者都有大型的金屬接地遮罩圍繞著。
當極小陣列做為干涉儀時，它可以直接測量宇宙微波背景輻射的角能譜，而不必先建構一張全天空的圖。
成果
使用極小陣列觀測的都是儘可能明亮的電波源和大型群極的場所（後者可以避免SZ效應），以及避免來自銀河系排放的污染。出現在極小陣列視場的點電波源會使用15GHz的賴爾望遠鏡觀測，然後在極小陣列觀測時會從極小陣列監視的電波來源中扣除。
宇宙微波背景
宇宙微波背景（英語：Cosmic Microwave Background，簡稱CMB，又稱3K背景輻射）是宇宙學中“大爆炸”遺留下來的熱輻射。在早期的文獻中，“宇宙微波背景”稱為“宇宙微波背景輻射”（CMBR）或“遺留輻射”，是一種充滿整個宇宙的電磁輻射。特徵和絕對溫標2.725K的黑體輻射相同。頻率屬於微波範圍。宇宙微波背景是宇宙背景輻射之一，為觀測宇宙學的基礎，因其為宇宙中最古老的光，可追溯至再複合時期。利用傳統的光學望遠鏡，恆星和星系之間的空間（背景）是一片漆黑。然而，利用靈敏的輻射望遠鏡可發現微弱的背景輝光，且在各個方向上幾乎一模一樣，與任何恆星，星系或其他對象都毫無關係。這種光的電磁波譜在微波區域最強。1964年美國射電天文學家阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜偶然發現宇宙微波背景，這一發現是基於於1940年代開始的研究，並於1978年獲得諾貝爾獎。
- “宇宙微波背景是我們宇宙中最古老的光，當宇宙剛剛38萬歲時刻在天空上。它顯示出微小的溫度漲落，對應著局部密度的細微差異，代表著所有未來的結構，是當今的恆星與星系的種子”
宇宙微波背景很好地解釋了宇宙早期發展所遺留下來的輻射，它的發現被認為是一個檢測大爆炸宇宙模型的里程碑。宇宙在年輕時期，恆星和行星尚未形成之前，含有緻密，高溫，充滿著白熱化的氫氣雲霧電漿。電漿與輻射充滿著整個宇宙，隨著宇宙的膨脹而逐漸冷卻。當宇宙冷卻到某個溫度時，質子和電子結合形成中性原子。這些原子不再吸收熱輻射，因此宇宙逐漸明朗，不再是不透明的雲霧。宇宙學家提出中性原子在“再複合”時期形成，緊接在“光子脫耦”之後，即光子開始自由穿越整個空間，而非在電子與質子所組成的電漿中緊密的碰撞。光子在脫耦之後開始傳播，但由於空間膨脹，導致波長隨著時間的推移而增加（根據普朗克定律，波長與能量成反比），光線越來越微弱，能量也較低。這就是別稱“遺留輻射”的來源。“最後散射面”是指我們由光子脫耦時的放射源接收到光子的來源點在空間中的集合。
因為任何建議的宇宙模型都必須解釋這種輻射，因此宇宙微波背景是精確測量宇宙學的關鍵。宇宙微波背景在黑體輻射光譜的溫度為2.72548±0.00057K。光譜輻射dEν/dν的峰值為60.2GHz，在微波頻率的範圍內。（若光譜輻射的定義為dEλ/dλ，則峰值波長為1.063毫米。）
該光輝在所有方向中幾乎一致，但細微的殘留變化展現出各向異性，與預期的一樣，分布相當均勻的熾熱氣體已經擴大到目前的宇宙大小。特別的是，在天空中不同角度的光譜輻射包含相同的各向異性，或不規則性，隨區域大小變化。它們已被詳細測量，若有因物質在極小空間的量子攝動而起的微小溫度變化，且膨脹到今日可觀測的宇宙大小，應該會與之吻合。這是一個非常活躍的研究領域，科學家同時尋求更好的數據（例如，普郎克衛星）和更好的宇宙膨脹初始條件。雖然許多不同的過程都可產生黑體輻射的一般形式，但沒有比大爆炸模型更能解釋漲落。因此，大多數宇宙學家認為，宇宙大爆炸模型最能解釋宇宙微波背景。
在整個可視宇宙中有高度的一致性，黯淡卻已測得的各向異性非常廣泛的支持大爆炸模型，尤其是ΛCDM模型。此外，威爾金森微波各向異性探測器及宇宙泛星系偏振背景成像實驗觀測相距大於再複合時期之宇宙視界角尺度上漲落間的相關性。此相關可能為非因果的微調，或因宇宙暴脹產生。
