Dette er lidt gammelt, men jeg har læst lidt om CMB og snuble over dette spørgsmål. Hvis du går tilbage til den oprindelige opdagelse af CMB, pegede de dybest set deres antenne mod himlen og målte mikrobølgesignalet. De fandt en, der var "isotrop, upolariseret og fri for sæsonvariation" efter at have kørt antennen fra juli 1964 til april 1965. For at kalibrere instrumentet havde de en flydende heliumafkølet reference, som de kunne skifte til det modtagende kredsløb. At blokere CMB-signalet ville være svært, fordi det er på 2,7 K, og mest alt hvad du ville blokere det med ville være en større kilde (dvs. varmere). I stedet brugte de en flydende He-referencekilde som kalibrering og tegnede sig derefter for alle andre kilder til mikrobølgesignal. Den største "anden" kilde var at kigge gennem atmosfæren. Du kan læse om dette her: http://adsbit.harvard.edu/full/seri/ApJ../0142//0000420.000.html https://www.wmrc.edu /resources/docs/ch1.pdf

For virkelig at se, hvad de gjorde, skal du læse mere om denne antenne, og der er referencer i papiret. Den oprindelige publikation er kun et brev, så det er kortfattet og refererer til tidligere resultater i stedet for at tilbyde en detaljeret beskrivelse.

... men hvis du er i kredsløb, er det lettere at gøre noget koldt. For FIRAS på COBE havde de faktisk en enhed kaldet XCAL (ekstern kalibrator, antager jeg), der passer ind i CMB-modtageantennen som en trompetstum. Det ser ud til, at de holdt det på 2,7K og brugte det til at kalibrere ved at flytte det ind og ud af det mikrobølgeoptagende horn. Det er ret tæt på at blokere målesignalet. Her er referencen: https://www.researchgate.net/publication/2669262_Calibration_of_the_COBE_FIRAS_instrument

Jeg synes, det er et godt spørgsmål, der ikke nødvendigvis tvivler på de eksperimentelle resultater, men spørger, om der kan foretages en simpel fornuftskontrol, som man ville gøre med andre former for målinger med CMB.

Det er virkelig svært. For lys kan du vippe enhver blokker i praktisk størrelse foran, selv din hånd for små blænder. Men til denne test bliver du nødt til at bølge noget koldere end CMB, som kun er ca. 2,73 grader over absolut nul. Den særlige test ville være hård.

Du kunne køle noget til 4K med kogende flydende helium i 1 atmosfære, så hold det foran og se en ensartet temperatur vises, og det sandsynligvis blev udført i testfasen, før satellitter blev lanceret.

CMB har dog både grov og fin struktur, og man kan således pege detektoren til forskellige steder og se forskellige mønstre. På den roterende jord bliver du nødt til at bevæge detektoren for at se det samme mønster. Mønsteret korrelerer kun med retningen i forhold til himmelsfæren, ikke med hensyn til teleskopet eller Jorden.

Det er ikke den samme test som at blokere blændeåbningen og se signalet forsvinde, men det er en stærk sag.

note: nuværende CMB-billeddannelse er udført med billedteleskoper som f.eks. Sydpolsteleskopet (se @ zephyrs svar), i modsætning til de tidlige målinger, der blev udført ved at måle et par punkter ad gangen (pr. bølgelængdebånd), for eksempel COBE, WMAP og PLANCK.

Det er blevet testet som fra himlen ved at blokere signalet fra alle andre retninger end det, der måles, ved at sammenligne retningsresultater og ved at triangulere output fra forskellige modtagere. Når du tester et retningssignal, blokerer det i realiteten at ændre retning af modtageren signalet fra hele himlen undtagen en blænde. De sammenligner derefter 1,5 års resultater.

Forskellige observationer har korreleret de samme mønstre i de samme zoner på himlen, så det er det samme som at pege to kameraer på det samme objekt og stille spørgsmålstegn ved, om objektet findes, eller om det er en artefakt af kameraet.

hvad der er interessant er at spekulere på, hvordan havet er, hvis vores egen CMB kun er et atom i havet.

Modtagerudstyret var også omhyggeligt kalibreret ved hjælp af denne form for terminologi: Planck 2015 resultater. V. LFI-kalibrering (150 yderligere forfattere vises ikke) Vi præsenterer en beskrivelse af rørledningen, der bruges til at kalibrere Planck Low Frequency Instrument (LFI) tidslinjer til termodynamiske temperaturer til Planck 2015-datafrigivelse, der dækker fire års uafbrudt drift. Som i 2013-datafrigivelsen tilvejebringes vores kalibrator af den spin-synkrone modulering af den kosmiske mikrobølgebaggrundsdipol, men vi bruger nu orbitalkomponenten i stedet for at vedtage Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) soldipol. Dette gør det muligt for vores LFI-analyse i 2015 at give et uafhængigt soldipolestimat, som er i god overensstemmelse med HFI og inden for 1σ (0,3% i amplitude) af WMAP-værdien. Dette 0,3% skift i peak-to-peak dipol temperatur fra WMAP og en global revision af den iterative kalibreringskode øger det samlede niveau af LFI-kortene med 0,45% (30 GHz), 0,64% (44 GHz) og 0,82% (70 GHz) i temperatur i forhold til Planck-datafrigivelsen fra 2013, hvilket reducerer uoverensstemmelsen med effektspektret målt ved WMAP. Vi estimerer, at LFI-kalibreringsusikkerheden nu ligger på niveauet 0,20% for 70 GHz-kortet, 0,26% for 44 GHz-kortet og 0,35% for 30 GHz-kortet. Vi giver en detaljeret beskrivelse af virkningen af ​​alle de ændringer, der er implementeret i kalibreringen siden den foregående dataudgivelse.

COBE, WMAP og Planck er alle rumfartøjer, der har målt den samme kosmiske mikrobølgebaggrund (mere og mere detaljeret) fra uden for jordens atmosfære. Den samme baggrund findes med lignende anisotropier fra forskellige rumfartøjer ved hjælp af forskellige teleskoper, detektorer og analyseteknikker for at fjerne ikke-kosmologiske kilder.