1941-yilda yorug‘lik yutilishi bo‘yicha Ilonboqar ξ yulduzidan kelayotgan nurga CN molekulalarining ta’sirini yulduzlararo muhitda, o‘rgangan Endryu Makkellar shuni aniqladiki, yutilish chiziqlari nafaqat bu molekulaning asosiy aylanish holatida, balki qo‘zg‘algan holatida ham kuzatilgan. Chiziqlar intensivliklari nisbati CN ning ~2,3 K haroratiga mos kelgan. O‘sha davrda bu hodisa izohlanmagan, issiq Koinot nazariyasi hali yaratilmagan edi.

Faqat relikt nurlanish kashf etilganidan keyin, 1966-yildan boshlab, I. S. Shklovskiy, J. Fild, J. Xitchkok, P. Tadeush va J. Volfning ishlari chop etildi. Ularda Ilonboqar ξ yulduzi va boshqa yulduzlar spektrida kuzatilgan yulduzlararo sian molekulalarining aylanish holatidagi qo‘zg‘alishi relikt nurlanish ta’sirida yuzaga kelishi ko‘rsatildi. Demak, relikt nurlanishning bilvosita namoyon bo‘lishi 1941-yildayoq aniqlangan edi.

1948-yilda relikt nurlanish mavjudligi Georgiy Gamov, Ralf Alfer va Robert German tomonidan ular yaratgan issiq Katta portlashning dastlabki nazariyasi asosida bashorat qilingan. Bundan tashqari, Alfer va German relikt nurlanish harorati 5 K bo‘lishi kerakligini aniqlagan, Gamov esa 3 K ni bashorat qilgan va haq bo‘lib chiqqan.

Bungacha ham kosmik fazo harorati haqida ayrim baholar mavjud edi, ammo ularning bir nechta kamchiligi bo‘lgan. Birinchidan, ular fazoning faqat samarali haroratini o‘lchashdan iborat bo‘lib, nurlanish spektri Plank qonuniga bo‘ysunishi nazarda tutilmagan. Ikkinchidan, bu baholar bizning Somon yo‘li galaktikasi chekkasida joylashganimizga bog‘liq bo‘lgan va nurlanish izotrop deb hisoblanmagan. Qolaversa, Yer Koinotning boshqa bir nuqtasida joylashganida, bunday baholar mutlaqo boshqa natijalar bergan bo‘lardi.

1955-yilda radioastronomiya aspiranti Tigran Aramovich Shmaonov Pulkovo observatoriyasida taniqli sovet radioastronomlari S. E. Xaykin va N. L. Kaydanovskiy rahbarligida kosmosdan keladigan radio nurlanishni 3,2 sm to‘lqin uzunligida o‘lchadi va tajriba yo‘li bilan shovqinli mikroto‘lqinli nurlanishni aniqladi. O‘lchovlardan shunday xulosa chiqarildi: «Fon radio nurlanishi samarali haroratining mutlaq qiymati… 4 ± 3 K ga teng ekani ma’lum bo‘ldi». Shmaonov nurlanish intensivligi osmondagi yo‘nalishga ham, vaqtga ham bog‘liq emasligini qayd etgan. Dissertatsiyasini himoya qilganidan keyin u bu haqda astronomiyaga ixtisoslashmagan «Asboblar va tajriba texnikasi» jurnalida maqola e’lon qilgan.

Gamovning natijalari keng muhokama qilinmagan. Biroq keyinchalik bu natijalarni Robert Dikke va Yakov Zeldovich 1960-yillarning boshida mustaqil ravishda qayta olgan.

1964-yilda bu holat Dikkening Prinston universitetidagi hamkasblari Devid Todd Uilkinson va Piter Rollni relikt nurlanishni o‘lchash uchun Dikke radiometrini yaratishga undadi.

1965-yilda Arno Penzias va Robert Vudrou Uilson Bell Telephone Laboratories laboratoriyasining Xolmdeldagi^[ingl.] (shtat Nyu-Jersi) bo‘limida Dikke radiometriga o‘xshash asbob yaratdilar. Ular undan relikt nurlanishni izlash uchun emas, radioastronomiya va sun’iy yo‘ldosh aloqasi sohasidagi tajribalar uchun foydalanishni mo‘ljallagan edi. Qurilmani kalibrlash chog‘ida antennaning ortiqcha shovqin harorati 3,5 K ekanligi aniqlandi va ular buni izohlay olmadilar. Xolmdeldan qo‘ng‘iroq olgan Dikke hazil aralash: «Bolalar, bizdan o‘zib ketishibdi!» («Boys, we’ve been scooped!»), dedi. Prinston va Xolmdel guruhlari birgalikda muhokama qilgach, antennaning bunday harorati relikt nurlanish tufayli yuzaga kelgan, degan xulosaga kelishdi. 1978-yilda Penzias va Uilson ushbu kashfiyot uchun Nobel mukofotini oldilar..

1983-yilda kosmik apparat bortidan relikt nurlanishni o‘lchash bo‘yicha birinchi tajriba — RELIKT-1 o‘tkazildi. 1992-yil yanvarida RELIKT-1 tajribasi ma’lumotlarini tahlil qilish asosida rossiyalik olimlar relikt nurlanishning anizotropiyasi kashf etilganini e’lon qilishdi. Biroz keyin amerikalik olimlar ham COBE tajribasi ma’lumotlari asosida fluktuatsiyalar aniqlanganini bildirishdi. 2006-yilda bu kashfiyot uchun fizika bo‘yicha Nobel mukofoti COBE guruhi rahbarlari Jorj Smut va Jon Mazerga berildi, garchi rossiyalik tadqiqotchilar o‘z natijalarini amerikaliklardan oldin e’lon qilgan bo‘lsalar ham.

Uzoq infraqizil nurlanishning FIRAS spektrofotometri NASA ning COBE sun’iy yo‘ldoshiga o‘rnatilgan bo‘lib, relikt nurlanish spektrini o‘sha paytgacha eng yuqori aniqlikda o‘lchagan. Natijalar spektrning harorati 2,725 K bo‘lgan mutlaq qora jism nurlanishiga mos kelishini tasdiqlagan.

Relikt nurlanishning eng batafsil xaritasi Amerikaning quyidagi kosmik apparati yordamida tuzilgan: WMAP.

14-may 2009-yili «Plank » — Yevropa kosmik agentligi missiyasining sun’iy yo‘ldoshi uchirildi. Kuzatuvlar 15 oy davom etishi, parvoz yana 1 yilga uzaytirilishi mumkinligi rejalashtirilgan edi. Mazkur tajriba natijalarini qayta ishlash WMAP ma’lumotlarini tekshirish va aniqlashtirish imkonini berishi kutilgan.

1969-yildayoq relikt nurlanishda dipol tarkibiy qismi yaqqol ajralib turishi aniqlangan: Arslon yulduz turkumi yo‘nalishida bu nurlanish harorati o‘rtacha qiymatdan 0,1 % yuqori, qarama-qarshi yo‘nalishda esa shuncha past. Bu hodisa Dopler effekti bilan tushuntiriladi: Quyosh relikt foniga nisbatan Arslon yulduz turkumi tomon taxminan 370 km/s tezlikda harakat qiladi. Quyosh Galaktika markazi atrofida Oqqush yulduz turkumi tomon ~220-230 km/s tezlikda aylanadi, shuningdek, Mahalliy galaktikalar guruhi (shu jumladan Somon yo‘li joylashgan galaktikalar guruhi) markaziga nisbatan ham harakatlanadi. Bu esa Mahalliy guruhning yaxlit holda relikt nurlanishga nisbatan, zamonaviy ma’lumotlarga ko‘ra, taxminan ${\displaystyle 627\pm 22}$ km/s tezlikda, galaktik koordinatalari ${\displaystyle l=276\pm 3^{\circ }}$, ${\displaystyle b=30\pm 3^{\circ }}$ bo‘lgan nuqta yo‘nalishida harakatlanishini anglatadi (bu nuqta Gidra yulduz turkumida joylashgan).

Relikt nurlanishda dipol tarkibiy qismning ajralib turishini tushuntirishi mumkin bo‘lgan muqobil nazariyalar ham mavjud.

Relikt nurlanish qutblangan bo‘lib, uning qutblanish darajasi bir necha mkK. Elektromagnit nurlanish qutblanishiga o‘xshash tarzda E-moda (gradient tarkibiy qism) va B-moda (rotor tarkibiy qism) farqlanadi; bu elektromagnit nurlanishning qutblanishi bilan qiyoslanadi. E-moda nurlanish bir jinsli bo‘lmagan plazma orqali o‘tganda Tomson sochilishi natijasida paydo bo‘lishi mumkin. Eng katta amplitudasi atigi 0,1 mkKga yetadigan B-moda esa plazma bilan o‘zaro ta’sir natijasida yuzaga kela olmaydi.

B-moda — bu Koinot inflyatsiyasining belgisi bo‘lib, dastlabki gravitatsion to‘lqinlar zichligi bilan belgilanadi. B-modani kuzatish murakkab vazifa, chunki relikt nurlanishning bu tarkibiy qismi uchun shovqin darajasi noma’lum; bundan tashqari, kuchsiz gravitatsion linzalanish oqibatida B-moda kuchliroq E-moda bilan aralashib ketadi.

2015-yil holatiga ko‘ra, B-modaning kashf etilganini tasdiqlovchi kuzatuv dalillari yo‘q edi. 17-mart, 2014-yilda Garvard–Smitson astrofizika markazi olimlari B-moda r = 0,2 darajasida aniqlanganini e’lon qilishdi. Biroq boshqa olimlar guruhi 19-sentabr 2014-yilda e’lon qilgan keyingi tahlilda «Plank» observatoriyasi ma’lumotlari yordamida mazkur natijani to‘liq galaktik chang ta’siri bilan izohlash mumkinligini ko‘rsatdi.

Relikt nurlanishning ikkilamchi anizotropiyasi fotonlarning so‘nggi sochilish sirti dan kuzatuvchigacha tarqalishi davomida, masalan, issiq gazda sochilish yoki gravitatsion potensialdan o‘tish natijasida yuzaga keladi.

Relikt nurlanish fotonlari to‘siqsiz tarqala boshlaganida, Koinotdagi odatiy modda asosan neytral vodorod va geliy atomlaridan iborat edi. Biroq hozirgi galaktika kuzatuvlari galaktikalararo muhit hajmining katta qismi ionlangan moddadan iborat ekanini ko‘rsatmoqda (chunki vodorod atomlari bilan bog‘liq bir nechta yutilish chiziqlari mavjud). Bu Koinot moddasining bir qismi yana ionlar va elektronlarga ajralgan qayta ionlanish davri bo‘lganini anglatadi.

Mikroto‘lqinli nurlanish fotonlari atomlarga bog‘lanmagan elektronlar singari erkin zaryadlarda sochiladi. Ionlashgan Koinotda bunday zaryadlangan zarralar neytral atomlardan ionlashtiruvchi ultrabinafsha nurlanish ta’sirida ajralgan. Bugungi kunda bu erkin zaryadlarning zichligi Koinot hajmining katta qismida juda past bo‘lgani sababli ular relikt nurlanishga sezilarli ta’sir ko‘rsatmaydi. Ammo galaktikalararo muhit kengayishning juda dastlabki bosqichlarida, Koinot hozirgidan ancha zich bo‘lgan paytda ionlashgan bo‘lsa, bu relikt nurlanish uchun ikkita asosiy oqibatga olib kelgan bo‘lishi kerak:

• mayda masshtabdagi fluktuatsiyalar yo‘qoladi, xuddi tumandan turib biror narsaga qaralganda uning mayda tafsilotlari xiralashib ko‘ringani kabi.
• fotonlarning erkin elektronlarda sochilishi (Tomson sochilishi) relikt nurlanish qutblanishining katta burchak masshtablarida anizotropiyasini yuzaga keltiradi va u harorat anizotropiyasi bilan korrelyatsiyalangan bo‘ladi.

Bu ikkala ta’sir WMAP kosmik teleskopi tomonidan kuzatilgan. Bu esa Koinot juda dastlabki bosqichlardayoq ( qizil siljish 17 dan katta bo‘lganida) ionlashganini ko‘rsatadi. Dastlabki ionlashtiruvchi nurlanishning kelib chiqishi hanuz ilmiy bahs mavzusidir. Bu nurlanish, ehtimol, eng birinchi yulduzlarning yorug‘ligini, o‘ta yangi yulduzlarni (bu yulduzlar evolyutsiyasi natijasida yuzaga kelgan) hamda ionlashtiruvchi nurlanishni o‘z ichiga olgan bo‘lishi mumkin. Bunday nurlanish akretsiya disklarida, ayniqsa massiv qora tuynuklar atrofida yuzaga keladi..

Qayta ionlanish davridan relikt nurlanishni kuzatishimizgacha bo‘lgan vaqt oralig‘ida yuzaga kelgan va fluktuatsiyalarga sabab bo‘ladigan yana ikki hodisa mavjud: Sunyayev–Zeldovich effekti — bunda yuqori energiyali elektronlar buluti relikt fotonlarni sochib, energiyasining bir qismini ularga beradi; shuningdek, Saks–Volf effekti — bunda gravitatsion maydonning o‘zgarishi sababli kosmik mikroto‘lqinli fon fotonlarining spektri radioto‘lqin yoki infraqizil soha tomon siljiydi. Bu ikki effekt Koinotning keyingi davrlaridagi tuzilmalar ta’siri bilan bog‘liq (qizil siljish 1 dan kichik yoki unga yaqin). Bir tomondan, ular birlamchi anizotropiyaga qo‘shilib, relikt nurlanish spektrini xiralashtiradi; ikkinchi tomondan esa Koinotning keyingi davrlarida tuzilmalar qanchalik keng tarqalganini o‘rganish va ularning rivojlanishini kuzatish imkonini beradi.

Relikt nurlanishdan uning xaritalarini, burchak quvvat spektrini va pirovardida kosmologik parametrlarni olish maqsadida foydalaniladigan tahlil murakkab hamda katta hisoblash resurslarini talab etadigan vazifadir. Xarita asosida quvvat spektrini hisoblash prinsip jihatidan oddiy Furye almashtirishi bo‘lib, u fonni sferik garmonikalar bo‘yicha yoyishni anglatadi. Biroq amaliy hisoblashlarda shovqin ta’sirlarini hisobga olish qiyin.

Ma’lumotlarni tahlil qilish uchun maxsus dasturiy paketlardan foydalaniladi:

• HEALPix (Hierarchical Equal Area isoLatitude Pixelization) — quyidagi guruh tomonidan ishlatiladigan dasturlar majmuasi: WMAP.
• GLESP (Gauss-Legendre Sky Pixelization) — Rossiya, Germaniya, Angliya va Tayvan olimlari ishtirokida HEALPix ga muqobil sifatida ishlab chiqilgan dasturlar to‘plami.

Har bir paket relikt nurlanish xaritasini saqlash uchun o‘z formatidan va ma’lumotlarni qayta ishlashning o‘z usullaridan foydalanadi.

Koinotdagi kosmologik inflyatsiya davrida, Katta portlashdan keyingi dastlabki ${\displaystyle 10^{-32}}$ soniyada kvant fluktuatsiyalari Koinot moddasi zichligida notekisliklarni yuzaga keltiradi. Keyinchalik bu notekisliklar boshlang‘ich fazasi bir xil bo‘lgan turg‘un (fazoning tez kengayishi sababli) akustik to‘lqinlar shaklida tebranma harakat qiladi. Relikt nurlanish chiqarilayotgan paytda modda zichligidagi notekisliklar to‘lqinning o‘sha paytdagi fazasiga qarab kuchayadi yoki susayadi. Rasmdagi relikt nurlanishning eng katta maksimumi rekombinatsiya vaqtida fazasi ${\displaystyle \pi }$ bo‘lgan akustik to‘lqinlar hisobiga yuzaga kelgan. Boshqa maksimumlar esa fazalari ${\displaystyle 2\pi }$, ${\displaystyle 3\pi }$, …