Кратко: COBE обнаружил и подтвердил чёрнотельный спектр СMB и первые большие анизотропии; WMAP дал первые высокоточечные измерения акустических пиков и существенно сузил основные параметрические неопределённости; Planck высокоточно картировал температуру и поляризацию на малых масштабах, восстановил спектр мощности $C_{\ell }$ и реконструировал слабое линзирование — поэтому именно Planck дал нынешние наиболее жёсткие ограничения на большинство космологических параметров.
Что ограничивали (главные параметры и типичные результаты Planck/WAMP/COBE):
- чёрнотельность и фон: $T_0=2.7255\pm 0.0006\mathrm{K}$ (FIRAS/COBE); анизотропии уровня $\Delta T/T\sim 10^{-5}$.
- спектр первичных флуктуаций: скалярный индекс $n_s=0.9649\pm 0.0042$ (Planck) — отклонение от точной масштабоинвариантности $n_s=1$.
- амплитуда флуктуаций: $\ln (10^{10}{A}_s)\simeq 3.044\pm 0.014$.
- барионная и тёмноматериальная плотности: ${\Omega }_b{h}^2\simeq 0.02237\pm 0.00015,{\Omega }_c{h}^2\simeq 0.1200\pm 0.0012$.
- полная материальная доля: ${\Omega }_m\simeq 0.315\pm 0.007$.
- постоянная Хаббла (CMB‑вывод): $H_0\simeq 67.4\pm 0.5\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}\mathrm{Mp}{\mathrm{c}}^{-1}$ (Planck, ΛCDM).
- оптическая глубина переионзации: $\tau \simeq 0.054\pm 0.007$.
- геометрия: плоскостность подтверждена с точностью процента — $|{\Omega }_k|\lesssim 0.005$ (с учётом внешних данных).
- релятивистские степени свободы: $N_{\mathrm{eff}}\approx 3.0\pm 0.2$ (совместимо с трёх типов нейтрино).
- сумма масс нейтрино: верхний предел $\Sigma m_{\nu }\lesssim 0.12\mathrm{eV}$ при комбинировании с BAO (95% CL).
- тензорно‑скалярное соотношение (первичные грав. волны): лишь верхние пределы — текущие комбинированные ограничения $r$ порядка $\lesssim 0.06$ (95% CL, Planck+BICEP/Keck).
- ненормальность распределения: $f_{\mathrm{NL}}$ совместимо с нулём на уровне $|f_{\mathrm{NL}}|\lesssim$ несколько единиц.
- CMB‑линзирование измерено и использовано для дополнительного ограничения структуры; отмечается небольшое напряжение в амплитуде линзирования (параметр $A_L$).
Остающиеся открытые вопросы и напряжения:
- природа тёмной материи: CMB определяет плотности и влияние на эволю, но не идентифицирует частицы.
- тёмная энергия и $w$: CMB совместим с $\Lambda$ ( $w=-1$ ), но природа и возможные отклонения остаются неясными.
- Hubble tension: расхождение между CMB‑оценкой $H_0$ ($\sim 67.4$) и прямыми локальными измерениями ($\sim 73\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}\mathrm{Mp}{\mathrm{c}}^{-1}$) — значимость несколько $\sigma$, причина неясна (систематика или новая физика).
- инфляция: CMB сужает пространство моделей (склоняется в пользу одно‑полочных моделей с $n_s<1$), но конкретная модель и энерговыcота инфляции неизвестны; первичные тензоры не обнаружены.
- низко‑$\ell$ аномалии: пониженная квадруполь, выравнивания, гемисферная асимметрия — статистическая значимость и физическое объяснение остаются предметом дискуссии.
- реионизация: CMB даёт среднюю $\tau$, но детали временной истории переионизации остаются не полностью восстановленными.
- нейтрино и дополнительные релятивистские виды: $N_{\mathrm{eff}}$ и $\Sigma m_{\nu }$ ещё не обнаружены, только верхние пределы.
- primordial non‑Gaussianity и изоэнергетические (isocurvature) моды жёстко ограничены, но не полностью исключены на очень малых уровнях.
- B‑моды от первичных гравволн и систематики/фонов: необходимость лучшей поляризационной чувствительности и очистки от галактических фонов.
Вывод: COBE → WMAP → Planck последовательно повысили точность основных космологических параметров и подтвердили ΛCDM как отличную рабочую модель; в то же время ключевые фундаментальные вопросы (природа тёмной материи и тёмной энергии, причина H0‑напряжения, конкретная модель инфляции и первичные гравитационные волны) остаются открытыми и требуют дальнейших наблюдений и кросс‑проверок.