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La radiazione di fondo è descrivibile come una radiazione rimasta da una fase iniziale della creazione dell'universo, e la sua scoperta è considerata una conferma chiave del modello del [[Big Bang]]. Quando l'universo era giovane, prima della formazione di stelle e pianeti, era più piccolo, molto più caldo e pieno di una luce uniforme proveniente dalla nebbia incandescente di [[Fisica del plasma|plasma]] di [[idrogeno]]. Mentre l'universo si espandeva, sia il plasma che la radiazione riempirlo hanno iniziato a raffreddarsi. Quando l'universo si raffreddò abbastanza, si poterono formare i primi [[atomo|atomi]] stabili. Questi atomi non poterono più assorbire la [[radiazione termica]], cosicchè l'universo diventò trasparente, invece di essere una nebbia opaca. I fotoni che esisteva in quel momento si propagarono, anche se più deboli e meno energici, dal momento che i fotoni stessi andavano a riempire un universo più grande.

Misure precise della radiazione cosmica di fondo sono fondamentali per la cosmologia, dal momento che qualsiasi modello proposto dell'universo deve spiegare questa radiazione. La CMB ha uno spettro termico di [[corpo nero]] ad una temperatura di 2,725 [[Kelvin|K]], quindi i picchi dello spettro nella frequenza delle microonde di 160,2 GHz, corrispondono ad una lunghezza d'onda di 1,9 millimetri<ref group="nb">Questo vale se si misura l'intensità per unità di frequenza, secondo la [[legge di Planck]]. Se invece lo si misura per unità di lunghezza d'onda, utilizzando la [[legge di Wien]], il picco sarà a 1,06 millimetri corrispondente ad una frequenza di 283 gigahertz.</ref>. La luce è quasi, ma non del tutto, uniforme in tutte le direzioni, e mostra un andamento molto specifico pari a quello previsto se la casualità intrinseca di un gas incandescente è bruciato fino alle dimensioni dell'universo. In particolare, lo spettro di potenza spaziale (quanta differenza si osserva rispetto a quanto distanti le regioni sono nel cielo) contiene piccole [[anisotropia|anisotropie]], o irregolarità, che variano con la dimensione della regione in esame. Sono stati misurati in dettaglio, e corrispondono a quanto ci si aspetterebbe se piccole fluttuazioni termiche si fossero espanse alla dimensione dello spazio osservabile che possiamo rilevare oggi. Questo è ancora un settore molto attivo di studio, con gli scienziati che cercano sia dati migliori (per esempio, la [[Planck Surveyor|sonda Planck]]) sia una migliore interpretazione delle condizioni iniziali di espansione.

Anche se molti processi differenti possono produrre la forma generale di uno spettro di corpo nero, nessun modello diverso dal [[Big Bang]] ha ancora spiegato le fluttuazioni. Come risultato, la maggior parte dei cosmologi considerano il modello del Big Bang essere il migliore nello spiegare la radiazione di fondo.

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La radiazione cosmica di fondo è [[isotropia|isotropa]] a circa una parte su 100.000: il [[valore efficace|valore quadratico medio]] delle variazioni sono solo 18 μK<ref>

{{cite book|last=Wright|first=E.L.|year=2004|chapter=Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy|editor=W. L. Freedman|title=Measuring and Modeling the Universe|series=Carnegie Observatories Astrophysics Series|publisher=[[Cambridge University Press]]|page=291|isbn=0-521-75576-X|id={{arXiv|id=astro-ph/0305591}}}}</ref><ref group="nb">Dopo l'anisotropia del [[dipolo]], che è dovuta dall'[[effetto Doppler]] della radiazione di fondo a causa della nostra velocità peculiare in relazione al telaio cosmico, è stata sottratta. Questa funzionalità è coerente con la Terra che si muove a circa 627 km/s verso la [[Vergine (costellazione)|costellazione della Vergine]].</ref>. Il ''Far-Infrared Absolute [[spettrofotometro|Spectrophotometer]]'' (FIRAS) montato sul [[COBE]] della [[NASA]], ha accuratamente misurato lo spettro della radiazione cosmica di fondo. I membri del progetto FIRAS hanno confrontato la CMB con il corpo nero interno di riferimento, e gli spettri erano entro l'errore sperimentale. Hanno concluso che qualsiasi deviazione dalla forma del corpo nero che potrebbe ancora non individuare lo spettro della CMB nella gamma di lunghezze d'onda 0,5-5 mm, deve avere un [[valore efficace|valore quadratico medio]] ponderato al massimo di 50 parti per milione (0,005%) del picco di luminosità della CMB<ref>

{{cite journal|last=Fixsen|first=D. J.|coauthors=''et al.''|year=1996|title=The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=473|pages=576–587|doi=10.1086/178173}}</ref>. Questo ha reso lo spettro della CMB lo spettro di corpo nero misurato con più precisione in natura<ref name="dpf99">

{{cita conferenza | autore= | nome=M. | cognome=White | linkautore= | coautori= | data= | anno=1999 | mese= | titolo=Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99 | conferenza= | organizzazione= | altri= | edizione= | editore= | città= | pagine= | url= | formato= | accesso= | doi= | id= }}; {{arxiv|astro-ph/9903232}}; [http://adsabs.harvard.edu/abs/1999dpf..conf.....WAstronomy Abstract Service]</ref>.

La radiazione cosmica di fondo è forse la previsione principale del modello del [[Big Bang]]. Inoltre, la [[Inflazione (cosmologia)|cosmologia inflazionaria]] prevede che dopo circa 10⁻³⁷ secondi<ref>{{cite book|last=Guth|first=A. H.|year=1998|title=The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins|page=186|publisher=[[Basic Books]]|isbn=020132840}}</ref>, l'universo nascente ha subito una crescita esponenziale che spianò quasi tutte le disomogeneità<ref group="nb">L'eccezione diventa disomogeneità a causa delle fluttuazioni quantistiche nel campo inflazionistico.</ref><ref>{{cite journal|last=Cirigliano|first=D.|last2=de Vega|first2=H.J.|last3=Sanchez|first3=N. G.|year=2005|title=Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data|journal=[[Physical Review D]]|volume=71|issue=10|pages=77–115|doi=10.1103/PhysRevD.71.103518|bibcode=2005PhRvD..71j3518C|id={{arXiv|astro-ph/0412634}}}}</ref>.A questo seguì la [[rottura di simmetria]], un tipo di transizione di fase che fissa le [[interazioni fondamentali]] e le [[Particella elementare|particelle elementari]] nella loro forma attuale. Dopo 10⁻⁶ secondi, l'universo primordiale era costituito da un [[fisica del plasma|plasma]] caldo di [[fotone|fotoni]], [[elettrone|elettroni]], e [[barione|barioni]]. I fotoni interagirono con il plasma attraverso lo [[scattering Thomson]]. Mentre l'universo si [[Espansione metrica dello spazio|espandeva]], il raffreddamento adiabatico ha causato il raffreddamento del plasma fino a far diventare favorevole per gli elettroni la combinazione con i [[protoni]], formando così atomi di [[idrogeno]]. Questo evento di ricombinazione è avvenuto a circa 3000 K, oppure a circa 379 mila anni di età<ref>

{{cite web|last=Abbott|first=B.|year=2007|title=Microwave (WMAP) All-Sky Survey|url=http://www.haydenplanetarium.org/universe/duguide/exgg_wmap.php|publisher=[[Hayden Planetarium]]|accessdate=2008-01-13}}</ref><ref group="nb">Equivale ad un [[redshift]] di {{nowrap|z {{=}} 1,088}}.</ref>. A questo punto, i fotoni si dispersero al largo della atomi elettricamente neutri e ora hanno iniziato a viaggiare liberamente nello spazio, con conseguente [[disaccoppiamento]] della materia e della radiazione<ref>

{{cite journal|last=Gawiser|first=E.|last2=Silk|first2=J.|year=2000|title=The cosmic microwave background radiation|journal=[[Physics Reports]]|volume=333–334|pages=245|doi=10.1016/S0370-1573(00)00025-9|bibcode=2000PhR...333..245G|id={{arXiv|astro-ph/0002044}}}}</ref>.

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{{cite journal|last=Alpher|first=R. A.|last2=Herman|first2=R. C.|year=1948|title=On the Relative Abundance of the Elements|journal=[[Physical Review]]|volume=74|issue=12|pages=1737–1742|doi=10.1103/PhysRev.74.1737}}</ref>.

Alpher e Herman sono stati in grado di stimare la temperatura della radiazione cosmica di fondo a 5 K, anche se due anni dopo la ricalcolano a 28 K<ref group="nb">Questa stima è così elevata a causa di una sottostima della [[costante di Hubble]] da parte di Alfred Behr, che non poteva essere replicata, e fu in seguito abbandonata per la stima precedente.</ref>. Anche se ci sono state diverse stime precedenti della temperatura dello spazio<ref group="nb">Si veda la tabella della timeline.</ref>, queste soffrivano di due difetti. In primo luogo, erano misure della [[temperatura effettiva]] dello spazio e non lasciava supporre che lo spazio è stato riempito con uno [[corpo nero|spettro termico di Planck]]. Poi, dipendono dalla nostra posizione speciale ai margini della [[Via Lattea]] e non specificano che la radiazione è isotropa. Le stime produrrebbe previsioni molto diverse se la Terra si trovasse in un altro punto dell'universo<ref>

{{cite journal|last=Assis|first=A. K. T.|last2=Neves|first2=M. C. D.|year=1995|title=History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson|url=http://www.ifi.unicamp.br/~assis/Apeiron-V2-p79-84(1995).pdf|journal=[[Apeiron (journal)|Apeiron]]|volume=2|issue=3|pages=79–87|doi=}} e si veda anche {{cite web|last=Wright|first=E. L.|year=2006|title=Eddington's Temperature of Space|url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/Eddington-T0.html|publisher=UCLA|accessdate=2008-12-11}}</ref>.