當你眺望遙遠的宇宙時，你也在回望時間，這要歸功於光的速度，儘管光的速度很快，但終究有限。因此，我們的儀器觀測到的第一縷光，就我們宇宙而言，這就是大爆炸遺留下來的餘輝：宇宙微波背景（CMB）。但宇宙是無限的，沒有理由相信我們看到的宇宙微波背景是宇宙的邊緣或邊界。那麼，宇宙微波背景究竟在哪裡呢？
讓我們從"大爆炸"本身開始，這樣我們可以把宇宙微波背景（CMB）放在正確的角度，然後從那裡開始。當熾熱的大爆炸第一次開始時（在持續了不確定時間的宇宙膨脹之後），宇宙具有以下特性：
它很大：很可能比組成我們可觀察的宇宙部分大得多（至少幾百倍）。它具有令人難以置信的均勻性，在各處都具有相同的能量密度，平均優於萬分之一。當時非常熱，把大型強子對撞機能達到的最高能量，至少提高一億倍才能與之媲美。它不僅很熱，而且密度也高。輻射、物質和反物質的密度是鈾核密度數萬億倍。而且，它膨脹得非常快，隨著它的膨脹而冷卻。那就是我們開始的宇宙，那是我們的過去，大約138億年前。
但是，隨著宇宙的膨脹和冷卻，一些不可思議的事情發生在我們的宇宙歷史中，它們同時發生在宇宙任何地方。當宇宙冷卻到自發產生它們所需的溫度以下時，不穩定的物質/反物質對就會湮滅。最終，我們只剩下少量的物質，這些物質在某種程度上比反物質產生過量。
圖註：物質和反物質的幾乎相等的混合在早期的宇宙中被湮滅了，與反物質相比，產生的物質略多。
隨著溫度繼續降低，質子和中子之間將發生核聚變，從而產生更重的元素。儘管形成氘需要花費三到四分鐘時間，但所有核鏈反應中的第一步（一個質子和一個中子都會形成氘）能夠穩定地發生，一旦它發生，我們除氫外，還含有大量的氦氣，以及微量的鋰。
在中微子，光子和電離電子的海洋中，第一批宇宙中的重元素在這裡形成。
圖註：隨著宇宙的冷卻，原子核形成，隨後隨著進一步冷卻，中性原子形成。
現在，將輕元素融合成較重的元素需要消耗許多MeV（或兆電子伏）的能量，但如果你想形成中性原子呢？您需要將能量降低到僅幾個eV（或電子伏特）以下，溫度降低大約一百萬分之一。
如果您想了解正在發生的事情，形成中性原子非常重要，因為無論您有多少光，如果周圍有一大堆密集的自由電子在漂浮，那光就會通過被稱為湯姆森（Thomson）散射的過程（或者對於高能來說是康普頓）從這些電子中散射出去。
圖註：在宇宙冷卻到足以使CMB的剩光子下降到某種能量以下之前，我們不能以穩定的結構形成中性原子。
只要您有足夠高的自由電子密度，幾乎所有的光（幾乎與能量無關）都將反彈，並交換能量，如果這些碰撞破壞了編碼信息（或更準確地說，是隨機化）。那麼，在形成中性原子並"鎖定"這些自由電子，以使光子能夠暢通無阻地傳播之前，您將無法真正"看到"任何東西（包括光）。
事實證明，要做到這一點，宇宙需要冷卻到大約3,000開氏溫度以下。要達到這"極低的"溫度，光子要比電子多得多（大約十億倍），以使高能量的光子（約佔光子的十億分之一），具有足夠的能量來電離氫，使氫低於臨界能量閾值。到發生這種情況的時候，宇宙已經存在了38萬年，而這個過程本身總共需要10萬多年的時間。
圖註：光可以是紅移（向低能量）或藍色偏移（向更高能量），具體取決於其上次相互作用相對於最後一個散射表面的位置。
現在，這是一次無處不在的過程，逐漸地發生，宇宙中的所有光最終以光速自由地向各個方向流出。 宇宙微波背景（CMB）是在宇宙存在約38萬年前時發出的，發出時並不是"微波"光：它是紅外光，它的一部分溫度足夠高，如果當時周圍有人類的話，人眼可以看到這些紅外光。實際上，我們有足夠的證據表明過去的宇宙微波背景（CMB）溫度更高。當我們期待越來越高的紅移時，我們確切地看到了這種效果。
圖註：2011年的一項研究（紅點）提供了迄今為止最好的證據，表明CMB過去的溫度較高。
從我們今天所觀察到的情況推算得出，z = 1089的紅移發出了2.725 K的背景，當宇宙微波背景（CMB）首次發射時，我們發現它的溫度約為2.940K。宇宙微波背景並未處於宇宙的邊緣，而只是代表我們在視覺上看到的"邊緣"。當我們查看宇宙微波背景（CMB）時，也會發現其中的波動：高密度區域（編碼為"藍色"或較冷）和密度不足區域（編碼為"紅色"或較熱） ，它們代表著對完美的一致性的輕微偏差。
圖註：只有幾百μK（100，000分之一）將最熱的區域與最冷的區域分開，但規模和幅度的波動方式編碼了關於早期宇宙的大量信息。
這是一件好事，有兩個原因：
這些波動是由膨脹預測的，並且預測為規模不變。這要追溯到20世紀80年代、20世紀90年代（COBE）、21世紀00年代（WMAP）和21世紀10年代（普朗克）衛星對這些波動的觀察和確認，都證實了宇宙膨脹規律。密度和低密度區域的波動是產生大型結構（如星，星系，群，和團簇）的模式所必需的，這些結構都被巨大的宇宙空隙隔開。沒有這些波動，我們將永遠不會擁有與我們觀察到的相匹配的宇宙
儘管宇宙微波背景（CMB）的光總是起源於宇宙38萬年的歷史，但我們在地球上觀察到的光卻在不斷變化。 您會看到，宇宙已有138億年的歷史了。假如恐龍能建造微波/射電望遠鏡，它們可觀測到CMB，與我們現在觀察到的CMB情況會稍有不同。
圖註：數千萬年的過去不會對CMB的溫度產生很大的影響，但是與我們今天所看到的相比，波動模式將無法識別。
因為宇宙在大約幾億年前更年輕，所以它會更熱幾毫開爾文，但更重要的是，波動的模式將與我們今天看到的模式完全不同。請注意，在統計學上並不是這樣：熱點和冷點的整體大小和頻譜與我們今天所看到的非常相似（在宇宙變化的範圍內）。但是具體來說，今天的熱和今天的冷實際上與一二十萬年前的熱與冷無關，更不用說幾億年前了。
圖注對於不同紅移的觀察者來說，宇宙微波背景完全不同，因為他們看到的是早期紅移。
當我們在宇宙中眺望時，宇宙微波背景（CMB）在各個方向上隨處可見。它存在於所有地點的所有觀察者那裡，不斷地從他們所觀察到的「最後一次散射的表面」向所有人輻射。如果我們等待了足夠長的時間，我們不僅會看到宇宙處於早期的快照，隨著時間的流逝，我們還可以在三個維度上繪製高密度和低密度的宇宙圖譜！
從理論上講，隨著"微波"背景進入頻譜的無線電部分，光子密度從每立方釐米的411左右下降到幾十，到個位數，一直下降到今天的百萬分之一密度。宇宙微波背景（CMB）仍然會在那裡，只要我們周圍建造足夠大、足夠靈敏的望遠鏡來探測它。
因此，宇宙微波背景（CMB）並不是宇宙的盡頭，而是我們所看到的極限，無論是距離（儘可能遠），還是時間（儘可能古老）。在我們無法直接檢測到之前釋放的信號的特徵（宇宙中微子背景，膨脹引起的引力波等）之前，宇宙微波背景（CMB）將成為我們最早觀察時間的窗口：大爆炸之後的38萬年。