Het universum was een thermisch plasma vóór het recombinatietijdperk, dat voornamelijk bestond uit fotonen, protonen, elektronen en alfadeeltjes (helium-4-kernen). Er was ook een klein deel van deuterium-, helium-3- en lithium-7-kernen. Al dit oer-spul was in thermisch evenwicht. De temperatuur van een gas is het resultaat van de willekeurige snelheden van deeltjes die het gas vormen. In het geval van het pre-big bang universum hadden de protonen, elektronen, bètadeeltjes, enz. In die soep een "temperatuur" vanwege hun willekeurige snelheden.

Hoe zit het met fotonen? Hoe kan licht een "temperatuur" hebben (en hoe kan het in thermisch evenwicht zijn)? Het antwoord ligt in thermische straling. Deze straling heeft een vrij unieke frequentiesignatuur die zwarte lichaamsstraling wordt genoemd. Niet-thermische straling (bijv. Een laser) lijkt in niets op een zwart lichaam. Of het spectrum van een of ander stralingssignaal dichtbij of ver verwijderd is van dat van een ideaal zwart lichaam, is wat thermische straling onderscheidt van niet-thermische straling. Als het spectrum dicht bij dat van een ideaal zwart lichaam ligt, kan men zeggen dat de straling effectief een "temperatuur" heeft.

Het licht in een volledig geïoniseerd thermisch plasma is in thermisch evenwicht met de andere dingen dat omvat het plasma als het spectrum van dat licht dicht bij dat van een ideaal zwart lichaam ligt en als die effectieve temperatuur gelijk is aan die van de temperatuur van al dat andere spul. Thermisch evenwicht kan optreden in een plasma omdat licht constant wordt verstrooid, geabsorbeerd en opnieuw wordt uitgezonden. Dit was de toestand van het universum vóór het tijdperk van recombinatie.

Toen het universum eenmaal was opgeruimd, werden de fotonen die voorheen in thermisch evenwicht waren met de gewone oermaterie van het universum, losgekoppeld van die materie. Die fotonen waren in plaats daarvan vrij om het universum te doorkruisen. Een waarnemer op het moment van die gebeurtenis zou hebben gezien dat die eerst vrijgekomen fotonen een zwarte lichaamstemperatuur hadden van ongeveer 3000 K, dezelfde temperatuur als die van de gewone materie waarmee de fotonen zich voorheen in thermisch evenwicht bevonden.

Rood verschoven straling van het zwarte lichaam behoudt het belangrijkste kenmerk van de straling van een zwart lichaam, een spectrum dat volgt op dat van een ideaal zwart lichaam. De effectieve temperatuur van dat rood-verschoven spectrum is echter lager dan de effectieve temperatuur voorafgaand aan de roodverschuiving. Meer dan dertien miljard jaar na die recombinatiegebeurtenis zien we een rood verschoven achtergrondstraling die nog steeds sterk lijkt op die van een zwart lichaam, maar met een effectieve temperatuur van slechts 2.726 K in plaats van 3000 K.

CMB-spectrum heeft bijna perfecte Black-body Planck-spectra. Planck-distributie heeft temperatuur als parameter. Door het waargenomen spectrum aan te passen aan de Planck-functie, kunnen we de temperatuur van CMB "meten". Op deze manier observeren we de temperatuur van 2,7 K vandaag.

In de context van fotonen beschrijft temperatuur de mate van wanorde van fotonen van straling in thermisch evenwicht (dat is de reden waarom temperatuur de enige parameter is). Maar het is hetzelfde begrip van temperatuur dat universeel in de natuurkunde wordt toegepast. De temperatuur van de lucht, van starre lichamen enz. Zijn slechts specifieke voorbeelden van lichamen met wanorde, niet-nul-entropie en temperatuur. Maar het is in wezen dezelfde hoeveelheid: als CMB-straling bijvoorbeeld significant zou interageren met materie (zoals het was vóór recombinatie), zal het volgens wetten van de thermodynamica dezelfde temperatuur behouden met de materie.

Naast de zeer gedetailleerde en goed gekwalificeerde antwoorden, is hier een vereenvoudigd alternatief:

Als je een heel donker lichaam had dat ver verwijderd was van een stralend ding, verwarmde de kosmische achtergrond het tot 2,7 K.