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测量宇宙膨胀的历史
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发现背景之后，还要测整条曲线
1990 年，COBE 卫星团队展示了一条宇宙微波背景频谱：许多频率上的亮度，紧贴同一条热辐射曲线。仪器 FIRAS 把天空与精心制作的冷黑体比较。这是对热宇宙解释的一次直接检验：来自过去的辐射，是否还保留着物质与光达到热平衡时的形状？
只在一个射电频率上测到背景，还不知道整条频谱长什么样。几种无关来源也可能在那个频率相加。跨过许多频率，要求就严格得多：所有亮度都得由同一个温度解释。COBE 把全天微弱的光，接回了一个具体物理图景——早期的热而不透明环境里，光与物质频繁交换能量。
卫星把比较用的黑体也带上了天
COBE 于 1989 年 11 月发射，携带三台仪器。远红外绝对分光光度计 FIRAS 测量频谱，另一台差分微波辐射计 DMR 测量天空方向之间的温差。到轨道上，大气自身的发射与吸收便不再横在光路中。接下来的难题，是怎样把非常冷的天空与同样可靠的参考源比较。
FIRAS 采用差分测量：一路看天空，一路看内部参考源，专门读出两者之间的微小差别。外部黑体标定器还可以盖住朝向天空的开口。它的吸收结构尽量减少反射，温度计则给出实际温度。研究者由此能把仪器对准一个热辐射可计算的物体，直接检验读数。黑体的物理温度，成为天空辐射温度的依据。
一个温度就决定整条黑体谱
黑体是处于热平衡的理想吸收体与发射体，各频率上的亮度服从 Planck 定律。温度升高，辐射增强，宽阔的峰顶也移向更高频率。选定一个温度后，整条曲线就确定了，每个频率的亮度都须互相配合。
任意一群射电源若想冒充它，就得在很宽的频段里恰好拼出同样形状。热宇宙则有自然途径：早期频繁的相互作用让辐射接近热平衡；宇宙随后膨胀，所有波长一起被拉长。黑体谱仍保持原来的形状，只对应越来越低的温度。今天冷冰冰的曲线，保留了过去炽热环境的痕迹。
天空还有离我们更近的辐射。温暖银河尘埃在高频端尤其明显。团队比较不同天区，估计并分离这些前景，再看剩下的宇宙背景有多接近黑体。前景若估计错了，残差就可能随频率留下形状。一条漂亮曲线背后，仍需要可靠的标定与辐射分离。
再好的镜子，也晒不出比太阳更热的点
拿放大镜对着太阳，亮斑能把纸烤焦。透镜越大，收集的光越多。那么，透镜或反射镜做得足够大，能不能让亮斑比太阳本身还热？不能。原因就是上一节那条规律：黑体有多亮，只由它的温度决定。
太阳表面辐射的功率，和 5772 开尔文的黑体一样。从地球看，日面在天上只占 0.53°。在大气层外，一块正对太阳、背面隔热、只靠辐射散热的黑板，会升到约 394 开尔文，大约 120 °C。镜子没法让太阳看起来更亮，只能让被照的那一点望出去时，太阳占满更多的视野。最好的情况是，这一点往哪个方向看都是太阳，好像贴在太阳表面上；这时它能升到 5772 开尔文，再也不会更热。要是还能更热，热量就得自发地从较冷的太阳流向较热的亮斑，这是热力学第二定律不允许的。
光学设计里，这条规律写成 étendue 的上限：光束的宽度乘方向张开的程度，任何透镜或反射镜都没法让它变小。把阳光挤到更小的点上，光就得从更宽的方向射来，直到四面八方都是。碟式聚光器因此最多把阳光聚到约 46 200 倍；只在一个方向上聚光的长槽，最多 215 倍。
很小的残差，带来了很严格的热谱检验
第一份 FIRAS 报告给出 2.735 开尔文，不确定度 0.06 开尔文。Fixsen 和同事在 1996 年分析完整数据，报告频谱偏离黑体的均方根，小于背景谱峰值亮度的百万分之五十。这个说法明确了比较对象：把整个频谱上的残差，与峰值亮度相比。各通道误差、温度计误差和整体标定精度，需要分别阅读。
温度尺度后来继续改进。Fixsen 在 2009 年汇总多项测量，得到 2.72548 开尔文，不确定度为 0.00057 开尔文。这个汇总值与最早的 FIRAS 温度属于不同阶段。更深的结论是，频谱极其接近热平衡。若后来曾有过程向辐射注入能量，可能留下畸变；微小残差便能限制这类过程的强度。
频谱和天空图，各回答一个问题
2006 年诺贝尔物理学奖授予 John Mather 与 George Smoot，表彰宇宙微波背景黑体形状与各向异性的发现。Mather 的贡献重心是频谱测量，Smoot 的重心是 DMR 测到的微小方向差别。前者解释全天共同的热背景，后者让人们研究那片近乎均匀的天空里，究竟有哪些细小起伏。
FIRAS 把宇宙学问题落到了一次可控制的比较上：带一块标定过的黑体上天，让它进入与天空相同的测量光路，细看剩下多少差别。冷物体应该发出什么样的光，就这样成为追问宇宙过去的一种方法。