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[109]这就引发了一个问题：那些光子去哪里了？伽莫夫意识到，答案是哪里也去不了。
和核爆炸的热量最终会消散到周围环境中不同，大爆炸的热量无处可去，将被永远封存在宇宙中。
从定义上讲，宇宙就是一切。
因此，作为大爆炸余晖的光子今天肯定还在我们周围。
粗略估算表明，在任意空间内，大爆炸遗留光子的总能量应该与星光的总能量大致相等。
这使得伽莫夫得出结论：遗留光子与星光是无法区分的，所以绝对没有探测到遗留光子的机会。
阿尔弗和赫尔曼意识到伽莫夫错了。
在宇宙诞生后的几十万年，膨胀的火球冷却到大约3000摄氏度时，宇宙历史上的一个关键事件发生了。
此时，原子核和电子的运动速度已足够缓慢，这使得两者可以结合在一起形成宇宙中的第一批原子。
这对宇宙的面貌产生了巨大的影响。
自由电子容易引发散射或改变光子方向，而被束缚在原子周围的电子则不然。
因此，在这个后散射时代（epochoflastsg）之前，光子被迫以“之”
字形穿过空间，就像光子在浓雾的水滴间散射一样。
之后，雾消散了，宇宙变得透明。
与物质解耦（decoupled）后，大爆炸光子能够在空间中不受阻碍地随意直线飞行。
大爆炸遗留下来的光子不再是138.2亿年前其旅程刚开始时的炽热光子，而是在数十亿年间，由于宇宙膨胀被极大地冷却后的光子。
在今天看起来，遗留下来的光子就像短波无线电波，或者说是微波，均匀地分布在天空的各个方向，这也被称为微波传播的各向同性。
阿尔弗和赫尔曼意识到，这种各向同性是区分宇宙大爆炸的余晖与星光的两个明显特性之一，而另一个特性更技术一点儿。
在大爆炸的火球中，光子与自由电子的每一次碰撞反弹都会交换能量。
如果电子运动得很快，光子就获得能量；如果电子移动缓慢，光子就会失去能量。
频繁发生碰撞的结果是光子以一种非常特殊的方式重新分配了总的有效能量。
最终造成低能量的光子很少，高能量的光子也很少，绝大多数光子的能量都介于两者之间。
具有这种驼峰状能量谱的物体被称为黑体（blackbody）。
黑体的光谱特别简单，因为其形状只取决于一件事——温度[1]。
[110]尽管大爆炸的火球膨胀得特别快，但光子与电子碰撞的速度要快得多。
所以在火球明显膨胀之前，光子有充足的时间形成黑体。
因此，即使光子的温度下降了很多，但仍可保留特有的黑体光谱。
阿尔弗和赫尔曼意识到，这种光谱正是区分大爆炸的余晖与星光的第二个特性。
只要知道温度，就可以知道一切。
阿尔弗和赫尔曼开始着手计算，二人合作得非常默契，从二人第一次见面时，他们就注意到双方总能想到一起，好像心有灵犀一样。
最后，他们算出了一个温度——冰冷的5开尔文（零下268摄氏度）。
正是看到了黑板上的这个数字，才促使伽莫夫立即下令：“快记下来!”
今天，大爆炸遗留下来的余晖正以微波的形式从天空中的各个方向照过来，其光谱与比绝对零度高5开尔文的物体的光谱完全相同。
根据伽莫夫的指示，阿尔弗和赫尔曼把对宇宙微波背景辐射的预测写成了一篇短论文。
如果预测是对的，那么今天宇宙中99.9%的光子都与大爆炸的余晖联系在一起，而来自恒星和星系的光只占区区0.1%。
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