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如果我们的宇宙是从一次巨大的爆炸开始膨胀的，那么人们可能会期望找到宇宙在过去非常不同的条件下留下的化石。勒梅特（1931e）认识到了这种可能性，并提出宇宙射线可能就是这样的化石。现在看来这似乎不太可能，但是我们还有其他想法。
宇宙空间充满了几乎均匀的辐射海，即宇宙微波背景辐射，通常称之为CMB。探测波长从毫米到几十厘米不等。强度谱——能量随波长变化的函数——已非常接近于已经弛豫到热平衡的辐射的强度光谱。现在，宇宙在CMB波长处是透明的，这意味着它无法强迫辐射弛豫到这种独特的热状态。因此，热谱很好地说明了这种辐射是我们的宇宙与现在大不相同时的遗迹，其密度和温度足以使弛豫达到几近精确的热平衡。
我们的宇宙一直在演化这一想法非同寻常，只有在得到大量经过严格检验的证据支持的情况下，这一科学观点才具有说服力。辐射以及与之相伴的化石——氦——的探测对于构建这一观点非常重要。
关于CMB如何被确认为早期宇宙的化石的故事，包括认识到氦的丰度似乎比恒星预期产生的要大得多，并且它可能是学界已经有充分认识的发生在宇宙膨胀早期高温和致密阶段的热核反应的遗迹。在热大爆炸中，氦的形成将伴随着氢的稳定重同位素氘的产生。早期热核反应中残留的氘的量取决于普通重子物质的密度：重子密度越大，将氘转化为氦核的核反应就越彻底，预计的残留的氘的丰度就越低。要解释氦和氘的丰度，需要重子的质量密度小于图3.5中汇总的测量值所指示的质量密度。这需要一个假定：大多数质量都不是重子，或者说至少表现得不像重子。标准模型包括第7章中讨论的假说性的非重子暗物质。如果不是满足氘丰度所需的重子质量密度也符合第9章讨论的在CMB的角分布中探测到的模式的约束，这将是调整参数以符合测量值的一个尴尬案例。这是建立标准宇宙学的漫长道路的一部分。
我们将在第4.1节中对膨胀宇宙中的微波辐射海的行为进行回顾。第4.2节将探讨乔治·伽莫夫及其同事拉尔夫·阿尔法和罗伯特·赫尔曼是如何提出热大爆炸宇宙学的主要观点——包括微波辐射海和高的氦丰度——但未能引起学界的兴趣的。第4.3节回顾了如何发现氦的丰度比恒星预期产生的大得多，但这很容易被理解为热大爆炸宇宙学中热核反应的结果。在认识到第二种化石，即微波辐射海之前，这几乎没有引起人们的注意。就像在第4.4节中提到的那样，这一发现被广泛宣传，而其作为早期宇宙化石的解释还受到了合理的质疑：它是否可能产生于当前的宇宙天体中？我们在第4.5节中讨论了辐射强度谱非常接近于热辐射谱，因此几乎可以肯定不是来自本地辐射源的关键论证。本章最后介绍了对氘的原始丰度的具有说服力的测量步骤及其所提示的重子质量密度（第4.6节），然后在第4.7节对有关这一过程的实证教训进行了评估。
