1964年、ベル研究所のホルムデルホーンアンテナで通信実験を行っていたペンジアスとウィルソンは、方位に依存しない3 K程度の背景ノイズを検出しました。機器や環境由来ではないことを確認した後、プリンストン大学のディッケらと連絡を取り、ビッグバン宇宙論が予言する宇宙マイクロ波背景放射(CMB)であると結論づけました。CMBは宇宙が約38万年のときに原子が形成され、光が自由に進めるようになった瞬間の名残です。その温度がほぼ一様であることは宇宙が高温・高密度の始まりを持つ証拠となり、ビッグバン理論を強く支持しました。この発見により、宇宙論が観測科学として確立されました。

ホルムデルアンテナは4.08 GHzの衛星通信実験用で、ビーム幅が広く等方的な感度を持っていた。ペンジアスとウィルソンは校正源を用いて系統誤差を1 %以下に抑え、2.7 ± 0.3 Kという輻射温度を測定した。CMBは熱的な黒体スペクトルを示し、後のCOBE・WMAP・Planck衛星で2.725 Kまで精密に測定された。CMBの揺らぎ(10⁻⁵レベル)の観測は、暗黒物質やインフレーションのパラメータ決定に不可欠となった。また、CMBの双極子異方性は地球と宇宙の運動速度を決定する指標として用いられている。

ホルムデルホーンは2.3°×2.3°のビームパターンを持ち、外部ギャラントリ装置と1.35 cm波導を通じてHEMT検出器に結ばれていた。天頂吸収補正には大気遷移線モデルを用い、系統雑音をTsys ≈ 6 Kに抑制した。彼らが報告したT_CMB = 3.5 ± 1.0 Kは黒体放射I_ν = 2hν³/c²(e^{hν/kT}−1)で良好に再現され、再結合後の光子残光モデルに整合した。CMBスペクトルのゆがみが10⁻⁵以下であることはエネルギー注入制限(μ-distortion)を与え、光子-バリオン比や〈Ω_b h²〉の制約につながる。以降の球面調和展開C_ℓ測定では、1st acoustic peak位置ℓ≈220が空間曲率Ω_k≈0を示し、ΛCDMモデル構築の初期条件を提供した。