Latar gelombang mikro kosmik diramal pada tahun 1948 oleh George Gamow, Ralph Alpher, dan Robert Herman.[23][24][25] Alpher dan Herman berjaya menganggarkan bahawa suhu latar gelombang mikro ialah 5 K, namun dua tahun kemudian mereka menganggarkannya semula kepada 28 K. Anggaran tinggi ini disebabkan oleh salah anggaran pemalar Hubble oleh Alfred Behr, yang kemudiannya tidak boleh diulang dan kemudian ditinggalkan dengan anggaran lebih awal. Sungguhpun terdapat beberapa anggaran sebelum ini bagi suhu angkasa, kesemuanya mempunyai dua kecacatan. Pertama, kesemuanya ialah ukuran suhu berkesan angkasa dan tidak mencadangkan bahawa angkasa diisi dengan spektrum Planck terma. Kemudian, kesemua anggaran bergantung pada keberadaan kita di tempat istimewa di pinggir galaksi Bima Sakti dan anggaran tersebut tidak mencadangkan bahawa sinaran itu isotropik. Anggaran ini akan memberikan ramalan yang amat berlainan sekiranya Bumi berada di tempat lain di Alam Semesta.[26]

Pada tahun 1948 hasil kerja Alpher dan Herman dibincangkan dalam banyak persidangan fizik sehingga kira-kira tahun 1955, apabila keduanya meninggalkan Makmal Fizik Gunaan di Universiti Johns Hopkins. Masyarakat astronomi arus perdana bagaimanapun, pada masa itu tidak tertarik dengan kosmologi. Ramalan Alpher dan Herman dijumpai kembali oleh Yakov Zel'dovich pada awal tahun 1960-an, serta diramal sendiri oleh Robert Dicke pada masa yang sama. Terbitan pertama yang mengakui sinaran CMB sebagai fenomena yang boleh dikesan muncul dalam sebuah kertas kerja ringkas tulisan ahli astrofizik Soviet Union, A. G. Doroshkevich dan Igor Dmitriyevich Novikov, pada musim bunga tahun 1964.[27] Pada tahun 1964, David Todd Wilkinson dan Peter Roll, rakan kerja Dicke di Universiti Princeton, mula membina radiometer Dicke bagi mengukur latar belakang gelombang mikro kosmik.[28] Pada 1965, Arno Penzias dan Robert Woodrow Wilson di lokasi Bukit Crawford di Makmal Telefon Bell berdekatan Holmdel Township, New Jersey telah membina radiometer Dicke yang mereka rancang untuk gunakan bagi uji kaji astronomi radio dan komunikasi satelit. Peralatan mereka memiliki termal bunyi melampaui 3.5 K yang mereka tidak dapat jelaskan. Selepas menerima panggilan telefon dari Bukit Crawford, Dicke terkenal sebagai berkata: "Boys, we've been scooped."[1][29][30] Pertemuan antara kumpulan Princeton dan Bukit Crawford menentukan bahawa termal antena adalah disebabkan oleh latar belakang gelombang mikro. Penzias dan Wilson menerima Hadian Nobel dalam Fizik pada tahun 1978 bagi jumpaan mereka.[31]

Penafsiran latar gelombang mikro kosmik merupakan isu pertikaian pada 1960-an dengan sebahagian penyokong theori keadaan mantap ("steady state") menegaskan bahawa latar gelombang mikro ialah hasil cahaya bintang bersepadu dari galaksi jauh.[32] Menggunakan model ini, dan berasaskan kajian ciri garis penyerapan sempit pada spektra bintang, ahli astronomi Andrew McKellar menulis pada 1941: "Ia boleh dikira bahawa 'suhu putaran' ruang antara bintang ialah 2 K."[12] Bagaimana, semasa 1970-an persetujuan dihasilkan bahawa latar belakang gelombang mikro kosmik merupakan sisa letupan besar. Ini sebahagian besarnya disebabkan ukuran baru pada julat frekuensi menunjukkan bahawa spektrum itu ialah spektrum haba, jasad hitam, hasil yang tidak mampu dihasilkan semula oleh model keadaan mantap.[33]

Harrison, Peebles, Yu dan Zel'dovich menyedari bahawa alam semesta awal perlu memiliki ketaksamaan pada tahap 10−4 or 10−5.[34][35][36] Rashid Sunyaev later calculated the observable imprint that these inhomogeneities would have on the cosmic microwave background.[37] Increasingly stringent limits on the anisotropy of the cosmic microwave background were set by ground based experiments during the 1980s. RELIKT-1, a Soviet cosmic microwave background anisotropy experiment on board the Prognoz 9 satellite (launched 1 July 1983) gave upper limits on the large-scale anisotropy. The NASA COBE mission clearly confirmed the primary anisotropy with the Differential Microwave Radiometer instrument, publishing their findings in 1992.[38][39] Pasukan tersebut menerima Hadiah Nobel fizik untuk tahun 2006 atas penemuan ini.

Dirangsang dengan hasil COBE, satu siri uji kaji di darat dan belon yang mengukur anisotropies sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik pada skalar bersudut kecil sepanjang abad berikutnya. Matlamat utama uji kaji ini adalah bagi mengukur skala puncak bunyi pertama, yang COBE tidak memiliki resolusi mencukupi menyelesaikannya. Puncak ini selari dengan variasi kepadatan berskala besar pada alam semesta awal yang terhasil akibat ketidak stabilan graviti, menghasilkan ayunan bunyi dalam plasma.[40] Puncak pertama pada anisotropy dikesan samar-samar oleh uji kaji Toco dan hasilnya disahkan oleh ujian BOOMERanG dan ujian "Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array-MAXIMA".[41][42][43] These measurements demonstrated that the geometry of the Universe is approximately flat, rather than curved.[44] They ruled out cosmic strings as a major component of cosmic structure formation and suggested cosmic inflation was the right theory of structure formation.[45]

Puncak kedua secara kabur dikesan melalui beberapa ujian sebelum dikesan dengan muktamad oleh WMAP, yang juga menimbang mengesan puncak ketiga.[46] Pada 2010, beberapa uji kaji bagi memperelok ukuran pengutuban dan latar gelombang mikro pada skala bersudut kecil sedang berlangsung. Ini termasuk DASI, WMAP, BOOMERanG, QUaD, kapal angkasa Planck, Teleskop Kosmologi Atacama, Teleskop Kutub Selatan dan teleskop QUIET.