En 1974, John C. Mather lance l'idée avec d'autres physiciens d'un satellite mesurant les propriétés du fond diffus cosmologique. Le projet est validé sous le nom COBE (pour COsmic Background Explorer) et comprend trois instruments :

• DIRBE : "Diffuse Infrared Background Experiment". Réalise une mesure du spectre de rayonnement sur 10 longueurs d'onde, comprises entre 1,25 $\mu m$ et 240 $\mu m$.
• FIRAS : "Far Infrared Absolute Spectrophotometer". Réalise des mesures d'intensité entre $\lambda = 0,1$ mm et $\lambda = 5$ mm.
• DMR : "Differential Microwave Radiometers". 6 radiomètres différentiels mesurent la différence de rayonnement entre deux directions séparées de 60$^{\circ}$ avec une ouverture de 7$^{\circ}$, à trois longueurs d'onde pour lesquels la pollution galactique est réduite (31 GHz, 53 GHz, 90 GHz).

Le satellite est lancé en 1990 et placé en orbite à 900 km d'altitude. Alors que l'accord avec un spectre de corps noir est très vite vérifié, les données sont collectées pendant deux ans pour affiner la carte des anisotropies. La tâche n'est pas simple, puisqu'aux photons issus du fond diffus cosmologique s'ajoute l'émission directe par des sources ou par diffusion dans le plan galactique notamment, ainsi que la diffusion par de la poussière interstellaire. Ces formes de bruits doivent être soustraites pour reconstituer le CMB. Les résultats sont publiés en 1992 (G. F. Smoot, C. L. Bennett et al.  1992) .

L'étude des anisotropies du fond diffus cosmologique est d'un intérêt majeur. Elles sont l'image des fluctuations primordiales de densité qui en évoluant sous l'effet de la gravitation sont devenues les grandes structures d'aujourd'hui. Connaitre leur forme permet non seulement de tester nos modèles d'évolutions de l'Univers à partir du découplage, mais également de mieux connaître les conditions initiales de l'Univers et de tester certains modèles de théories inflationnaires. L'expérience COBE, qui marque une nouvelle ère dans la cosmologie observationnelle, vaudra l'attribution du prix Nobel 2006 aux physiciens à John C. Mather and Georges F. Smoot.

La magnitude apparente $m$ d'un objet céleste est une quantité mesurant le rapport entre le flux lumineux qu'un appareil reçoit de cet objet et un flux lumineux de référence (la définition actuelle est le flux émis par l'étoile Vega reçu sur Terre). Plus exactement : \begin{equation} m = -2.5 \log {\dfrac{F_{objet}}{F_{reference}}} \end{equation} Souvent le flux est mesuré dans un intervalle restreint de longueurs d'ondes (appelé "bande") en opposition à la magnitude dite "bolométrique" qui utilise le flux total.

La magnitude absolue $M$ d'un objet céleste la magnitude apparente qu'on mesurerait si il se trouvait à une distance de 10 parsecs. Puisque cette quantité ne dépend pas de la distance entre cet objet et l'observateur, elle donne une mesure de sa luminosité intrinsèque (la puissance lumineuse qu'il émet).

On peut établir une relation simple entre $m$ et $M$. Par définition on a : \begin{equation} M = -2.5 \log {\dfrac{F_{objet,10pc}}{F_{reference}}} = -2.5 \left ( \log {\dfrac{F_{objet,10pc}}{F_{objet}}} + \log {\dfrac{F_{objet}}{F_{reference}}}\right ) \end{equation} Or la luminosité est inversement proportionnelle au carré de la distance $d$ et donc : \begin{equation} M = -2.5 \left ( 2\log {\dfrac{d}{10\mbox{ pc}}} \right ) + m = m - 5 \log{\dfrac{d}{10 \mbox{ pc}}} \end{equation}

On écrit ainsi parfois $M = m + 5 - 5 \log D$ où $D$ est la distance en parsecs.