Спустя примерно 380 тысяч лет после Большого взрыва Вселенная достигла температуры, при которой электроны и протоны впервые смогли объединиться в нейтральный водород. Этот процесс, известный как рекомбинация, по сути был первой встречей частиц: до того момента экстремальный жар не позволял им удерживаться вместе. Ключевые теоретические основы этой эпохи заложили Джеймс Пиблс и Георгий Гамов.

Пока электроны оставались свободными, фотоны (свет) и горячая плазма непрерывно взаимодействовали. Их трение, подобно кузнечному молоту, сжимало квантовые флуктуации энергии — спонтанные микроскопические всплески, присущие любой среде на квантовом уровне. Когда же электроны «укрылись» в атомах, столкновения резко прекратились, и эти деформации застыли, как остывающий металл сохраняет узор от ударов молота. Так сформировался энтропийный магнитный отпечаток — чрезвычайно слабое, но устойчивое магнитное поле, рождённое из изменений энтропии в эпоху рекомбинации.

Сегодня этот первичный магнитный след растянут космологическим расширением до масштабов 10–20 мегапарсек, что сопоставимо с размерами крупных скоплений галактик. Напряжённость поля ничтожно мала, однако сам механизм демонстрирует, как в эпоху расширения Вселенной могли возникать зародыши магнитных полей — первичные магнитные семена, из которых позже выросли поля галактик и скоплений. В поиск таких следов внёс вклад и Роберт Дикке.