Пове́рхность после́днего рассе́яния, сферическая поверхность, в центре которой находится наблюдатель и которая является источником реликтового излучения. Это единственный источник излучения, который окружает наблюдателя со всех сторон. Все исследуемые космические объекты находятся внутри поверхности последнего рассеяния.

Ранняя Вселенная представляла собой плазму из барионов, электронов и фотонов, в которой длина свободного пробега фотонов была мала, поскольку они рассеивались на свободных электронах. По мере того как Вселенная расширялась и остывала, электроны связывались (рекомбинировали) с атомными ядрами лёгких химических элементов (водород, дейтерий, гелий, литий) в электрически нейтральные атомы, в результате чего фотоны получили возможность распространяться свободно. В современную эпоху эти свободные фотоны составляют реликтовое излучение. Момент его образования – это момент рекомбинации, или образования атомарного водорода, имевший место примерно через 380 тыс. лет после Большого взрыва. Реликтовое излучение приходит к наблюдателю со всех сторон неба. В момент рекомбинации температура реликтового излучения составляла около 3000 К. Из-за расширения Вселенной длины волн реликтовых фотонов увеличились, сместившись в длинноволновую область спектра (космологическое красное смещение). Смещение длины волны для одного фотона означает изменение температуры для ансамбля фотонов со спектром абсолютно чёрного тела. Поскольку с момента рекомбинации масштабный фактор Вселенной увеличился примерно в 1000 раз, температура реликтового излучения снизилась в такое же количество раз и в современную эпоху составляет 2,726 К (по данным измерений космической обсерватории COBE). Реликтовое излучение изотропно и однородно с точностью выше 0,1 %.

По данным космической обсерватории WMAP, красное смещение поверхности последнего рассеяния равно $z\!\approx\!1090,$ оценка толщины поверхности последнего рассеяния по красному смещению составляет $Δz\!\approx\!195.$ Толщина поверхности последнего рассеяния определяется по изменению оптической толщи первичной плазмы, от момента непрозрачности (когда более 95 % фотонов ещё рассеиваются) до момента прозрачности.

Все малые неравномерности распределения температуры плазмы по поверхности последнего рассеяния остаются в виде угловой неравномерности распределения температуры реликтового излучения по небу – анизотропии реликтового излучения. Наблюдая эти неравномерности (анизотропию), можно делать выводы о неоднородностях в распределении материи эпохи рекомбинации и о спектре вызвавших их первичных возмущений, об основных космологических параметрах Вселенной и о физике ранней Вселенной.

Поскольку у гравитационных волн диапазон свободного распространения существенно шире, чем у электромагнитных, то с помощью приборов гравитационно-волновой астрономии в ближайшем будущем удастся заглянуть за поверхность последнего рассеяния, ближе к моменту рождения Вселенной. Эти области недоступны современным оптическим и радиотелескопам наземного базирования, а также космическим телескопам.

Существует также сфера последнего рассеяния реликтовых нейтрино: их отделение от плазмы произошло в первые доли секунды после Большого взрыва, когда температура плазмы составляла несколько мегаэлектронвольт.