اساسی‌ترین سوال درباره آغاز جهان هستی: دنیا قبل از انفجار بزرگ چگونه بود؟
جهان ما در حال گسترش است، چگالی آن رو به کاهش است و دمای آن روز به روز پایین می‌آید، بنابراین از این روند می‌توان نتیجه گرفت که در گذشته‌های دور دما و چگالی آن بالاتر بوده است. اگر به گذشته بازگردیم، به دوره‌هایی خواهیم رسید که در آنها:
- گرانش هنوز باعث سقوط ماده به داخل خوشه‌ها، کهکشان‌ها یا حتی ستاره‌ها را نداشته است.
- درجه حرارت بالای جهان مانع از شکل‌گیری اتم‌های خنثی شده و بلافاصله آنها را یونیزه می‌کرده است.
- سطح انرژی ذرات بسیار بالا بوده است بطوری که حتی هسته‌های اتمی ناپایدار بودند و بلافاصله متلاشی شده و به ذرات جداگانه‌ی پروتون و نوترون تقسیم می‌شدند.
- و حتی در مقاطعی از زمان، به سبب چگالی بسیار بالای انرژی، جفت ماده/پادماده بصورت خود به خود از انرژی خالص ایجاد می‌شد.
ممکن است با خود فکر کنید که می‌توانیم به لحظه‌ی تولد خود فضا و زمان بازگردیم. در حقیقت این موضوع در ابتدا ایده‌ی اولیه‌ی نظریه‌ی انفجار بزرگ بود، اما به لطف مشاهدات صورت گرفته، اکنون می‌دانیم که جهان ما اینگونه آغاز نشده است.
در تصویر بالا شاهد نمایی از دوران ابتدایی جهان هستید که از آن با نام "تصویر کودکی جهان" یاد می‌شود. زمانی که جهان به اندازه‌ی کافی برای شکل‌گیری پایدار اتم‌های خنثی سرد شد، تمام تشعشعات بجا مانده از دوران ابتدایی می‌توانند به طور ناگهانی از طریق فضا و در راستای یک خط مستقیم، بدون جذب شدن، دوباره ساطع شدن یا پراکنده شدن توسط ذرات باردار، حرکت کنند. طول موج این تشعشعات بعدها بدلیل انبساط جهان، افزایش پیدا کرد. در حال حاضر تشعشعات یاد شده در دو نوع تابش زمینه‌ی کیهانی (CMB) یا تابش‌های بجا مانده از انفجار بزرگ و با فرکانس مایکروویو یافت می شوند. با مشاهده‌ی نوسانات موجود در CMB یا انحراف جزئی از یک دمای کاملا یکنواخت را در موقعیت‌های مختلف در سراسر آسمان، می‌توانیم با استفاده از ابزارهایی که علم فیزیک و اخترفیزیک در اختیارمان قرار می‌دهند، به نکات بسیار مهمی پی ببریم.
یکی از نکاتی که با توجه به این مشاهدات پی می‌بریم، آن است که جهان ما از حدود ۵ درصد ماده‌ی طبیعی (اتمی)، ۲۷ درصد ماده‌ی تاریک و ۶۸ درصد انرژی تاریک تشکیل شده است. اما مورد مهم دیگر این است که این انحرافات در بدو امر و در تمام مقیاس‌ها یکسان بودند و مقدار آنها به اندازه‌ای کوچک بوده است که جهان در گذشته‌های دور امکان دستیابی به دماهای بالا را نداشته است. در عوض، مرحله‌ای قبل از آنکه جهان داغ و متراکم بوده و مملو از ماده و تشعشع باشد، وجود داشته که منجر به شکل‌گیری آن شده است. ایده‌ی اصلی وجود این فاز که امروزه با نام تورم کیهانی شناخته می‌شود، در ابتدا توسط آلن گاث در سال ۱۹۷۹ مطرح شد. تورم کیهانی باعث تخت شدن جهان شده، درجه‌ی حرارت را در تمام نقاط آن یکسان کرده، آثار و عیوب بجا مانده از انرژی سطح بالا (مانند تک قطبی‌های مغناطیسی) را از جهان کرده و مکانیزمی را برای تولید نوسانات مورد نیاز فراهم کرده است.
نوسانات یاد شده بسیار جالب توجه هستند، چرا که وجود دو نوع متمایز از آنها - نوسانات چگالی (اسکالر) و نوسانات امواج گرانشی (تانسور) - قبل از آنکه شواهدی مبنی بر وجود آنها وجود داشته باشد، به کمک تورم کیهانی پیش‌بینی شده بود. امروزه علاوه بر مشاهده‌ی مستقیم نوسانات اسکالر و اعمال حد و مرز دقیق و مشخص بر نوسانات تانسوری، طیف نوسانات اولیه را نیز اندازه‌گیری کرده‌ایم، این طیف می‌تواند اطلاعات مفیدی را در مورد انواع مختلف تورم‌های کیهانی که احتمال رخداد آنها وجود داشت، ارائه دهد. به طور کلی می‌توان تورم را به صورت توپی که بر روی تپه‌ای به سمت یک دره می‌غلتد، تجسم کرد.
به منظور آنکه تورم به اندازه‌ای باشد که منجر به بازتولید جهان کنونی شود، توپ یاد شده باید به حدی آرام بر روی تپه بغلتد تا جهان تخت شده و درجه‌ی حرارت در تمامی نقاط یکسان شود تا نوسانات کوانتومی (که نوسانات چگالی را ایجاد می‌کنند) در سراسر جهان کشیده شوند. به منظور تعیین نوع مدل تورمی جهان یا به عبارت دیگر شکل "تپه"ی یاد شده، است دو مورد زیر را باید در نظر گرفت:
- ممکن است اهمیت نوسانات در مقیاس‌های کوچک یا بزرگ متفاوت باشد و با اندازه‌گیری طیف کامل آنها، می‌توانیم شیب آن تپه را در زمان به پایان رسیدن تورم مشخص کنیم.
- اگر بتوانیم نوسانات امواج گرانشی را اندازه‌گیری کرده و آنها را با نوسانات چگالی مقایسه کنیم، قادر خواهیم بود تا چگونگی تغییرات شیب را در زمان به پایان رسیدن تورم، باسازی کنیم.
به عبارت دیگر می‌توان هر مدل دلخواهی را برای تورم ایجاد کرد، اما تنها برخی از آنها نتایجی سازگار با جهان را در خصوص این دو نوع مختلف از نوسانات بدست می‌دهند.
به لطف وجود فضاپیمای پلانک، در حال حاضر محدودیت‌های بسیار دقیقی را در خصوص نوسانات چگالی در اختیار داریم که باعث نقض شدن تعداد بسیار زیادی از ساده‌ترین مدل‌ها شده است. با حصول نتایج و داده‌های دقیق از پروژه‌هایی نظیر پلانک، BICEP و POLARBEAR، امیدواری‌ها برای شناسایی آثاری از امواج گرانشی یا تعیین محدودیت‌های دقیق‌تر از قبل، در حال افزایش است. مدت‌ها است که دانشمندان در خصوص وجود راه‌حل‌های فراوان برای تورم کیهانی در حال بحث هستند، اما به مرور با بالا رفتن دقت اندازه‌گیری‌ها، احتمال رسیدن به یک راه‌حل منحصربفرد در این رابطه، در حال افزایش است.
جهان هستی به تناسب درک ما، در بطن خود داستانی حیرت‌انگیز را در مورد منشاء خودش دارد. هر چه ما عملکرد بهتری در سنجش و اندازه‌گیری‌های خود داشته باشیم، درک بهتری هم در خصوص چگونگی پیدایش جهان خواهیم داشت. قطع به یقین، تورم کیهانی پاسخی برای اتفاقات قبل از انفجار بزرگ است. اما تورم کیهانی به چه شکلی بوده است؟ ما به پاسخ این سوال بسیار نزدیک‌تر از قبل هستیم.