ตามแบบจำลองทางดาราศาสตร์ของบิ๊กแบงจักรวาลของเราเริ่มต้นเมื่อ 13.8 พันล้านปีก่อนเมื่อสสารและพลังงานทั้งหมดในจักรวาลเริ่มขยายตัว ช่วงเวลาของ "เงินเฟ้อจักรวาล" นี้เชื่อกันว่าเป็นโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลและทำไมพื้นที่และพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) จึงดูเหมือนว่ามีความสม่ำเสมอในทุกทิศทาง
อย่างไรก็ตามจนถึงปัจจุบันยังไม่มีการค้นพบหลักฐานที่สามารถพิสูจน์สถานการณ์เงินเฟ้อของจักรวาลได้อย่างแน่นอนหรือกำจัดทฤษฎีทางเลือก แต่ด้วยการศึกษาใหม่โดยทีมนักดาราศาสตร์จากมหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ดและศูนย์ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ฮาร์วาร์ด - สมิ ธ โซเนียน (CfA) นักวิทยาศาสตร์อาจมีวิธีการใหม่ในการทดสอบหนึ่งในส่วนสำคัญของแบบจำลองดาราศาสตร์จักรวาลบิ๊กแบง
กระดาษของพวกเขาบรรดาศักดิ์“ ลายนิ้วมือที่เป็นเอกลักษณ์ของทางเลือกสู่ภาวะเงินเฟ้อในสเปกตรัมพลังดั้งเดิม” เพิ่งปรากฏออนไลน์และกำลังได้รับการพิจารณาให้ตีพิมพ์ใน จดหมายทบทวนทางกายภาพ. การศึกษาดำเนินการโดย Xingang Chen และ Abraham Loeb - อาจารย์อาวุโสที่ Harvard University และ Frank D. Baird เก้าอี้ดาราศาสตร์ที่มหาวิทยาลัย Harvard ตามลำดับ - และ Zhong-Zhi Xianyu เพื่อนหลังปริญญาเอกกับภาควิชาฟิสิกส์ของ Harvard University
ในการสรุปเกี่ยวกับจักรวาลวิทยาเชิงกายภาพทฤษฎีของอัตราเงินเฟ้อของจักรวาลระบุว่าที่ 10-36 ไม่กี่วินาทีหลังจากบิ๊กแบงความแปลกประหลาดที่สสารและพลังงานเริ่มกระจุกตัว ยุค“ เงินเฟ้อ” นี้เชื่อว่าจะคงอยู่จนถึง 10-33 ถึง 10-32 วินาทีหลังจากบิ๊กแบง หลังจากนั้นจักรวาลก็เริ่มขยายตัวช้าลง ตามทฤษฎีนี้การขยายตัวเริ่มต้นของเอกภพเร็วกว่าความเร็วแสง
ทฤษฎีที่ว่ายุคนั้นมีประโยชน์สำหรับนักดาราศาสตร์เพราะมันช่วยอธิบายว่าทำไมจักรวาลถึงมีสภาพเกือบเหมือนกันในภูมิภาคที่อยู่ห่างกันมาก โดยทั่วไปถ้าจักรวาลมาจากพื้นที่ขนาดเล็กที่ขยายใหญ่เกินกว่าที่เราจะสังเกตเห็นได้ในปัจจุบันมันจะอธิบายว่าทำไมโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลจึงเกือบจะเหมือนกันและเป็นเนื้อเดียวกัน
อย่างไรก็ตามนี่ไม่ได้เป็นเพียงคำอธิบายเพียงอย่างเดียวสำหรับวิธีการที่จักรวาลมาเป็นและความสามารถในการปลอมแปลงใด ๆ ของพวกเขาได้รับการขาดในอดีต ตามที่ศาสตราจารย์อับราฮัมโลบบอกกับนิตยสารอวกาศผ่านอีเมล:
“ แม้ว่าคุณสมบัติที่สังเกตได้หลายอย่างของโครงสร้างภายในจักรวาลของเรานั้นสอดคล้องกับสถานการณ์เงินเฟ้อ แต่ก็มีหลายรูปแบบของภาวะเงินเฟ้อที่เป็นการยากที่จะปลอมแปลงมัน อัตราเงินเฟ้อยังนำไปสู่ความคิดของลิขสิทธิ์ในสิ่งที่สามารถเกิดขึ้นได้จะเกิดขึ้นไม่ จำกัด จำนวนครั้งและทฤษฎีดังกล่าวเป็นไปไม่ได้ที่จะปลอมแปลงผ่านการทดลองซึ่งเป็นเครื่องหมายการค้าของฟิสิกส์ดั้งเดิม ในตอนนี้มีสถานการณ์การแข่งขันที่ไม่เกี่ยวข้องกับภาวะเงินเฟ้อซึ่งจักรวาลเริ่มหดตัวลงก่อนแล้วจึงตีกลับแทนที่จะเริ่มต้นที่บิ๊กแบง สถานการณ์เหล่านี้สามารถจับคู่กับภาวะเงินเฟ้อในปัจจุบันได้
เพื่อประโยชน์ในการศึกษาของพวกเขา Loeb และเพื่อนร่วมงานของเขาได้พัฒนาวิธีที่เป็นอิสระในการแยกแยะภาวะเงินเฟ้อจากสถานการณ์ทางเลือก โดยพื้นฐานแล้วพวกเขาเสนอว่าทุ่งมหึมาในเอกภพยุคแรกจะได้สัมผัสกับความผันผวนของควอนตัมและความยุ่งเหยิงความหนาแน่นที่จะบันทึกสเกลของเอกภพยุคแรกโดยตรงในรูปแบบของเวลา - นั่นคือพวกมันจะทำหน้าที่เป็น
โดยการวัดสัญญาณที่พวกเขาคาดการณ์ว่าจะมาจากทุ่งเหล่านี้พวกเขาตั้งสมมติฐานว่านักดาราศาสตร์วิทยาจะสามารถบอกได้ว่าการเปลี่ยนแปลงของความหนาแน่นใด ๆ เกิดขึ้นระหว่างการทำสัญญาหรือช่วงขยายตัวของเอกภพยุคแรกหรือไม่ สิ่งนี้จะช่วยให้พวกเขาสามารถแยกแยะทางเลือกอื่น ๆ ในการขยายตัวของจักรวาล ตามที่ Loeb อธิบาย:
“ ในสถานการณ์ส่วนใหญ่เป็นเรื่องปกติที่จะมีสนามขนาดใหญ่ในจักรวาลยุคแรก การก่อกวนในสนามขนาดใหญ่ในระดับเชิงพื้นที่โดยเฉพาะในเวลาเช่นลูกบอลขึ้นและลงในหลุมที่มีศักยภาพซึ่งมวลกำหนดความถี่ของการแกว่ง แต่วิวัฒนาการของการก่อกวนนั้นขึ้นอยู่กับขนาดของอวกาศภายใต้การพิจารณารวมถึงปัจจัยระดับพื้นหลัง (ซึ่งเพิ่มขึ้นแบบทวีคูณระหว่างแบบจำลองทั่วไปของภาวะเงินเฟ้อ แต่ลดลงในแบบจำลองสัญญา)
การก่อกวนเหล่านี้กล่าวว่า Loeb จะเป็นแหล่งกำเนิดของการเปลี่ยนแปลงความหนาแน่นใด ๆ ที่นักดาราศาสตร์ในนิตยสารอวกาศกล่าว การเปลี่ยนแปลงของรูปทรงเหล่านี้สามารถกำหนดได้โดยการสังเกตเอกภพพื้นหลังโดยเฉพาะไม่ว่ามันจะขยายหรือหดตัวซึ่งนักดาราศาสตร์สามารถแยกแยะได้
“ ในคำอุปมาของฉันสเกลแฟคเตอร์ของเอกภพส่งผลต่ออัตราที่เทปถูกดึงขณะที่นาฬิกาปล่อยเครื่องหมายติ๊กไว้” Loeb กล่าวเสริม “ สัญญาณใหม่ที่เราทำนายไว้นั้นบ่งบอกว่าระดับของความไม่สม่ำเสมอในเอกภพเปลี่ยนแปลงไปอย่างไรด้วยระดับเชิงพื้นที่”
ในระยะสั้น Loeb และเพื่อนร่วมงานของเขาระบุสัญญาณที่มีศักยภาพที่สามารถวัดได้โดยใช้เครื่องมือในปัจจุบัน สิ่งเหล่านี้รวมถึงผู้ที่ศึกษาพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล (CMB) - เช่น ESA's พลังค์ หอสังเกตการณ์อวกาศ - และผู้ที่ทำการสำรวจกาแลคซี - การสำรวจท้องฟ้าดิจิตอลสโลน, กล้องโทรทรรศน์สำรวจ VLT, กล้องโทรทรรศน์แมลงปอ ฯลฯ
ในการศึกษาก่อนหน้านี้มีข้อเสนอแนะว่าการเปลี่ยนแปลงความหนาแน่นในเอกภพยุคแรกสามารถตรวจพบได้โดยการมองหาหลักฐานที่ไม่ใช่แบบเกาส์เซียนซึ่งเป็นการแก้ไขการประมาณฟังก์ชันแบบเกาส์สำหรับการวัดปริมาณทางกายภาพ - ในกรณีนี้ CMB แต่อย่างที่ Loeb กล่าวไว้สิ่งเหล่านี้ยังไม่ถูกตรวจพบ:
“ สัญญาณออสซิลเลเตอร์ใหม่นั้นอยู่ในสเปกตรัมพลังงานของการรบกวนแบบดั้งเดิม (ซึ่งวัดจากพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล [CMB] หรือการสำรวจกาแลคซี) เป็นประจำในขณะที่คำแนะนำก่อนหน้านี้ในงานวรรณกรรมที่เกี่ยวข้องกับ ความท้าทายในการวัด (และยังไม่ถูกตรวจพบ ณ ขณะนี้) ผลลัพธ์ที่นำเสนอในบทความของเรานั้นทันเวลามากเนื่องจากชุดข้อมูลที่ขยายเพิ่มขึ้นนั้นถูกรวบรวมโดยการสำรวจใหม่ของการสำรวจทางคลีนิคและการสำรวจกาแลคซีของ CMB ใหม่”
การทำความเข้าใจว่าจักรวาลของเราเริ่มต้นได้อย่างไรอาจเป็นคำถามพื้นฐานที่สุดในวิทยาศาสตร์และจักรวาลวิทยา หากใช้วิธีนี้คำอธิบายทางเลือกสำหรับวิธีการที่จักรวาลจะถูกตัดออกมันจะนำเราเข้าใกล้ขั้นตอนเดียวเพื่อกำหนดต้นกำเนิดของเวลาพื้นที่และชีวิตของตัวเอง คำถาม“ เรามาจากไหน?” และ“ ทุกสิ่งเริ่มต้นอย่างไร” ในที่สุดอาจมีคำตอบที่ชัดเจน!
