وقتی یک هواشناس روس به نام الکساندر فریدمن در سال 1922 این ایده را مطرح کرد که کیهان در حال منبسط شدن است، آلبرت آینشتاین اطمینان داشت که او اشتباه میکند. 5 سال قبل، آینشتاین مدل یک کیهان ثابت را منتشر کرده بود، و همچنان بر این عقیده بود که این مدل درست است. در یک اشتباه کم نظیر ولی پرتاثیر، آینشتاین باورهای بی اساسش را با یک محاسبه اشتباه تقویت کرد و در نامه ای به ژورنال فیزیک ادعا کرد که تئوری فریدمن قانون پایستگی انرژی را نقض میکند. 8 ماه بعد، پس از ملاقات با یکی از همکاران فریدمن، آینشتاین به اشتباهش اعتراف کرد و نامه ای در راستای پس گرفتن نظر سابقش منتشر کرد: معادلات نسبیت عام، اجازه یک کیهان منبسط شونده را می دهند.
امروزه نظریه انفجار بزرگ، که با محاسبات فریدمن در 1922 آغاز شد، نظریه متعارف و مورد قبول کیهانشناسان است. انبساط کیهان ابتدا در اوایل دهه 1920 توسط وِستو مِلوین اسلیفِر(Vesto Melvin Slipher) مشاهده شد و در سال 1929 توسط ادوین هابل در قالب قانون هابل تدوین شد: به طور متوسط، کهکشانها با سرعتی متناسب با فاصله شان از ما دور میشوند. در سال 1965 آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون تابش مایکرویو زمینه را مشاهده کردند که از همه جهات به سمت زمین میتابد – این تابش، پس تابی از گوی آتشین و چِگال نخستین است. امروز، بر اساس داده های جمع آوری شده توسط ماهواره COBE، میدانیم که طیف این تابش زمینه با دقت قابل توجهی با طیف دمایی پیش بینی شده از تابش ماده داغ کیهان جوان هم خوانی دارد. همچنین، محاسبات جوش هسته ای (Nucleosynthesis) در کیهان اولیه نشان میدهند که نظریه انفجار بزرگ توصیف دقیقی از توزیع و میزان هسته های اتمی سبک در کیهان ارائه میدهد.
علی رغم موفقیت چشمگیر نظریه انفجار بزرگ، دلایل موجهی هستند که نشان میدهند شکل سنتی این نظریه ناکامل است. با اینکه این نظریه "انفجار بزرگ" نامیده شده است، در واقع این نظریه به هیچ وجه توصیف کننده یک انفجار نیست، بلکه نظریه ای برای توصیف عواقب و پس آیندهای یک انفجار است. انفجار بزرگ توصیف زیبا و کاملی از انبساط و خنک شدن کیهان، و همین طور تجمع ماده برای شکل گرفتن کهکشان ها و ستاره ها ارائه میدهد. ولی این نظریه چیزی در باره فیزیک خود انفجار نمیگوید: انجار بزرگ هیچ سرنخی درباره چیزی که منفجر شده، علت انفجار و یا وقایع قبل از انفجار ارائه نمیدهد. در عوض، نظریه تورم کیهانی، توصیفیست از خود انفجار، و پاسخهای قابل قبولی برای این سوالها ارائه میکند.
یک انفجار خاص
آیا امکان دارد که انفجار بزرگ بر اثر انفجار یک گونی تی-ان-تی بزرگ به وقوع پیوسته باشد؟ یا شاید یک انفجار هسته ای باعث آن شده باشد؟ یا حتی شاید یک توپ غول آسای ماده با یک توپ عظیم پادماده برخورد کرده باشد و مقدار شگفت آوری انرژی را در یک انفجار کیهانی آزاد کرده باشد؟
در حقیقت، هیچکدام از این سناریوها نمیتوانند توجیه مناسبی برای شروع کیهان توسط انفجار بزرگ باشند، زیرا این انفجار، دو خصوصیت بارز دارد که آن را از یک انفجار عادی متمایز میکنند:
اولین این خصوصیت ها همگن بودن است: انفجار بزرگ، در مقیاسهای عظیم، بسیار همگن تر از حدی است که توسط انفجارهای عادی قابل توضیح باشد. در مبحث همگن بودن، بهتر است اول این نکته را روشن کنیم که کیهان از بسیاری از جهات غیرهمگن است. پالو آلتو تفاوت بسیاری با سنفرانسیسکو دارد، و ستاره ها، کهکشانها و خوشه های کهکشانی در یک طرح و الگوی بسیار پیچیده در فضا پراکنده شده اند. اما از نقطه نظر کیهان شناسی، همه این ساختارها کوچک-مقیاسند. ما میتوانیم تمرکز خودمان را بر مقیاسهای بزرگ بگذاریم، مثلا فضا را به مکعبهایی تقسیم کنیم که طول هر وجهشان 300 میلیون سال نوری یا بیشتر است. در چنین مقیاسی، مشاهده میکنیم که هرکدام از این مکعبها به طور متوسط از همه جهات شبیه دیگر مکعبهای تقسیم بندی ما هستند و چگالی جرمی، چگالی کهکشانی و خروجی نوری مشابهی دارند. این یکنواختی بزرگ مقیاس را میتوان در بررسی کهکشان ها مشاهده کرد، ولی بارزترین دلیل صحیح بودن این فرض را میتوان در تابش مایکرویو زمینه پیدا کرد. داده های جمع آوری شده توسط ماهواره COBE نشان می دهند که این تابش در همه جهات با دقت بسیار بالایی دمای یکسانی دارد.
برای اینکه ببینیم توضیح این یکسانی توسط یک انفجار عادی چقدر سخت است، باید اندکی در مورد گذشته تابش زمینه کیهانی بدانیم. کیهان اولیه به حدی داغ بوده که الکترونها از اتمها کنده میشدند و در نتیجه فضایی انباشته از پلاسما را بوجود می آوردند. چنین پلاسمایی بسیار کدر است و در نتیجه فوتونهایی که تابش مایکرویو زمینه را تشکیل میدهند پیوسته جذب و بازتابش می شده اند. بعد از حدود 300000 سال، کیهان به اندازه ای سرد میشود که پلاسما میتواند تبدیل به گازهایی شفاف، متشکل از اتمهای خنثی شود. از آن زمان، فوتونهای تشکیل دهنده تابش زمینه کیهانی بر یک خط راست حرکت کرده اند و به ما تصویری از کیهان در سن 300000 سالگی میدهند. پس، از مشاهده تابش زمینه کیهانی میتوانیم این نتیجه را بگیریم که کیهان در چند صد هزار سالگیش، دمای یکنواختی داشته است.
تحت بسیاری از شرایط، چنین یکنواختی ای به سادگی قابل توجیه است، زیرا میدانیم که هر سیستم بسته ای بعد از مدت زمان کافی به تعادل دمایی میرسد. اما در نظریه انفجار بزرگ استاندارد، کیهان با چنان سرعتی تکامل میابد که فرصتی برای رسیدن به تعادل دمایی باقی نمی ماند. میتوانیم مساله را اینگونه تصور کنیم که کیهان پر است از موجودات بنفش رنگی که هرکدام یک اجاق و یک یخچال در اختیار دارند، و هدف غایی این موجودات برقراری تعادل دمایی در کیهان است. اما این موجودات بنفش باید با سرعتی بیش از 100 برابر سرعت نور با هم ارتباط برقرار کنند تا بتوانند در کیهان 300000 ساله از دمای هم مطلع شوند و تعادل دمایی را برقرار کنند. از آنجایی که گونی تی-ان-تی و توپهای ماده-پاد ماده نمی توانند انرژی خود را سریعتر از سرعت نور منتقل کنند، پس نمیتوانند توجیه خوبی برای وقوع انفجار بزرگ باشند. شکل کلاسیک نظریه انفجار بزرگ از ما میخواهد که گوی آتشین اولیه را بدون دلیل و توجیهی بپذیریم. تعادل و یکنواختی دمایی در این نظریه نتیجه یک محاسبه فیزیکی نیست، بلکه یک فرض است. این کمبود با عنوان "مساله افق" شناخته میشود، زیرا کیهانشناسان، با توجه به محدود بودن سرعت نور، از کلمه افق برای بیان کردن بزرگترین فاصله ای که داده یا انرژی،از لحظه انفجار بزرگ، میتواند طی کرده باشد استفاده میکنند.
دومین خصوصیت ویژه انفجار بزرگ، "مساله مسطح بودن" است که به سختی میتوان به وسیله یک انفجار استاندارد تویجهش کرد. این مساله حول این حقیقت میگردد که چگالی جرمی کیهان باید با دقت بسیار بالایی انتخاب شود تا بتواند با مشاهدات همخوانی کند.
اول، باید اندکی معنی لغات را دوره کنیم. اگر چگالی جرمی کیهان از حدی به نام چگالی بحرانی بیشتر باشد، گرانش به اندازه ای قوی می شود که روند انبساط را معکوس میکند و باعث میشود کیهان در نهایت در خودش فرو ریزد –بعضی ها این نظریه را "فروریزش بزرگ" مینامند. اگر چگالی جرمی کمتر از مقدار بحرانی باشد، کیهان برای همیشه به انبساط خود ادامه میدهد. در کیهانشناسی، نسبت چگالی جرمی واقعی به چگالی جرمی بحرانی با حرف یونانی ω (امگا) نشان داده میشود. نسبیت عام می گوید که اگر ω برابر یک باشد، هندسه کیهان اقلیدسی میشود، بنابراین به کیهانی که در آن ω=1 باشد "مسطح" میگویند.
اندازه گیری امگا بسیار دشوار است، ولی میتوان با اطمینان نسبی گفت که این مقدار بین 0.1 تا 2 است. این محدوده بسیار بزرگ به نظر می رسد، ولی با در نظر گرفتن تکامل کیهان در زمان به نقطه نظری بسیار جالب میرسیم. ω=1 یک تعادل بسیار ناپایدار در تکامل کیهان است و می توان آن را به مدادی که روی نوک تیزش ایستاده تشبیه کرد. عبارت نقطه تعادل به این معنی است که اگر امگا برابر یک باشد، برای همیشه برابر یک می ماند- همانطور که طبق قوانین فیزیک، مدادی که بر روی نوکش ایستاده، در صورت وارد نشدن نیروی خارجی، تا ابد عمودی میماند. کلمه ناپایدار به این معنی است که اندکی تغییر در نقطه تعادل، در هر جهتی که باشد، با سرعت رشد میکند. اگر مقدار امگا در کیهان اولیه اندکی بیشتر از یک بود، این مقدار به سرعت تا بینهایت امتداد میافت، و اگر مقداری کمتر از یک بود، به سرعت به سمت صفر میل میکرد. برای اینکه امگا مقدار فعلیش (نزدیک به یک) باشد، باید در کیهان اولیه به دقت خاق العاده ای نزدیک به یک بوده باشد. به عنوان مثال، یک ثانیه بعد از انفجار بزرگ را تصور کنید – زمانی که فرایند جوشش هسته ای در حال آغاز بوده. برای اینکه مقدار امگا در محدوده مجاز امروزی باشد، در آن زمان باید مقدارش با دقت 15 رقم اعشار برابر یک بوده باشد.
یک انفجار ساده هیچ توضیحی برای این دقت بالای مقدارگذاری ارائه نمیدهد، و مدل سنتی انفجار بزرگ هم وضعیتی مشابه دارد. در این نظریه، مقادیر اولیه جرم حجمی و ضریب انبساط توسط فیزیک محاسبه نمیشوند، بلکه باید صرفا فرض شوند. این نظریه با مشاهدات ما سازگار نیست، مگر اینکه بر حسب اتفاق مقدار اولیه امگا بین 0.999999999999999 و 1.000000000000001 بوده باشد.
کیهان تورمی
اگرچه خصوصیات انفجار بزرگ بسیار خاص هستند، در حال حاضر میدانیم که قوانین فیزیک مکانیزمی ارائه میدهند که دقیقا همین نوع انفجار را حاصل میشود. این مکانیزم با نام تورم کیهانی شناخته میشود.
خصوصیت اصلی قوانین فیزیکی که اتفاق افتادن تورم را ممکن می کند، وجود داشتن حالتی از ماده است که دارای چگالی انرژی بسیار بالاییست، به طوری که نمیتوان این چگالی را به سرعت کم کرد. به چنین حالتی "خلا مشقی" گفته می شود. کلمه خلا نشان دهنده پایین ترین حالت ممکن چگالی انرژیست، و کلمه مشقی بیانگر موقتی بودن این حالت است. برای مدت زمانی که در مقیاس کیهان اولیه میتواند بلند محسوب شود، خلا مشقی طوری رفتار میکند که انگار چگالی انرژی نمیتواند کمتر شود، زیرا کم کردن انرژی فرایند کند و زمان بری است.
چگالی جرمی بحرانی و مسطح بودن:
چگالی جرمی بحرانی (
c ) را میتوان به شکل زیر به ثابت هابل (H) مرتبط کرد:
c = 3H 2 / 8
G
که در این معادله، G ثابت گرانش نیوتن است. مقدار ω به صورت 
= / c تعریف میشود، که در آن مقدار حقیقی چگالی جرمی است. معمولا فرض میشود که مقدار ثابت کیهانی معرفی شده توسط آینشتاین 
برابر با صفر است، که در این حالت فقط اگر > 1 باشد فروریزش کیهانی رخ میدهد. اگر برابر صفر نباشد، شرایط فروریزش پیچیده تر میشوند، ولی معادله بالا همچنان به عنوان تعریف c استفاده میشود.
هندسه فضایی کیهان توسط مقدار + / 3H 2 معین میشود. اگر این مقدار بیشتر از یک باشد، کیهان بر روی خودش به گونه ای خم میشود که فضایی بسته با حجم محدود تشکیل دهد – البته این فضا مرزی نخواهد داشت. در چنین فضایی مجموع زوایای یک مثلث بیشتر از 180 درجه میشود و فضاپیمایی که روی خط مستقیم حرکت میکند در نهایت به نقطه آغاز خود بازمیگردد. اگر این مقدار کمتر از یک باشد، کیهان فضایی باز میشود که در آن مجموع زوایای یک مثلث کمتر از 180 درجه میشود. اگر این مقدار دقیقا برابر یک باشد، فضا اقلیدسی میشود که ما آن را مسطح مینامیم.
فیزیک خلا مشقی:
خلا مشقی از هر نظریه ای که شامل میدان نرده ای (اسکیلار) باشد قابل نتیجه گیری است. میدان نرده ای، شبیه به میدانهای الکتریکی و مغناطیسی هستند، با این تفاوت که جهتی ندارند. به عنوان مثال، میدان هیگز در حیطه فیزیک ذرات و یا میدانهای نظریه های وحدت میدانی، میدانهای نرده ای هستند. در میدان های هیگز، حداقل چگالی انرژی در عدم حضور میدان اتفاق نمی افتد، بلکه در یک مقدار غیر صفر میدان یافت میشود. به عنوان مثال، نمودار چگالی انرژی میتواند به صورت زیر باشد:
چگالی انرژی وقتی صفر میشود که θ=tθ باشد، پس این شرط توصیف کننده یک خلا عادی در فضای خالی است. در این مبحث، به چنین شرایطی خلا حقیقی گفته میشود. به حالتی که در آن میدان نرده ای در نزدیکی θ = 0 باشد، خلا مشقی گفته میشود. اگر نمودار چگالی انرژی به اندازه کافی مسطح باشد، زمان لازم برای کم کردن چگالی انرژی –در مقیاس زمانی کیهان اولیه- میتواند بسیار طولانی باشد. در نتیجه، برای مدتی کوتاه، خلا مشقی همانند یک خلا حقیقی رفتار میکند، از این جهت که چگالی انرژی نمیتواند کمتر شود.
خصوصیات جالب توجه خلائ مشقی از فشار این خلا نشات میگیرند، که مقداری بزرگ و منفی دارد. از نظر مکانیکی، چنین فشار منفی ای نشان دهنده مکش است، که در نظر اول علت مناسبی برای توضیح انبساط سریع کیهان نمیباشد. اما باید دقت کرد که تاثیرات مکانیکی فشار، به اختلاف فشار بستگی دارند و در صورت یکنواختی فشار، میتوان آنها را نادیده گرفت. ولی طبق نسبیت عام، در چنین شرایطی اثری گرانشی به وقوع میپیوندد که از اهمیت بالایی برخوردار است. فشار، همانند چگالی انرژی، باعث ایجاد امواج گرانشی میشود، به ویژه یک فشار مثبت موج گرانشی جذب کننده ای را تولید میکند. در نتیجه، فشار منفی خلا مشقی باعث تولید یک میدان گرانشی دفع کننده میشود که علت اصلی پدیده تورم است.
شکلهای مختلفی از نظریه تورم وجود دارند، ولی تمامی آنها بر این فرض استوارند که تکه کوچکی از کیهان اولیه، به طریقی، دجار شرایط خلا مشقی شده است. برای توجیه علت این پدیده، احتمالات بسیاری بیان شده اند، مثل یک فرایند خنک شدن شدید در یکی از گذارهای کیهان اولیه، یا نوسانات کاملا رندم میدانها. حتی با احتمال بسیار پایین، به نظر می رسد نوسانات اتفاقی توجیه منطق پسندی برای این پدیده باشند، زیرا در طی چنین نوسانی محدوده تورم با ضریب بالایی منبسط میشود، در حالی که محدوده های غیر تورمی کوچک میمانند. تورم را میتوان به آتشی تشبیه کرد که از نقطه ای از جنگل شروع میشود و در نهایت سراسر جنگل را در بر میگیرد.
وقتی تکه ای از کیهان اولیه در شرایط خلا مشقی قرار بگیرد، تاثیر گرانشی دفعی آن را به سوی یک دوره تورمی میراند که باعث انبساط تصاعدی میشود. برای تولید کیهانی با خصوصیات ویژه انفجار بزرگ، حداقل ضریب انبساط باید در حدود 10^25 باشد. حد بالایی برای میزان انبساط وجود ندارد. در نهایت، خلا مشقی شروع به تحلیل رفتن میکند و انرژی محصور در آن نیز آزاد میشود. این انرژی سوپی داغ و یکنواخت از ذرات را درست میکند، که همان نقطه شروع نظریه سنتی انفجار بزرگ است.
در نظریه تورم، اندازه اولیه کیهان بسیار کوچک است- شاید در حدود 10^-24 cm، یعنی 100 میلیارد بار کوچکتر از یک پروتن. انبساط در حالی رخ میدهد که خلا مشقی مقدار تقریبا ثابتی از چگالی گرانشی را دارا باشد، در نتیجه مقدار کلی انرژی با توان سوم ضریب انبساط بزرگ میشود. اگرچه چنین چیزی نقض قانون پایستگی انرژی به نظر میرسد، ولی همچنان با قوانین فیزیک فعلی همخوانی دارد.
راه حل این پارادکس انرژی در رفتار ظریف گرانش پیدا می شود. فیزیک نیوتنی به وضوح بیان می کند که انرژی یک میدان گرانشی همیشه منفی است، و این گزاره در نسبیت عام نیز صادق است. استدلال نیوتنی به موازات محاسبه چگالی انرژی در یک میدان الکترواستاتیک پیش می رود، با این تفاوت که پاسخ نهایی علامت مخالف را داراست، زیرا قانون نیرو شامل علامت مخالف است: دو جرم مثبت همدیگر را جذب میکنند، در حالی که دو بار مثبت همدیگر را دفع میکنند. این امکان که انرژی گرانشی منفی باعث تعادل با انرژی مثبت ماده در کیهان شود، برای نخستین بار توسط ریچارد تولمن در 1932 مطرح شده بود، که البته در آن زمان مکانیزم مناسبی برای انتقال اینگونه انرژی ها شناخته نشده بود.
در حین تورم، با اینکه انرژی ماده با ضریبی 10^75 یا حتی بیشتر افزایش می یابد، انرژی میدان گرانشی بیشتر و بیشتر منفی مشود تا این افزایش انرژی تا خنثی کند. انرژی کلی (ماده+گرانشی) ثابت و بسیار کوچک می ماند، و حتی میتواند دقیقا برابر صفر شود. در نتیجه پایستگی انرژی محدودیتی برای میزان تورم کیهان مشخص نمی کند، زیرا محدودیتی برای میزان انرژی منفی که میتواند در میدان گرانشی ذخیره شود وجود ندارد.
نظریه قرض گرفتن انرژی از میدان گرانشی به مدل تورمی دیدی کاملا متفاوت از نظریه انفجار بزرگ کلاسیک میدهد: در این مدل،فرض می شود که تمامی ذرات کیهان (یا حداقل پیشینیان آنها) از ابتدا وجود داشته اند. تورم مکانیزمی را ارائه میدهد که توسط آن همه کیهان میتواند از چند گرم ماده اولیه تولید شود. تورم به طور واضحی مخالف نظر دموکریتوس است که اعتقاد داشت "خیچ چیز نمیتواند از هیچ به وجود آید". اگر تورم صحیح باشد، همه چیز میتواند از هیچ، یا حداقل چیزی بسیار اندک به وجود می آید.
تورم و یک انفجار خاص
بعد از توضیح تورم، فهمیدن اینکه چگونه چنین پدیده ای باعث وقوع همان نوع انفجاری میشود که قبلا بحث شد، کار دشواری نخواهد بود.
مساله افق را در نظر بگیرید – همان مساله سختی درک همگنی کیهان در مقیاس بزرگ که در نظریه انفجار بزرگ سنتی مطرح شده بود. فرض کنید که بتوانیم پیشینه کیهان قابل مشاهده را بررسی کنیم، کیهانی که در حال حاضر شعاعی نزدیک به 10 میلیارد سال نوری دارد. تا لحظه پایان تورم، نظریه تورم تفاوتی با نظریه انفجار بزرگ کلاسیک نخواهد داشت. اما در نظریه تورم، کیهان انبساطی بسیار شدید را در دوره تورمی تجربه می کند. قبل از این تورم، فضای قابل مشاهده به قدری باورنکردنی کوچک بوده است- 10^25 بار یا بیشتر کوچکتر از نظریه کلاسیک. (توجه داشته باشید که نگفته ایم کل کیهان چنین شرایطی را داشته است. مدل تورمی در مورد اندازه کل کیهان چیزی نمیگوید.)
از آنجایی که این محدوده بسیار کوچک بوده، زمان کافی برای رسیدن به تعادل دمایی را در اختیار داشته است – درست مانند یک لیوان قهوه داغ که در مدت زمان کافی به اندازه دمای اتاق خنک می شود. پس در نظریه تورمی، تعادل دمایی قبل از وقوع تورم به دست آمده است. سپس فرایند تورم به حدی این قسمت را منبسط کرده که تمام کیهان قابل مشاهده ما را در بر بگیرد. پس، تعادل و همگنی توسط این نوع انبساط حفظ می شود، زیرا فرض میکنیم که قوانین فیزیک همه جا یکسان باشند.
همینطور، نظریه تورم راه حلی ساده برای مساله مسطح بودن ارائه می دهد. به یاد بیاورید که به نسبت چگالی جرمی حقیقی به چگالی بحرانی امگا می گفتیم، و مشکل از اینجا نشات گرفت که شرط = 1 ناپایدار است: امگا با تکامل کیهان از یک فاصله می گیرد، که با محدوده مقدار کنونی امگا همخوانی ندارد.
در دوران تورم، طبیعت خاص خلا مشقی باعث تغییرات علامت مهمی در معادلات توصیف کننده تکامل کیهان می شود. در این دوره، نیروی گرانش در راستای شتاب دادن به انبساط عمل می کند، نه کند کردن آن. همینطور، معادلات توصیف کننده امگا نیز دچار یک تغییر علامت حیاتی می شوند: در حین دوره تورمی، کیهان به سرعت و شدت به سمت یک چگالی جرمی بحرانی رانده می شود. این اثر در شرایطی قابل درک می شود که ربطه بین چگالی جرمی بحرانی و مسطح بودن هندسی فضا را در نسبیت عام قبول کرده باشیم. ضریب انبساط بالای تورم، کیهان را به سمت مسطح بودن می راند، همانطور که زمین به نظر مسطح می آید، در حالی که واقعا گرد است. یک قسمت از فضا، اگر به اندازه کافی بزرگنمایی شده باشد، مسطح به نظر می آید.
در نتیجه، یک دوره کوتاه تورمی می تواند مقدار امگا را با دقت بالایی نزدیک به یک کند، و این امر بستگی به محل آغاز تورم ندارد. با این توجیه، دیگر نیازی نیست که فرض کنیم مقدار اولیه امگا به طور باورناپذیری نزدیک به یک بوده است.
همچنین، می توان از این رفتار یک پیش بینی کرد. مکانیزمی که امگا را کنترل می کند تقریبا همیشه از حد خارج می شود، به عبارت دیگر می توان گفت که حتی اکنون هم چگالی جرمی باید با دقت بسیاری برابر با چگالی بحرانی باشد. در نتیجه، اندازه گیری چگالی جرمی کیهان می تواند آزمایش مهمی برای نظریه تورمی باشد. متاسفانه، تخمین زدن چگالی جرمی کیهان کار بسیار دشواریست، زیرا بیشتر ماده کیهان "تاریک" است، که صرفا از طریق کشش گرانشی ماده قابل مشاهده قابل تشخیص می شود.
نوشته: آلن گوث
مترجم: وحید بهزادان
متن اصلی: http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Guth/Guth_contents.html