التضخم وموجات الجاذبية والإشعاع الكوني: النظرية والتحقق التجريبي

تفتح الملاحظات الجديدة الباب أمام فهم الكون المبكر.

كان أعظم اكتشاف في علم الكونيات في القرن العشرين هو توسع الكون: فالمجرات البعيدة جدًا تبتعد عن بعضها البعض. السؤال المطروح لماذا يفعلون هذا؟ لنفترض أننا في "مركز الكون" ونتخيل أنه في يوم من الأيام في الماضي كان هناك نوع من "الانفجار" في هذه النقطة بالضبط وكان هذا "الانفجار" يسمى الانفجار الكبير. وبما أننا في مركز الكون حيث حدث الانفجار، فإن المجرات التي حصلت على أكبر سرعة هي الآن على مسافة أكبر منا.

لنفترض أن الانفجار الكبير قد حدث. متى حدث ذلك؟ لنأخذ جسمين يبعدان مسافة D عن بعضهما البعض اليوم ونفترض أنه عندما ولد الكون في الانفجار الكبير كانا قريبين من بعضهما البعض. ومنذ لحظة الانفجار الأعظم، بدأتا بالابتعاد عن بعضهما البعض بسرعة ثابتة. فإذا كانوا يبتعدون دائمًا عن بعضهم البعض بنفس السرعة، فإن المسافة التي هم عليها اليوم تساوي سرعتهم مضروبة في الزمن، أي عمر الكون: D = VT. وفقًا لقانون هابل، نعلم أن السرعة V تساوي V = HD، حيث H هو ثابت هابل. لنفترض أن سرعة الأجسام هي نفس السرعة اليوم. ومن هاتين المعادلتين نجد أن عمر الكون هو: 1/H = T. ونجد أن عمر الكون يساوي 14 مليار سنة تقريباً.

هناك علماء كونيات سيخبرونك أنهم يدرسون الكون بأكمله، والذي يبدو أنه لا نهائي في الحجم، منذ بداية الزمن وحتى اليوم - 2014. سيقولون لك أن الكون بأكمله هو هكذا وهكذا... لا تفعل ذلك. لا تصدقهم، لأن هناك أجزاء من الكون بعيدة جدًا عن أن نراها وكل ما يمكننا فعله هو أن نتخيل ونخمن ما يحدث هناك. ما الذي يمكن استكشافه في الكون؟ في علم الكونيات، يمكننا فقط دراسة ذلك الجزء من الكون الذي يمكننا رؤيته من الزاوية البعيدة حيث نحن. إذا اتفقنا على أن الكون بدأ في وقت ما في الماضي، فهناك حد لمدى رؤية الأشياء. إن أبعد أجزاء الكون التي يمكن أن نأمل رؤيتها هي المناطق التي أصدرت فوتونات أو موجات جاذبية وقت الانفجار الكبير، وهذه تصل إلينا اليوم بعد السفر بسرعة الضوء منذ الانفجار الكبير.

المزيد عن الموضوع على موقع العلوم:

• أول دليل مباشر على وجود موجات الجاذبية التي تسببت في تضخم الكون مباشرة بعد الانفجار الأعظم
• كيف يعمل التلسكوب الموجود في القطب الجنوبي والذي اكتشف موجات الجاذبية الناتجة عن الانفجار الكبير؟
• ما هي موجات الجاذبية؟
• أذن يقظة لأصداء الانفجار الكبير

في الزمكان مينكوفسكي سوف نصف المخروط الضوئي لهذه الفوتونات. يمتد المخروط الضوئي لماضيهم مثل مثلث إلى الوراء في الزمن، مع قمته عند النقطة الزمنية التي نعيشها وقاعدته عند الانفجار الكبير. جوانب المثلث هي حدود أو أفق الكون الذي يمكننا رؤيته. وأي منطقة خارج هذا الأفق لم يكن لديها الوقت الكافي لترسل لنا إشارات وبالتالي لا يمكننا أن نقول أي شيء علمي عنها بعد. وغدًا عندما نقوم بملاحظات جديدة سيتسع هذا الأفق وستضاف أحداث يمكننا رؤيتها وبالتالي يزداد حجم الكون المرئي كل يوم.

من خلال قانون هابل، من الممكن حساب أفق الكون المرئي، وحوافه، وما هي المسافة القصوى D التي يمكننا النظر إليها. ضع سرعة الضوء c بدلاً من السرعة V. نحن نبتعد عن المجرات وهي تبتعد عنا بسرعة الضوء. وبالتالي Dmax = C/H. وهذا مليار سنة ضوئية. لا أستطيع أن أرى أبعد من ذلك. عند هذا الحد، تحصل على انزياح أحمر لا نهائي، ولن يكون للإشعاع الكهرومغناطيسي أي تردد، ولن يكون للفوتونات المزيد من الطاقة. هذه هي حافة الكون المرئي. لا أستطيع رؤية ما وراء هذه الحافة.

لنفترض أن علماء الفلك على الأرض ينظرون إلى المجرات الأكثر بعدًا من جميع جوانب الأرض ومن جميع أطرافها، وقد تحرك ضوءها بالفعل بنسبة 80٪ من الوقت منذ الانفجار الكبير (من عمر الكون). عندما ينظر علماء الفلك إلى أبعد المجرات في أي اتجاه فإنهم ينظرون إلى الوراء في الزمن قدر الإمكان إلى الانفجار الكبير. لنفترض أنهم ينظرون إلى مجموعتين من المجرات البعيدة جدًا والتي تقع في اتجاهين متعاكسين منا. لقد قطع الضوء الصادر من مجرة ​​من إحدى المجموعات مسافة 80% من عمر الكون بحلول الوقت الذي وصل فيه إلينا، لذلك من الواضح أنه لم يكن لديه الوقت الكافي للوصول إلى المجرات في المجموعة الأخرى، والتي نراها في الاتجاه الآخر. وهذا يعني أن مجرات المجموعة الأولى لم تدخل بعد إلى الكون المرئي للمجموعة الثانية. لنفترض أن هناك كائنات ذكية تعيش في المجموعة الأولى من المجرات ويرون أرضنا كما كانت بنسبة 20% من عمرها. لا يمكنهم رؤية المجرات الموجودة في المجموعة الأخرى. لكن يمكننا رؤية مجموعتي المجرات في نفس الوقت.
عندما طرحنا نظرية الانفجار الكبير افترضنا أننا في مركز الكون وتخيلنا أنه في يوم من الأيام في الماضي حدث انفجار في هذه النقطة بالضبط وأسمينا هذا الانفجار الانفجار الكبير. هل من المعقول أن نفترض أننا في مركز الكون؟ دعونا نتخيل أننا نقطة صغيرة على بالون، وهو مليء بهذه النقاط الصغيرة. الآن نقوم بتضخيم البالون. جميع النقاط ترى النقاط الأخرى تبتعد عن بعضها البعض وترى جميعها نفس قانون هابل. وكل نقطة ترى الكون يتوسع بعيدًا عن نقطتها. كلما ابتعدت النقاط عن بعضها البعض، كلما وجدنا أن سرعتها أكبر. الشيء المثير للاهتمام هو أن كل نقطة أخرى على البالون تفكر تمامًا مثلما نفعل بشأن النقاط الأخرى على البالون القابل للنفخ؛ إنها تعتقد أنها مميزة جدًا وهي التي في وسط البالون على وجه التحديد لأن جميع النقاط تبتعد عنها بنفس الطريقة. وهكذا ستخترع كل نقطة قانون الحداد وتظن أنه خاص. وسوف نستنتج أن سرعة النقاط الأخرى تتناسب خطيا مع المسافة.

هناك الجاذبية التي تتجاذب وبالتالي فإن أجزاء الكون المختلفة تتجاذب مع بعضها البعض. ومن ثم يتباطأ الانتشار. كان معدل التوسع في الماضي أسرع مما هو عليه اليوم، وفي وقت ما في الماضي، في بداية الزمن، في حالة التفرد، كانت المجرات والغازات في الكون كلها متجمعة معًا بكثافة عالية لا نهائية. في الواقع، يُعتقد أنه في وقت مبكر جدًا من بداية الكون كان هناك في البداية تسارع يتبعه تباطؤ، وبعد ذلك ربما كان هناك تسارع مرة أخرى.

قدمت الملاحظات الفلكية التي اكتشفت وقياس المستعرات الأعظمية البعيدة جدًا من النوع Ia دليلاً على أن توسع الكون يتسارع بالفعل في يومنا هذا. أي أن ثابت الحداد كان في الماضي أصغر مما هو عليه اليوم. ومن ثم فمن الممكن والممكن مشاهدة اللحظات الأولى للانفجار الأعظم الساخن، ومشاهدة "كل شيء" باستثناء الجزء الثاني من المتفردة في البداية، وإجراء القياسات واقتراح نظرية فيزيائية من شأنها أن تقرر ما إذا كان هناك بالفعل انفجار كبير أم لا .

في عام 2002، استخدمت مجموعتان من الباحثين مثل هذه المستعرات الأعظمية لتحديد قيمة الثابت الكوني في معادلات المجال في النسبية العامة. وقاموا بقياس الانزياح الأحمر من المجرات التي تحتوي على المستعر الأعظم وكانت النتيجة التي حصلوا عليها هي أن الكون يتسارع.

من الثابت الكوني تحصل على مجال فيزيائي ذو ضغط سلبي، وجاذبية تنافرية، والتي تمارس تأثير جاذبية أكبر من جاذبية كل المادة الطبيعية في الكون. إن تفسيرات الكون المتسارع تثير هذه الفرضية القائلة بوجود مثل هذا المجال الفيزيائي، وهو الثابت الكوني لأينشتاين. أطلق علماء الفيزياء الفلكية على هذا المجال اسم الطاقة المظلمة وافترضوا أنها تتصرف مثل الثابت الكوني. إنه غير مرئي إلا من خلال تأثيرات الجاذبية ويخلق تأثيرات مضادة للجاذبية.

كان الكون المبكر حارًا وكثيفًا، لذا كانت المادة موجودة على شكل بلازما. كانت ذرات الغاز تتحرك بسرعة كبيرة عند درجة الحرارة هذه، لدرجة أنها عندما اصطدمت قامت بتأين بعضها البعض وجردت الإلكترونات من النواة. بسبب قانون بلانك للجسم الأسود، فإن الإشعاع الموجود في البلازما الكثيفة له طيف من إشعاع الجسم الأسود. وكان هذا هو الحال عندما كان الكون صغيرًا جدًا وحارًا. وعندما بدأت في التوسع، بردت البلازما واتحدت الإلكترونات مع النوى لتشكل غازًا محايدًا. عند هذه النقطة يتحرر الإشعاع الموجود في البلازما، لأن الفوتونات تتناثر من الجسيمات المشحونة وليس من الذرات المحايدة. لذلك عندما أصبحت الجسيمات الموجودة في الكون محايدة، لم تعد الفوتونات متناثرة. وعندما حدث هذا الاتحاد بين الإلكترونات والنوى، غادرت الفوتونات المادة. كان للفوتونات طيف إشعاعي من الجسم الأسود مع درجة حرارة غير كافية لتأين الهيدروجين. استمر الكون في التوسع واستمر غاز الفوتون هذا أيضًا في التوسع ومثل أي غاز متوسع تم تبريده. وبما أن هذه الفوتونات كانت تتحرك بحرية في الكون منذ إعادة التركيب تلك ولم تتبدد بواسطة أي شيء، فقد تم انزياحها نحو الأحمر كونيًا تمامًا كما حدث للضوء المنبعث من المجرات لاحقًا. يتم إزاحة كل فوتون نحو الأحمر، لذلك لا تزال هذه الفوتونات تمتلك طيف الجسم الأسود، ولكن درجة حرارتها قد تم انزياحها نحو الأحمر إلى قيمة أقل بكثير.

وقد تم رصد هذه الفوتونات وهي موجودة في جزء الموجات الدقيقة من الطيف. درجة حرارتهم حوالي 2.7 ك. ويسمى هذا الإشعاع إشعاع الخلفية الكونية (CMB). عندما ننظر إلى CMB فإننا ننظر في الواقع إلى الكون في سن مبكرة جدًا. تنظر في كل الاتجاهات وترى نفس النوع من الإشعاع CMB، بنفس درجة الحرارة ونفس درجة التجانس. تصل إلينا الإشعاعات CMB من اتجاهات تفصلها عن بعضها مسافات، بحيث لا يكون لها القدرة على معرفة بعضها البعض، في الوقت الذي انبعثت فيه الإشعاعات؛ بالإضافة إلى ذلك، فهو يصل إلينا أيضًا من مسافات قريبة من بعضنا البعض.

لقد رأينا أن الكون متجانس. سوف نعود في الوقت المناسب. برد الكون وأصبحت مادته المتأينة محايدة، واتحدت الإلكترونات مع البروتونات ولم يعد لدى الفوتونات طاقة كافية لتنتشر من الإلكترونات. يبقى CMB (الإشعاع الكوني). بدأ الغاز المتجانس الأولي في التوسع. كيف يمكن أن تتشكل كتل من المادة غير المنتظمة مثل المجرات في مثل هذا الغاز؟ إن تشكل الكواكب والنجوم والمجرات يعني وجود قوة جاذبية تؤدي إلى عدم استقرار الغاز. وجود عدم انتظام في منطقة معينة حيث تكون الكثافة أكبر من المعتاد وهي في ازدياد. وتغير المنطقة اتجاه توسعها وتنهار بفعل الجاذبية. لا يبدو هذا السيناريو محتملًا جدًا، نظرًا لأن مثل هذا الإنشاء العشوائي لكتل ​​من المادة في غاز ذي كتل جسيمية أمر نادر الحدوث. من الناحية الإحصائية، مقابل كل جسيم يقترب من جسيم آخر، من المحتمل أن يكون هناك جسيم آخر يتحرك بعيدًا عنه. حتى لو افترضنا أنه لا يوجد شيء متجانس تمامًا وسيؤدي إلى تكوين كتل، فإن المجرات لا يمكن أن تتشكل من هذه الكتل وتحتاج إلى آلية معينة لتكوينها. إن الإنشاء العشوائي للكتل في انهيار الجاذبية لا يؤدي إلى إنشاء المجرات، لأن عدد الجسيمات اللازمة لتشكيل النجم، ناهيك عن المجرة، هائل. ولذلك، فإن التقلبات العشوائية في مواقع الجسيمات لا يمكن أن تخلق مجموعات من الجسيمات بالكثافة اللازمة لتكوين النجوم والمجرات. كان لا بد أن يتسبب شيء ما في حدوث مخالفات في الكثافة بأحجام كبيرة. لذلك اقترحوا المادة المظلمة التي توفر هذه المخالفات. المادة المظلمة عبارة عن بحر من الجسيمات الثقيلة المحايدة كهربائيًا وتسمى المادة المظلمة الباردة (CDM).

يربط الفيزيائيون فكرة آلية التنمية النظيفة بالتضخم والتضخم: في البداية، في مرحلة مبكرة جدًا، كان هناك توسع سريع جدًا في الكون، والذي كان مدفوعًا بالطاقة المظلمة ذات الضغط السلبي، مثل ثابت كوني ضخم. يزيد التضخم من مخالفات الكثافة بعامل كبير جدًا. حتى التقلبات الصغيرة في الكثافة الناتجة عن عدم اليقين الكمي، قبل فترة التضخم، تتضخم بعد التضخم إلى عدم انتظام كبير في توزيع جسيمات المادة المظلمة.

ساعدت ملاحظات CBM في إنشاء النموذج الكوني القياسي المسمى Lambda-CDM. لامدا هو الثابت الكوني. تهيمن المادة المظلمة الباردة على الكون، ولها ثابت كوني يدفع التوسع المتسارع في العصور المتأخرة. ووفقا لهذا النموذج فإن كوننا مسطح مكانيا.

عندما تعاملنا لأول مرة مع المثال المبسط للبالون القابل للنفخ ذو النقاط على غلافه، رأينا أن كوننا هو كون متجانس من المجرات المتوسعة. لكن من مثال البالون نرى أن قانون هابل يصف توسع الكون من وجهة نظر محلية: كيف يتضخم حول نقطتنا. نريد أن نعرف ما هي الخصائص العالمية للكون بأكمله: هل البالون مسطح أم منحني. هذه هي هندسة الكون. وصف أينشتاين الجاذبية من حيث الهندسة. وبما أن الكون على المستوى العالمي متجانس ومتناحٍ (لا شيء يتغير من اتجاه إلى آخر)، فيمكن رسم كرة حول كل نقطة. وبما أن جميع المسافات واحدة، فإننا ننشئ سطحًا من جميع النقاط الموجودة على غلاف الكرة. هذه المسافة إلى النقاط هي نصف قطر الكرة. يمكن رسم دائرة كبيرة على الكرة. طول الدائرة هو محيط الكرة. نسبة المحيط إلى نصف قطر الكرة في الهندسة الإقليدية هي اثنان باي. الفضاء متجانس وبالتالي فإن جميع المجالات المرسومة حول جميع النقاط ستكون لها نسبة بين المحيط ونصف القطر تساوي اثنين باي. إذا كانت هذه النسبة أقل من اثنين باي، فهذا يعني أن الفضاء منحني: جميع المجالات المرسومة حول نقاط الفضاء ستكون لها نسبة بين محيط الدائرة ونصف قطر الكرة أقل من اثنين باي.

يمكن تحديد هندسة الكون عن طريق قياس كثافة الكتلة الكلية للكون من حولنا وثابت هابل. وعندما تفعل ذلك بالنسبة للكون المرئي تجد أن الانحناء يقترب من الصفر ويبدو أننا نعيش في كون مسطح.

يصحح النموذج التضخمي نموذج الانفجار الأعظم القياسي ويقدم تفسيرا لتجانس الكون.

يشير التضخم إلى أنه كانت هناك فترة مبكرة جدًا سيطرت عليها الطاقة المظلمة وكانت بمثابة نوع من الثابت الكوني. لقد قاد التوسع السريع بشكل أسي (أسيًا): وفقًا لنظرية التضخم في بداية الكون، بعد حوالي 10 إلى 36 ثانية من الانفجار الكبير، خضع الكون لمثل هذا التوسع الأسي العنيف الذي زاد حجمه بعامل حوالي 1078. إذا استمر التضخم لفترة كافية وكان التسارع قويًا بما فيه الكفاية، كل ما نراه اليوم كان في السابق ضمن منطقة صغيرة. إن التجانس والسلاسة في الكون بالمقاييس العالمية للحجم التي نراها اليوم تم الحصول عليها قبل التضخم: فقد توسعت مناطق كبيرة من مناطق صغيرة قبل حدوث التوسع التضخمي مباشرة، حتى لو كان الكون عشوائيا للغاية. محليًا، تم كسر التماثل لأن المجرات والنجوم تشكلت عندما قدم التضخم تفسيرًا لذلك: أدى التوسع الناتج عن التضخم إلى حدوث مخالفات من خلال تضخيم التقلبات الكمومية التي كانت موجودة قبل المرحلة التضخمية. أدت هذه التأثيرات إلى خلق المجرات، وهذا التفسير لنظرية التضخم الذي يخلق القدر المناسب من عدم التجانس على المستوى المحلي، هو قلب النظرية: التضخم يعد بحل مشكلة التجانس على المستوى العالمي ومشكلة كسر التجانس بالجرعة المناسبة تمامًا على المستوى المحلي.

وسنعود إلى الإشعاع الكوني والأدلة التجريبية المتعلقة بنظرية التضخم. يعد إشعاع الخلفية الكونية CMB أحد المصادر الرئيسية لدراسة الكون ككل. يوفر CMB نافذة على الكون المبكر، وقياس درجة حرارة CMB يمكن أن يوفر معلومات حول موجات الجاذبية. لذلك سنتحدث قليلاً عن عدسات الجاذبية. في النسبية العامة، فإن وجود المادة، وكثافة المادة، يمكن أن يشوه الزمكان وبالتالي يتقلب مسار الضوء نتيجة لذلك. تسمى هذه العملية عدسة الجاذبية وهي مشابهة إلى حد ما لما يحدث في البصريات، أي إشعال الضوء بواسطة عدسة زجاجية. وبالتالي فإن عدسة الجاذبية هي تشويه مسار الضوء الناجم عن الجاذبية. تعمل الجاذبية كعدسة لمصدر الضوء. إذا كان هناك نجم على مسافة ما منا، فإن أشعة الضوء القادمة منه تكون معدلة وبالتالي نراه في موضع مختلف قليلاً عن موضعه الحقيقي. على المقاييس الكونية لدينا مثل هذا المصدر الذي يمر عبر عدسة الجاذبية وهو إشعاع الخلفية الكونية CMB. بيننا وبين الإشعاع CMB مجموعة من المواد التي تتداخل مع مسارات الأشعة الضوئية القادمة من الإشعاع CMB في طريقها إلينا. إذن هذه حالة خاصة من عدسة الجاذبية المعروفة باسم استقطاب الإشعاع CMB.

بينما يفتح CMB نافذة على الكون كما كان بعد حوالي 400,000 سنة من تشكله، فإن استقطاب CMB يحدث بسبب المادة بيننا وبين CMB ويسمح لنا بالحصول على معلومات حول تطور الكون. نحصل على معلومات عن تغيرات درجات الحرارة من مكان إلى آخر في السماء ونحصل على معلومات عن عدسة الجاذبية أو الاستقطاب. ترتبط هذه المعلومات بالكتلة الإجمالية على طول خط البصر.
منذ أن تم تصور نظرية التضخم قبل 30 عامًا، تم التحقق من جميع تنبؤاتها باستثناء واحد: التنبؤ غير المرصود بأن التقلبات الكمومية خلقت خلفية موجة الجاذبية (GWB) في الكون المبكر. وعندما تم اكتشافه الآن، كان بمثابة "الدليل القاطع" لنظرية التضخم، ويمكن أن يخبرنا أيضًا بمدى قوة التضخم.

كيف يتم الكشف عن GWB؟ وكما قلنا أعلاه، فإن تدابير بناء الثقة مستقطبة. وهي مستقطبة بسبب تأثير يسمى تشتت طومسون. ويرجع هذا التأثير إلى تقلبات الكثافة التي حدثت في بداية الكون. هناك كمية أقل من الاستقطاب الناجم عن موجات الجاذبية. هذان المصدران - تشتت طومسون وموجات الجاذبية - ينتجان نوعين مختلفين من الاستقطاب. تمامًا كما هو الحال في النظرية الكهرومغناطيسية الكلاسيكية، تحصل على خريطة استقطاب تتكون من قاعدتين متعامدتين، أو وضعين متعامدين يسمى: الوضع-E والوضع-B. رياضيًا، يبدو الوضع E كالتدرج، بينما يبدو الوضع B كالتجعيد. لذلك، إذا رسمنا خريطة لاستقطاب CBM وقسمناها إلى دورات E ودورات B ووجدنا دورات B ليست صفرًا، فقد اكتشفنا موجات الجاذبية GWB وبالتالي تحققنا من وجود التضخم!

تم اكتشاف الدورات الإلكترونية منذ 10 سنوات، لكن الدورات B لم يتم اكتشافها إلا بالأمس، وكما ذكرنا لا يمكن أن تنشأ إلا عن طريق موجات الجاذبية. موجات الجاذبية هي تموجات تنتشر عبر الزمكان نفسه. عندما اجتازت الموجات الكون المبكر، قامت بتحريك الجسيمات المشحونة. تركت الحركة الدورية المنتظمة لهذه الجسيمات بصمة مميزة على ضوء CBM من خلال استقطابه إلى الوضع B. أي أنه نتيجة لذلك يتأرجح الإشعاع الكوني في اتجاهات معينة. ويمكن تصوره كنوع من الدوامة من الحرارة والبرودة من الأمواج المتأرجحة في اتجاهات مختلفة في السماء. هذه الاتجاهات مستقطبة B.

كيف نعرف أن الإشارة التي يستقبلها تلسكوب BICEP2 في القطب الجنوبي هي موجات جاذبية؟ إذا كانت الإشارة موحدة ونفس الشيء، فهذا يعني أنها ضوضاء عشوائية. يتم التوصل إلى هذا الاستنتاج من خلال عملية تسمى "Jackknifing". ومن الممكن أيضًا أن تظهر مصادر مثل الغبار في مجرتنا تجريبيًا كما لو كانت موجات جاذبية. وفي التجربة الأخيرة التي نشرت نتائجها أمس، قارن الباحثون البيانات بالنتائج التي تم الحصول عليها من مهمة سابقة تسمى "مهمة بلانك". وخلصوا إلى أن الإشارة لا يمكن تفسيرها بالغبار الموجود في المجرة. مصدر آخر لماذا قد لا تكون الإشارة عبارة عن موجات جاذبية هو أن الإشعاع القادم من CBM إلينا يخضع لعملية عدسة الجاذبية بواسطة المجرات الموجودة بيننا وبين التلسكوب الموجود في القطب الجنوبي. يمكن للمجرات تشويه مسار الضوء وإنشاء إشارة يمكن أن تظهر كما لو كانت موجات جاذبية تم الحصول عليها في تجربة. لكن مثل هذه الإشارة ليست قوية بما فيه الكفاية ولها شكل مختلف عن موجات الجاذبية التضخمية، ويبدو أن هذه الأخيرة تم اكتشافها تجريبيا.

تفتح الملاحظات الجديدة الباب أمام فهم الكون المبكر. تتنبأ نظرية التضخم أنه إذا أخذت في الاعتبار التوسع الأسي (الأسي) مع تكميم مجال الجاذبية، فستحصل على موجات جاذبية GWB التي تركت طابعها الفريد والمميز على CMB في شكل استقطاب الوضع B. لا يمكن أن يتشكل هذا الختم من خلال التقلبات في كثافة المادة. يوفر اكتشاف استقطاب الوضع B للإشعاع CMB تحققًا لا لبس فيه من نظرية التضخم.