പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തുടക്കത്തെക്കുറിച്ചുള്ള നല്ലൊരു വിവരണമാണ് മഹാസ്‌ഫോടന സിദ്ധാന്തം നല്കുന്നത്. അതിസാന്ദ്രമായ അവസ്ഥയില്‍നിന്നും ഒരു മഹാസ്‌ഫോടനത്തിന്റെ ഫലമായി പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുകയും പിന്നീട് ഘടകങ്ങളെല്ലാം രൂപംകൊള്ളുകയും ചെയ്തു എന്നാണ് അനുമാനിച്ചിരിക്കുന്നത്. പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഘടകങ്ങള്‍ വളരെയധികം ദൂരത്തില്‍ അകന്നിരിക്കുന്നതിനാല്‍ ആദ്യകാലപ്രപഞ്ചം, പെരുപ്പം എന്ന വന്‍വികാസത്തിന് വിധേയമായി എന്ന് ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ സിദ്ധാന്തം പറയുന്നു. മഹാസ്‌ഫോടനത്തിനുശേഷം പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വലിപ്പം പെട്ടെന്നു വര്‍ദ്ധിച്ചു.
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തുടക്കാവസ്ഥയുടെ അവശിഷ്ടമായി പ്രപഞ്ചത്തിലെങ്ങും അലയടിക്കുന്ന പ്രാപഞ്ചിക സൂക്ഷ്മതരംഗ വികിരണത്തിന്റെ ഏറ്റവും പുതിയ നിരീക്ഷണങ്ങളില്‍നിന്നും വ്യക്തമാകുന്നത് പ്രപഞ്ചത്തിനൊരു പെരുപ്പകാലം ഇല്ലായിരുന്നു എന്നാണ്. ഈ വികിരണത്തിലെ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകള്‍ സിദ്ധാന്തം പ്രവചിച്ചതുപോലെയല്ലഎന്നതും അക്കാലത്തുണ്ടായ ആദ്യകാല ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ തരംഗങ്ങള്‍ ഇനിയും കണ്ടെത്താനാകാത്തതും ഈ ആശയത്തിനു ബലമേകുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തുടക്കാവസ്ഥയെക്കുറിച്ച് പുതിയ ആശയങ്ങള്‍ക്കിനിയും അവസരമുണ്ടെന്നു ചുരുക്കം. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യാവസ്ഥകളെക്കുറിച്ചു നടത്തുന്ന കൂട്ടിച്ചേര്‍ക്കലുകളെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ് ഈ സിദ്ധാന്തം രൂപീകരിച്ചിരിക്കുന്നത്. ഈ കൂട്ടിച്ചേര്‍ക്കലുകള്‍ യാഥാര്‍ഥ്യവുമായി ഒത്തുപോകുന്നതാണോ എന്നറിയാന്‍ ഒരു മാര്‍ഗ്ഗവുമില്ല. കാരണം പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യാവസ്ഥകളെ പരീക്ഷണശാലയില്‍ സൃഷ്ടിക്കാനോ നിരീക്ഷിക്കാനോ സാധ്യമല്ല എന്നതു തന്നെ. ഈ സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനപരമായ പിഴവുകള്‍ അതിന്റെ ശില്പ്പികളിലൊരാളായ പോള്‍ സ്റ്റെയിന്‍ഹാഡ്റ്റ് ചൂണ്ടിക്കാണിക്കുന്നു.
പെരുപ്പസിദ്ധാന്തം പറയുന്നതു നേരാകണമെങ്കില്‍ പ്രപഞ്ചം തുടങ്ങിയ അതിസാന്ദ്രമായ ബിന്ദുവില്‍ പെട്ടെന്നുള്ള ആവിര്‍ഭാവത്തിനു തുണയായ ഒരു ഊര്‍ജ്ജമുണ്ടായിരിക്കണം. എന്നാല്‍ നമുക്കറിയാവുന്ന തരത്തിലുള്ള ഊര്‍ജ്ജം, അതായത് ദ്രവ്യത്തിലും വികിരണത്തിലുമുള്ളത് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം ആകര്‍ഷണത്തിനിടയാക്കും. പെരുപ്പം ശരിയാകണമെങ്കില്‍ സൂക്ഷ്മാവസ്ഥയിലെ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ അതിസാന്ദ്രമായ അവസ്ഥയിലുള്ള ഊര്‍ജ്ജം വേണ്ടതുണ്ട്. ഈ ഊര്‍ജ്ജം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തിനെതിരായി പ്രവര്‍ത്തിച്ച് വികാസത്തിനു വഴിയൊരുക്കണം. സിദ്ധാന്തത്തിലെ ഈ നിര്‍ണായകമായ ഘടകം തികച്ചുമൊരു പരികല്പന മാത്രമാണ്. ഇത്തരത്തിലൊരു ഘടകമുണ്ടായിരുന്നോ എന്നറിയാന്‍ ഒരു മാര്‍ഗ്ഗവുമില്ല. ഇപ്പോളാകട്ടെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ത്വരിതവികാസത്തെ സാധൂകരിക്കാന്‍ സൂപ്പര്‍ ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ എന്നൊരു വന്‍ പെരുപ്പം കൂടി വേണമെന്നു വന്നിരിക്കുന്നു. അങ്ങനെയെങ്കില്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന് ഏതുരീതിയിലും തുടങ്ങാനുള്ള സ്വാതന്ത്ര്യമുണ്ട്.
മഹാസ്‌ഫോടനത്തിനു ശേഷം
പ്രപഞ്ചവികാസം
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പ്രായം 10 റെയ്‌സ് ടു 36 സെക്കന്റ് ആയിരുന്നപ്പോള്‍ അതു പെട്ടെന്നു വികസിച്ചു. ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ എന്നാണ് ത്വരിതഗതിയിലുള്ള ഈ വികാസത്തെ വിളിച്ചത് . അതായത് പെരുപ്പം.ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ എന്ന പ്രപഞ്ചിക പെരുപ്പത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ആശയങ്ങള്‍ മുന്നോട്ടു വച്ചത് അലന്‍ ഗുത്ത്, ആന്‍ഡ്രേയി ലിന്‍ഡെ, പോള്‍ സ്റ്റെയിന്‍ഹാഡ്റ്റ് എന്നിവരാണ്. പ്രപഞ്ചം ഏകസമാനമായി നിലനില്ക്കുന്നതിനൊരു അപവാദം നക്ഷത്രങ്ങളും ഗാലക്‌സികളുമാണ്. ആദ്യകാല പ്രപഞ്ചത്തിലെ നേരിയ സാന്ദ്രതാവ്യതിയാനങ്ങളാണ് ഇവ രൂപം കൊള്ളാന്‍ കാരണമായതെന്ന് അനുമാനം. എന്നാല്‍ ഈ സാന്ദ്രതയിലെ വ്യതിയാനങ്ങള്‍ക്കു പിന്നില്‍ പ്രവര്‍ത്തിച്ചതെന്താണ്?ഇന്‍ഫേഷനറി മാതൃകയനുസരിച്ച് ആദ്യകാല പ്രപഞ്ചം ദ്രുതഗതിയിലുള്ള വികാസത്തിനു വിധേയമായി അകന്നുമാറി. മഹാസ്‌ഫോടനത്തിനുശേഷംഒരു സെക്കന്‍ഡിന്റെ ചെറിയൊരംശം സമയം കഴിഞ്ഞപ്പോഴാണ് ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ എന്ന പെരുപ്പത്തോടുകൂടിയ വികാസമുണ്ടായത്.
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തുടക്കത്തിലുണ്ടായിരുന്നു എന്നു പറയപ്പെടുന്ന, സ്ഥലവും കാലവും ഒന്നു ചേര്‍ന്നിരുന്ന സിംഗുലാരിറ്റി എന്ന അവസ്ഥയുയര്‍ത്തുന്ന അടിസ്ഥാനപരമായ പ്രശ്‌നങ്ങള്‍, പ്രപഞ്ചത്തില്‍ കണങ്ങള്‍ കാണപ്പെടുന്ന പ്രദേശം അതായത് കണങ്ങളുടെ ചക്രവാളം ചെറുതായിരിക്കുന്നത്, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വളരെ വലിയ വക്രത, ദ്രവ്യം അങ്ങിങ്ങായി നിലനിന്ന് ക്രമരാഹിത്യം വര്‍ദ്ധിച്ചുവരുന്നത് എന്നിവ മൂലം മഹാസ്‌ഫോടന സിദ്ധാന്തത്തിനുണ്ടാകുന്ന പ്രശ്‌നങ്ങള്‍ ഒഴിവാക്കാനാണ് ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ മുന്നോട്ടു വച്ചത്. ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ ശരിയായി വരണമെങ്കില്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആകെ സാന്ദ്രത നിര്‍ണായക സാന്ദ്രതയ്ക്കു ഏതാണ്ട് തുല്യമായിരിക്കണം.എന്നാല്‍ ദൃശ്യമായ ദ്രവ്യം ഇതിനു വേണ്ടതിന്റെ ചെറിയൊരു ശതമാനം മാത്രമേയുള്ളു. ഇരുണ്ട ഊര്‍ജ്ജം 72 ശതമാനം, ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം 23 ശതമാനം എന്നും ദൃശ്യമായ ദ്രവ്യം വെറും 4 ശതമാനം.
പ്ലാങ്ക് നീളം
പ്രപഞ്ചത്തിനെത്തിച്ചേരാന്‍ കഴിയുന്ന ഏറ്റവും സൂക്ഷ്മമായ വലിപ്പമാണ് പ്ലാങ്ക് നീളം.ഇതില്‍ സാന്ദ്രത അനന്തമല്ല. ഗാലക്‌സികളും ഗാലക്‌സിക്ലസ്റ്ററുകളും മറ്റു സ്ഥൂലവസ്തുക്കളും ഉണ്ടായത് പ്രപഞ്ചമുണ്ടാകാന്‍ കാരണമായ സംഭവത്തിനു ശേഷം നടന്ന പെരുപ്പം എന്ന വികാസത്തിനൊപ്പമാണ്. സ്ഥലം വികസിച്ചപ്പോള്‍ ഊര്‍ജ്ജമണ്ഡലത്തില്‍ ക്വാണ്ടം മാറ്റങ്ങള്‍വഴി പെരുപ്പമുണ്ടായി. ഇതുമൂലം ചിലയിടങ്ങളില്‍ ഉയര്‍ന്നസാന്ദ്രതയുള്ള ദ്രവ്യം കാണപ്പെടുന്നു. ഇതാണ് ഗാലക്‌സികള്‍ക്കും ഗാലക്‌സി ക്ലസ്റ്ററുകള്‍ക്കും ജന്മം നല്കിയത്. ഊര്‍ജ്ജമണ്ഡലം പെരുപ്പത്തിനുമുമ്പും നിലനിന്നിരുന്നു. വളരെ ദുര്‍ബലമായതോതില്‍. പ്ലാങ്ക് സമയം എന്ന ഏറ്റവും സൂക്ഷ്മമായ സമയത്ത് ആദ്യത്തെ ക്വാണ്ടംചാഞ്ചല്യമുണ്ടായി. ഈ ചാഞ്ചല്യമാണ് അത്ര സ്‌നിഗ്ധമല്ലാത്ത ഇന്നത്തെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അവസ്ഥയ്ക്ക് കാരണമായത്. സ്‌പേസില്‍ ദ്രവ്യം വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് ഏകസമാനമായാണ്.
പ്രാപഞ്ചിക സൂക്ഷ്മതരംഗ വികിരണത്തിന്റെ നിരീക്ഷണത്തില്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യകാലത്തെ ദ്രവ്യത്തില്‍നിന്നും വികിരണം രൂപപ്പെട്ടത്തിന്റെ സൂചന ലഭിക്കുന്നു.നിരീക്ഷണങ്ങളും പ്രപഞ്ചത്തിലെ ലഘുമൂലകങ്ങളുടെ ബാഹുല്യവും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തുടക്കത്തിലെ ആദ്യസെക്കന്‍ഡിനു ശേഷമുള്ള മാതൃകയ്ക്ക് തെളിവായി കരുതപ്പെടുന്നു. എന്തുകൊണ്ട് പ്രപഞ്ചം അത്തരത്തിലായി എന്ന് ഈ മാതൃകയില്‍ വ്യക്തമല്ല. അതിനുള്ള ഉത്തരം ലഭ്യമാകാനിടയില്ല. 1970കളില്‍ ഈ അവസ്ഥയെ വിവരിക്കാനായി പ്രപഞ്ചവിജ്ഞാനീയ ഗവേഷകര്‍ ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ എന്ന പരികല്പന മുന്നോട്ടുവച്ചു. പ്രപഞ്ചം ആദ്യസെക്കന്റില്‍നിന്നും പരിണമിച്ച് ഇന്നു കാണുന്ന നിലയിലായതിന് നല്ലൊരു വിശദീകരണം നല്കുന്നതാണ് ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ എന്ന പ്രാപഞ്ചിക പെരുപ്പം വിശദീകരിക്കുന്ന മാതൃക. ഇത്തരം പെരുപ്പ അവസ്ഥയ്ക്കു മാത്രമേ ആദ്യകാല ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ തരംഗങ്ങളെ ഇപ്പോള്‍ ദൃശ്യമാകുന്ന രീതിയില്‍ പരത്താനാകുകയുള്ളു.പ്രാപഞ്ചികസൂക്ഷ്മതരംഗ വികിരണത്തിന്റെ നിരീക്ഷണത്തില്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യകാലത്തെ ദ്രവ്യത്തില്‍നിന്നും വികിരണം രൂപപ്പെട്ടത്തിന്റെ സൂചനലഭിക്കുന്നു.നിരീക്ഷണങ്ങളും പ്രപഞ്ചത്തിലെ ലഘുമൂലകങ്ങളുടെ ബാഹുല്യവും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തുടക്കത്തിലെ ആദ്യസെക്കന്‍ഡിനു ശേഷമുള്ള മാതൃകയ്ക്ക് തെളിവായി കരുതപ്പെടുന്നു. എന്തുകൊണ്ട് പ്രപഞ്ചം അത്തരത്തിലായി എന്ന് ഈ മാതൃകയില്‍ വ്യക്തമല്ല. അതിനുള്ള ഉത്തരം ലഭ്യമാകാനിടയില്ല.
പ്ലാങ്ക് ഉപഗ്രഹം നിരീക്ഷിച്ച പ്രാപഞ്ചിക വികിരണത്തിലെ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകള്‍
പരിമിതികള്‍
ഇപ്പോള്‍ നിലവിലുള്ള ആശയമനുസരിച്ച് മഹാസ്‌ഫോടനത്തിന്റെ തുടക്കമാകുന്നത് അതിസാന്ദ്രവും സ്ഥലം കാലം എന്നിവയെ വേര്‍തിരിക്കാനാകാത്തതുമായ സിന്‍ഗുലാരിറ്റി എന്ന അവസ്ഥയിലാണ്. ആ അവസ്ഥയില്‍ സഥലം കാലം എന്നിവ ഇല്ലാതാകുന്നു.ഐന്‍സ്റ്റൈന്റെ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തമനുസരിച്ചു നടത്തുന്ന കണക്കുകൂട്ടലില്‍ പ്രപഞ്ചമുണ്ടായത് അതിസാന്ദ്രമായ ഒരു അവസ്ഥയിലാണ് എന്നനുമാനിക്കാം. എന്നാല്‍ മഹാസ്‌ഫോടനത്തിനു മുമ്പുള്ള പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അവസ്ഥയെ ഗ്രഹിക്കാന്‍ സഹായകമാകുന്ന വിവരങ്ങള്‍ നല്കാന്‍ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തത്തിനാകുന്നില്ല. അതിസാന്ദ്രമായ ആ പ്രദേശത്തു പ്രാവര്‍ത്തികമായിരുന്ന ഭൗതികശാസ്ത്രനിയമങ്ങളെക്കുറിച്ച് നമുക്കറിവില്ല. അതു വിവരിക്കാന്‍ നിലവിലുള്ള മറ്റുസിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ക്കും കഴിയുന്നില്ല. അത്തരം അവസ്ഥകളെ നിര്‍വചിക്കാനാകില്ല എന്നാണ് പ്രമുഖ ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞരും അഭിപ്രായപ്പെടുന്നത്. ആ അവസ്ഥയെ ഒഴിവാക്കിയാണ് പലപ്പോഴും കണക്കുകൂട്ടലുകള്‍ നടത്തി ആശയങ്ങള്‍ വിപുലീകരിക്കുന്നത്. ഇന്നു നിലനില്ക്കുന്ന ശാസ്ത്രസങ്കേതങ്ങളുടെ ഒരു പരിമിതിയാണത്.
നിരീക്ഷണങ്ങള്‍
മഹാസ്‌ഫോടനം നടന്നിട്ടുണ്ട് എന്നു നാം അനുമാനിച്ചത് 1920കളില്‍ എഡ്വിന്‍ ഹബിളിന്റെ നിരീക്ഷണഫലങ്ങളില്‍ നിന്നാണ്. ഹബിളിന്റെ നിരീക്ഷണങ്ങളില്‍ ഗാലക്‌സികള്‍ അകന്നുപോകുന്നതായി കണ്ടു. ഈരീതിയില്‍ അവ അകലുന്നതിനു കാരണം പണ്ടെങ്ങോനടന്ന പ്രപഞ്ചത്തിലെ ദ്രവ്യമെല്ലാം ഒന്നുചേര്‍ന്നിരുന്ന അവസ്ഥയില്‍നിന്നുള്ള വന്‍സ്‌ഫോടനം പോലൊരു സംഭവമായിരിക്കണം എന്ന് അനുമാനിച്ചു. 1917ല്‍ത്തന്നെ വെസ്റ്റോ സ്ലൈഫര്‍ പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുന്നു എന്നനുമാനിച്ചിരുന്നു. സമൂഹം അംഗീകരിക്കുന്നരീതിയിലുള്ള ഈ പരികല്പന പെട്ടെന്നുതന്നെ ഏവര്‍ക്കും സ്വീകാര്യമായി. പ്രപഞ്ചം ഒരു മഹാസ്‌ഫോടനത്തില്‍ രൂപംകൊണ്ടു എന്ന ആശയംതന്നെ പ്രപഞ്ചോത്പത്തിയെക്കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ ഗ്രഹിക്കാനായുള്ള നമ്മുടെ ശ്രമങ്ങള്‍ക്ക് തടസ്സമാകുന്നുണ്ട്. അതൊരു നല്ല മാതൃകയാണെന്നതില്‍ സംശയമില്ല. എന്നാല്‍ സിന്‍ഗുലാരിറ്റി എന്ന അവസ്ഥയില്‍ അനന്തമായ സാന്ദ്രതയും അനന്തമായ ഊര്‍ജ്ജവുമാണ് നിലനിന്നത് എന്ന ആശയം വലിയൊരു പരിമിതിയാണ.് ആദ്യകാലത്തെ ക്രമരാഹിത്യം കുറഞ്ഞ അവസ്ഥയില്‍നിന്നും പരിണമിച്ച പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ക്രമരാഹിത്യം വര്‍ദ്ധിച്ചു നക്ഷത്രങ്ങളും ഗാലക്‌സികളും ഗ്രഹങ്ങളും ഒക്കെയുണ്ടായി. ലഘുമൂലകങ്ങള്‍ ആദ്യത്തെ അവസ്ഥയിലും ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാമ്പുകളിലെ ആണവപ്രവര്‍ത്തനത്തിലുമാണ് ഉണ്ടായത്.
ഗാലക്‌സികള്‍ തമ്മിലുള്ള അകലം വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു. അവയ്ക്കിടയിലെ സ്‌പേസ് വര്‍ധിക്കുന്നു. ഇപ്രകാരം വികസിക്കുന്ന പ്രപഞ്ചം വിദൂരമായ ഭാവിയില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെല്ലാം എരിഞ്ഞുതീര്‍ന്ന് അതിന്റെ അന്ത്യാവസ്ഥയിലേയ്ക്കു കടക്കും. അതായത്, ഗുരുത്വാകര്‍ഷണംമൂലം പ്രപഞ്ചത്തിലെ ദ്രവ്യം തമ്മിലാകര്‍ഷിച്ച് ഒടുവില്‍ അതിസാന്ദ്രമായ അവസ്ഥയായ സിംഗുലാരിറ്റിയില്‍ അവസാനിക്കും. ബ്ലാക്‌ഹോളുകളിലും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യ/അന്തിമ അവസ്ഥയിലും സ്ഥലവും കാലവും അവസാനിക്കും. പ്രപഞ്ചം തകര്‍ന്നടിഞ്ഞ് ഏകത്വാവസ്ഥയിലെത്തണമെങ്കില്‍ ഇന്‍ഫ്‌ളേഷന്‍ പോലെ തന്നെ ഒരു ഡീഫ്‌ളേഷനും ഉണ്ടാകേണ്ടതുണ്ട്. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ എല്ലായിടങ്ങളിലെയും ഒരു നിശ്ചിത സമയബിന്ദുവിലെ അവസ്ഥ അറിയാനായാല്‍ മാത്രമേ ഭാവിയിലെ അതിന്റെ അവസ്ഥകളെക്കുറിച്ച് പ്രവചനം നടത്താന്‍ കഴിയുകയുള്ളൂ. ശാസ്ത്രീയ നിശ്ചിതത്വം തകരുന്നത് ഏകത്വാവസ്ഥകളെ കണക്കിലെടുക്കുമ്പോഴാണ്.
പ്രപഞ്ചത്തിനെത്തിച്ചേരാന്‍ കഴിയുന്ന ഏറ്റവും സൂക്ഷ്മമായ വലിപ്പമാണ് പ്ലാങ്ക് നീളം.ഇതില്‍ സാന്ദ്രത അനന്തമല്ല. ഗാലക്‌സികളും ഗാലക്‌സിക്ലസ്റ്ററുകളും മറ്റു സ്ഥൂലവസ്തുക്കളും ഉണ്ടായത് പ്രപഞ്ചമുണ്ടാകാന്‍ കാരണമായ സംഭവത്തിനു ശേഷം നടന്ന വികാസത്തിനൊപ്പമാണ്. സ്ഥലം വികസിച്ചപ്പോള്‍ ഊര്‍ജ്ജമണ്ഡലത്തില്‍ ക്വാണ്ടം മാറ്റങ്ങള്‍വഴി വികാസമുണ്ടായി. ഇതുമൂലം ചിലയിടങ്ങളില്‍ ഉയര്‍ന്നസാന്ദ്രതയുള്ള ദ്രവ്യം കാണപ്പെടുന്നു. ഇതാണ് ഗാലക്‌സികള്‍ക്കും ഗാലക്‌സി ക്ലസ്റ്ററുകള്‍ക്കും ജന്മം നല്കിയത്. ഊര്‍ജ്ജമണ്ഡലം വികാസമത്തിനുമുമ്പും നിലനിന്നിരുന്നു. വളരെ ദുര്‍ബലമായ തോതില്‍. പ്ലാങ്ക് സമയം എന്ന ഏറ്റവും സൂക്ഷ്മമായ സമയത്ത് ആദ്യത്തെ ക്വാണ്ടംചാഞ്ചല്യമുണ്ടായി. ഈ ചാഞ്ചല്യമാണ് അത്ര സ്‌നിഗ്ധമല്ലാത്ത ഇന്നത്തെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അവസ്ഥയ്ക്ക് കാരണമായത്. യൂറോപ്യന്‍ സ്‌പേസ് ഏജന്‍സിയുടെ പ്ലാങ്ക് ഉപഗ്രഹം നടത്തിയ പ്രാപഞ്ചിക സൂക്ഷ്മതരംഗ വികിരണത്തിന്റെ നീരീക്ഷണങ്ങളില്‍ കണ്ടെത്തിയ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകള്‍ വീണ്ടും സൂക്ഷ്മമായി പരിശോധിക്കുമ്പോള്‍ പെരുപ്പസിദ്ധാന്തം ദുര്‍ബലമാകുന്നു എന്നു കാണാം.പെരുപ്പസിദ്ധാന്തത്തിനു പിന്‍തുണയേകി സ്റ്റീഫന്‍ ഹോക്കിങ്ങുള്‍പ്പെടെയുള്ള ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ രംഗത്തു വന്നിട്ടുണ്ട്. എന്നാല്‍ ആ സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ സൃഷ്ടാക്കളിലൊരാള്‍ തന്നെ അതിനെതിരാകുമ്പോള്‍ ശാസ്ത്രലോകം അമ്പരക്കുന്നു.
സമകാലിക മലയാളം ഇപ്പോള്‍ വാട്‌സ്ആപ്പിലും ലഭ്യമാണ്. ഏറ്റവും പുതിയ വാര്‍ത്തകള്‍ക്കായി ക്ലിക്ക് ചെയ്യൂ
