"ബിഗ്‌ ബാങ്ങ്" എന്ന് പൊതുവേ അറിയപ്പെടുന്ന സംഭവത്തിന്‌ ശേഷം ആദ്യ 400,000 വര്‍ഷങ്ങളില്‍ പ്രപഞ്ചം ഒരുതരം ചൂടുള്ള കട്ടിയും അതാര്യവും ആയ പ്ലാസ്മ കൊണ്ടാണ് നിറഞ്ഞിരുന്നത്. പ്രപഞ്ചം വികസിച്ചതോടെ ഈ പ്ലാസ്മ തണുക്കുകയും ഡൈല്യൂട്ട് ആകുകയും സുതാര്യമാകുകയും ചെയ്തു. ഈ സമയത്ത് അവസാനമായി സ്കാറ്റര്‍ ചെയ്യപ്പെട്ട ഫോട്ടോണുകള്‍ ആണ് കോസ്മിക് മൈക്രോവേവ് ബാക്ക്ഗ്രൌണ്ട് എന്ന് ഇന്ന് നാം വിളിക്കുന്ന റേഡിയേഷന്‍.
പ്ലാങ്ക് എന്ന സാറ്റലൈറ്റ് ഈ കോസ്മിക് മൈക്രോവേവ് ബാക്ക്ഗ്രൌണ്ടിന്‍റെ ബ്രൈറ്റ്നസ്സില്‍ ഉണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനങ്ങള്‍, ഇതുവരെ നാം കണക്കാക്കിയതില്‍ വെച്ച് ഏറ്റവും കൂടിയ കൃത്യതയോടെ അളന്നിട്ടുണ്ട്.
സാധാരണമായ മാറ്റര്‍ - നമ്മുടെ ചുറ്റും ഉള്ളതും നമുക്ക് "കാണാന്‍" സാധിക്കുന്നതുമായ ദ്രവ്യം - കസേരകള്‍, കെട്ടിടങ്ങള്‍, ഗ്രഹങ്ങള്‍, നക്ഷത്രങ്ങള്‍ തുടങ്ങിയവ.
ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റര്‍ - തണുത്ത, ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം. ഇതിനെ കാണാന്‍ സാധിക്കില്ല (കാരണം ഇവ ഇലക്ട്രോ മാഗ്നറ്റിക് ആയി ഇന്‍ററാകറ്റ് ചെയ്യുന്നില്ല). ഇവയുടെ സാന്നിധ്യം ഇവയുടെ ഗ്രാവിറ്റി മൂലമുള്ള സ്വാധീനം കൊണ്ട് മാത്രമാണ് അറിയാന്‍ സാധിക്കുക. ഗാലക്സികളുടെ ഭ്രമണത്തില്‍ ഇവ ചെലുത്തുന്ന സ്വാധീനം കണ്ടെത്താന്‍ സാധിക്കും.
ഡാര്‍ക്ക്‌ എനര്‍ജി - പ്രപഞ്ചത്തിന്‍റെ വികാസം വേഗത്തില്‍ ആക്കുന്ന ഒരുതരം പ്രഷര്‍ ആണ് ഡാര്‍ക്ക്‌ എനര്‍ജി. കോസ്മളോജിക്കല്‍ കോണ്‍സ്റ്റന്‍റ്, വാക്വം എനര്‍ജി എന്നീ മറ്റു പല പേരുകളിലും ഇതിനെ അറിയപ്പെടുന്നു.
സ്പേസില്‍, ഏതെങ്കിലും ഒരു ക്വാണ്ടിറ്റിയുടെ ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷനെ വിവരിക്കുന്ന ഒരു മാത്തമാറ്റിക്കല്‍ ഫങ്ങ്ഷന്‍ ആണ് പവര്‍ സ്പെക്ട്രം.
ഈ കോണ്‍സപറ്റ് മനസ്സിലാകാന്‍ ഒരു ഉദാഹരണം: ഒരു നഗരം എടുക്കാം. ആ നഗരത്തില്‍ വ്യത്യസ്തമായ പല കെട്ടിടങ്ങള്‍ ഉണ്ട്. ഈ കെട്ടിടങ്ങളുടെ ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷനെ പറ്റി നമുക്ക് അറിയണം. ആദ്യം പലതരത്തിലുള്ള കെട്ടിടങ്ങളുടെ ഒരു സര്‍വേ എടുക്കും: ഒറ്റ കുടുംബങ്ങള്‍ ആയ എത്ര കെട്ടിടങ്ങള്‍, രണ്ടു കുടുംബങ്ങള്‍ ആയത് എത്ര, ബഹുനില കെട്ടിടങ്ങള്‍ എത്ര അങ്ങനെ അങ്ങനെ. എന്നിട്ട് ഇവയുടെ എണ്ണത്തെ കെട്ടിടങ്ങളുടെ തരത്തിന്‍റെ ഒരു ഫങ്ങ്ഷന്‍ ആയി ഗ്രാഫില്‍ വരച്ചാല്‍ ഒരു പവര്‍ സ്പെക്ട്രം ആയി.
പ്രപഞ്ചത്തിലെ സ്ട്രക്ചറുകളുടെ ഉത്ഭവ-പരിണാമങ്ങളെ കുറിച്ച് കോസ്മോളജിസ്റ്റുകള്‍ പഠിക്കുമ്പോള്‍, അവര്‍ ചെയ്യുന്ന ഒരു കാര്യം, നാം മുമ്പേ പറഞ്ഞ കെട്ടിടങ്ങളുടെ സര്‍വേ പോലെ ഒരു സര്‍വേ നടത്തും എന്നതാണ്. പല സൈസുകളില്‍ ഉള്ള പ്രപഞ്ചത്തിലെ സ്ട്രക്ചറുകളുടെ ഒരു പവര്‍ സ്പെക്ട്രം അവര്‍ തയ്യാറാക്കും. മാറ്റര്‍ ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷനെ പറ്റി മനസ്സിലാക്കാന്‍ ഇത് ഉപകരിക്കും.
നക്ഷത്രങ്ങള്‍, ഗാലക്സികള്‍, ഗാലക്സി ക്ലസ്റ്ററുകള്‍ എന്ന് തുടങ്ങുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിലെ സ്ട്രക്ചറുകള്‍ ഗ്രാവിറ്റിയുടെ സ്വാധീനം മൂലമാണ് പരിണമിക്കുന്നത്. ഗ്രാവിറ്റി മൂലം ഇവയുടെ ഡെന്‍സിറ്റി കൂടിക്കൂടി വരും. എന്തിനേയും അടുത്തേക്ക്‌ വലിക്കുന്ന ഗ്രാവിറ്റിയുടെ ഈ ഫോര്‍സിനെതിരെ പക്ഷെ മറ്റു പല ഫോര്‍സുകളും പ്രവര്‍ത്തിക്കും. ഉദാഹരണത്തിന് - പ്രപഞ്ചത്തിന്‍റെ വികാസം, അല്ലെങ്കില്‍ ഫോട്ടോണുകള്‍ ചെലുത്തുന്ന റേഡിയേഷന്‍ പ്രഷര്‍ - ഇവയെല്ലാം പുറത്തേക്കു വലിക്കുന്ന ഫോര്‍സുകള്‍ ആണ്. ഈ പലതരം ഫോര്‍സുകളും സന്തുലിനമാകുന്ന വേളയിലാണ് നാം ഇന്ന് പ്രപഞ്ചത്തില്‍ കാണുന്ന സ്ട്രക്ചറുകള്‍ രൂപീകൃതമായത്.
പ്രപഞ്ചത്തിന്‍റെ മുന്‍ കാലങ്ങളില്‍ വളരെ സ്മൂത്ത്‌ ആയി ഡിസ്ട്രിബ്യൂട്ട് ചെയ്തിരുന്ന ദ്രവ്യം എങ്ങനെയാണ് ഇന്ന് നാം കാണുന്ന പലതരം സ്ട്രക്ചറുകളുടെ രൂപീകരണത്തിലേക്ക് നയിച്ചത് എന്ന് അറിയാന്‍ ഓരോ കാലഘട്ടത്തിലും ഇതിന്‍റെ ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷന്‍ എങ്ങനെ ആയിരുന്നു എന്ന് അറിയണം. ഇവ പവര്‍ സ്പെക്ട്രത്തില്‍ നിന്നും മനസ്സിലാകാം.
ഇന്‍ഫ്ലേഷന്‍റെ ലളിതമായ മോഡലുകള്‍ പറയുന്നതനുസരിച്ച് ഇന്‍ഫ്ലേഷന്‍ കാലഘട്ടത്തിന്‍റെ അവസാനം, മാറ്റര്‍ ഡെന്‍സിറ്റിയില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന വ്യതിയാനങ്ങള്‍ അവയുടെ സ്കെയിലിന് അനുസരിച്ച് ആയിരുന്നില്ല. അതായത് ഒരു പ്രത്യേക സ്കെയിലില്‍ ഉള്ള വ്യതിയാനങ്ങളുടെ പവറിന്‍റെ മൊത്തം തുക എന്നത് മറ്റു സ്കെയിലില്‍ ഉള്ളതിന് സമം ആയിരുന്നു. എന്ന് വെച്ചാല്‍, മുകളില്‍ പറഞ്ഞ കെട്ടിടങ്ങളുടെ ഉദാഹരണം എടുത്താല്‍, എല്ലാ തരം കെട്ടിടങ്ങളുടെയും പവര്‍ തുല്യം ആയിരിക്കും. ഒരു വലിയ ബഹുനില കെട്ടിടം നഗരത്തിന്‍റെ ഒരു ഭാഗത്ത്‌ ഉണ്ടെങ്കില്‍, അതിനു അനുശ്രിതമായി ഒരു പാട് ചെറിയ കെട്ടിടങ്ങളും ഉണ്ടാകും - ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷന്‍റെ പവര്‍ സന്തുലിതമാക്കാന്‍ ആയി.
പ്രപഞ്ചത്തിന്‍റെ ആദ്യ കാലത്ത് എല്ലാ സ്കെയിലുകളിലും ഉള്ള ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷന്‍റെ വ്യതിയാനങ്ങളുടെ പവര്‍ സമം ആണെങ്കില്‍ ഇതിനെ കോസ്മോളജിസ്റ്റുകള്‍ സ്കെയില്‍ ഇന്‍വേരിയന്‍റ് എന്ന് വിളിക്കുന്നു. സ്പെക്ട്രല്‍ ഇന്‍റക്സ് ns എന്ന പരാമീറ്റര്‍ കൊണ്ട് ഇതിനെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഒരു പരിപൂര്‍ണ്ണമായ സ്കെയില്‍ ഇന്‍വേരിയന്‍റ് സ്പെക്ട്രത്തിന്‍റെ സ്പെക്ട്രല്‍ ഇന്‍റക്സ് 1 ആയിരിക്കും (ns = 1). ns ഒന്നിനേക്കാള്‍ ചെറുതാണെങ്കില്‍, വലിയ സ്കെയിലുകളില്‍ ഉള്ള വ്യതിയാനങ്ങള്‍ ആണ് ഭൂരിഭാഗവും എന്ന് അര്‍ത്ഥം. അതുപോലെ, ns ഒന്നിനേക്കാള്‍ വലുതാണെങ്കില്‍, ചെറിയ സ്കെയിലുകളില്‍ ഉള്ള വ്യതിയാനങ്ങള്‍ ആണ് ഭൂരിഭാഗവും.
കോസ്മിക് മൈക്രോവേവ് ബാക്ക്ഗ്രൌണ്ടില്‍ ദൃശ്യമായ താപനിലാ വ്യതിയാനങ്ങള്‍, ഇന്‍ഫ്ലേഷന്‍ കാലഘട്ടം കഴിഞ്ഞിട്ട് 380,000 വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്കു ശേഷം ഉള്ള മാറ്റര്‍ ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷന്‍റെ ചിത്രമാണ് നല്‍കുന്നത്. ഇതിനിടക്ക്‌, ചെറിയ സ്കെയിലുകളില്‍ ഉള്ള മാറ്റര്‍ ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷന്‍ (അതിന്‍റെ പവര്‍ സ്പെക്ട്രം) മാറുകയുണ്ടായി. പക്ഷെ വലിയ സ്കെയിലുകളില്‍ ഉള്ള മാറ്റര്‍ ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷനില്‍ അധികം മാറ്റങ്ങളൊന്നും ഉണ്ടായില്ല. അതിനാല്‍ CMBയിലെ വലിയ സ്ട്രക്ചറുകളുടെ വ്യതിയാനങ്ങള്‍ ഇന്‍ഫ്ലേഷന്‍ കാലഘട്ടത്തിന്‍റെ ഒരു യഥാര്‍ത്ഥ ചിത്രം നല്‍കുന്നു. അതായത് ആദ്യ കാലത്തിന്‍റെ ഒരു സ്പെക്ട്രല്‍ ഇന്‍റക്സ് ns നല്ല രീതിയില്‍ CMBയില്‍ നിന്നും വേര്‍തിരിച്ചെടുക്കാം. ഇതുപയോഗിച്ച് ഇന്‍ഫ്ലേഷന്‍ കാലഘട്ടത്തില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന മാറ്റര്‍ ഡിസ്ട്രിബ്യൂഷന്‍റെ ഒരു മോഡല്‍ നിര്‍മ്മിക്കാന്‍ കോസ്മോളജിസ്റ്റുകള്‍ക്ക് സാധിക്കും.
കൂടാതെ, ns കണക്കാക്കുകായും ഇതിന്‍റെ വാല്യു ns=1 എന്നതില്‍ നിന്നും എന്തുമാത്രം വ്യതിചലിക്കുന്നു എന്ന് മനസ്സിലാക്കുകയും ചെയ്യുന്നത് വഴി, ഇന്‍ഫ്ലേഷനറി എക്സ്പാന്‍ഷന്‍ എത്ര കാലം നീണ്ടുനിന്നു, എന്നാണത് അവസാനിച്ചത്‌, എന്നെല്ലാം അറിയാന്‍ സാധിക്കും. ഇന്‍ഫ്ലേഷന്‍റെ അവസാനം എന്നത് പ്രപഞ്ച പരിണാമ ചരിത്രത്തില്‍ വളരെ പ്രാധാന്യമുള്ള ഒരു കാലഘട്ടമാണ്, കാരണം ഇക്കാലത്താണ് ആദ്യത്തെ ദ്രവ്യത്തിന്‍റെ പാര്‍ട്ടിക്ക്ളുകള്‍ രൂപീകൃതമായത്.
യൂറോപ്യന്‍ സ്പേസ് എജന്‍സി, പ്രപഞ്ച ഉത്ഭവ പരിണാമങ്ങളെ കുറിച്ച് പഠിക്കുക എന്ന ലക്ഷ്യത്തോടെ, 2009ല്‍ വിക്ഷേപിച്ച മിഷന്‍ ആണ് പ്ലാങ്ക് സാറ്റലൈറ്റ്. ടെക്നിക്കല്‍ പരമായി ഏറെ സങ്കീര്‍ണ്ണമായ ഒരു മിഷന്‍ ആയിരുന്നു ഇത്. മുഴുവന്‍ ആകാശത്തിന്‍റെയും വളരെ സമഗ്രമായ സര്‍വേ നടത്തുകയുണ്ടായി പ്ലാങ്ക്. ഈ പഠനത്തിന്‍റെ ആദ്യ ഫലം 2013 മാര്‍ച്ചില്‍ പുറത്തിറങ്ങി.
റോയല്‍ സൊസൈറ്റി സമ്മര്‍ എക്സിബിഷന്‍ 2013-ലേക്ക് വേണ്ടി നിര്‍മ്മിച്ചത്. ഒറിജിനല്‍ കോഡ്‌ ഗിറ്റ്ഹബ്ബില്‍ ലഭ്യമാണ്. മലയാളം തര്‍ജിമ. സിമുലേറ്റ് ചെയ്ത പവര്‍ സ്പെക്ട്രം ഡാറ്റ കാമ്പ് (CAMB)-ല്‍ നിന്നും.
