A világegyetem inflációs modelljét Alan H. Guth (Massachusetts Műegyetem) dolgozta ki 1979-ben. A hirtelen, nagyon gyors tágulás időpontjának megadására nincs szavunk: másodpercben mérve a nulla és a tizedesvessző után még 34 nullát kell írni, de az is lehet, hogy kevesebb is elég, a tizedesvessző után 19 db nulla. Az ősrobbanás után ebben az időintervallumban mehetett végbe az infláció. Egyelőre nem tudjuk, vajon milyen fizikai folyamatok uralták az inflációs folyamatot, ezért tág tere van a feltevéseknek. Az inflációs elméletek variánsainak száma már meghaladta a százat, mindegyik a többitől kissé eltérő erőkkel számol.

Az egész mai világegyetemet kitölti egy mikrohullámú háttérsugárzás, amely az ősrobbanás után 380 ezer évvel keletkezett. Akkor a világegyetemet még csaknem egyenletesen töltötték ki a forró, gyorsan mozgó atomok, de a sűrűségben voltak kis eltérések, amelyek az inflációs korszakból maradtak vissza. Ezek a sűrűségingadozások befolyással voltak a mikrohullámú sugárzásra, ezért az ég mikrohullámú térképén sötétebb és világosabb foltokat észleltek a kutatók. Az eltéréseket először a NASA amerikai űrügynökség 1990-ben felbocsátott COBE űrszondája mérte ki, a 2001-ben felbocsátott WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe - Wilkinson mikrohullámú anizotrópia szonda) űrszonda pedig jóval részletesebb, pontosabb adatokat szolgáltatott. Az elmúlt három évben új szoftverrel látták el a WMAP műszereit, a mérések így százszor érzékenyebbé, pontosabbá váltak a korábbinál. A háttérsugárzás intenzitásának mérése mellett a sugárzás polarizációját is kimérték. A Johns Hopkins és a Princeton Egyetem munkatársai ezeket, az elmúlt három évben gyűjtött mérési adatokat dolgozták fel.

A feladat nem könnyű. A mikrohullámú sugárzás a világegyetemben szóródik az ionizált gázokon, ezzel elkenődnek az eredeti egyenetlenségek. A szóródás közben a sugárzás polarizálódik is. Ennek megmérésével vissza lehet következtetni a szóródás okozta torzulásokra, rekonstruálni lehetett a szóródás előtti állapotot.

Korábbi vélekedés szerint a korai univerzumban a sugárzás hullámai, fodrozódásai nem függtek a hullámok méretétől, fényességük egyforma volt. Az inflációs modellek szerint viszont a nagyobb hepehupák fényesebbek, mint a kisebbek. A nagy hullámok korábban keletkeztek, mint a kisebbek, mai nagyobb méretük ugyanis annak köszönhető, hogy hosszabb ideig "éltek" inflációs korban. Az infláció előre haladtával csökkent az inflációt előidéző hatás ereje, ezért a később keletkezett kisebb hullámzások kevésbé fényesek. A WMAP új, nagyon finom felbontású adatai pontosan ilyen összefüggést mutattak, a kisebb hullámzások a nagyobbaknál kevésbé fényesek.

Az eredmény az inflációs modellek egy részével nem fér össze, ezeket a modelleket kizárhatjuk. Maradt azonban jó néhány modellváltozat, amelyek összhangban vannak a mérési adatokkal annak ellenére, hogy fizikai alapjaik jelentősen különböznek egymástól. Ezen modellek között egyelőre nem tudunk dönteni. A bizonytalanságot tovább fokozza, hogy a mérési adatokhoz teljesen más, nem inflációs elmélet is illeszthető. P. Steinhardt és N. Turok például egy ciklikus univerzummodellt dolgozott ki. Elméletük szerint a világegyetem egy "nagy reccs" során összeroppan, majd egy ősrobbanással új ciklusba kezd. A nagy reccs és a nagy bumm újra és újra megismétlődik, az átalakulás pedig ingadozásokat kelt a mikrohullámú sugárzásban. Ebben a leírásban is a nagy foltok lesznek a fényesebbek, pont úgy, ahogy a WMAP kimérte.

Néhány éven belül lehetőség lesz arra, hogy kísérleti tények alapján dönthessünk az inflációs és a ciklikus modell között. Az inflációs elmélet szerint a mikrohullámú háttérsugárzás polarizációját az infláció idején fellépett gravitációs hullámok is befolyásolták. A ciklikus modell nem számol ilyen hatással. A tisztázáshoz a mainál érzékenyebb, pontosabb mérésekre lesz szükség, ilyen feladat vár az Európai Űrügynökség Planck-űrszondájára, felbocsátását a jövő évre tervezik.