A fent tárgyalt kis ingadozásokon kívül (egy rész 100 000-ből) a megfigyelt kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás nagyfokú izotropiát mutat , egy nulladik sorrendű tény, amely elégedettséget és nehézséget is jelent egy átfogó elmélet számára. Egyrészt erősen igazolja a legtöbb kozmológiai modellben jellemző homogenitás és izotrópia feltételezését. Másrészt az ilyen homogenitást és izotropiát nehéz megmagyarázni a “fény-horizont” probléma miatt. A kozmikus mikrohullámú háttérrel összefüggésben a probléma a következőképpen fejezhető ki. Tekintsük a háttérsugárzást, amely bármelyik megfigyelőhöz érkezik az ég két ellentétes oldala. Nyilvánvaló, hogy ennek a sugárzásnak mi a legfőbb forrása (forró plazma), a fotonoknak, amelyek fénysebességgel haladnak, mivel a plazma kibocsátja őket, csak most volt idejük elérni a Földet. az ég egyik oldalán nem lehetett ideje arra, hogy “kommunikáljon” a másik oldalon lévő dologgal (túl vannak egymás fényhorizontján), így hogyan lehetséges (a megfelelő pihenőkeretben lévő megfigyelő vonatkozásában), hogy “tudják”, hogy ugyanolyan hőmérsékletűek, mint a 100 000-es részhez közelítő pontosság? Mi okozza a kozmikus mikrohullámú háttér nagyfokú szögzotropiáját?

Az “infláció” nevű mechanizmus vonzó módot kínál ebből a dilemmából . Az alapgondolat az, hogy nagy energiák esetén az anyagot jobban leírják mezők, mint klasszikus eszközökkel. A tér hozzájárulása az energia sűrűségéhez (és ezért a tömegsűrűséghez) és a vákuum állapotának nyomásához a múltban nem kellett volna nullának lennie, még akkor sem, ha ma. A szuperunifikáció (Planck-korszak, 10–43 másodperc) vagy a nagy egyesülés (GUT-korszak, 10–35 másodperc) idején ennek a mezőnek a legalacsonyabb energiájú állapota megfelelhet egy „hamis vákuumnak”, a tömeg kombinációjával sűrűség és negatív nyomás, amely gravitációsan nagy visszataszító erőt eredményez. Einstein általános relativitáselméletének összefüggésében a hamis vákuum alternatívaként elképzelhető úgy, hogy mintegy 10100-szor nagyobb kozmológiai állandóval járul hozzá, mint amilyen ma lehet. erő hatására az univerzum exponenciálisan felfújódik, méretének nagyjából megduplázódik 10–43 vagy 10–35 másodpercenként. Legalább 85 duplázás után az 1032 vagy 1028 K hőmérsékleten kezdődő hőmérséklet nagyon alacsony értékekre esett az abszolút érték közelében nulla.

Az infláció mechanizmust biztosít a kozmikus mikrohullámú háttér teljes izotropiájának megértéséhez, mivel az egész megfigyelhető univerzum anyagának és sugárzásának jó hőérintkezése volt (w a kozmikus eseményhorizonton belül) az infláció előtt, és ezért ugyanazokat a termodinamikai jellemzőket nyerte el. A gyors infláció különböző részeket vitt el az egyedi eseményhorizonton kívül. Amikor az infláció véget ért, az univerzum újra felmelegedett és folytatta a normális tágulást, ezek a különböző részek az idő természetes múlásával ismét megjelentek a láthatáron. A kozmikus mikrohullámú háttér megfigyelt izotropiáján keresztül arra következtetnek, hogy továbbra is azonos hőmérsékletűek.

Tekintettel a mért 2,735 K sugárzási hőmérsékletre, a kozmikus mikrohullámú háttér energiasűrűsége körülbelül 1000-szer kisebbnek bizonyulhat a világegyetem hétköznapi anyagának átlagos nyugalmi energia-sűrűségénél. Így a jelenlegi univerzum az anyag uralma alatt áll. Ha valaki visszamegy az időben a z vöröseltolódásig, a részecskék és a fotonok átlagos számsűrűsége ugyanolyan tényezővel nagyobb volt (1 + z) 3, mert az univerzumot ez a tényező jobban összenyomta, és e két szám aránya fenntartotta a jelenlegi értékét, amely minden 109 fotonra vonatkoztatva körülbelül egy hidrogénmag vagy proton volt. Az egyes fotonok hullámhossza azonban a múltban 1 + z tényezővel rövidebb volt, mint most; ezért a sugárzás energiasűrűsége 1 + z egy tényezővel gyorsabban növekszik, mint az anyag nyugalmi energia sűrűsége. Így a sugárzási energiasűrűség összehasonlíthatóvá válik a közönséges anyag energiasűrűségével körülbelül 1000-es vöröseltolódáskor. 10 000-nél nagyobb vöröseltolódás esetén a sugárzás még az univerzum sötét anyagán is dominált volna. E két érték között, 1090 körüli vöröseltolódás esetén a sugárzás levált volna az anyagról, amikor a hidrogén rekombinálódott.Az ennél nagyobb vöröseltolódások megfigyelésére nem lehet fotonokat használni, mert a kozmikus plazma 4000 K feletti hőmérsékleten rekombináció előtt lényegében átlátszatlan. Ezek az 1090 vöröseltolódásból származó fotonok alkotják a kozmikus mikrohullámú hátteret.

Frank H. Shu