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ACT DR6+Planck impact on inflation with non-zero vacuum expectation value and the post-inflationary behavior

यह शोध पत्र विश्लेषण करता है कि हालिया ACT और Planck CMB डेटा एक गैर-शून्य निर्वात प्रत्याशा मान (vacuum expectation value) वाले बड़े-क्षेत्रीय मुद्रास्फीति मॉडल को कैसे सीमित करते हैं, जो यह प्रकट करता है कि परिणामी पैरामीटर स्पेस ऑसिलोन (oscillons) के निर्माण और एक विशिष्ट पुन: ऊष्मीकरण (reheating) परिदृश्य का समर्थन करता है, हालांकि संबंधित गुरुत्वाकर्षण तरंग संकेत वर्तमान डिटेक्टरों के लिए बहुत उच्च आवृत्तियों पर होने की भविष्यवाणी करते हैं।

मूल लेखक: F. B. M. dos Santos, J. G. Rodrigues, G. Rodrigues, C. Siqueira, J. S. Alcaniz

प्रकाशित 2026-05-21

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CC BY 4.0

मूल लेखक: F. B. M. dos Santos, J. G. Rodrigues, G. Rodrigues, C. Siqueira, J. S. Alcaniz

मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें

कल्पना कीजिए कि ब्रह्मांड एक विशाल, फैलते हुए गुब्बारे की तरह है। बहुत समय पहले, एक सेकंड के एक छोटे से हिस्से में, यह गुब्बारा सिर्फ बढ़ा ही नहीं; यह एक होश उड़ा देने वाली गति से फुला। इस अवधि को इन्फ्लेशन (Inflation) कहा जाता है। दशकों से, वैज्ञानिक यह समझने की कोशिश कर रहे हैं कि यह वास्तव में कैसे हुआ, इसके लिए वे ब्रह्मांड के सबसे पुराने प्रकाश को देखते हैं, जिसे कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB) के रूप में जाना जाता है। यह खेल के नियमों को समझने के लिए बिग बैंग के "जीवाश्म" (fossilized) बाद के प्रभाव को देखने जैसा है।

यह शोध पत्र एक विशिष्ट नियमों के समूह (एक गणितीय मॉडल जिसे विटन-ओ'रेफ़र्टैग या WR मॉडल कहा जाता है) के बारे में है, जिसे वैज्ञानिक पहले टूटा हुआ मान रहे थे। यहाँ बताया गया है कि कैसे नए डेटा ने इस मॉडल को बचाया और ब्रह्मांड की "आफ्टर-पार्टी" (बाद की अवस्था) के लिए इसका क्या अर्थ है।

1. "टूटा हुआ" मॉडल जिसे दूसरा मौका मिला

कुछ समय के लिए, WR मॉडल को "दौड़ से बाहर" माना जा रहा था। इसे एक रेस कार की तरह समझें जिसे अयोग्य घोषित कर दिया गया क्योंकि उसका स्पीडोमीटर आधिकारिक रिकॉर्ड से मेल नहीं खा रहा था। आधिकारिक रिकॉर्ड प्लैंक (Planck) नामक एक टेलीस्कोप से आए थे, जिसने ब्रह्मांड के विस्तार को बहुत सावधानी से मापा था। WR मॉडल ब्रह्मांड के विस्तार के लिए एक विशिष्ट "रंग" (या स्पेक्ट्रल इंडेक्स, $n_s$ ) की भविष्यवाणी करता था जो प्लैंक के डेटा से पूरी तरह मेल नहीं खाता था।

हालाँकि, एक नया, अधिक सटीक टेलीस्कोप ACT (अटाकामा कॉस्मोलॉजी टेलीस्कोप) आया और उसने छोटे विवरणों पर करीब से नज़र डाली। जब वैज्ञानिकों ने पुराने डेटा (Planck) को नए, उच्च-रिज़ॉल्यूशन वाले डेटा (ACT) के साथ जोड़ा, तो ब्रह्मांड के विस्तार के "नियम" थोड़े बदल गए। नए संयुक्त डेटा ने सुझाव दिया कि ब्रह्मांड के विस्तार का रंग पहले की तुलना में थोड़ा अलग है।

परिणाम: अचानक, वह WR मॉडल, जिसे पहले अयोग्य घोषित कर दिया गया था, अब नए डेटा के साथ पूरी तरह फिट बैठता है! यह ऐसा है जैसे रेस कार वास्तव में कानूनी थी ही; बस अधिकारियों को उसे देखने के लिए एक बेहतर कैमरे की आवश्यकता थी। अब यह मॉडल बिना किसी "धोखाधड़ी" (जैसे गुरुत्वाकर्षण के जटिल, गैर-मानक कनेक्शन जोड़ने) के काम करता है।

2. "बाउंसिंग बॉल" और "टैकोनिक" जाल

एक बार जब इन्फ्लेशन रुक जाता है, तो ब्रह्मांड को ठंडा होना पड़ता है और कणों (जैसे वे परमाणु जिनसे तारे और हम बने हैं) से भरना पड़ता है। इसे रीहीटिंग (Reheating) कहा जाता है।

इस मॉडल में, इन्फ्लेशन को चलाने वाला क्षेत्र (इन्फ्लेटन) एक पहाड़ी से नीचे लुढ़कते और घाटी में स्थिर होते हुए एक गेंद की तरह है।

घाटी: घाटी का निचला हिस्सा वह स्थान है जहाँ गेंद आराम करना चाहती है।
बाउंस (उछाल): जब गेंद तल से टकराती है, तो वह तुरंत नहीं रुकती; वह आगे-पीछे उछलती (oscillate) रहती है।

शोध पत्र में पाया गया कि क्योंकि इस "गेंद" का द्रव्यमान बहुत कम (एक विशिष्ट मान जिसे $M$ कहा जाता है) है, इसलिए घाटी का आकार थोड़ा अजीब है। जैसे-जैसे गेंद उछलती है, वह कभी-कभी एक "टैकोनिक क्षेत्र" (tachyonic region) नामक "खतरे के क्षेत्र" में गिर जाती है।

उपमा: कल्पना कीजिए कि गेंद एक ट्रैम्पोलिन पर लुढ़क रही है। आमतौर पर, वह सुचारू रूप से उछलती है। लेकिन इस "खतरे के क्षेत्र" में, ट्रैम्पोलिन अचानक अस्थिर हो जाता है, जिससे गेंद हिंसक रूप से डगमगा जाती है और बड़े लहरदार उभार पैदा करती है।

ये हिंसक लहरें चिकने, एकसमान क्षेत्र को टुकड़ों में तोड़ देती हैं।

3. "कॉस्मिक जेलीफिश" (ऑसिलॉन्स)

जब क्षेत्र उन हिंसक लहरों के कारण टूट जाता है, तो यह ऊर्जा के अजीब, स्थानीयकृत ढेरों (blobs) का निर्माण करता है। शोध पत्र इन ढेरों को ऑसिलॉन्स (oscillons) कहता है।

उपमा: एक शांत समुद्र की कल्पना करें जो अचानक तूफान में बदल जाता है। केवल लहरों के बजाय, पानी के विशाल, स्वतंत्र बुलबुले बनते हैं और तैरते रहते हैं, जो लंबे समय तक अपना आकार बनाए रखते हैं। ये ऑसिलॉन्स हैं। वे "कॉस्मिक जेलीफिश" या "ऊर्जा के बुलबुलों" की तरह हैं जो लगभग गोलाकार (quasi-spherical) और लंबे समय तक जीवित रहने वाले होते हैं।

वैज्ञानिकों ने इस प्रक्रिया का अनुकरण करने के लिए सुपर कंप्यूटर का उपयोग किया। उन्होंने पुष्टि की कि हाँ, इस मॉडल में ये "जेलीफिश" बनते हैं। ये घने, स्थानीयकृत संरचनाएं हैं जो सैद्धांतिक रूप से अन्य ब्रह्मांडीय घटनाओं के बीज हो सकते हैं।

4. वह "रेडियो स्टेशन" जिसकी पिच बहुत अधिक है

ये "जेलीफिश" (ऑसिलॉन्स) इधर-उधर डगमगाते हैं, और जब वे डगमगाते हैं, तो वे स्पेस-टाइम (स्थान-समय) में लहरें पैदा करते हैं। ये लहरें गुरुत्वाकर्षण तरंगें (gravitational waves) हैं (ध्वनि तरंगों की तरह, लेकिन गुरुत्वाकर्षण के लिए)।

शोध पत्र ने गणना की कि यदि हम आज उन्हें सुन पाते तो उन तरंगों की आवाज़ कैसी होती।

पेंच (The Catch): ये तरंगें अविश्वसनीय रूप से तेज़ (उच्च प्रचुरता) हैं, जो एक अच्छी खबर है। लेकिन, वे लगभग 1 बिलियन हर्ट्ज़ (GHz) की आवृत्ति (frequency) पर कंपन कर रही हैं।
उपमा: कल्पना कीजिए कि एक रेडियो स्टेशन आपका पसंदीदा गाना बजा रहा है। गाना एकदम सही है, लेकिन स्टेशन एक ऐसी फ्रीक्वेंसी पर प्रसारण कर रहा है जो आपके रेडियो द्वारा पकड़ने के लिए बहुत अधिक है। यह मानव कानों से कुत्ते की सीटी (dog whistle) सुनने की कोशिश करने जैसा है।
वर्तमान तकनीक: हमारे वर्तमान और नियोजित गुरुत्वाकर्षण तरंग डिटेक्टर (जैसे LISA या आइंस्टीन टेलीस्कोप) बहुत कम आवृत्तियों (जैसे गहरे बास ड्रम) को सुनने के लिए ट्यून किए गए हैं। वे इन उच्च-पिच वाले "जेलीफिश" डगमगाहटों को नहीं सुन सकते। इसलिए, भले ही मॉडल भविष्यवाणी करता है कि ये तरंगें मौजूद हैं, हम उन्हें अपने वर्तमान उपकरणों के साथ पकड़ पाने में सक्षम नहीं होंगे।

5. रीहीटिंग के लिए "वॉल्यूम नॉब"

अंत में, शोध पत्र ने इस बात पर गौर किया कि ब्रह्मांड इस इन्फ्लेशन चरण से सामान्य गर्म ब्रह्मांड में कैसे परिवर्तित होता है। इसमें इन्फ्लेशन क्षेत्र और अन्य कणों के बीच एक "कपलिंग" (एक संबंध) शामिल है।

उपमा: कल्पना कीजिए कि इन्फ्लेशन क्षेत्र एक वॉल्यूम नॉब (आवाज़ नियंत्रित करने वाला बटन) है। यदि नॉब को बहुत अधिक घुमाया जाता है, तो ब्रह्मांड तुरंत गर्म हो जाता है। यदि यह बहुत कम है, तो यह बिग बैंग की "कुकिंग" प्रक्रिया (जो तत्वों का निर्माण करती है) शुरू करने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं हो पाता।
शोध पत्र ने पाया कि इस मॉडल के काम करने के लिए, "वॉल्यूम नॉब" (कपलिंग स्ट्रेंथ) को एक बहुत ही विशिष्ट सीमा के भीतर सेट करना होगा। यह शून्य नहीं हो सकता, और न ही अनंत हो सकता है। इसे बिल्कुल सही होना चाहिए ताकि ब्रह्मांड ठंडा हो सके और तारों तथा आकाशगंगाओं के निर्माण की प्रक्रिया शुरू कर सके, जो टेलीस्कोपों के नए अवलोकनों के अनुरूप है।

सारांश

सरल शब्दों में:

नया डेटा एक पुराने विचार को बचाता है: नया टेलीस्कोप डेटा (ACT + Planck) एक पहले से "बाहर किए गए" इन्फ्लेशन मॉडल (WR) को फिर से वैध बनाता है।
हिंसक परिणाम: यह मॉडल भविष्यवाणी करता है कि इन्फ्लेशन के बाद, ब्रह्मांड का ऊर्जा क्षेत्र केवल स्थिर नहीं होता; बल्कि यह अस्थिर हो जाता है और ढेरों में टूट जाता है।
ब्रह्मांडीय बुलबुले: ये ढेर स्थिर, गोल "ऊर्जा के बुलबुलों" यानी ऑसिलॉन्स का निर्माण करते हैं।
सुनने के लिए बहुत ऊँचा: ये बुलबुले गुरुत्वाकर्षण तरंगें पैदा करते हैं, लेकिन वे इतनी उच्च आवृत्ति पर कंपन करते हैं कि हमारे वर्तमान डिटेक्टर उन्हें सुन नहीं सकते।
बिल्कुल सही: मॉडल को ब्रह्मांड के गर्म होने के तरीके के लिए विशिष्ट सेटिंग्स की आवश्यकता होती है, जो मौजूदा अवलोकनों के साथ पूरी तरह फिट बैठती है।

शोध पत्र निष्कर्ष निकालता है कि भले ही हम अभी इन बुलबुलों की गुरुत्वाकर्षण तरंगों को "सुन" नहीं सकते, लेकिन यह मॉडल इस बात की एक समृद्ध, परीक्षण योग्य कहानी प्रदान करता है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड कैसे व्यवहार करता था, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड की सहजता को उसके ऊबड़-खाबड़, ऊर्जावान बाद के प्रभाव से जोड़ता है।

तकनीकी सारांश: गैर-शून्य वैक्यूम एक्सपेक्टेशन वैल्यूज और उत्तर-स्फीति व्यवहार के साथ ACT DR6+Planck का इन्फ्लेशन पर प्रभाव

समस्या विवरण
विटन-ओ'राइफर्टिया (WR) इन्फ्लेशन मॉडल, जो कि एक विभव $V(\phi) = \Lambda^4 \ln^2(\phi/M)$ द्वारा अभिलक्षित है, ऐतिहासिक रूप से कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB) डेटा द्वारा प्रतिकूल माना गया है। प्लेंक डेटा और BICEP/Keck Array (BK18) ध्रुवीकरण बाधाओं का पिछला विश्लेषण इंगित करता था कि इस मॉडल के स्केलर स्पेक्ट्रल इंडेक्स ( $n_s$ ) और टेंसर-टू-स्केलर अनुपात ( $r$ ) के लिए भविष्यवाणियाँ प्रेक्षणों के साथ असंगत थीं, विशेष रूप से गुरुत्वाकर्षण के साथ न्यूनतम युग्मन (minimal coupling) के मामले में। हालांकि, एटकामा कॉस्मोलॉजी टेलीस्कोप (ACT DR6) से प्राप्त उच्च-रिज़ॉल्यूशन CMB डेटा का हालिया रिलीज, जब प्लेंक और बेरियोनिक एसोनिक ऑसिलेशन (BAO) डेटा के साथ संयोजित किया जाता है, तो यह एक अधिक सपाट प्रिमॉर्डियल पावर स्पेक्ट्रम और उच्च स्पेक्ट्रल इंडेक्स ( $n_s \approx 0.974$ ) का सुझाव देता है। यह बदलाव WR मॉडल की व्यवहार्यता, इसके द्रव्यमान स्केल पैरामीटर $M$ पर इसके प्रतिबंधों, और इसके उत्तर-स्फीति गतिकी (post-inflationary dynamics), विशेष रूप से गैर-टोपोलॉजिकल अवशेषों (ऑसिलॉन्स) के निर्माण और गुरुत्वाकर्षण तरंगों (GWs) के सृजन पर इसके निहितार्थों के पुनर्मूल्यांकन को आवश्यक बनाता है।

कार्यप्रणाली
लेखक सांख्यिकीय पैरामीटर अनुमान और संख्यात्मक लैटिस सिमुलेशन को संयोजित करने वाले एक बहु-चरणीय दृष्टिकोण का उपयोग करते हैं:

सांख्यिकीय विश्लेषण: अध्ययन CAMB बोल्ट्ज़मैन सॉल्वर और Cobaya सैंपलर का उपयोग करता है। अध्ययन का पैरामीटर स्पेस मानक छह $\Lambda$ CDM पैरामीटर्स के साथ WR मॉडल के द्रव्यमान स्केल $M$ को शामिल करता है। विश्लेषण में निम्नलिखित शामिल हैं:
- प्लेंक 2018 तापमान और ध्रुवीकरण डेटा।
- ACT DR6 डेटा (तापमान और ध्रुवीकरण), जिसमें प्लेंक के साथ ओवरलैप से बचने के लिए विशिष्ट मल्टीपोल कट्स ( $\ell < 1000$ तापमान के लिए, $\ell < 600$ ध्रुवीकरण के लिए) लगाए गए हैं।
- B-मोड ध्रुवीकरण $r$ को बाधित करने के लिए BICEP/Keck Array 2018 (BK18) डेटा।
- DESI-DR2 BAO डेटा।
- $N_*$ ई-फोल्ड्स की संख्या को मानक रीहीटिंग फॉर्मलिज्म का उपयोग करके गणना किया जाता है, जिसमें एक समीकरण अवस्था $\bar{w} \approx 0$ (क्वाड्रेटिक पोटेंशियल मिनिमम) और तात्कालिक रीहीटिंग ( $\rho_{th}/\rho_{end} = 1$ ) को आधार माना गया है।
लैटिस सिमुलेशन: उत्तर-स्फीति व्यवहार की जांच करने के लिए, लेखक CosmoLattice फ्रेमवर्क में WR मॉडल को लागू करते हैं। वे एक FLRW मेट्रिक में इन्फ्लेटन क्षेत्र $\phi$ के गति के समीकरणों को हल करते हैं, जो क्षेत्र को एक बैकग्राउंड घटक और उतार-चढ़ाव (fluctuations) में विभाजित करता है। सिमुलेशन क्षेत्र के दोलनों (oscillations) के दौरान क्षेत्र के विकास को ट्रैक करते हैं, विशेष रूप से उन टेचियोनिक अस्थिरता क्षेत्रों पर ध्यान केंद्रित करते हैं जहाँ प्रभावी द्रव्यमान स्क्वेयर्ड ऋणात्मक हो जाता है ( $m_\chi^2 < 0$ )। सिमुलेशन क्षेत्र कंडेनसेट के विखंडन और स्थानीयकृत संरचनाओं के निर्माण को हल करते हैं।
गुरुत्वाकर्षण तरंग और रीहीटिंग गणना: खंडित क्षेत्र के एनिसोट्रोपिक स्ट्रेस से उत्पन्न गुरुत्वाकर्षण तरंगों के ऊर्जा घनत्व की गणना की जाती है। इसके अतिरिक्त, ट्रिलिनेर कपलिंग ( $y\phi\chi^2$ ) के माध्यम से परिवर्तनीय रीहीटिंग का विश्लेषण यह निर्धारित करने के लिए किया जाता है कि रीहीटिंग तापमान सीमाओं और बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस (BBN) आवश्यकताओं के आधार पर कपलिंग स्थिरांक $y$ पर क्या प्रतिबंध लागू होते हैं।

प्रमुख योगदान और परिणाम

WR मॉडल का पुनरुद्धार: प्लेंक, ACT DR6, BK18 और DESI डेटा का संयुक्त विश्लेषण न्यूनतम रूप से युग्मित (minimally coupled) WR मॉडल की व्यवहार्यता को बहाल करता है। नए प्रतिबंध एक निम्न द्रव्यमान स्केल की ओर संकेत करते हैं, जिससे $\log_{10}(M/M_{Pl}) = -2.5^{+1.1}_{-1.3}$ प्राप्त होता है (68% विश्वास स्तर पर)। यह $M/M_{Pl} \approx 0.003$ के अनुरूप है, जो एक सब-प्लैंकियन मान है।
स्पेक्ट्रल इंडेक्स और टेंसर प्रतिबंध: प्राप्त स्पेक्ट्रल इंडेक्स $n_s = 0.9785^{+0.0013}_{-0.00049}$ है, जो ACT+Planck संयोजन द्वारा पसंद किए गए उच्च मानों के साथ संरेखित है। टेंसर-टू-स्केलर अनुपात $r = 0.0198^{+0.0029}_{-0.0077}$ के लिए बाधित है, जो BK18 की ऊपरी सीमा $r < 0.036$ के अनुरूप है। यह व्यवहार्यता बिना किसी गैर-न्यूनतम गुरुत्वाकर्षण युग्मन (non-minimal coupling) को आमंत्रित किए प्राप्त की गई है।
उत्तर-स्फीति अवशेष निर्माण: लैटिस सिमुलेशन पुष्टि करते हैं कि बाधित निम्न- $M$ शासन (regime) के लिए, इन्फ्लेटन क्षेत्र अपने पहले दोलनों के दौरान टेचियोनिक प्रवर्धन (tachyonic amplification) से गुजरता है। क्षेत्र स्थानीयकृत, अर्ध-गोलाकार, दीर्घकालिक संरचनाओं में खंडित हो जाता है जिन्हें ऑसिलॉन्स के रूप में पहचाना जाता है। सिमुलेशन दिखाते हैं कि निम्न $M$ मान (जैसे, $M/M_{Pl} = 0.01$ ) के परिणामस्वरूप टेचियोनिक क्षेत्र को अधिक बार पार करना होता है, जिससे उच्च $M$ मानों की तुलना में अधिक मजबूत मोड प्रवर्धन होता है।
गुरुत्वाकर्षण तरंग हस्ताक्षर: विखंडन प्रक्रिया एक स्टोकेस्टिक गुरुत्वाकर्षण तरंग बैकग्राउंड उत्पन्न करती है। लेखक अनुमानित GW स्पेक्ट्रम की गणना करते हैं और पाते हैं कि हालांकि आयाम ( $\Omega_{GW}h^2$ ) LISA, DECIGO और आइंस्टीन टेलीस्कोप जैसे भविष्य के डिटेक्टरों की संवेदनशीलता सीमा के भीतर है, लेकिन इसकी शिखर आवृत्ति (peak frequency) अत्यंत उच्च ( $f_0 \sim 10^9$ Hz) है। यह सिग्नल को वर्तमान या नियोजित लो-फ्रीक्वेंसी इंटरफेरोमीटर की पहुंच से बाहर रखता है, जिसके लिए समर्पित उच्च-आवृत्ति पहचान रणनीतियों की आवश्यकता है।
परिवर्तनीय रीहीटिंग प्रतिबंध: एक ट्रिलिनेर कपलिंग $y\phi\chi^2$ पेश करके, अध्ययन रीहीटिंग तापमान का अनुमान लगाता है। कपलिंग स्ट्रेंथ $y$ को $10^{-18} \lesssim y \lesssim \mathcal{O}(1)$ की सीमा में बाधित किया गया है, जो BBN तापमान ( $T_{BBN} \approx 10$ MeV) से ऊपर रीहीटिंग होने की आवश्यकता और रीहीटिंग अवधि के गैर-ऋणात्मक होने की आवश्यकता द्वारा सीमित है।

महत्व
यह शोध प्रदर्शित करता है कि ACT DR6 डेटा का समावेश इन्फ्लेशनरी मॉडल्स पर प्रतिबंधों को महत्वपूर्ण रूप से बदल देता है, विशेष रूप से सरल, सिंगल-फील्ड विटन-ओ'राइफर्टिया मॉडल को पुनर्जीवित करता जिसे पहले बहिष्कृत माना जाता था। यह अध्ययन सीधे तौर पर CMB-प्रेक्षित स्पेक्ट्रल इंडेक्स और इन्फ्लेटन क्षेत्र की उत्तर-स्फीति सूक्ष्म भौतिकी (microphysics) के बीच संबंध स्थापित करता है। यह दिखाता है कि वर्तमान डेटा द्वारा समर्थित विशिष्ट द्रव्यमान स्केल स्वाभाविक रूप से ऐसे शासन की ओर ले जाता है जहाँ टेचियोनिक रेजोनेंस और ऑसिलॉन निर्माण प्रमुख होते हैं। जबकि परिणामी गुरुत्वाकर्षण तरंग सिग्नल अपनी उच्च आवृत्ति के कारण वर्तमान में अनडिटेक्टेबल हैं, यह कार्य प्रारंभिक ब्रह्मांड की गैर-रेखीय गतिशीलता (non-linear dynamics) की जांच करने के लिए सटीक ब्रह्मांड विज्ञान और कम्प्यूटेशनल लैटिस सिमुलेशन को संयोजित करने की क्षमता को रेखांकित करता है। इसके अलावा, यह भविष्य के CMB प्रयोगों (जैसे, LiteBIRD, Simons Observatory) द्वारा रीहीटिंग युग के प्रति संवेदनशीलता में सुधार के साथ, इन्फ्लेटन कपलिंग्स पर भविष्य के प्रतिबंधों के लिए एक ढांचा प्रदान करता है।