عام 1992 نشر القمر الصناعي المسمى «مستكشف الخلفية الكونية» لاقطاته الحساسة بهدف رصد ورسم أي تفاوتات في درجة حرارة الخلفية الكونية في السماء. فمنذ اكتشاف الخلفية الكونية عام 1965 وهي تبدو متوحدة الخواص في السماء. ولاحقًا، اكتشف أن ثمة تفاوتًا واسع النطاق في درجة الحرارة عبر السماء يبلغ نحو جزء واحد في الألف. يُعرف هذا الآن بأنه من تأثير دوبلر، الذي تسبب فيه دوران الأرض حول نفسها عبر المجال الإشعاعي المتخلف عن الانفجار العظيم؛ إذ تبدو السماء أكثر دفئًا بقليل في الاتجاه الذي نتحرك صوبه، فيما تبدو أبرد قليلا في الاتجاه الذي نبتعد عنه. لكن إذا نحينا هذا التفاوت «ثنائي القطب» (كما يطلق عليه) جانبًا، يبدو الإشعاع وكأنه يأتي على نحو متساو من كل الاتجاهات. لكن لوقت طويل والمنظرون يتشككون في وجود بنية في الخلفية الميكروية، على صورة أنماط متذبذبة من البقع الحارة والباردة. وقد عثر «مستكشف الخلفية الكونية» على هذه الأنماط، وأبرزت الصحف حول العالم اكتشافه هذا.
لماذا إذن لا تتسم الخلفية الميكروية بالتجانس؟ إجابة هذا السؤال مرتبطة على نحو وثيق بأصل البنية الواسعة النطاق، وشأن المواضع الأخرى في علم الكونيات، تقدم الجاذبية ذلك الرابط.
تقدم نماذج فريدمان أفكارًا ثاقبة مهمة بشأن الكيفية التي تتغير بها الخصائص الكبيرة الخاصة بالكون؛ تتغير مع الزمن. بَيْدَ أن هذه النماذج غير واقعية؛ لأنها تصف عالما مثاليا متجانسًا تمامًا وخاليًا من أي خلل والكون إن بدأ على هذا النحو فسيظل مثاليا إلى الأبد. لكن في الواقع الفعلي هناك مواضع من الخلل. فبعض المناطق قد تكون أكثر كثافة قليلًا من المتوسط، وبعضها أقل كثافة كيف سيكون سلوك هذا الكون الذي يشوبه قدر من التفاوت في الكثافة؟ الإجابة مختلفة على نحو جذري عن الحالة المثالية. فأي جزء من الكون أشد كثافة من المتوسط سيكون له تأثير جذبي أقوى من المتوسط على ما يحيط به؛ ومن ثم سيميل إلى امتصاص المادة داخله مستنزفا بذلك المنطقة المحيطة به. وخلال هذه العملية سيصير أشد كثافة نسبة إلى المتوسط، ومن ثم يمارس قوة جذب أكبر. ويكون الأثر المترتب على ذلك حدوث نمو منفلت لتكتلات المادة يسمى «عدم الاستقرار الجذبي». وفي النهاية تتكون كتل مترابطة بقوة وتبدأ في التجمع على صورة خيوط وألواح تشبه تلك التي نراها في خرائط البنية الكونية. وكل ما هو مطلوب في البداية من أجل إطلاق هذه العملية هو تفاوتات طفيفة للغاية في الكثافة، وستعمل الجاذبية كمضخّم قوي محولة التموجات الأولية الطفيفة إلى تفاوتات ضخمة في الكثافة. وبإمكاننا تخطيط الناتج النهائي لهذه العملية باستخدام عمليات المسح التي تُجرى على المجرات، بينما نرى المدخل الأوّلي لها في خريطة «مستكشف الخلفية الكونية». بل إن لدينا كذلك نظرية جيدة تفسر الكيفية التي انطبعت بها التفاوتات الأولية في الكثافة، وكيف أنتج التضخم الكوني التفاوتات الكمية.
إن الصورة العامة الأساسية للكيفية التي تكونت بها المادة معروفة منذ سنوات عديدة، لكن من العسير تحويل هذه الصورة العامة إلى حسابات تنبئية تفصيلية؛ وذلك بسبب السلوك المعقد للجاذبية. أن قوانين نيوتن للجاذبية من الصعب حلُّها من دون التناظر المبسّط. وفي المراحل المتأخرة من عدم الاستقرار الجذبي، لا وجود لمثل هذا التبسيط. فكل شيء في الكون يمارس قوى الجذب على كل شيء آخر، ومن الضروري متابعة كل هذه القوى المؤثرة في كل شيء وفي كل مكان. والمسائل الحسابية الداخلة في هذه العملية من المستحيل فعليًّا حلها بالورقة والقلم.

شكل 4: تموجات «مستكشف الخلفية الكونية». في عام 1992 قاس القمر الصناعي المسمى «مستكشف الخلفية الكونية» تفاوتات طفيفة قدرها نحو جزء واحد في المائة ألف في درجة حرارة إشعاع الخلفية الميكروي الكوني في السماء وهذه «التموجات» يُعتقد أنها البذور التي نمت منها المجرات والبني الكونية الواسعة النطاق.
 
لكن خلال ثمانينيات القرن العشرين ظهرت أجهزة الكمبيوتر الضخمة على الساحة، وشهد هذا المجال تقدمًا متسارعًا. وقد صار من الواضح أن بمقدور الجاذبية تكوين البنى الكونية، لكن كي تؤدي المهمة بفَعَالِيَة لا بد من وجود قدر كبير للغاية من الكتلة في الكون. ولأن فرضيات التخليق النووي البدائي لا تسمح إلا بوجود قدر صغير نسبيًّا من المادة «العادية»، افترض المنظرون أن الكون تهيمن عليه مادة مظلمة عجيبة لا تشارك في التفاعلات النووية. وقد أظهرت المحاكاة الحاسوبية أن أفضل صورة تكون عليها هذه المادة هي المادة المظلمة «الباردة». فإذا كانت المادة المظلمة «حارة»، فستتحرك عندئذٍ بسرعة كبيرة تمنع تكون كتل من المادة بالحجم المناسب.
وفي النهاية، بعد سنوات عديدة من وقت المحاكاة الحاسوبية، ظهرت صورة تنشأ فيها البنية الكونية بطريقة تدريجية تراكمية. أولًا: تتكون كتل صغيرة من المادة. وهذه الوحدات البنائية تتجمع بعد ذلك مكونةً وحدات أكبر، بدورها تتجمع بعضُها مع بعض وهي مكونة وحدات أكبر، وهكذا دَوَالَيْك. وفي النهاية تتكون أجرام في حجم المجرات. ينهار الغاز المكون من مادة باريونية على نفسه، وتتكون النجوم، وتكون لدينا مجرات. وتواصل المجرات نموها الهرمي في البنية عن طريق التجمع في سلاسل وألواح. وفي هذه الصورة، تتطور البنية بسرعة كبيرة مع مرور الزمن (أو على نحو مكافئ، مع الإزاحة الحمراء).
حققت فكرة المادة المظلمة الباردة نجاحًا كبيرًا، لكن هذا النهج أبعد ما يكون عن الاكتمال. فلا يزال من غير المعروف مقدار المادة المظلمة الموجود في الكون، أو الشكل الذي تتخذه هذه المادة. تظل أيضًا مشكلة الكيفية التفصيلية التي تكونت بها المجرات دون حل؛ وذلك بسبب العمليات الهيدروديناميكية والإشعاعية الداخلة في حركة الغاز وتكون النجوم. لكن في الوقت الحالي لم يعد هذا المجال مقصورًا على النظريات والمحاكاة الحاسوبية؛ إذ تُمَكِّننا الإنجازات المتحققة حاليًّا في التكنولوجيا الرصدية، على غرار تليسكوب هابل الفضائي من أن نرى المجرات على إزاحات حمراء عالية، ومن ثم ندرس بدقة الكيفية التي تغيرت بها خصائصها وتوزيعاتها في الفضاء مع مرور الوقت. ومع الجيل القادم من عمليات مسح الإزاحة الحمراء الضخمة سيكون لدينا معلومات شديدة التفصيل بشأن النمط الذي تسير عليه تلك المجرات في الفضاء. وهذا أيضًا يمدنا بخيوط عن مقدار المادة المظلمة الموجودة بالكون، والكيفية التي تكونت بها المجرات تحديدًا. بَيْدَ أن الحل النهائي لهذه المشكلة ليس من المرجح أن يأتي من المشاهدات الخاصة بالنواتج النهائية لعملية عدم الاستقرار الجذبي، وإنما من تلك المتعلقة ببداياتها.

شكل 5: صورة «حقل هابل العميق». التُقطت هذه الصورة عن طريق توجيه تليسكوب هابل الفضائي إلى قطعة خالية من السماء، وهي تُظهر مصفوفة رائعة من المجرات البعيدة الخافتة. بعض هذه الأجرام يقع على مسافات بعيدة للغاية، لدرجة أن الضوء الصادر عنها استغرق أكثر من 90 بالمائة من عمر الكون كي يصلنا. وبهذا يمكننا رؤية تطور المجرات وهو يحدث أمام أعيننا.