ГэВ.
Важную информацию должен нести спектр ранних гравитационных волн. Из-за расширения Вселенной и частота гравитационной волны, и ее амплитуда меняются. Частота всегда уменьшается. А амплитуда может как расти, так и уменьшаться. Однако есть момент, начиная с которого амплитуда волны только уменьшается. Это момент, когда длина волны и размеры горизонта частиц Вселенной сравниваются. Таким образом, есть конкретная связь между частотой волны и температурой эпохи. Современные детекторы, работающие на частотах около 1 кГц, могли бы изучать состояние Вселенной при температурах 10>11 ГэВ. В параметрах гравитационных волн этой частоты должна быть «закодирована» информация о характеристиках плазмы эпохи этой температуры.
Существуют разные возможности для формирования гравитационных волн в ранней Вселенной. Одна из них – это так называемое сверхадиабатическое усиление гравитационных волн. Этот механизм был предложен в 1974 году известным космологом Леонидом Грищуком (1941–2012). Он приводит к усилению реально существующих волн или даже рождению гравитонов (гипотетических квантовых частиц, соответствующих гравитационному полю) из вакуума. Идея состоит в параметрическом возбуждении колебаний гравитационного поля, связанного со специальным соотношением параметров расширяющейся Вселенной. В некотором смысле, можно сказать, что механизм работает, когда параметры Вселенной входят в «резонанс» с колебаниями поля. Значительный гравитационно-волновой фон мог сформироваться во время стадии инфляции. Безразмерная амплитуда каждой волны в момент равенства длины волны размерам горизонта приблизительно равна 10>–5. Со временем эти волны могут усиливаться на других этапах эволюции Вселенной. В теории существуют различные сценарии развития этого фона. В современную эпоху он должен иметь широкий спектр: от 1 ГГц до 10>–17 Гц. В оптимистическом варианте среднее значение метрических вариаций в диапазоне приема гравитационных антенн (100–1000 Гц) ожидается на уровне h ~ 10>–24 при очень узкой полосе приема ∆f = 3 · 10>–8 Гц.
Гравитационно-волновой фон ранней Вселенной мог бы также сформироваться во время, так называемой, нестационарной доменной стадии. Предполагается, что в эту эпоху Вселенная представляет собой некие «соты», то есть состоит из отдельных областей, каждая из которых описывается разными значениями одного и того же параметра – направления анизотропного натяжения. Этот параметр связан с одним из фундаментальных свойств Вселенной – барионной асимметрией, то есть чрезвычайным преобладанием вещества над антивеществом.