Теория космической инфляции

Космическая инфляция: теория экспоненциального расширения Вселенной после Большого взрыва. Открытия Старобинского, Гута и Линде.

27 мин чтения

100%

Источник: Inflation (cosmology) — Wikipedia

Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.

Содержание

Введение

Теория быстрого расширения Вселенной

В физической космологии космическая инфляция, космологическая инфляция или просто инфляция — это теория экспоненциального расширения пространства в ранней Вселенной. Считается, что инфляционная эпоха продолжалась от 10⁻³⁶ секунд до между 10⁻³³ и 10⁻³² секунд после Большого взрыва. После инфляционного периода Вселенная продолжала расширяться, но с меньшей скоростью. Ускорение этого замедления расширения, вызванное тёмной энергией, началось после того, как Вселенной было уже более 7,7 миллиардов лет (5,4 миллиарда лет назад). Теория инфляции была разработана в конце 1970-х и начале 1980-х годов, с заметным вкладом нескольких физиков-теоретиков, включая Алексея Старобинского в Институте теоретической физики Ландау, Алана Гута в Корнелльском университете и Андрея Линде в Институте физики Лебедева. Алексей Старобинский, Алан Гут и Андрей Линде получили премию Кавли 2014 года «за новаторский вклад в теорию космической инфляции». Она была далее развита в начале 1980-х годов. Она объясняет происхождение крупномасштабной структуры космоса. Квантовые флуктуации в микроскопической инфляционной области, увеличенные до космических размеров, становятся зародышами для роста структуры во Вселенной (см. формирование галактик и их эволюцию, а также формирование структуры). Многие физики также полагают, что инфляция объясняет, почему Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях (изотропной), почему космическое микроволновое фоновое излучение распределено равномерно, почему Вселенная плоская и почему не наблюдаются магнитные монополи. Детальный физический механизм, ответственный за инфляцию, неизвестен. Основная инфляционная парадигма принимается большинством физиков, поскольку ряд предсказаний моделей инфляции были подтверждены наблюдениями; однако значительное меньшинство учёных не согласны с этой позицией. В 2002 году трое из первоначальных создателей теории были отмечены за их значительный вклад: физики Алан Гут из МТИ, Андрей Линде из Стэнфорда и Пол Стейнхардт из Принстона разделили престижную премию Дирака «за разработку концепции инфляции в космологии». В 2012 году Гут и Линде были удостоены премии «Прорыв в фундаментальной физике» за изобретение и развитие инфляционной космологии.

In physical cosmology, cosmic inflation, cosmological inflation, or just inflation, is a theory of exponential expansion of space in the early universe. The inflationary epoch is believed to have lasted from seconds to between and seconds after the Big Bang. Following the inflationary period, the universe continued to expand, but at a slower rate. The re acceleration of this slowing expansion due to dark energy began after the universe was already over 7.7 billion years old (5.4 billion years ago). Inflation theory was developed in the late 1970s and early 80s, with notable contributions by several theoretical physicists, including Alexei Starobinsky at Landau Institute for Theoretical Physics, Alan Guth at Cornell University, and Andrei Linde at Lebedev Physical Institute. Alexei Starobinsky, Alan Guth, and Andrei Linde won the 2014 Kavli Prize "for pioneering the theory of cosmic inflation". It was developed further in the early 1980s. It explains the origin of the large scale structure of the cosmos. Quantum fluctuations in the microscopic inflationary region, magnified to cosmic size, become the seeds for the growth of structure in the Universe (see galaxy formation and evolution and structure formation). Many physicists also believe that inflation explains why the universe appears to be the same in all directions (isotropic), why the cosmic microwave background radiation is distributed evenly, why the universe is flat, and why no magnetic monopoles have been observed. The detailed particle physics mechanism responsible for inflation is unknown. The basic inflationary paradigm is accepted by most physicists, as a number of inflation model predictions have been confirmed by observation; however, a substantial minority of scientists dissent from this position. In 2002 three of the original architects of the theory were recognized for their major contributions; physicists Alan Guth of M. I. T., Andrei Linde of Stanford, and Paul Steinhardt of Princeton shared the prestigious Dirac Prize "for development of the concept of inflation in cosmology". In 2012 Guth and Linde were awarded the Breakthrough Prize in Fundamental Physics for their invention and development of inflationary cosmology.

Обзор

Около 1930 года Эдвин Хаббл обнаружил, что свет от далёких галактик испытывает красное смещение; чем дальше галактика, тем сильнее смещение. Это указывает на то, что галактики удаляются от Земли, причём более далёкие галактики удаляются быстрее, так что галактики удаляются и друг от друга. Это расширение Вселенной было ранее предсказано Александром Фридманом и Жоржем Леметром на основе теории общей относительности. Это можно представить как следствие первоначального импульса, который разогнал содержимое Вселенной с такой скоростью, что их взаимное гравитационное притяжение не смогло обратить вспять это разделение. Инфляция может быть источником этого первоначального импульса. Согласно уравнениям Фридмана, описывающим динамику расширяющейся Вселенной, жидкость с достаточно отрицательным давлением оказывает гравитационное отталкивание в космологическом масштабе. Поле в состоянии ложного вакуума с положительной энергией может представлять собой такую жидкость, и возникающее отталкивание приведёт Вселенную к экспоненциальному расширению. Эта фаза инфляции была впервые предложена Аланом Гутом в 1979 году, поскольку экспоненциальное расширение могло бы разбавить экзотические реликвии, такие как магнитные монополи, предсказанные великими объединяющими теориями того времени. Это объясняет, почему эти реликвии не были обнаружены. Вскоре стало ясно, что такое ускоренное расширение разрешает проблему горизонта и проблему плоскостности. Эти проблемы возникают из предположения, что для того, чтобы Вселенная выглядела так, как сейчас, она должна была начаться с очень точно настроенных, или "специальных", начальных условий в момент Большого взрыва.

Теория

Расширяющаяся Вселенная обычно имеет космологический горизонт, который, по аналогии с более привычным горизонтом, вызванным кривизной поверхности Земли, определяет границу той части Вселенной, которую может видеть наблюдатель. Свет (или другое излучение), испущенный объектами за космологическим горизонтом в ускоряющейся Вселенной, никогда не достигает наблюдателя, поскольку пространство между наблюдателем и объектом расширяется слишком быстро. Наблюдаемая Вселенная – это одна причинно-следственная область гораздо большей ненаблюдаемой Вселенной; другие части Вселенной пока не могут обмениваться информацией с Землей. Эти части Вселенной находятся за пределами нашего текущего космологического горизонта. В стандартной модели горячего Большого взрыва, без инфляции, космологический горизонт отодвигается, открывая новые области. Однако, когда локальный наблюдатель видит такую область впервые, она ничем не отличается от любой другой области пространства, которую он уже видел: её фоновое излучение имеет почти ту же температуру, что и фоновое излучение других областей, а её пространственно-временная кривизна развивается синхронно с остальными. Это представляет собой загадку: как эти новые области узнали, какую температуру и кривизну они должны были иметь? Они не могли получить эту информацию по сигналам, поскольку ранее не находились в пределах нашего прошлого светового конуса. Инфляция отвечает на этот вопрос, постулируя, что все области произошли из более ранней эпохи с большой энергией вакуума, или космологической постоянной. Пространство с космологической постоянной качественно отличается: вместо расширения космологический горизонт остаётся на месте. Для любого наблюдателя расстояние до космологического горизонта постоянно. При экспоненциально расширяющемся пространстве два близких наблюдателя очень быстро удаляются друг от друга; настолько, что расстояние между ними быстро превышает предел обмена информацией. Пространственные сечения очень быстро расширяются, охватывая огромные объемы. Объекты постоянно перемещаются за пределы космологического горизонта, который находится на фиксированном расстоянии, и всё становится однородным. По мере того как инфляционное поле медленно расслабляется к вакууму, космологическая постоянная стремится к нулю, и пространство начинает расширяться обычным образом. Новые области, которые становятся видимыми во время нормальной фазы расширения, – это те же области, которые были вытеснены за горизонт во время инфляции, и поэтому они имеют почти ту же температуру и кривизну, поскольку происходят из одного и того же изначально небольшого участка пространства. Таким образом, теория инфляции объясняет, почему температуры и кривизны различных областей так близки друг к другу. Она также предсказывает, что общая кривизна пространственного сечения при фиксированном глобальном времени равна нулю. Это предсказание подразумевает, что общая обычная материя, темная материя и остаточная энергия вакуума во Вселенной должны суммироваться до критической плотности, что и подтверждается наблюдениями. Более того, инфляция позволяет физикам рассчитать незначительные различия температур в разных областях, исходя из квантовых флуктуаций во время инфляционной эпохи, и многие из этих количественных предсказаний были подтверждены.

An expanding universe generally has a cosmological horizon, which, by analogy with the more familiar horizon caused by the curvature of Earth's surface, marks the boundary of the part of the Universe that an observer can see. Light (or other radiation) emitted by objects beyond the cosmological horizon in an accelerating universe never reaches the observer, because the space in between the observer and the object is expanding too rapidly. The observable universe is one causal patch of a much larger unobservable universe; other parts of the Universe cannot communicate with Earth yet. These parts of the Universe are outside our current cosmological horizon. In the standard hot big bang model, without inflation, the cosmological horizon moves out, bringing new regions into view. Yet as a local observer sees such a region for the first time, it looks no different from any other region of space the local observer has already seen: its background radiation is at nearly the same temperature as the background radiation of other regions, and its space time curvature is evolving lock step with the others. This presents a mystery: how did these new regions know what temperature and curvature they were supposed to have? They couldn't have learned it by getting signals, because they were not previously in communication with our past light cone. Inflation answers this question by postulating that all the regions come from an earlier era with a big vacuum energy, or cosmological constant. A space with a cosmological constant is qualitatively different: instead of moving outward, the cosmological horizon stays put. For any one observer, the distance to the cosmological horizon is constant. With exponentially expanding space, two nearby observers are separated very quickly; so much so, that the distance between them quickly exceeds the limits of communication. The spatial slices are expanding very fast to cover huge volumes. Things are constantly moving beyond the cosmological horizon, which is a fixed distance away, and everything becomes homogeneous. As the inflationary field slowly relaxes to the vacuum, the cosmological constant goes to zero and space begins to expand normally. The new regions that come into view during the normal expansion phase are exactly the same regions that were pushed out of the horizon during inflation, and so they are at nearly the same temperature and curvature, because they come from the same originally small patch of space. The theory of inflation thus explains why the temperatures and curvatures of different regions are so nearly equal. It also predicts that the total curvature of a space slice at constant global time is zero. This prediction implies that the total ordinary matter, dark matter and residual vacuum energy in the Universe have to add up to the critical density, and the evidence supports this. More strikingly, inflation allows physicists to calculate the minute differences in temperature of different regions from quantum fluctuations during the inflationary era, and many of these quantitative predictions have been confirmed.

Пространство расширяется

В пространстве, которое расширяется экспоненциально (или почти экспоненциально) со временем, любая пара свободно плавающих объектов, изначально находящихся в состоянии покоя, будет удаляться друг от друга с ускоряющейся скоростью, по крайней мере, пока они не будут связаны друг с другом каким-либо взаимодействием. С точки зрения одного из таких объектов, пространство-время подобно чёрной дыре Шварцшильда, «вывернутой наизнанку» – каждый объект окружён сферическим горизонтом событий. Как только другой объект пересечёт этот горизонт, он никогда не сможет вернуться, и даже световые сигналы, посылаемые им, никогда не достигнут первого объекта (по крайней мере, пока пространство продолжает расширяться экспоненциально). В приближении, когда расширение является строго экспоненциальным, горизонт остаётся статичным и сохраняет фиксированное физическое расстояние. Этот фрагмент расширяющейся Вселенной может быть описан следующей метрикой:

Это экспоненциально расширяющееся пространство-время называется пространством де Ситтера, и для его поддержания необходима космологическая постоянная – плотность энергии вакуума, постоянная в пространстве и времени и пропорциональная Λ в указанной выше метрике. В случае строго экспоненциального расширения энергия вакуума обладает отрицательным давлением p, равным по модулю её плотности энергии ρ; уравнение состояния имеет вид p = −ρ. Инфляция обычно не является строго экспоненциальным расширением, а скорее квази- или почти экспоненциальным. В такой Вселенной горизонт будет медленно увеличиваться со временем, по мере постепенного уменьшения плотности энергии вакуума.

Остается несколько неоднородностей

Поскольку ускоряющееся расширение пространства растягивает любые начальные вариации плотности или температуры до очень больших масштабов, существенной особенностью инфляции является сглаживание неоднородностей и анизотропий, а также уменьшение кривизны пространства. Это приводит Вселенную к очень простому состоянию, в котором она полностью доминируется полем инфлатона, и единственными значимыми неоднородностями являются крошечные квантовые флуктуации. Инфляция также разбавляет экзотические тяжёлые частицы, такие как магнитные монополи, предсказанные многими расширениями Стандартной модели физики частиц. Если бы Вселенная была достаточно горячей для формирования таких частиц до периода инфляции, они не наблюдались бы в природе, поскольку были бы настолько редки, что весьма вероятно их отсутствие в наблюдаемой Вселенной. Все вместе эти эффекты называются инфляционной "теоремой об отсутствии волос" по аналогии с теоремой об отсутствии волос для чёрных дыр. Теорема "об отсутствии волос" работает, по сути, потому, что космологический горизонт ничем не отличается от горизонта чёрной дыры, за исключением не поддающихся экспериментальной проверке расхождений во взглядах на то, что находится за ним. Интерпретация теоремы об отсутствии волос заключается в том, что Вселенная (наблюдаемая и ненаблюдаемая) расширяется на огромный фактор в течение инфляции. В расширяющейся Вселенной плотности энергии обычно уменьшаются или разбавляются по мере увеличения объёма Вселенной. Например, плотность обычной "холодной" материи (пыли) уменьшается обратно пропорционально объёму: когда линейные размеры удваиваются, плотность энергии уменьшается в восемь раз; плотность энергии излучения уменьшается ещё быстрее по мере расширения Вселенной, поскольку длина волны каждого фотона растягивается (красное смещение), в дополнение к рассеянию фотонов в результате расширения. При удвоении линейных размеров плотность энергии излучения уменьшается в шестнадцать раз (см. решение уравнения непрерывности плотности энергии для ультрарелятивистской жидкости). Во время инфляции плотность энергии в поле инфлатона остаётся примерно постоянной. Однако плотность энергии во всём остальном, включая неоднородности, кривизну, анизотропию, экзотические частицы и частицы Стандартной модели, уменьшается, и при достаточно продолжительной инфляции все эти компоненты становятся пренебрежимо малыми. Это оставляет Вселенную плоской и симметричной, и (за исключением однородного поля инфлатонов) в основном пустой в момент окончания инфляции и начала перегрева.

Because the accelerating expansion of space stretches out any initial variations in density or temperature to very large length scales, an essential feature of inflation is that it smooths out inhomogeneities and anisotropies, and reduces the curvature of space. This pushes the Universe into a very simple state in which it is completely dominated by the inflaton field and the only significant inhomogeneities are tiny quantum fluctuations. Inflation also dilutes exotic heavy particles, such as the magnetic monopoles predicted by many extensions to the Standard Model of particle physics. If the Universe was only hot enough to form such particles before a period of inflation, they would not be observed in nature, as they would be so rare that it is quite likely that there are none in the observable universe. Together, these effects are called the inflationary "no hair theorem" by analogy with the no hair theorem for black holes. The "no hair" theorem works essentially because the cosmological horizon is no different from a black hole horizon, except for not testable disagreements about what is on the other side. The interpretation of the no hair theorem is that the Universe (observable and unobservable) expands by an enormous factor during inflation. In an expanding universe, energy densities generally fall, or get diluted, as the volume of the Universe increases. For example, the density of ordinary "cold" matter (dust) goes down as the inverse of the volume: when linear dimensions double, the energy density goes down by a factor of eight; the radiation energy density goes down even more rapidly as the Universe expands since the wavelength of each photon is stretched (redshifted), in addition to the photons being dispersed by the expansion. When linear dimensions are doubled, the energy density in radiation falls by a factor of sixteen (see the solution of the energy density continuity equation for an ultra relativistic fluid). During inflation, the energy density in the inflaton field is roughly constant. However, the energy density in everything else, including inhomogeneities, curvature, anisotropies, exotic particles, and standard model particles is falling, and through sufficient inflation these all become negligible. This leaves the Universe flat and symmetric, and (apart from the homogeneous inflaton field) mostly empty, at the moment inflation ends and reheating begins.

Продолжительность

Ключевое требование состоит в том, чтобы инфляция продолжалась достаточно долго, чтобы сформировать нынешнюю наблюдаемую Вселенную из единственного, небольшого инфляционного горизонта Хаббла. Это необходимо для того, чтобы Вселенная казалась плоской, однородной и изотропной в самых больших наблюдаемых масштабах. Обычно считается, что это требование выполняется, если Вселенная расширилась как минимум в раз во время инфляции.

Перегрев

Инфляция — это период сверхбыстрого расширения, когда температура падает примерно в 100 000 раз или больше. (Точное падение зависит от модели, но в первых моделях оно обычно составляло от K до K.) Эта относительно низкая температура поддерживается на протяжении всей инфляционной фазы. Когда инфляция завершается, температура возвращается к доинфляционному значению; этот процесс называется перегревом или термализацией, поскольку большая потенциальная энергия поля инфлатона распадается на частицы и наполняет Вселенную частицами Стандартной модели, включая электромагнитное излучение, что знаменует начало фазы, доминирующей излучением, во Вселенной. Поскольку природа поля инфлатона неизвестна, этот процесс до сих пор недостаточно изучен, хотя предполагается, что он происходит посредством параметрического резонанса.

Мотивация

Инфляция пытается решить несколько проблем в космологии Большого взрыва, выявленных в 1970-х годах. Впервые идея инфляции была предложена Аланом Гутом в 1979 году при исследовании вопроса, почему сегодня не наблюдаются магнитные монополи; он обнаружил, что ложный вакуум с положительной энергией, согласно общей теории относительности, должен был бы вызвать экспоненциальное расширение пространства. Вскоре стало ясно, что такое расширение могло бы решить множество других давних проблем. Эти проблемы связаны с тем, что для того, чтобы Вселенная выглядела так, как сейчас, она должна была начаться с очень точно настроенных, или "специальных" начальных условий при Большом взрыве. Инфляция стремится решить эти проблемы, предлагая динамический механизм, который приводит Вселенную в это особое состояние, тем самым делая вселенные, подобные нашей, гораздо более вероятными в рамках теории Большого взрыва.

Проблема горизонта

Проблема горизонта — это проблема определения того, почему Вселенная выглядит статистически однородной и изотропной в соответствии с космологическим принципом. Например, молекулы в баллоне с газом распределены однородно и изотропно, потому что они находятся в тепловом равновесии: газ во всем баллоне имел достаточно времени для взаимодействия, чтобы рассеять неоднородности и анизотропии. Ситуация совершенно иная в модели Большого взрыва без инфляции, поскольку гравитационное расширение не даёт ранней Вселенной достаточно времени для установления равновесия. В Большом взрыве, содержащем только материю и излучение, известные в Стандартной модели, две сильно удалённые области наблюдаемой Вселенной не могли прийти в равновесие, потому что они разлетаются друг от друга быстрее скорости света и, следовательно, никогда не находились в причинно-следственной связи. В ранней Вселенной не было возможности отправить световой сигнал между этими двумя областями. Поскольку они не взаимодействовали, трудно объяснить, почему они имеют одинаковую температуру (находятся в тепловом равновесии). Исторически предложенными решениями были Вселенная Феникса Жоржа Леметра, связанная с ней осциллирующая Вселенная Ричарда Чейза Толмана и Вселенная Миксмастера Чарльза Миснера. Леметр и Толман предположили, что Вселенная, переживающая ряд циклов сжатия и расширения, может прийти в тепловое равновесие. Однако их модели оказались несостоятельными из-за накопления энтропии на протяжении нескольких циклов. Мизнер выдвинул (в конечном итоге ошибочную) гипотезу о том, что механизм Миксмастера, который делал Вселенную более хаотичной, мог привести к статистической однородности и изотропии.

Проблема плоскости

Проблема плоскости иногда называется одним из совпадений Дикка (наряду с проблемой космологической постоянной). В 1960-х годах было установлено, что плотность материи во Вселенной сопоставима с критической плотностью, необходимой для плоской Вселенной (то есть Вселенной, крупномасштабная геометрия которой соответствует обычной евклидовой геометрии, а не неевклидовой гиперболической или сферической геометрии). Следовательно, независимо от формы Вселенной, вклад пространственной кривизны в её расширение не мог существенно превышать вклад материи. Однако, по мере расширения Вселенной кривизна краснеет медленнее, чем материя и излучение. Если экстраполировать это в прошлое, возникает проблема тонкой настройки, поскольку вклад кривизны в Вселенную должен быть экспоненциально мал (например, на шестнадцать порядков меньше плотности излучения во время нуклеосинтеза Большого взрыва). Эта проблема усугубляется недавними наблюдениями космического микроволнового фона, которые показали, что Вселенная плоская с точностью до нескольких процентов.

Прекурсоры

В первые дни общей теории относительности Альберт Эйнштейн ввел космологическую постоянную, чтобы получить статическое решение, представляющее собой трехмерную сферу с однородной плотностью материи. Позже Виллем де Ситтер обнаружил высокосимметричную расширяющуюся Вселенную, описывающую Вселенную с космологической постоянной, которая в остальном пуста. Было установлено, что вселенная Эйнштейна нестабильна, и малые флуктуации приводят к её коллапсу или превращению во вселенную де Ситтера. В 1965 году Эраст Глинер выдвинул уникальное предположение относительно давления в ранней Вселенной в рамках уравнений Эйнштейна — Фридмана. Согласно его идее, давление было обратно пропорционально плотности энергии. Эта зависимость между давлением и плотностью энергии стала первым теоретическим предсказанием темной энергии. В начале 1970-х годов Зелдович обратил внимание на проблемы плоскостности и горизонта в космологии Большого взрыва; до его работ космология считалась симметричной исключительно на философских основаниях.

Проблема монополии

В 1978 году Зельдович отметил проблему магнитных монополей, которая представляла собой однозначную количественную формулировку проблемы горизонта, но уже в области физики частиц, что повлекло за собой ряд спекулятивных попыток её разрешить. В 1980 году Алан Гут пришел к выводу, что распад ложного вакуума в ранней Вселенной решит эту проблему, что и привело его к предложению инфляции, управляемой скалярным полем. Сценарии Старобинского и Гута оба предсказывали начальную фазу де Ситтера, различаясь лишь в механистических деталях.

Медленная инфляция

Проблема столкновения пузырей была решена Линде и независимо Андреасом Альбрехтом и Полом Штайнхардтом в модели, названной новой инфляцией или инфляцией с замедленным скатыванием (модель Гута впоследствии стала известна как старая инфляция). В этой модели инфляция происходила не за счет туннелирования из ложного вакуумного состояния, а благодаря скалярному полю, скатывающемуся по склону потенциальной энергии. Инфляция возникает, когда поле скатывается очень медленно по сравнению с расширением Вселенной. Однако, когда склон становится круче, инфляция завершается и может начаться разогрев.

Влияние асимметрий

В конечном итоге было показано, что новая инфляция не порождает идеально симметричную Вселенную, а создаются квантовые флуктуации в инфлатоне. Эти флуктуации формируют зародышевые семена для всей структуры, образовавшейся в последующей Вселенной. Эти флуктуации впервые были рассчитаны Вятчеславом Мухановым и Г. В. Чибисовым при анализе аналогичной модели Старобинского. В контексте инфляции они были получены независимо от работы Муханова и Чибисова на трехнедельном семинаре Nuffield Workshop on the Very Early Universe 1982 года в Кембриджском университете. Флуктуации были рассчитаны четырьмя группами, работавшими независимо друг от друга в ходе семинара: Стивеном Хокингом, Старобинским, Гутом и Со Янг Пи, а также Барденом, Штайнхардтом и Тёрнером.

Статус наблюдения

Инфляция — это механизм реализации космологического принципа, который является основой стандартной модели физической космологии: она объясняет однородность и изотропию наблюдаемой Вселенной. Кроме того, она объясняет наблюдаемую плоскостность и отсутствие магнитных монополей. С момента первых работ Гута каждое из этих наблюдений получило дальнейшее подтверждение, наиболее впечатляющее — подробные наблюдения космического микроволнового фона, сделанные космическим аппаратом «Планк». Этот анализ показывает, что Вселенная плоская с точностью до процента, и что она однородна и изотропна с точностью до одной части на 100 000. Инфляция предсказывает, что структуры, видимые сегодня во Вселенной, сформировались в результате гравитационного коллапса возмущений, которые возникли как квантово-механические флуктуации в инфляционную эпоху. Детальная форма спектра возмущений, называемая почти масштабно-инвариантным случайным полем Гаусса, очень специфична и имеет только два свободных параметра. Один из них — амплитуда спектра и спектральный индекс, который измеряет небольшое отклонение от масштабно-инвариантности, предсказанное инфляцией (идеальная масштабно-инвариантность соответствует идеализированной вселенной де Ситтера). Другой свободный параметр — отношение тензорного к скалярному компонентам. Самые простые модели инфляции, не требующие тонкой настройки параметров, предсказывают отношение тензорного к скалярному компоненту около 0,1.

Inflation is a mechanism for realizing the cosmological principle, which is the basis of the standard model of physical cosmology: it accounts for the homogeneity and isotropy of the observable universe. In addition, it accounts for the observed flatness and absence of magnetic monopoles. Since Guth's early work, each of these observations has received further confirmation, most impressively by the detailed observations of the cosmic microwave background made by the Planck spacecraft. This analysis shows that the Universe is flat to within percent, and that it is homogeneous and isotropic to one part in 100,000. Inflation predicts that the structures visible in the Universe today formed through the gravitational collapse of perturbations that were formed as quantum mechanical fluctuations in the inflationary epoch. The detailed form of the spectrum of perturbations, called a nearly scale invariant Gaussian random field is very specific and has only two free parameters. One is the amplitude of the spectrum and the spectral index, which measures the slight deviation from scale invariance predicted by inflation (perfect scale invariance corresponds to the idealized de Sitter universe). The other free parameter is the tensor to scalar ratio. The simplest inflation models, those without fine tuning, predict a tensor to scalar ratio near 0.1
Inflation predicts that the observed perturbations should be in thermal equilibrium with each other (these are called adiabatic or isentropic perturbations). This structure for the perturbations has been confirmed by the Planck spacecraft, WMAP spacecraft and other cosmic microwave background (CMB) experiments, and galaxy surveys, especially the ongoing Sloan Digital Sky Survey. These experiments have shown that the one part in 100,000 inhomogeneities observed have exactly the form predicted by theory. There is evidence for a slight deviation from scale invariance. The spectral index, n is one for a scale invariant Harrison–Zel'dovich spectrum. The simplest inflation models predict that n is between 0.92 and 0.98 This is the range that is possible without fine tuning of the parameters related to energy. and a tensor to scalar ratio that is less than 0.11 These are considered an important confirmation of the theory of inflation. However, the third year data revealed that the effect was a statistical anomaly. An experimental program is underway to further test inflation with more precise CMB measurements. In particular, high precision measurements of the so called "B modes" of the polarization of the background radiation could provide evidence of the gravitational radiation produced by inflation, and could also show whether the energy scale of inflation predicted by the simplest models (~ GeV) is correct. However, on 19 June 2014, lowered confidence in confirming the findings was reported; on 19 September 2014, a further reduction in confidence was reported and, on 30 January 2015, even less confidence yet was reported. By 2018, additional data suggested, with 95% confidence, that is 0.06 or lower: consistent with the null hypothesis, but still also consistent with many remaining models of inflation. Other forthcoming measurements, such as those of 21 centimeter radiation (radiation emitted and absorbed from neutral hydrogen before the first stars formed), may measure the power spectrum with even greater resolution than the CMB and galaxy surveys, although it is not known if these measurements will be possible or if interference with radio sources on Earth and in the galaxy will be too great.

Инфляция предсказывает, что наблюдаемые возмущения должны находиться в тепловом равновесии друг с другом (эти возмущения называются адиабатическими или изентропическими). Эта структура возмущений была подтверждена космическим аппаратом «Планк», космическим аппаратом WMAP и другими экспериментами по исследованию космического микроволнового фона (CMB), а также обзорами галактик, в частности, продолжающимся Sloan Digital Sky Survey. Эти эксперименты показали, что одна часть из 100 000 наблюдаемых неоднородностей имеет именно ту форму, которую предсказывает теория. Имеются свидетельства небольшого отклонения от масштабно-инвариантности. Спектральный индекс n равен единице для масштабно-инвариантного спектра Харрисона — Зельдовича. Самые простые модели инфляции предсказывают, что n находится в диапазоне от 0,92 до 0,98. Это диапазон, который возможен без тонкой настройки параметров, связанных с энергией, и соответствует отношению тензорного к скалярному компоненту, меньшему 0,11. Это считается важным подтверждением теории инфляции. Однако данные за третий год наблюдений показали, что обнаруженный эффект был статистической аномалией. В настоящее время реализуется экспериментальная программа для дальнейшего тестирования инфляции с помощью более точных измерений CMB. В частности, высокоточные измерения так называемых «B-мод» поляризации фонового излучения могут предоставить доказательства гравитационного излучения, порожденного инфляцией, а также могут показать, соответствует ли энергетический масштаб инфляции, предсказанный простейшими моделями (~ ГэВ), действительности. Однако 19 июня 2014 года было сообщено о снижении уверенности в подтверждении полученных результатов; 19 сентября 2014 года — о дальнейшем снижении уверенности, а 30 января 2015 года — об еще меньшей уверенности. К 2018 году дополнительные данные показали, с 95%-ной уверенностью, что это значение равно 0,06 или меньше: что согласуется с нулевой гипотезой, но также согласуется и со многими оставшимися моделями инфляции. Другие предстоящие измерения, такие как измерения 21-сантиметрового излучения (излучения, испускаемого и поглощаемого нейтральным водородом до образования первых звезд), могут измерять спектр мощности с еще большим разрешением, чем CMB и обзоры галактик, хотя пока неясно, будут ли эти измерения возможны или помехи от радиоисточников на Земле и в галактике окажутся слишком сильными.

Теоретический статус

В раннем предложении Гута предполагалось, что инфлатоном является поле Хиггса, поле, объясняющее массу элементарных частиц. Хотя недавнее открытие бозона Хиггса увеличило число работ, рассматривающих поле Хиггса в качестве инфлатона. Одной из проблем этой идентификации является существующее противоречие с экспериментальными данными в области электрослабого масштаба, которое в настоящее время изучается на Большом адронном коллайдере (LHC). Другие модели инфляции опирались на свойства теорий Великого объединения. Новая инфляция требует, чтобы Вселенная содержала скалярное поле с особенно плоским потенциалом и специфическими начальными условиями. Однако были предложены объяснения этой тонкой настройки. Например, классические масштабно-инвариантные теории поля, в которых масштабно-инвариантность нарушается квантовыми эффектами, объясняют плоскость инфляционных потенциалов, при условии, что теория может быть изучена в рамках теории возмущений. Линде предложил теорию, известную как хаотическая инфляция, в которой он предположил, что условия для инфляции удовлетворяются в общем случае. Инфляция произойдет практически в любой Вселенной, начинающейся в хаотическом, высокоэнергетическом состоянии, содержащем скалярное поле с неограниченной потенциальной энергией. Однако в его модели значение инфлатоного поля обязательно превышает одну единицу Планка: по этой причине такие модели часто называют моделями большого поля, а конкурирующие новые модели инфляции – моделями малого поля. В этой ситуации прогнозы эффективной теории поля считаются недействительными, поскольку ренормализация должна приводить к большим поправкам, способным предотвратить инфляцию. Эта проблема пока не решена, и некоторые космологи утверждают, что модели малого поля, в которых инфляция может происходить при гораздо более низком энергетическом масштабе, являются более предпочтительными. Хотя инфляция существенно зависит от квантовой теории поля (и полуклассического приближения к квантовой гравитации), она еще не полностью согласована с этими теориями. Бранденбергер прокомментировал тонкую настройку в другом контексте. Амплитуда первичных неоднородностей, генерируемых в процессе инфляции, напрямую связана с энергетическим масштабом инфляции. Предполагается, что этот масштаб составляет около ГэВ или в несколько раз превышает энергию Планка. Наивный естественный масштаб – это масштаб Планка, поэтому это малое значение можно рассматривать как еще одну форму тонкой настройки (так называемую проблему иерархии): плотность энергии, определяемая скалярным потенциалом, на порядки меньше плотности Планка. Однако это обычно не рассматривается как критическая проблема, поскольку масштаб инфляции естественным образом соответствует масштабу объединения калибровочных взаимодействий.

In Guth's early proposal, it was thought that the inflaton was the Higgs field, the field that explains the mass of the elementary particles. although the recent discovery of the Higgs boson has increased the number of works considering the Higgs field as inflaton. One problem of this identification is the current tension with experimental data at the electroweak scale, which is currently under study at the Large Hadron Collider (LHC). Other models of inflation relied on the properties of Grand Unified Theories. New inflation requires the Universe to have a scalar field with an especially flat potential and special initial conditions. However, explanations for these fine tunings have been proposed. For example, classically scale invariant field theories, where scale invariance is broken by quantum effects, provide an explanation of the flatness of inflationary potentials, as long as the theory can be studied through perturbation theory. Linde proposed a theory known as chaotic inflation in which he suggested that the conditions for inflation were actually satisfied quite generically. Inflation will occur in virtually any universe that begins in a chaotic, high energy state that has a scalar field with unbounded potential energy. However, in his model the inflaton field necessarily takes values larger than one Planck unit: for this reason, these are often called large field models and the competing new inflation models are called small field models. In this situation, the predictions of effective field theory are thought to be invalid, as renormalization should cause large corrections that could prevent inflation. This problem has not yet been resolved and some cosmologists argue that the small field models, in which inflation can occur at a much lower energy scale, are better models. While inflation depends on quantum field theory (and the semiclassical approximation to quantum gravity) in an important way, it has not been completely reconciled with these theories. Brandenberger commented on fine tuning in another situation. The amplitude of the primordial inhomogeneities produced in inflation is directly tied to the energy scale of inflation. This scale is suggested to be around GeV or times the Planck energy. The natural scale is naïvely the Planck scale so this small value could be seen as another form of fine tuning (called a hierarchy problem): the energy density given by the scalar potential is down by compared to the Planck density. This is not usually considered to be a critical problem, however, because the scale of inflation corresponds naturally to the scale of gauge unification.

Вечная инфляция

Во многих моделях инфляционная фаза расширения Вселенной длится вечно, по крайней мере, в некоторых областях Вселенной. Это происходит потому, что расширяющиеся области очень быстро увеличиваются в размерах, воспроизводя себя. Если скорость перехода в неинфляционную фазу недостаточно велика, новые инфляционные области образуются быстрее, чем неинфляционные. В таких моделях большая часть объёма Вселенной постоянно находится в состоянии инфляции в любой момент времени. Все модели вечной инфляции предсказывают бесконечную, гипотетическую мультивселенную, как правило, имеющую фрактальную структуру. Теория мультивселенной вызвала значительные разногласия в научном сообществе относительно состоятельности инфляционной модели. Пол Стейнхардт, один из первоначальных создателей инфляционной модели, представил первый пример вечной инфляции в 1983 году. Он показал, что инфляция может продолжаться бесконечно, создавая пузыри неинфляционного пространства, заполненные горячей материей и излучением, окружённые пустым пространством, которое продолжает расширяться. Эти пузыри не могли расти достаточно быстро, чтобы не отставать от инфляции. Позже в том же году Александр Виленкин показал, что вечная инфляция является универсальным явлением. Хотя новая инфляция классически движется вниз по потенциалу, квантовые флуктуации иногда могут поднимать её на предыдущие уровни. Эти области, в которых инфлатон испытывает подъём, расширяются намного быстрее, чем области с более низкой потенциальной энергией инфлатона, и, как правило, доминируют по физическому объёму. Было показано, что любая инфляционная теория с неограниченным потенциалом является вечной. Существуют известные теоремы, доказывающие, что такое стационарное состояние не может продолжаться бесконечно в прошлое. Инфляционное пространство-время, подобное пространству де Ситтера, является неполным без сжимающейся области. Однако, в отличие от пространства де Ситтера, флуктуации в сжимающемся инфляционном пространстве коллапсируют, образуя гравитационную сингулярность – точку, где плотность становится бесконечной. Следовательно, необходима теория начальных условий Вселенной. В вечной инфляции области, находящиеся в состоянии инфляции, имеют экспоненциально растущий объём, в то время как неинфляционные области – нет. Это говорит о том, что объём инфляционной части Вселенной в глобальном масштабе всегда неизмеримо больше, чем объём части, инфляция в которой прекратилась, даже если инфляция в конечном итоге заканчивается с точки зрения любого отдельного наблюдателя, существовавшего до инфляции. Учёные расходятся во мнениях относительно того, как назначить распределение вероятностей этому гипотетическому антропному ландшафту. Если вероятность различных областей определяется по объёму, следует ожидать, что инфляция никогда не закончится, или, при применении граничных условий, предполагающих существование локального наблюдателя, способного её наблюдать, инфляция закончится как можно позже. Некоторые физики считают, что этот парадокс можно разрешить, взвешивая наблюдателей по их доинфляционному объёму. Другие полагают, что разрешения парадокса не существует и что мультивселенная является критическим недостатком инфляционной парадигмы. Пол Стейнхардт, который впервые представил модель вечной инфляции,

In many models, the inflationary phase of the Universe's expansion lasts forever in at least some regions of the Universe. This occurs because inflating regions expand very rapidly, reproducing themselves. Unless the rate of decay to the non inflating phase is sufficiently fast, new inflating regions are produced more rapidly than non inflating regions. In such models, most of the volume of the Universe is continuously inflating at any given time. All models of eternal inflation produce an infinite, hypothetical multiverse, typically a fractal. The multiverse theory has created significant dissension in the scientific community about the viability of the inflationary model. Paul Steinhardt, one of the original architects of the inflationary model, introduced the first example of eternal inflation in 1983. He showed that the inflation could proceed forever by producing bubbles of non inflating space filled with hot matter and radiation surrounded by empty space that continues to inflate. The bubbles could not grow fast enough to keep up with the inflation. Later that same year, Alexander Vilenkin showed that eternal inflation is generic. Although new inflation is classically rolling down the potential, quantum fluctuations can sometimes lift it to previous levels. These regions in which the inflaton fluctuates upwards expand much faster than regions in which the inflaton has a lower potential energy, and tend to dominate in terms of physical volume. It has been shown that any inflationary theory with an unbounded potential is eternal. There are well known theorems that this steady state cannot continue forever into the past. Inflationary spacetime, which is similar to de Sitter space, is incomplete without a contracting region. However, unlike de Sitter space, fluctuations in a contracting inflationary space collapse to form a gravitational singularity, a point where densities become infinite. Therefore, it is necessary to have a theory for the Universe's initial conditions. In eternal inflation, regions with inflation have an exponentially growing volume, while regions that are not inflating don't. This suggests that the volume of the inflating part of the Universe in the global picture is always unimaginably larger than the part that has stopped inflating, even though inflation eventually ends as seen by any single pre inflationary observer. Scientists disagree about how to assign a probability distribution to this hypothetical anthropic landscape. If the probability of different regions is counted by volume, one should expect that inflation will never end or applying boundary conditions that a local observer exists to observe it, that inflation will end as late as possible. Some physicists believe this paradox can be resolved by weighting observers by their pre inflationary volume. Others believe that there is no resolution to the paradox and that the multiverse is a critical flaw in the inflationary paradigm. Paul Steinhardt, who first introduced the eternal inflationary model,

Первоначальные условия

Некоторые физики пытались обойти проблему начальных условий, предлагая модели вечно инфлирующейся Вселенной, не имеющей начала. Эти модели предполагают, что, хотя Вселенная в самых больших масштабах расширяется экспоненциально, она была, есть и всегда будет пространственно бесконечной и существовала и будет существовать вечно. Другие предложения стремятся описать создание Вселенной из ничего (ex nihilo) на основе квантовой космологии и последующей инфляции. Виленкин предложил один из таких сценариев. Гут описал инфляционную Вселенную как "абсолютно бесплатный обед": новые вселенные, подобные нашей, постоянно возникают на фоне масштабной инфляции. Гравитационные взаимодействия в этом случае обходят (но не нарушают) первый закон термодинамики (закон сохранения энергии) и второй закон термодинамики (энтропия и проблема стрелы времени). Однако, несмотря на то, что существует согласие в том, что это решает проблему начальных условий, некоторые с этим не согласны, поскольку гораздо вероятнее, что Вселенная возникла в результате квантового флуктуации. Дон Пейдж был резким критиком инфляции из-за этой аномалии. Он подчеркнул, что термодинамическая стрела времени требует начальных условий с низкой энтропией, что было бы крайне маловероятно. По их мнению, вместо решения этой проблемы, теория инфляции её усугубляет – повторный нагрев в конце эпохи инфляции увеличивает энтропию, что делает необходимым, чтобы начальное состояние Вселенной было еще более упорядоченным, чем в других теориях Большого взрыва без фазы инфляции. Позднее Хокинг и Пейдж получили неоднозначные результаты, когда попытались вычислить вероятность инфляции в начальном состоянии Хартле-Хокинга. Другие авторы утверждают, что, поскольку инфляция вечна, вероятность не имеет значения, пока она не равна точно нулю: как только она начинается, инфляция самоподдерживается и быстро доминирует во Вселенной. Еще одна проблема, которая иногда упоминается, – это транспланковская проблема или транспланковские эффекты. Поскольку энергетический масштаб инфляции и планковский масштаб относительно близки, некоторые квантовые флуктуации, из которых состоит структура нашей Вселенной, были меньше планковской длины до инфляции. Следовательно, должны быть поправки от физики планковского масштаба, в частности, от неизвестной квантовой теории гравитации. Остаются разногласия относительно величины этого эффекта: о том, находится ли он на пороге обнаружимости или полностью необнаружим.

Some physicists have tried to avoid the initial conditions problem by proposing models for an eternally inflating universe with no origin. These models propose that while the Universe, on the largest scales, expands exponentially it was, is and always will be, spatially infinite and has existed, and will exist, forever. Other proposals attempt to describe the ex nihilo creation of the Universe based on quantum cosmology and the following inflation. Vilenkin put forth one such scenario. Guth described the inflationary universe as the "ultimate free lunch": new universes, similar to our own, are continually produced in a vast inflating background. Gravitational interactions, in this case, circumvent (but do not violate) the first law of thermodynamics (energy conservation) and the second law of thermodynamics (entropy and the arrow of time problem). However, while there is consensus that this solves the initial conditions problem, some have disputed this, as it is much more likely that the Universe came about by a quantum fluctuation. Don Page was an outspoken critic of inflation because of this anomaly. He stressed that the thermodynamic arrow of time necessitates low entropy initial conditions, which would be highly unlikely. According to them, rather than solving this problem, the inflation theory aggravates it – the reheating at the end of the inflation era increases entropy, making it necessary for the initial state of the Universe to be even more orderly than in other Big Bang theories with no inflation phase. Hawking and Page later found ambiguous results when they attempted to compute the probability of inflation in the Hartle–Hawking initial state. Other authors have argued that, since inflation is eternal, the probability doesn't matter as long as it is not precisely zero: once it starts, inflation perpetuates itself and quickly dominates the Universe. Another problem that has occasionally been mentioned is the trans Planckian problem or trans Planckian effects. Since the energy scale of inflation and the Planck scale are relatively close, some of the quantum fluctuations that have made up the structure in our universe were smaller than the Planck length before inflation. Therefore, there ought to be corrections from Planck scale physics, in particular the unknown quantum theory of gravity. Some disagreement remains about the magnitude of this effect: about whether it is just on the threshold of detectability or completely undetectable.

Гибридная инфляция

Другой тип инфляции, называемый гибридной инфляцией, является развитием новой инфляции. Он вводит дополнительные скалярные поля, так что одно из них отвечает за обычный медленный ход инфляции, а другое инициирует её завершение: когда инфляция продолжается достаточно долго, становится энергетически выгодным для второго поля перейти в гораздо более низкое энергетическое состояние. В гибридной инфляции одно скалярное поле отвечает за большую часть плотности энергии (и, следовательно, определяет скорость расширения), а другое – за медленный ход (и, следовательно, определяет период инфляции и её окончание). Таким образом, флуктуации в первом инфлятоне не повлияют на завершение инфляции, а флуктуации во втором – на скорость расширения. Следовательно, гибридная инфляция не является вечной. Когда второй (медленно движущийся) инфлатон достигает минимума своего потенциала, он изменяет положение минимума потенциала первого инфлатона, что приводит к быстрому скатыванию инфлатона по его потенциалу и, как следствие, к прекращению инфляции.

Связь с темной энергией

Темная энергия в целом схожа с инфляцией и, как считается, является причиной ускорения расширения современной Вселенной. Однако, энергетический масштаб темной энергии значительно ниже – ГэВ, примерно на 27 порядков величины меньше, чем масштаб инфляции.

Инфляция и струнная космология

Открытие компактификаций потока открыло путь к согласованию инфляции и теории струн. Инфляция на бранах предполагает, что инфляция возникает из-за движения D-бран в компактифицированной геометрии, как правило, к стопке анти-D-бран. Эта теория, описываемая действием Дирака — Борна — Инфельда, отличается от обычной инфляции. Ее динамика изучена не полностью. Похоже, что требуются особые условия, поскольку инфляция происходит в результате туннелирования между двумя вакуумами в ландшафте струн. Туннелирование между двумя вакуумами представляет собой форму старой инфляции, но новая инфляция должна происходить посредством какого-либо иного механизма.

Инфляция и петлевая квантовая гравитация

При исследовании влияния теории петлевой квантовой гравитации на космологию, возникла модель петлевой квантовой космологии, предлагающая возможный механизм космологической инфляции. Петлевая квантовая гравитация исходит из предположения о квантованном пространстве-времени. Считается, что если плотность энергии превышает предел, который может выдержать квантованное пространство-время, происходит отскок.

Альтернативы и дополнения

Были предложены другие модели, которые, как заявляется, объясняют некоторые или все наблюдения, которые объясняет инфляционная теория.

Большой отскок

Гипотеза большого отскока стремится заменить космическую сингулярность космическим сжатием и отскоком, тем самым объясняя начальные условия, приведшие к Большому взрыву. Проблемы плоскостности и горизонта естественным образом разрешаются в теории гравитации Эйнштейна — Картана — Сциамы — Киббла, без необходимости в экзотических формах материи или свободных параметрах. Эта теория расширяет общую теорию относительности, снимая ограничение на симметрию аффинной связи и рассматривая её антисимметричную часть, тензор кручения, как динамическую переменную. Минимальное взаимодействие между кручением и дираковскими спинорами порождает спин-спиновое взаимодействие, значимое в фермионной материи при чрезвычайно высоких плотностях. Такое взаимодействие предотвращает нефизическую сингулярность Большого взрыва, заменяя её отскоком, подобным куспу, при конечном минимальном факторном масштабе, перед которым Вселенная сжималась. Быстрое расширение, последовавшее сразу за Большим отскоком, объясняет, почему современная Вселенная в самых больших масштабах выглядит пространственно плоской, однородной и изотропной. С уменьшением плотности Вселенной эффекты кручения ослабевают, и Вселенная плавно переходит в эпоху, доминирующую излучением.

Экпиротические и циклические модели

Эпиротические и циклические модели также рассматриваются как дополнения к теории инфляции. Эти модели решают проблему горизонта посредством эпохи расширения, предшествующей Большому взрыву, а затем генерируют необходимый спектр первичных флуктуаций плотности во время фазы сжатия, ведущей к Большому сжатию. Вселенная проходит через Большое сжатие и возникает в горячей фазе Большого взрыва. В этом смысле они напоминают осциллирующую Вселенную Ричарда Чейса Толмана; однако в модели Толмана общий возраст Вселенной обязательно конечен, тогда как в этих моделях это не обязательно так. Вопрос о том, можно ли получить правильный спектр флуктуаций плотности и сможет ли Вселенная успешно пройти через переход Большого взрыва/Большого сжатия, остаётся предметом дискуссий и текущих исследований. Экпиротические модели избегают проблемы магнитных монополей, если температура при переходе Большого сжатия/Большого взрыва остаётся ниже масштаба Великого объединения, поскольку именно при этой температуре магнитные монополи начинают формироваться. На данный момент нет никаких свидетельств «замедления» расширения, что, однако, неудивительно, поскольку ожидается, что каждый цикл длится порядка триллиона лет.

Космология струнных газов

Теория струн требует, чтобы в дополнение к трем наблюдаемым пространственным измерениям существовали дополнительные измерения, которые свернуты или компактифицированы (см. также теорию Калуза — Клейна). Дополнительные измерения часто встречаются в моделях супергравитации и других подходах к квантовой гравитации. Это порождает вопрос о том, почему четыре пространственно-временных измерения стали большими, а остальные — неощутимо малыми. Попытка ответить на этот вопрос, известная как струнная газовая космология, была предложена Робертом Бранденбергером и Камруном Вафой. Эта модель фокусируется на динамике ранней Вселенной, рассматриваемой как горячий газ струн. Бранденбергер и Вафа показали, что измерение пространства-времени может расширяться только в том случае, если струны, обвивающие его, способны эффективно аннигилировать друг с другом. Каждая струна является одномерным объектом, и наибольшее число измерений, в которых две струны обычно пересекаются (и, предположительно, аннигилируют), равно трем. Следовательно, наиболее вероятное число некомпактных (больших) пространственных измерений — три. Современные исследования в рамках этой модели сосредоточены на том, сможет ли она успешно стабилизировать размер компактифицированных измерений и воспроизвести правильный спектр первичных флуктуаций плотности. Изначальная модель не "решила проблемы энтропии и плоскостности стандартной космологии", хотя Бранденбергер и его соавторы впоследствии утверждали, что эти проблемы можно устранить, реализовав струнную газовую космологию в контексте сценария отскока Вселенной.

Различается

Для решения проблемы горизонта и в качестве альтернативы космической инфляции были предложены космологические модели с переменной скоростью света. В моделях VSL фундаментальная постоянная c, обозначающая скорость света в вакууме, в ранней Вселенной была больше современной, что эффективно увеличивало горизонт частиц на момент рекомбинации настолько, чтобы объяснить наблюдаемую изотропию космического микроволнового фона.