宇宙のインフレーション

物理宇宙論において、宇宙インフレーション、宇宙論的インフレーション、あるいは単にインフレーションは、宇宙のごく初期における空間の指数関数的膨張の理論である。インフレーション期の後、宇宙は膨張を続けたが、その速度は遅くなった。宇宙が77億年以上（54億年前）経った後、暗黒エネルギーによるこの減速膨張の再加速が始まった。^[1]

インフレーション理論は1970年代後半から1980年代前半にかけて発展し、ランダウ理論物理学研究所のアレクセイ・スタロビンスキー、コーネル大学のアラン・グース、レベデフ物理学研究所のアンドレイ・リンデなど、数人の理論物理学者の顕著な貢献があった。スタロビンスキー、グース、リンデは、「宇宙インフレーション理論の開拓」により2014年のカブリ賞を受賞した。 ^[2]この理論は1980年代前半にさらに発展した。この理論は宇宙の大規模構造の起源を説明する。宇宙サイズにまで拡大されたミクロなインフレーション領域の量子ゆらぎは、宇宙の構造成長の種となる（銀河の形成と進化と構造形成を参照）。^[3]多くの物理学者は、インフレーション理論によって、宇宙がどの方向から見ても同じように見える理由（等方性）、宇宙マイクロ波背景放射が均等に分布している理由、宇宙が平坦である理由、磁気単極子が観測されていない理由を説明できると信じている。

インフレーションの原因となる詳細な粒子物理学的メカニズムは不明である。インフレーションモデルの予測の多くが観測によって確認されているため、基本的なインフレーションパラダイムはほとんどの物理学者に受け入れられている。 ^[a]しかし、かなりの少数の科学者がこの立場に異議を唱えている。^{[5] [6] [7]}インフレーションの原因であると考えられている仮説上の場は、インフレーションと呼ばれる。^[8]

2002年、この理論の元々の設計者3人がその主要な貢献を認められ、MITの物理学者アラン・グース、スタンフォード大学のアンドレイ・リンデ、プリンストン大学のポール・スタインハートの3人が「宇宙論におけるインフレーションの概念の開発」に対してディラック賞を共同受賞した。 ^[9] 2012年、グースとリンデはインフレーション宇宙論の発明と開発により基礎物理学ブレークスルー賞を受賞した。 ^[10]

1930年頃、エドウィン・ハッブルは、遠くの銀河からの光が赤方偏移していることを発見しました。遠くにあるほど、赤方偏移が大きくなっています。これは、銀河が地球から遠ざかっており、遠い銀河ほど急速に遠ざかっているため、銀河同士も遠ざかっていることを意味します。この宇宙の膨張は、以前、アレクサンダー・フリードマンとジョルジュ・ルメートルが一般相対性理論から予測していました。これは、宇宙の内容物を非常に速い速度で飛ばした最初の衝動の結果として理解できます。そのため、それらの相互の重力引力では、増加する分離を逆転させることはできません。

インフレーションがこの最初の推進力を与えた可能性がある。膨張する宇宙のダイナミクスを記述するフリードマン方程式によれば、十分に負圧の流体は宇宙論的文脈において重力反発力を及ぼす。正エネルギーの疑似真空状態の場はそのような流体を表すことができ、結果として生じる反発力によって宇宙は指数関数的膨張を始める。このインフレーション段階は、指数関数的膨張によって、当時の大統一理論によって予測されていた磁気単極子などのエキゾチックな遺物が薄まる可能性があるため、1979年にアラン・グースによって最初に提案された。これにより、そのような遺物が見られなかった理由が説明される。このような加速膨張によって地平線問題と平坦性問題が解決されることがすぐに認識された。これらの問題は、今日のように見えるためには、宇宙はビッグバン時に 非常に細かく調整された、つまり「特別な」初期条件から始まったに違いないという考えから生じている。

膨張する宇宙には一般に宇宙の地平線があり、これは地球の表面の曲率によって生じるより一般的な地平線に似ており、観測者が見ることができる宇宙の部分の境界を示します。加速する宇宙では、宇宙の地平線を越​​えた物体から放射される光 (またはその他の放射線) は観測者に届きません。これは、観測者と物体の間の空間が急速に膨張しているためです。

観測可能な宇宙は、はるかに大きな観測不可能な宇宙の1 つの原因領域です。宇宙の他の部分はまだ地球と通信できません。これらの宇宙の部分は、地球からすべての方向に 460 億光年あると考えられている現在の宇宙の地平線の外側にあります。^[14]標準的なホット ビッグバン モデルでは、インフレーションがなければ、宇宙の地平線が外側に移動し、新しい領域が視界に入ります。^[15]しかし、地元の観測者が初めてそのような領域を見ると、地元の観測者がすでに見ている他の宇宙領域と何ら違いはありません。その背景放射は他の領域の背景放射とほぼ同じ温度であり、その時空間の曲率は他の領域と足並みを揃えて進化しています。これは謎を提起します。これらの新しい領域は、自分たちが持つはずの温度と曲率をどのようにして知ったのでしょうか。信号を取得してそれを知ることはできませんでした。なぜなら、それらは以前に過去の光円錐と通信していなかったからです。^{[16] [17]}

インフレーションは、すべての領域が大きな真空エネルギー、つまり宇宙定数を持つ以前の時代から来ていると仮定することでこの質問に答えます。宇宙定数を持つ空間は質的に異なります。宇宙の地平線は外側に移動するのではなく、同じ場所に留まります。どの観測者にとっても、宇宙の地平線までの距離は一定です。指数関数的に拡大する空間では、2人の近くの観測者は非常に急速に離れてしまいます。それほど離れると、2人の観測者の間の距離はすぐに通信の限界を超えます。空間スライスは非常に速く拡大して、巨大な体積をカバーします。物事は、一定の距離離れた宇宙の地平線を超えて絶えず移動しており、すべてが均質になります。

インフレーション場がゆっくりと真空に緩和するにつれて、宇宙定数はゼロになり、空間は正常に膨張し始めます。通常の膨張段階で視界に入る新しい領域は、インフレーション中に地平線から押し出された領域とまったく同じであり、元々小さい空間の同じ部分から来ているため、ほぼ同じ温度と曲率になります。

インフレーション理論は、このようにして、異なる領域の温度と曲率がほぼ等しい理由を説明しています。また、一定のグローバル時間における空間スライスの全曲率はゼロであると予測しています。この予測は、宇宙の通常物質、暗黒物質、残留真空エネルギーの合計が臨界密度に達する必要があることを意味し、証拠はこれを裏付けています。さらに驚くべきことに、インフレーションにより、物理学者はインフレーション期の量子ゆらぎから異なる領域の温度のわずかな違いを計算することができ、これらの定量的な予測の多くは確認されています。^{[18] [19]}

時間とともに指数関数的に（またはほぼ指数関数的に）拡大する空間では、最初は静止していた自由浮遊物体のペアは、少なくとも何らかの力によって束縛されていない限り、加速度的に離れていきます。そのような物体の 1 つから見ると、時空は裏返しのシュワルツシルト ブラック ホールのようなものです。つまり、各物体は球状の事象の地平線に囲まれています。もう一方の物体がこの地平線を抜けると、二度と戻ることはできず、その物体が送信する光信号も最初の物体に届きません（少なくとも空間が指数関数的に拡大し続ける限り）。

膨張が正確に指数関数的であるという近似では、地平線は静的であり、一定の物理的距離に留まります。膨張する宇宙のこの部分は、次の測定基準で説明できます。^{[20] [21]}

${\displaystyle ds^{2}=-(1-\Lambda r^{2})\,c^{2}dt^{2}+{1 \over 1-\Lambda r^{2}}\,dr^{2}+r^{2}\,d\Omega ^{2}.}$

この指数関数的に膨張する時空はド・ジッター空間と呼ばれ、それを維持するためには宇宙定数、つまり空間と時間で一定で上記の計量の Λ に比例する真空エネルギー密度が必要です。正確に指数関数的に膨張する場合、真空エネルギーはエネルギー密度ρと同じ大きさの負圧p を持ちます。状態方程式はp=−ρです。

インフレーションは、通常、厳密に指数関数的な膨張ではなく、準指数関数的またはほぼ指数関数的な膨張です。このような宇宙では、真空のエネルギー密度が徐々に減少するにつれて、地平線は時間とともにゆっくりと拡大します。

加速膨張する空間は、密度や温度の初期変動を非常に大きな長さのスケールにまで引き伸ばすため、インフレーションの本質的な特徴は、不均一性と異方性を平滑化し、空間の曲率を減らすことである。これにより、宇宙は、インフレーション場によって完全に支配され、唯一の重要な不均一性は小さな量子ゆらぎという非常に単純な状態になる。また、インフレーションは、素粒子物理学の標準モデルの多くの拡張によって予測される磁気単極子などのエキゾチックな重い粒子を希釈する。インフレーション期間の前に宇宙がそのような粒子を形成するのに十分なほど熱かっただけであれば、それらは自然界で観測されないであろう。なぜなら、それらは非常にまれであるため、観測可能な宇宙にはまったく存在しない可能性が高いからである。これらの効果は、ブラックホールの無毛定理との類似性から、インフレーションの「無毛定理」 ^[22]と呼ばれている。

「毛のない」定理は、宇宙の地平線がブラックホールの地平線と何ら変わらないため、本質的には機能します。ただし、反対側に何があるのか​​についての検証不可能な不一致は別です。毛のない定理の解釈は、宇宙 (観測可能および観測不可能) はインフレーション中に非常に大きな係数で膨張するということです。膨張する宇宙では、エネルギー密度は一般に、宇宙の体積が増加するにつれて低下するか、または希釈されます。たとえば、通常の「冷たい」物質 (ダスト) の密度は、体積の逆数として低下します。線形寸法が 2 倍になると、エネルギー密度は 8 倍低下します。放射線エネルギー密度は、宇宙が膨張するにつれてさらに急速に低下します。これは、各光子の波長が引き伸ばされる (赤方偏移する) ことに加えて、膨張によって光子が分散されるためです。線形寸法が 2 倍になると、放射線のエネルギー密度は 16 倍低下します (超相対論的流体のエネルギー密度連続方程式の解を参照)。インフレーションの間、インフレーション場のエネルギー密度はほぼ一定です。しかし、不均一性、曲率、異方性、エキゾチック粒子、標準モデル粒子など、他のすべてのエネルギー密度は低下しており、十分なインフレーションによってこれらはすべて無視できるようになります。これにより、インフレーションが終了し再加熱が始まった瞬間、宇宙は平坦で対称的になり、（均一なインフレーション場を除いて）ほとんど空になります。^[b]

インフレーションは過冷却膨張の期間であり、温度が10万分の1程度低下します。（正確な低下はモデルによって異なりますが、最初のモデルでは典型的には10^27K が10に減少²²  K^{である。 [24]}）この比較的低い温度は、インフレーション期の間維持される。インフレーションが終了すると、温度はインフレーション前の温度に戻る。これは再加熱または熱化と呼ばれる。インフレーション場の大きな位置エネルギーが粒子に崩壊し、標準モデルの粒子（電磁放射を含む）で宇宙を満たし、宇宙の放射優位期が始まるからである。インフレーション場の性質は不明であるため、このプロセスはまだ十分に理解されていないが、パラメトリック共鳴を通じて起こると考えられている。 ^{[25] [26]}

インフレーションは、1970年代に発見されたビッグバン宇宙論のいくつかの問題を解決しようと試みる。 ^{[27]インフレーションは、なぜ今日}磁気単極子が見られないのかという問題を調査しているときに、1979年にアラン・グースによって初めて提案された。彼は、一般相対性理論によれば、正エネルギーの疑似真空が空間の指数関数的な膨張を生み出すことを発見した。そのような膨張が他の多くの長年の問題を解決するだろうことがすぐに認識された。これらの問題は、今日のように見えるためには、宇宙はビッグバン時に非常に細かく調整された、つまり「特別な」初期条件から始まっていなければならないという観察から生じる。インフレーションは、宇宙をこの特別な状態に導く動的メカニズムを提供することによってこれらの問題を解決しようとし、それによってビッグバン理論の文脈で我々のような宇宙がはるかにありそうなものにする。

地平線問題とは、宇宙がなぜ宇宙論的原理に従って統計的に均質かつ等方性に見えるのかを決定する問題である。^{[28] [29] [30]}例えば、ガス容器内の分子は、熱平衡状態にあるため均質かつ等方的に分布している。つまり、容器全体のガスは、不均質性や異方性を消散させるのに十分な時間をかけて相互作用している。インフレーションのないビッグバンモデルでは状況は全く異なる。重力膨張では初期宇宙に平衡状態になるのに十分な時間が与えられないからである。標準モデルで知られている物質と放射線のみによるビッグバンでは、観測可能な宇宙の大きく離れた 2 つの領域は、光速よりも速く互いに離れていくため因果的に接触したことがないため、平衡状態になることはできない。初期宇宙では、2 つの領域間で光信号を送ることはできなかった。相互作用がないため、なぜこれらの領域が同じ温度である（熱的に平衡状態である）のかを説明することは困難である。歴史的に提案された解決策には、ジョルジュ・ルメートルのフェニックス宇宙^[31]、リチャード・チェイス・トールマンの関連する振動宇宙^[32]、チャールズ・ミスナーのミックスマスター宇宙などがある。ルメートルとトールマンは、収縮と膨張を何度も繰り返す宇宙は熱平衡に達することができると提案した。しかし、彼らのモデルは、数回のサイクルでエントロピーが蓄積したために失敗した。ミスナーは、宇宙をより混沌としたものにしたミックスマスターメカニズムが、統計的な均質性と等方性につながる可能性があるという（最終的には間違った）推測を立てた。^{[29] [33]}

平坦性問題は、宇宙定数問題とともに、ディッケの偶然の一致の1つと呼ばれることもあります。^{[34] [35]} 1960年代には、宇宙の物質密度が平坦な宇宙（つまり、大規模な幾何学が非ユークリッド双曲幾何学や球面幾何学ではなく、通常のユークリッド幾何学である宇宙）に必要な臨界密度に匹敵することが判明しました。[ 36 ] ^{( p 61)}

したがって、宇宙の形状に関係なく、宇宙の膨張に対する空間曲率の寄与は、物質の寄与よりもそれほど大きくはならない。しかし、宇宙が膨張するにつれて、曲率は物質や放射線よりもゆっくりと赤方偏移する。過去に外挿すると、曲率の宇宙への寄与は指数関数的に小さくなければならないため（たとえば、ビッグバン元素合成時の放射線の密度よりも16桁小さい）、微調整の問題が生じる。この問題は、宇宙が数パーセント以内で平坦であることを実証した宇宙マイクロ波背景放射の最近の観測によって悪化している。^[37]

安定した磁気単極子は大統一理論にとって問題である。大統一理論は、高温（初期宇宙など）では電磁力、強い核力、弱い 核力は実際には基本的な力ではなく、単一のゲージ理論から自発的に対称性が破れることによって生じると提唱している。^[c]これらの理論は、自然界では観測されていない多くの重く安定した粒子を予測している。最も悪名高いのは磁気単極子で、これは磁場の安定した重い「電荷」の一種である。^{[39] [40]}

大統一理論によれば、モノポールは高温で大量に生成されると予測されており、^{[41] [42]}モノポールは現在まで存続し、宇宙の主構成要素となるはずであった。^{[43] [44]}実際にはそうではないばかりか、モノポールの探索はすべて失敗しており、宇宙における残存磁気モノポールの密度に厳しい制限が課されている。^[45]

磁気単極子が生成される温度より低い温度で起こるインフレーションの期間は、この問題の解決策となる可能性がある。単極子は、周囲の宇宙が膨張するにつれて互いに分離され、観測される密度が何桁も低下する可能性がある。しかし、宇宙学者マーティン・リースは次のように書いている。

「エキゾチックな物理学に懐疑的な人たちは、それ自体が仮説に過ぎない粒子の不在を説明する理論的議論にはあまり感銘を受けないかもしれない。予防医学は、存在しない病気に対して100％効果があるように思えるかもしれない！」^[46]

一般相対性理論の初期に、アルバート・アインシュタインは宇宙定数を導入し、均一な密度の物質を持つ3次元球である静的解を可能にした。後に、ウィレム・デ・ジッターは、宇宙定数を持つがそれ以外は空である宇宙を記述する、高度に対称的なインフレーション宇宙を発見した。^[47]アインシュタインの宇宙は不安定であり、小さな変動によって崩壊するか、デ・ジッター宇宙に変わることが発見された。

1965 年、エラスト・グライナーは、アインシュタイン-フリードマン方程式の文脈で、初期宇宙の圧力に関する独自の仮定を提唱しました。彼の考えによれば、圧力はエネルギー密度に負に比例します。圧力とエネルギー密度のこの関係は、ダーク エネルギーの最初の理論的予測となりました。

1970年代初頭、ゼルドヴィッチはビッグバン宇宙論の平坦性と地平線の問題に気づいた。彼の研究以前は、宇宙論は純粋に哲学的な根拠に基づいて対称的であると想定されていた。^[6]ソビエト連邦では、このことやその他の考慮から、ベリンスキーとカラトニコフは一般相対性理論における混沌としたBKL特異点を解析した。ミスナーのミックスマスター宇宙は、この混沌とし​​た振る舞いを利用して宇宙論的問題を解決しようとしたが、成功は限られていた。

1970年代後半、シドニー・コールマンはアレクサンダー・ポリャコフと共同研究者が開発したインスタントン技術を応用して、量子場の理論における偽の真空の運命を研究した。統計力学における準安定相（氷点下または沸点以上の水）のように、量子場が遷移するには、新しい真空（新しい相）の十分に大きな泡を核生成する必要がある。コールマンは真空の崩壊について最も可能性の高い崩壊経路を見つけ、単位体積あたりの寿命の逆数を計算した。彼は最終的に重力の影響が重要であることに気付いたが、これらの影響を計算せず、結果を宇宙論に適用しなかった。

宇宙は、準安定な偽の真空の量子ゆらぎによって真の真空の泡が膨張し、何もないところ（空間も時間も物質もないところ）から自発的に創造された可能性がある。 ^[48]

ソ連では、アレクセイ・スタロビンスキーが、一般相対性理論に対する量子補正が初期宇宙にとって重要であると指摘した。これらは一般的に、アインシュタイン・ヒルベルト作用に対する曲率二乗補正と、 f ( R )修正重力の一種につながる。曲率二乗項が存在する場合のアインシュタイン方程式の解は、曲率が大きい場合、有効な宇宙定数につながる。したがって、彼は初期宇宙がインフレーション・ド・ジッター時代を経たと提唱した。^[49]これにより宇宙論の問題が解決され、マイクロ波背景放射に対する補正の具体的な予測が導かれ、その後、補正が詳細に計算された。スタロビンスキーは作用

${\displaystyle S={\frac {1}{2}}\int d^{4}x\left(R+{\frac {R^{2}}{6M^{2}}}\right)}$

これは潜在的な

${\displaystyle \quad V(\phi )=\Lambda ^{4}\left(1-e^{-{\sqrt {2/3}}\phi /M_{p}^{2}}\right)^{2}}$

アインシュタインのフレームでは、観測可能な値は次のようになる。^[50]${\displaystyle n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\qquad r={\frac {12}{N^{2}}}.}$

1978 年、ゼルドヴィッチは、地平線問題の明確な定量的バージョンである磁気単極子問題に注目しました。このとき、素粒子物理学のサブフィールドで、この問題を解決しようとするいくつかの推測的な試みが行われました。1980 年、アラン・グースは、初期宇宙での偽の真空崩壊が問題を解決することに気づき、スカラー駆動のインフレーションを提唱しました。スタロビンスキーとグースのシナリオはどちらも、メカニズムの詳細が異なるだけで、初期のド・ジッター段階を予測していました。

ガスは1981年1月に磁気単極子の非存在を説明するためにインフレーションを提唱した。^{[51] [52]}ガスは「インフレーション」という用語を作り出した。^[53]同時に、スタロビンスキーは、重力に対する量子補正により、宇宙の想定される初期の特異点が指数関数的に膨張するド・ジッター位相に置き換えられると主張した。^[54] 1980年10月、デモステネス・カザナスは、指数関数的膨張により粒子地平線が除去され、地平線問題も解決される可能性があると示唆した。[ ^{55] [56]}一方、佐藤勝彦は、指数関数的膨張によりドメインウォール（別の種類の珍しい遺物）が除去される可能性があると示唆した。 ^[57] 1981年、アインホーンと佐藤^[58]はガスのモデルに似たモデルを発表し、それが大統一理論における磁気単極子の豊富さの謎を解くことを示した。ガス氏と同様に、彼らは、そのようなモデルは宇宙定数の微調整を必要とするだけでなく、泡の壁の衝突によって生じる大きな密度の変化など、非常に粒度の細かい宇宙につながる可能性が高いと結論付けました。

ガスは、初期宇宙が冷えるにつれて、高エネルギー密度の偽の真空に閉じ込められたと提唱した。これは宇宙定数によく似ている。ごく初期の宇宙が冷えると、準安定状態（過冷却）に閉じ込められ、量子トンネル効果によるバブルの核生成のプロセスによってのみ崩壊することができた。真の真空のバブルは、偽の真空の海の中で自発的に形成され、急速に光速で膨張し始める。ガスは、このモデルが適切に再加熱されないという問題があることを認識した。バブルが核生成しても、放射線は発生しない。放射線は、バブルの壁同士の衝突でのみ発生する。しかし、インフレーションが初期条件の問題を解決するのに十分長く続くと、バブル間の衝突は極めて稀になる。どの因果パッチでも、1つのバブルだけが核生成する可能性が高い。

... カザナス (1980) は初期宇宙のこの段階を「ド・ジッター段階」と呼んだ。インフレーションという名前はグース (1981) によって与えられた。... グース自身は、この主題に関する本「インフレーション宇宙: 宇宙の起源に関する新理論の探求」 (1997) を出版するまで、カザナスの研究に言及していなかった。 ^[59]その中で、彼はインフレーションに関連するカザナスや他の研究者の研究を参照しなかったことを謝罪している。^[60]

バブル衝突問題はリンデ^[61]によって解決され、その後アンドレアス・アルブレヒトとポール・シュタインハート^{[62]によって独立に、}新インフレーションまたはスローロールインフレーションと呼ばれるモデルで解決されました（その後、グースのモデルは旧インフレーションとして知られるようになりました）。このモデルでは、偽の真空状態からトンネル効果で抜け出す代わりに、スカラー場がポテンシャルエネルギーの丘を転がり落ちることによってインフレーションが発生します。宇宙の膨張に比べて場が非常にゆっくりと転がると、インフレーションが発生します。しかし、丘が急になると、インフレーションは終了し、再加熱が発生する可能性があります。

最終的に、新しいインフレーションは完全に対称的な宇宙を生み出すのではなく、インフレーション内の量子ゆらぎが生成されるということが示された。これらのゆらぎは、後の宇宙で生成されるすべての構造の原始的な種子を形成する。^[63]これらのゆらぎは、スタロビンスキーの同様のモデルを解析する際に、ヴィアチェスラフ・ムカノフとGV・チビソフによって初めて計算された。 ^{[64] [65] [66]インフレーションの文脈では、これらは、1982年に}ケンブリッジ大学で開催された3週間の極初期宇宙に関するナフィールドワークショップで、ムカノフとチビソフの研究とは独立して解明された。^[67]ゆらぎは、ワークショップの期間中、別々に作業していた4つのグループによって計算された。スティーブン・ホーキング、^[68]スタロビンスキー、^[69] ガスとソーヤング・パイ、^[70]バーディーン、スタインハート、ターナー。^[71]

インフレーションは、宇宙論的原理を実現するためのメカニズムであり、これは物理宇宙論の標準モデルの基礎であり、観測可能な宇宙の均質性と等方性を説明します。さらに、観測された平坦性と磁気単極子の不在も説明します。グースの初期の研究以来、これらの観察はそれぞれさらなる確認を受けており、最も印象的なのはプランク宇宙船による宇宙マイクロ波背景放射の詳細な観測です。^[72]この分析は、宇宙が⁠ 1 /2⁠パーセントであり、100,000 分の 1 まで均質かつ等方性である。

インフレーション理論は、現在宇宙で目に見える構造は、インフレーション期に量子力学的ゆらぎとして形成された摂動の重力崩壊によって形成されたと予測している。摂動のスペクトルの詳細な形式は、ほぼスケール不変の ガウス確率場と呼ばれ、非常に特殊で、自由パラメータは 2 つしかない。1 つはスペクトルの振幅 、もう 1 つはスペクトル指数で、これはインフレーション理論によって予測されるスケール不変性からのわずかな偏差を測定するものである (完全なスケール不変性は、理想化されたド・ジッター宇宙に対応する)。^[d] もう 1 つの自由パラメータは、テンソル対スカラー比である。最も単純なインフレーションモデル、つまり微調整のないモデルでは、テンソル対スカラー比は 0.1 近くになると予測される。^[73]

インフレーションでは、観測される擾乱は互いに熱平衡状態にあるはずであると予測される（これらは断熱擾乱または等エントロピー擾乱と呼ばれる）。この擾乱構造は、プランク宇宙船、WMAP宇宙船、その他の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験、および銀河サーベイ、特に進行中のスローンデジタルスカイサーベイによって確認されている。^[74]これらの実験では、観測された不均一性10万分の1が理論で予測された形状とまったく同じであることが示された。スケール不変性からのわずかな偏差の証拠がある。スペクトル指数n _{s は}、スケール不変のハリソン–ゼルドビッチスペクトルの1である。最も単純なインフレーションモデルでは、n _{s は}0.92〜0.98であると予測される。^{[75] [73] [76] [e]}これは、エネルギーに関連するパラメータを微調整せずに可能な範囲である。 ^{[76]プランクデータから、} n _s =0.968 ± 0.006、^{[72] [77]}およびテンソル対スカラー比が0.11未満であることが推測されます。これらはインフレーション理論の重要な確認と考えられています。^[18]

根本的に異なる予測をする様々なインフレーション理論が提案されているが、一般的には必要以上に微調整されている。 ^{[75] [73]}しかし、物理モデルとして、インフレーションは、スペクトル指数（狭い範囲でしか変化しない）と摂動の振幅という2つの調整可能なパラメータのみに基づいて宇宙の初期状態を堅牢に予測するという点で非常に価値がある。人為的なモデルを除いて、素粒子物理学でインフレーションがどのように実現されるかに関係なく、これは真実である。

時折、インフレーションの最も単純なモデルと矛盾する効果が観測される。1 年目のWMAPデータは、スペクトルがほぼスケール不変ではなく、わずかに曲率を持つ可能性があることを示唆した。^[78]しかし、3 年目のデータでは、この効果が統計的な異常であることが明らかになった。^[18]最初の宇宙マイクロ波背景衛星である CBS ( Cosmic Background Explorer)以来注目されているもう 1 つの効果は、CMB の四重極モーメントの振幅が予想外に低く、他の低多極子が黄道面と優先的に揃っているように見えることである。これは非ガウス性の特徴であり、したがってインフレーションの最も単純なモデルと矛盾すると主張する人もいる。他の研究者は、この効果は他の新しい物理学、フォアグラウンドの汚染、または出版バイアスによるものである可能性があると示唆している。^[79]

より正確なCMB測定でインフレーションをさらにテストするための実験プログラムが進行中です。特に、背景放射の偏光のいわゆる「Bモード」の高精度測定は、インフレーションによって生成された重力放射の証拠を提供する可能性があり、最も単純なモデル（10）によって予測されたインフレーションのエネルギースケールが、インフレーションのエネルギースケールと一致するかどうかを示す可能性があります。¹⁵～10¹⁶ GeV）が正しい。 ^{[73] [76]} 2014年3月、 BICEP2チームは、インフレーションが実証されたことを確認するBモードCMB偏光を発表した。チームは、テンソル対スカラー電力比rが0.15〜0.27であると発表した（帰無仮説を棄却。インフレーションがない場合、rは0になると予想される）。 ^[80]しかし、2014年6月19日、調査結果を確認する信頼性が低下したことが報告され、 ^{[81] [82] [83]} 2014年9月19日には、信頼性がさらに低下したことが報告され^{、 [84] [85]} 2015年1月30日には、さらに信頼性が低下したことが報告された。 ^{[86] [87]} 2018年までに追加データにより、95%の信頼度で0.06以下であることが示唆された。これは帰無仮説と一致しているが、インフレーションの残りの多くのモデルとも一致している。 ^[80]${\displaystyle r}$

プランク宇宙船からは他の潜在的に裏付けとなる測定も期待されているが、信号が目に見えるか、あるいは前景の源からの汚染が干渉するかは不明である。^[88] 21センチメートル放射（最初の星が形成される前に中性水素から放射され吸収された放射） などの今後の測定では、CMBや銀河調査よりもさらに高い解像度でパワースペクトルを測定できる可能性があるが、これらの測定が可能かどうか、あるいは地球上や銀河内の電波源との干渉が大きすぎるかどうかは不明である。^[89]

ガスの初期の提案では、インフラトンはヒッグス場、つまり素粒子の質量を説明する場であると考えられていた。^[52]現在では、インフラトンはヒッグス場ではあり得ないと考える者もいるが^[59]、ヒッグス粒子の最近の発見により、ヒッグス場をインフラトンと考える研究が増えている。^{[f]この同一視の問題の1つは、現在}大型ハドロン衝突型加速器（LHC）で研究されている電弱スケールの実験データとの現在の緊張である。インフレーションの他のモデルは、大統一理論の特性に依存していた。^[62]現在、インフレーションは主に高温の初期宇宙の初期条件の詳細な予測によって理解されているが、素粒子物理学は大部分がアドホックなモデリングである。そのため、インフレーションの予測は観測テストの結果と一致しているものの、多くの未解決の問題が残っている。

インフレーションの最も厳しい課題の 1 つは、微調整の必要性から生じます。新しいインフレーションでは、インフレーションが発生するためにはスローロール条件が満たされなければなりません。スローロール条件とは、インフレーションポテンシャルが(大きな真空エネルギーと比較して) 平坦でなければならず、インフレーション粒子の質量が小さくなければならないというものです。^{[説明が必要] [g]新しいインフレーションでは、宇宙が特に平坦なポテンシャルと特別な初期条件を持つスカラー場を持っている必要があります。しかし、これらの微調整の説明は提案されています。たとえば、スケール不変性が量子効果によって破れる古典的なスケール不変場理論は、}摂動論 を通じて理論を研究できる限り、インフレーションポテンシャルの平坦性を説明します。^[93]

リンデはカオス的インフレーションとして知られる理論を提唱し、インフレーションの条件は実際には非常に一般的に満たされていると示唆した。インフレーションは、無限の位置エネルギーを持つスカラー場を持つカオス的で高エネルギーの状態から始まる、事実上あらゆる宇宙で起こる。 ^[94] しかし、彼のモデルでは、インフレーション場は必然的に1プランク単位よりも大きな値を取る。このため、これらはしばしば大場モデルと呼ばれ、競合する新しいインフレーションモデルは小場モデルと呼ばれる。この状況では、有効場理論の予測は無効であると考えられている。なぜなら、繰り込みによってインフレーションを防止できる大きな補正が生じるはずだからである。^[h] この問題はまだ解決されておらず、一部の宇宙論者は、はるかに低いエネルギースケールでインフレーションが起こり得る小場モデルの方が優れたモデルであると主張している。^{[96]インフレーションは量子場理論（および}量子重力への半古典的近似） に重要な点で依存しているが、これらの理論と完全には調和していない。

ブランデンベルガーは別の状況での微調整についてコメントした。^[97] インフレーションで生成される原始的な不均一性の振幅は、インフレーションのエネルギースケールに直接結びついている。このスケールは10¹⁶ GeVまたはプランクエネルギーの10 ⁻³倍。自然なスケールは単純にプランクスケールなので、この小さな値は微調整の別の形と見なすことができます (階層問題と呼ばれる)。スカラーポテンシャルによって与えられるエネルギー密度は、プランク密度と比較して^{10 −12}だけ低くなります。ただし、インフレーションのスケールはゲージ統一のスケールに自然に対応するため、これは通常、重大な問題とは見なされません。

多くのモデルでは、宇宙の膨張のインフレーション段階は、少なくとも宇宙の一部の領域では永久に続くとされています。これは、インフレーション領域が非常に急速に膨張し、自己再生するためです。非インフレーション段階への減衰率が十分に速くない限り、新しいインフレーション領域は非インフレーション領域よりも急速に生成されます。このようなモデルでは、宇宙の体積の大部分は、いつでも継続的に膨張しています。

永久インフレーションのモデルはすべて、無限の仮想的な多元宇宙、典型的にはフラクタルを生み出します。多元宇宙理論は、インフレーション モデルの実現可能性について科学界で大きな意見の相違を生み出しました。

インフレーションモデルの創始者の一人であるポール・スタインハートは、1983年に永久インフレーションの最初の例を紹介した。 ^[98]彼は、高温の物質と放射線で満たされた非膨張空間の泡と、その周囲を膨張し続ける空の空間が作り出すことで、インフレーションが永遠に続く可能性があることを示した。泡はインフレーションに追いつくほど速く成長することはできなかった。同年後半、アレクサンダー・ヴィレンキンは、永久インフレーションが一般的なものであることを示した。^[99]

新しいインフレーションは古典的にはポテンシャルを押し下げているが、量子ゆらぎはそれを以前のレベルまで持ち上げることがある。インフレーションが上向きに変動するこれらの領域は、インフレーションのポテンシャルエネルギーが低い領域よりもはるかに速く膨張し、物理的な体積の点で支配的になる傾向がある。無制限のポテンシャルを持つインフレーション理論は永遠であることが示されている。この定常状態は過去に永遠に続くことはできないというよく知られた定理がある。インフレーション時空はド・ジッター空間に似ているが、収縮領域がなければ不完全である。しかし、ド・ジッター空間とは異なり、収縮するインフレーション空間のゆらぎは収縮して重力特異点、つまり密度が無限大になる点を形成する。したがって、宇宙の初期条件に関する理論が必要である。

永久インフレーションでは、インフレーションが起きている領域は指数関数的に体積が増大するのに対し、インフレーションが起きていない領域はそうではありません。これは、インフレーションが起きる前の観測者一人の視点から見るとインフレーションはいずれ終わるものの、宇宙全体から見ると、宇宙のインフレーションが起きている部分の体積は、インフレーションが止まった部分よりも常に想像を絶するほど大きいことを示唆しています。科学者の間では、この仮想的な人類学的地形に確率分布を割り当てる方法について意見が分かれています。異なる領域の確率を体積で数えると、インフレーションは決して終わらないと予想するか、またはそれを観測するローカル観測者が存在するという境界条件を適用して、インフレーションができるだけ遅く終わると予想する必要があります。

物理学者の中には、このパラドックスは観測者のインフレーション前の体積で重み付けすることで解決できると考える者もいる。パラドックスの解決法はなく、マルチバースはインフレーション理論の重大な欠陥であると考える者もいる。永遠のインフレーション理論を最初に提唱したポール・スタインハート^[98]は、この理由から後にこの理論の最も声高な批判者の一人となった。^{[100] [101] [102]}

一部の物理学者は、起源のない永遠に膨張する宇宙のモデルを提案することで、初期条件の問題を回避しようとしました。^{[103] [104] [105]}これらのモデルは、宇宙は最大規模では指数関数的に膨張しますが、空間的には無限であり、過去も現在も、そしてこれからも永遠に存在し続けると提案しています。

他の提案は、量子宇宙論とそれに続くインフレーションに基づいて、無からの宇宙の創造を説明しようと試みている。ヴィレンキンはそのようなシナリオの一つを提示した。^[99] ハートルとホーキングは、インフレーションが自然に起こる宇宙の最初の創造について、境界のない提案を提示した。 ^{[106] [107] [108]}

ガスはインフレーション宇宙を「究極の無料ランチ」と表現した。^{[109] [110]}私たちの宇宙に似た新しい宇宙が、広大なインフレーション背景の中で絶えず生成されている。この場合、重力相互作用は熱力学の第一法則（エネルギー保存）と熱力学の第二法則（エントロピーと時間の矢の問題）を回避する（ただし違反しない）。しかし、これが初期条件の問題を解決するというコンセンサスがある一方で、宇宙は量子ゆらぎによって発生した可能性が高いとしてこれに異議を唱える者もいる。ドン・ペイジはこの異常性のためにインフレーションを公然と批判した。^[111]彼は熱力学的な時間の矢には低エントロピーの初期条件が必要であると強調したが、それはほとんどあり得ないことである。彼らによると、インフレーション理論は問題を解決するどころか、問題を悪化させている。インフレーション期の終わりに再加熱するとエントロピーが増加し、宇宙の初期状態がインフレーション期のない他のビッグバン理論よりもさらに秩序だった状態になる必要があるのだ。

ホーキングとペイジは後に、ハートル＝ホーキング初期状態におけるインフレーションの確率を計算しようとした際に、曖昧な結果を発見した。^[112]他の著者は、インフレーションは永遠であるため、確率は正確にゼロでない限り問題にはならないと主張した。インフレーションは一旦始まると、それ自体が永続し、すぐに宇宙を支配する。^{[5] [113] : 223–225}しかし、アルブレヒトとロレンツォ・ソルボは、今日の観測と一致して、既存の状態からのランダムな変動によって出現するインフレーション宇宙の確率は、非インフレーション宇宙の確率よりもはるかに高いと主張した。これは、インフレーション宇宙に必要な非重力エネルギーの「種」の量が、非インフレーション宇宙のそれよりもはるかに少なく、エントロピーの考慮を上回っているためである。^[114]

時々言及されるもう一つの問題は、トランスプランク問題またはトランスプランク効果である。^[115]インフレーションのエネルギースケールとプランクスケールは比較的近いため、私たちの宇宙の構造を構成している量子ゆらぎの一部は、インフレーション前のプランク長よりも小さかった。したがって、プランクスケールの物理学、特に未知の重力の量子理論からの修正があるはずである。この効果の大きさについては、それが検出可能な限界にあるか、完全に検出できないかという点で、意見の相違が残っている。^[116]

ハイブリッドインフレーションと呼ばれる別の種類のインフレーションは、ニューインフレーションの拡張です。ハイブリッドインフレーションは追加のスカラー場を導入し、スカラー場の1つが通常のスローロールインフレーションの原因である一方で、別のスカラー場がインフレーションの終了を引き起こします。インフレーションが十分に長く続くと、2番目の場がはるかに低いエネルギー状態に崩壊しやすくなります。^[117]

ハイブリッドインフレーションでは、1つのスカラー場がエネルギー密度の大部分を担い（したがって膨張率を決定）、もう1つのスカラー場がスローロールを担う（したがってインフレーションの期間とその終了を決定）。したがって、前者のインフレーションの変動はインフレーションの終了には影響せず、後者の変動は膨張率には影響しない。したがって、ハイブリッドインフレーションは永遠ではない。^{[118] [119]} 2番目の（スローロールの）インフレーションがそのポテンシャルの底に達すると、最初のインフレーションのポテンシャルの最小値の位置が変わり、その結果、インフレーションはそのポテンシャルを急速に下ってロールし、インフレーションの終了につながる。

ダークエネルギーはインフレーションとほぼ同様で、現在の宇宙の膨張を加速させていると考えられています。しかし、ダークエネルギーのエネルギー規模ははるかに低く、10 ⁻¹²  GeV で、インフレーションの規模よりも約 27桁小さいです。

フラックスのコンパクト化の発見は、インフレーションと弦理論の調和への道を開いた。^[120] ブレーンインフレーションは、インフレーションがコンパクト化された幾何学におけるDブレーン^[121]の運動から、通常は反Dブレーンのスタックに向かって発生することを示唆している。ディラック・ボルン・インフェルト作用によって支配されるこの理論は、通常のインフレーションとは異なる。そのダイナミクスは完全には理解されていない。インフレーションは弦のランドスケープにおける2つの真空の間のトンネル効果で発生するため、特別な条件が必要であるように思われる。2つの真空の間のトンネル効果のプロセスは古いインフレーションの一形態であるが、新しいインフレーションは他の何らかのメカニズムによって発生しなければならない。

ループ量子重力理論が宇宙論に与える影響を調査する中で、宇宙インフレーションの可能性のあるメカニズムを提供するループ量子宇宙論モデルが開発されました。ループ量子重力は量子化された時空を前提としています。エネルギー密度が量子化された時空が保持できるよりも大きい場合、跳ね返ると考えられています。^[122]

インフレーションによって説明される観測の一部またはすべてを説明できると主張される他のモデルも提案されている。

ビッグバウンス仮説は、宇宙の特異点を宇宙の収縮とバウンスに置き換え、ビッグバンにつながった初期条件を説明しようとするものである。^[i]平坦性と地平線の問題は、エキゾチックな物質形式や自由パラメータを必要とせずに、アインシュタイン-カルタン-シアマ-キッブル重力理論で自然に解決される。 ^{[124] [125]}この理論は、アフィン接続の対称性の制約を取り除き、その反対称部分であるねじれテンソルを動的変数と見なすことで、一般相対性理論を拡張している。ねじれとディラックスピノル間の最小限の結合により、極めて高密度のフェルミオン物質で重要なスピン間相互作用が発生する。このような相互作用により、非物理的なビッグバン特異点が回避され、有限の最小スケールファクターでのカスプのようなバウンスに置き換えられ、それ以前は宇宙は収縮していた。ビッグバウンス直後の急速な膨張は、現在の宇宙が最大規模で空間的に平坦、均質、等方性である理由を説明しています。宇宙の密度が減少するにつれて、ねじれの影響は弱まり、宇宙は放射線が支配的な時代へとスムーズに移行します。

エクピロティックモデルとサイクリックモデルもインフレーションの補助として考えられている。これらのモデルは、ビッグバンよりかなり前の膨張期を通じて地平線問題を解決し、その後、ビッグクランチにつながる収縮期中に必要とされる原始密度摂動のスペクトルを生成する。宇宙はビッグクランチを通過し、熱いビッグバン期に出現する。この意味で、これらはリチャード・チェイス・トールマンの振動宇宙を彷彿とさせる。しかし、トールマンのモデルでは、宇宙の全年齢は必然的に有限であるのに対し、これらのモデルでは必ずしもそうではない。密度変動の正しいスペクトルが生成できるかどうか、そして宇宙がビッグバン/ビッグクランチ遷移をうまく乗り越えられるかどうかは、依然として論争と現在の研究のテーマである。エクピロティックモデルは、ビッグクランチ/ビッグバン遷移の温度が大統一スケールを下回っている限り、磁気単極子の問題を回避できる。これは、そもそも磁気単極子を生成するために必要な温度である。現状では、膨張の「減速」の証拠はないが、各サイクルは1兆年程度続くと予想されるため、これは驚くべきことではない。^[126]

弦理論では、観測可能な 3 つの空間次元に加えて、丸まったりコンパクトになったりする追加の次元が存在することが必要である (カルツァ＝クラインの理論も参照)。余分な次元は、超重力モデルや量子重力への他のアプローチの頻繁な構成要素として現れる。これにより、なぜ 4 つの時空次元が大きくなり、残りが観測できないほど小さくなったのかという偶発的な疑問が生じた。この疑問に対処する試みは、弦ガス宇宙論と呼ばれ、ロバート・ブランデンバーガーとカムルン・ヴァファによって提案された。^[127]このモデルは、弦の高温ガスとして考えられる初期宇宙のダイナミクスに焦点を当てている。ブランデンバーガーとヴァファは、時空の次元は、その周囲に巻き付いた弦が効率的に互いに消滅できる場合にのみ拡大できることを示している。各弦は 1 次元のオブジェクトであり、2 つの弦が一般的に交差する(そしておそらく消滅する) 次元の最大数は 3 である。したがって、非コンパクトな (大きな) 空間次元の最も可能性の高い数は 3 である。このモデルに関する現在の研究は、コンパクト化された次元のサイズを安定化させ、原始密度摂動の正しいスペクトルを生成できるかどうかに集中している。^[128]元のモデルは「標準的な宇宙論のエントロピーと平坦性の問題を解決しなかった」が、^[129]ブランデンブルガーと共著者は後に、これらの問題はバウンス宇宙のシナリオの文脈で弦ガス宇宙論を実装することで排除できると主張した。^{[130] [131]}

可変光速を採用した宇宙論モデルは、地平線問題を解決し、宇宙インフレーションの代替案を提供するために提案されている。VSL モデルでは、真空中の光速を表す基本定数c は初期宇宙では現在の値よりも大きく、分離時の 粒子地平線が効果的に増加し、CMB の観測された等方性を十分に説明できる。

1980年にアラン・グースが提唱して以来、インフレーション理論は広く受け入れられてきた。しかし、多くの物理学者、数学者、科学哲学者は、予測が検証不可能であり、本格的な実証的裏付けが欠けているとして批判の声を上げてきた。^[5] 1999年、ジョン・アーマンとヘスス・モステリンはインフレーション宇宙論の徹底的な批判的レビューを発表し、次のように結論づけた。

「我々は、インフレーションのモデルのいずれかを宇宙論の標準的な核に受け入れる十分な根拠はまだないと考えている。」^[6]

1986 年以降、ロジャー・ペンローズが指摘したように、インフレーションが機能するためには、非常に特殊な初期条件が必要であるため、初期条件の問題 (または疑似問題) は解決されません。

「初期宇宙の均一性を熱化過程の結果であると説明しようとするのは、根本的に誤解である。…熱化が実際に何かを起こしているのなら…それはエントロピーの明確な増加を意味する。したがって、宇宙は熱化後よりも熱化前のほうがさらに特別だったはずだ。」^[132]

特定の、あるいは「微調整された」初期条件の問題は解決されず、むしろ悪化しただろう。2015年の会議でペンローズは次のように述べた。

「インフレは反証可能ではなく、反証されている。… BICEPはインフレ論者全員を殻から引き出し、彼らに痛手を与えるという素晴らしい貢献をした。」^[7]

インフレーションに対する度々の批判は、呼び出されたインフレーション場が既知の物理場に対応しておらず、その位置エネルギー曲線は入手可能なほぼすべてのデータに対応するための場当たり的な仕掛けであるように思われるというものである。インフレーション宇宙論の創始者の一人であるポール・スタインハートは、最近その最も鋭い批判者の一人となった。彼は、結果が観測結果と矛盾する加速膨張の期間を「悪いインフレーション」と呼び、結果と一致するものを「良いインフレーション」と呼んでいる。

「悪いインフレーションは良いインフレーションよりも起こりやすいだけでなく、インフレーションが起こらない可能性もそのどちらかよりも高い...ロジャー・ペンローズは、インフレーションと重力場のあらゆる可能な構成を考慮した。これらの構成のいくつかはインフレーションにつながる...他の構成は、インフレーションなしで直接均一で平坦な宇宙につながる。平坦な宇宙を得ることは、全体としてありそうにない。しかし、ペンローズの衝撃的な結論は、インフレーションなしで平坦な宇宙を得ることは、インフレーションありの場合よりも10グーゴル^[j]乗の係数ではるかに可能性が高いということだった！」^{[5] [113]}

彼はアンナ・イジャスとアブラハム・ローブとともに、プランク衛星のデータから判断するとインフレーション理論は危機に瀕していると主張する論文を執筆した。^{[133] [134]}

アラン・グース、デイヴィッド・カイザー、野村康典^[135]、リンデ^[136]らは反論し、次のように述べた。

「宇宙のインフレーションはかつてないほど強固な基盤にある」^[135]

• 宇宙のインフレーションはビッグバンの「爆発」だったのか？、アラン・グース著、1997年
• アンドリュー・R・リドル（1999年）。「宇宙論的インフレーション入門」p.260。arXiv ：astro-ph/9901124。
• 2004年更新 アンドリュー・リドル
• Covi, Laura (2003). 「観測宇宙論とインフレーションの現状」 p. 67. arXiv : hep-ph/0309238 .
• Lyth, David H. (2003). 「最も優れたインフレーションモデルはどれか?」p. 260. arXiv : hep-th/0311040 .
• インフレーション対称性の成長、2004年12月
• オリジナルのアイデアを示すガスの航海日誌
• WMAP が宇宙インフレーションの根拠を強化、2006 年 3 月
• NASA 2006年3月 WMAP プレスリリース 2013年11月22日アーカイブWayback Machine
• マックス・テグマーク『私たちの数学的宇宙』（2014年）、「第5章：インフレーション」