インフラトン

インフラトン場は、宇宙のごく初期に宇宙のインフレーションを引き起こしたと推測される仮説上のスカラー場である。^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]}アラン・グースによって最初に提唱されたこの場^{[ 1 ]}は、初期膨張後10⁻³⁵秒^から10⁻³⁴秒までの急速な膨張期間を生成できるメカニズムを提供し、その結果^、観測された空間的等方性と均質性と一致する宇宙が形成される。

インフレの基本モデルは3つの段階で進行します。 ^{[ 4 ]}

• 高ポテンシャルエネルギーを持つ膨張する真空状態
• 真の真空への相転移
• ゆっくり巻いて再加熱する

真の真空状態への移行

インフレーション理論はさらに、この「インフレーション真空」状態は全体的に最もエネルギーが低い状態ではなく、準安定状態としても知られる「偽の真空」であると仮定している。^{[ 5 ]}

歴史的に、インフレーションの最初の提案^{[ 6 ]}では、「偽の」真空から「真の真空」への移行は量子トンネル過程に従い、インフラトン場が2つの相のポテンシャル障壁を通過する（これは一次相転移に対応する）と示唆されていた。しかし、この手順は、我々が観測しているものとは反対に、大きなスケールで非常に不均一な宇宙を作り出すことが認識された^{[ 7 ]}。

この理論はすぐに改良され^{[ 8 ] [ 9 ]、}インフラトン場がそのポテンシャルを「転がり落ちる」2つのフェーズ間のスムーズな移行を可能にした。

他のすべての量子場と同様に、インフラトン場の励起も量子化されると予想されます。インフラトン場の場量子はインフラトンと呼ばれます。モデル化されたポテンシャルエネルギー密度によっては、インフラトン場の基底状態はゼロになる場合もあれば、そうでない場合もあります。

インフラトンという用語は、光子、グルーオン、ボソン、フェルミオンなど、インフレーションという言葉に由来する他の量子粒子の名前の典型的なスタイルに従っています。この用語は、Nanopoulos、Olive 、 Srednicki (1983)の論文で初めて使用されました。^{[ 13 ]} インフラトン場の性質は現在不明です。その特性を絞り込む上での障害の 1 つは、現在の量子理論が、選択された理論の粒子内容に基づいて、現在観測されている真空エネルギーを正しく予測できないことです (真空カタストロフィーを参照)。

ヒッグス粒子の確認により、新しい場は必要なく、ヒッグス場の修正版で十分である可能性が示唆された。 ^{[ 14 ]}しかし、この初期の提案やそれに続く他の提案は、根本的な根拠から批判に直面している。^{[ 15 ] [ 16 ]}

非最小結合インフレーションとは、重力とインフラトン場を結合する定数が小さくないインフレーションモデルである。結合定数は通常、次のように表される。${\displaystyle \xi }$（アインシュタイン・ヒルベルト作用を修正して構築された）作用に特徴がある：^{[ 17 ]}

${\displaystyle S=\int {\sqrt {-g~}}\ {\Bigl [}\ {\tfrac {1}{2}}m_{P}^{2}R-{\tfrac {1}{2}}\ \partial ^{\mu }\phi ~\partial _{\mu }\phi -V(\phi )-{\tfrac {1}{2}}\xi \ R\ \phi ^{2}\ {\Bigr ]}\operatorname {d} ^{4}x\ ,}$

と${\displaystyle \xi }$時空の曲率間の相互作用の強さを表す${\displaystyle R}$そしてインフラトン場の大きさ${\displaystyle \phi .}$

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