宇宙インフレーション

ビッグバン理論は、一般相対性理論の式に従って膨張し、最終的にすべての星と銀河を生成する、初期の非常に高温で均一なプラズマを仮定している。星の生成は、重力によって質量が凝集するという前提に基づいているが、そのためには密度のコントラストが必要である。完全に均一な質量密度では、凝集を促す力は存在しない。密度の統計的な変動がその力を提供するが、宇宙の膨張はより速く働き、質量が星に集中する前に引き裂いてしまう。追加の変動源がなければ、ビッグバンモデルは星を生成できない。^{[ 14 ]： 207}

安定な磁気単極子は、高温（初期宇宙など）では電磁力、強い核力、弱い核力が実際には基本力ではなく、単一のゲージ理論からの自発的対称性の破れによって生じると提唱する大統一理論にとって問題である。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な粒子を予測している。最も悪名高いのは磁気単極子であり、磁場の安定で重い「電荷」の一種である。^{[ 15 ] [ 16 ]}

大統一理論によれば、高温下では単極子が大量に生成されると予測されており、^{[ 17 ] [ 18 ]}それらは今日まで存続し、宇宙の主要な構成要素となるはずだった。^{[ 19 ] [ 20 ]}しかし、実際にはそうではなく、それらを探す試みはすべて失敗に終わり、宇宙における残存磁気単極子の密度に厳しい制限が課せられている。^{[ 21 ]}

磁気単極子が生成されうる温度よりも低い温度で起こるインフレーション期は、この問題の解決策となる可能性がある。宇宙が膨張するにつれて単極子は互いに分離され、観測される密度は桁違いに低下するだろう。^{[ 22 ]： 202}

モノポール問題を解決することが当初の仮説の動機となったものの、すべての宇宙論者が感銘を受けたわけではなかった。マーティン・リースは次のように書いている。

「異質な物理学に懐疑的な人々は、それ自体が仮説上の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パーセント効果があるように簡単に思えるかもしれない！」^{[ 23 ]}

しかし、平坦性、特に地平線問題はインフレーション理論によっても解決される。^{[ 22 ]： 202}

宇宙のビッグバンモデルにおける宇宙論的微調整問題である平坦性問題（古さ問題とも呼ばれる）について。宇宙マイクロ波背景放射の観測により、宇宙は数パーセント以内の平坦性であることが実証されている。 ^{[ 24 ]}宇宙の膨張は平坦性を増加させる。したがって、初期宇宙は非常に平坦に近かったに違いない。フリードマン方程式 に基づく標準宇宙論では、宇宙の物質とエネルギーの密度が時空の曲率に影響を与え、平坦な宇宙には非常に特定の臨界値が必要である。 ^{[ 25 ] : 61}現在の宇宙の密度はこの臨界値に非常に近いことが観測されている。全密度が臨界値から少しでもずれると宇宙の時間とともに急速に増加するため、^{[ 13 ]}初期宇宙の密度は臨界密度にさらに近く、^10⁶²分の1以下しかずれていなかったに違いない。このため、宇宙論研究者たちは、初期密度がどのようにしてこの「特別な」値にこれほど正確に調整されたのかという疑問を抱いている。^{[ 26 ]： 196}

地平線問題とは、宇宙が宇宙原理に従って統計的に均質かつ等方的に見える理由を決定する問題である。^{[ 27 ] [ 28 ] [ 29 ]}例えば、ガスの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。容器内のガスは、不均質性や異方性を散逸させるのに十分な相互作用時間を持っている。インフレーションのないビッグバンモデルでは、重力膨張によって領域が分離するのが速すぎるため、初期宇宙は平衡状態になるのに十分な時間がない。標準モデルで知られている物質と放射のみのビッグバンでは、観測可能な宇宙の2つの大きく離れた領域は、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。

宇宙のごく初期におけるより小さなスケールとより高いエネルギーに遡って見ていくと、既存のモデルが有効でないかもしれない地点にたどり着きます。通常の物理法則が適用されると考える特別な理由はありません。インフレーション仮説は、このごく初期の時間において空間が何桁も指数関数的に膨張するというものです。^{[ 32 ]： 146} 時間とともに指数関数的に（またはほぼ指数関数的に）膨張する空間では、最初は静止している自由浮遊物体のペアは、少なくとも何らかの力で結び付けられていない限り、加速しながら互いに離れていきます。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、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通過してしまうと、二度と戻ることはできず、その物体が送る光信号でさえ、最初の物体に届くことはありません（少なくとも空間が指数関数的に膨張し続ける限り）。

膨張が厳密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、一定の物理的距離を保ったままです。膨張する宇宙のこの領域は、次の計量で記述できます。^{[ 33 ] [ 34 ]}

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

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、すなわち空間と時間において一定で上記の計量におけるΛに比例する真空エネルギー密度が存在しなければならない。厳密に指数関数的に膨張する場合、真空エネルギーは、そのエネルギー密度ρに等しい大きさの負の圧力pを持ち、状態方程式はp=−ρとなる。

インフレーションは通常、厳密には指数関数的な膨張ではなく、準指数関数的、あるいはそれに近い膨張である。このような宇宙では、真空エネルギー密度が徐々に減少するにつれて、事象の地平線は時間とともにゆっくりと拡大していく。

空間の加速膨張は、密度や温度の初期変動を非常に大きな長さスケールに引き伸ばすため、インフレーションの本質的な特徴は、不均一性や異方性を平滑化し、空間の曲率を減少させることです。これにより、宇宙は、インフラトン場が完全に支配し、唯一の重要な不均一性が微小な量子ゆらぎである非常に単純な状態へと押し上げられます。インフレーションはまた、素粒子物理学の標準模型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粒子を希釈します。宇宙がインフレーション期間の前にそのような粒子を形成するのに十分なほど高温であった場合、それらは非常にまれであるため、観測可能な宇宙には存在しない可能性が高いため、自然界では観測されません。これらの効果はまとめて、ブラックホールの無毛定理との類推により、インフレーションの「無毛定理」 ^{[ 35 ]}と呼ばれています。

「無毛定理」が成り立つのは、宇宙論的地平線がブラックホールの地平線と変わらないからである。ただし、その向こう側に何があるかについて検証可能な意見の相違はない。無毛定理の解釈の一つは、宇宙（観測可能なものと観測不可能なもの）がインフレーション中に巨大な係数で膨張するというものである。膨張する宇宙では、宇宙の体積が増加するにつれて、エネルギー密度は一般的に低下するか、希釈される。例えば、通常の「冷たい」物質（塵）の密度は体積の逆数に反比例して減少する。線形寸法が2倍になると、エネルギー密度は8分の1に減少する。宇宙が膨張すると、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、光子が膨張によって分散されるため、放射エネルギー密度はさらに急速に減少する。線形寸法が2倍になると、放射のエネルギー密度は16分の1に減少する（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、インフラト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、標準模型粒子など、それ以外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ほど小さくなります。その結果、インフレーションが終了し再加熱が始まる時点で、宇宙は平坦で対称的になり、（均質なインフラトン場を除いて）ほとんど空っぽの状態になります。

インフレーションの間、既存の熱浴は無視できるレベルまで希釈されます。その結果、宇宙はインフレーションから非熱的な状態で出現し、すべてのエネルギー密度はインフラトン場に存在します。再加熱は、このエネルギー密度を標準模型粒子の熱浴に変換するプロセスであり、ホットビッグバンを開始するために必要です。当時、宇宙を直接観測するプローブがなかったため、再加熱がどのように起こったかは現在不明です。提案されているメカニズムは、熱浴が主に標準模型粒子で構成され、最終温度がビッグバン元素合成に必要な1 MeV以上でなければならないという整合性要件によって主に制約されています。^{[ 36 ]}

多くの再加熱シナリオは、まず予熱期間から始まります。この期間中、パラメトリック共鳴によってインフラトンからいくつかの最終状態粒子への指数関数的な変換が引き起こされます。 ^{[ 37 ] [ 38 ]}これは、さまざまな反作用効果によりインフラトン凝縮物が断片化すると終了します。その後、宇宙は非線形フェーズに移行し、乱流や非線形場構成の形成によって特徴付けられることがあります。^{[ 39 ]}これに続いて熱化が起こり、その間、生成された粒子のガスは局所的な熱平衡状態を確立します。この状態のエネルギー密度は放射ガスによって支配されているため、再加熱が終了する前に、質量のあるインフラトン粒子は完全に崩壊している必要があります。

インフレーション後、約1秒までの宇宙の歴史はほとんど分かっていません。^{[ 40 ]}しかし、約1秒のニュートリノ分離の時点では、宇宙は超相対論的標準模型粒子（慣習的に放射と呼ばれる）によって支配されていたことが知られています。^{[ 41 ]}放射優勢の間、宇宙膨張は減速し、スケールファクターは時間の平方根に比例して増加しました。その後、宇宙は膨張を続けています。^{[ 42 ] : 98} 

一般相対性理論の初期、アルバート・アインシュタインは、物質の密度が均一な3次元球体という静的解を可能にするために宇宙定数を導入しました。その後、ウィレム・ド・ジッターは、それ以外は空っぽの宇宙を記述する、高度に対称的な膨張宇宙を発見しました。^{[ 43 ]}アインシュタインの宇宙は不安定であり、小さなゆらぎによって崩壊したり、ド・ジッター宇宙に変化したりすることが発見されました。

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^{[ 44 ]} 、リチャード・チェイス・トルマンの関連する振動宇宙^{[ 45 ]}、チャールズ・ミスナーのミックスマスター宇宙などがあった。ルメートルとトルマンは、収縮と膨張のサイクルを何度も繰り返す宇宙は熱平衡に達する可能性があると提案した。しかし、彼らのモデルは、数サイクルにわたるエントロピーの蓄積のために失敗した。ミスナーは、宇宙をより混沌とさせるミックスマスター機構が統計的均質性と等方性につながる可能性があるという（最終的には誤った）推測をした^{[ 28 ] [ 46 ] 。}

1965年、エラスト・グライナーは、アインシュタインの一般相対性理論で使用できる最も単純なエネルギー・運動量テンソルが、真空のような物質の状態を記述することを示した。エネルギー保存則に基づくと、この真空エネルギー密度は負の圧力を生み出すことになる。^{[ 47 ] : 1}この真空エネルギーのアイデアは、ダークエネルギーとインフレーションモデルという2つの概念につながった。インフレーションの場合、原始真空エネルギーは桁違いに高い密度を持つと考えられている。この密度は、そのエネルギーから凝縮した物質間の距離を拡大する反重力である巨大な負の圧力を生み出す。^{[ 48 ]}

1970年代初頭、ヤコフ・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根拠に基づいて対称であると想定されていた。^{[ 5 ]}ソビエト連邦では、これやその他の考察から、ウラジーミル・ベリンスキーとイサーク・ハラトニコフが一般相対性理論における混沌としたBKL特異点を分析するに至った。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の問題を解決しようと試みたが、成功は限定的だった。

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ました。^{[ 53 ] [ 54 ]}「インフレーション」という用語を造語したのはガスでした。^{[ 55 ]}同時に、スタロビンスキーは、重力に対する量子補正によって、宇宙の初期特異点とされるもの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ました。^{[ 56 ]} 1980年10月、デモステネス・カザナスは、指数関数的膨張によって粒子地平線が消滅し、おそらく地平線問題が解決される可能性があると示唆しました。^{[ 57 ] [ 58 ]}一方、佐藤勝彦は、指数関数的膨張によってドメインウォール（別の種類の異質な遺物）が消滅する可能性があると示唆しました。^{[ 59 ]} 1981年、アインホーンと佐藤^{[ 60 ]}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存在量の謎を解明することを示しました。ガス氏と同様に、彼らもそのようなモデルでは宇宙定数の微調整が必​​要になるだけでなく、宇宙が過度に粒状化され、つまりバブルの壁の衝突によって大きな密度変動が生じる可能性が高いと結論付けた。

ガスは、初期宇宙が冷えるにつれて、宇宙定数によく似た高エネルギー密度の偽真空に閉じ込められたと提唱した。極初期宇宙が冷えるにつれて、準安定状態（過冷却状態）に閉じ込められ、量子トンネル効果によるバブル核生成の過程によってのみそこから崩壊することができた。偽真空の海の中で真の真空のバブルが自発的に形成され、光速で急速に膨張し始める。ガスはこのモデルが適切に再加熱されないという問題を認識していた。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な期間続くと、バブル間の衝突は極めてまれになる。どの因果パッチでも、核生成されるバブルは1つだけである可能性が高い。

カザナス（1980）はこの初期宇宙の段階を「ド・ジッター段階」と呼んだ。「インフレーション」という名称はガス（1981）によって与えられた。ガス自身は、インフレーションに関する著書『インフレーション宇宙：宇宙起源の新理論を求めて』（1997）^{[ 61 ]}を出版するまでカザナスの研究に言及していなかったが、その中で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に言及しなかったことを謝罪している。^{[ 62 ]}

バブル衝突問題は、アンドレイ・リンデ^{[ 63 ]}とアンドレアス・アルブレヒトとポール・シュタインハルト^{[ 64 ]}によって独立に解決され、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が提唱された（グースのモデルはその後、旧インフレーションとして知られるようになった）。^{[ 14 ]： 221}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でインフレーションが起こる。場が宇宙の膨張に比べて非常にゆっくりと転がるとき、インフレーションが起こる。しかし、丘が急になるとインフレーションは終了し、再加熱が起こる可能性がある。

最終的に、新しいインフレーションは完全に対称な宇宙を生み出すのではなく、インフラトンの量子ゆらぎを生み出すことが示されました。これらのゆらぎは、後の宇宙で作られるすべての構造の原始的な種を形成します。^{[ 65 ]}これらのゆらぎは、ヴィアチェスラフ・ムハノフとGVチビソフがスタロビンスキーの類似モデルを分析する際に最初に計算されました。 ^{[ 66 ] [ 67 ] [ 68 ]}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週間のナフィールド初期宇宙ワークショップで、ムハノフとチビソフの研究とは独立して計算されました。[69] ゆらぎは、ワークショップの期間中に別々に作業していた4つのグループによって計算されました。スティーブン・ホーキング[ ^{70 ] 、}スタロビン^{スキー[ 71} ]、^{アラン・グース}とソヨン・パイ[ ^{72 ] 、}そしてジェームズ・バーディーン、ポール・スタインハート、マイケル・ターナー^{[ 73 ]}です。

CMBが宇宙論モデルの重要な実験的検証の場となることが明らかになると、インフレーションに対する代替アプローチの検証方法が検討され始めた。ガスの研究と同時期に登場した競合理論の一つに、宇宙論的トポロジカル欠陥の概念がある。この考え方は、初期宇宙が高温高密度の状態から冷えるにつれて、液体ヘリウムの渦などの凝縮系で起こるような一連の相転移が引き起こされるというものだった。宇宙論におけるトポロジカル欠陥は、対称性の破れを伴う相転移の後に生じる、真空多様体と呼ばれる宇宙の縮退した真空状態の結果である。磁気単極子は、初期宇宙の大統一理論によって予測された安定なトポロジカル欠陥の一例である。1980年代から1990年代にかけてこれらのモデルが発展し、最終的にCMBの高感度測定によって検証可能な予測が得られた。^{[ 74 ]}ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブによる詳細な測定は、宇宙インフレーションを支持する強力な証拠を提供している。^{[ 75 ]} (これらの概念を組み合わせたモデルは依然として有効である)。^{[ 14 ] : 231 [ 11 ]}

インフレーションにおける最も深刻な課題の1つは、微調整の必要性から生じる。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らない。スローロール条件とは、インフラトンポテンシャルが（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、インフラトン粒子が小さな質量を持たなければならないという条件である。^{[ c ]}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つことが求められる。しかし、これらの微調整の説明が提案されている。例えば、量子効果によってスケール不変性が破られる古典的なスケール不変場理論は、摂動論 によっ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する。^{[ 98 ]}

リンデは、インフレーションの条件が実際にはかなり一般的に満たされていると示唆した、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た。インフレーションは、無限のポテンシャル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な状態から始まるほぼすべての宇宙で発生する。 ^{[ 99 ]} しかし、彼のモデルでは、インフラトン場は必然的に1プランク単位よりも大きな値をとる。このため、これらはしばしば大規模場モデルと呼ばれ、競合する新しいインフレーションモデルは小規模場モデルと呼ばれる。この状況では、繰り込みによってインフレーションを妨げる可能性のある大きな補正が生じるはずなので、有効場理論の予測は無効であると考えられている。 ^{[ d ]} この問題はまだ解決されておらず、インフレーションがはるかに低いエネルギー スケールで発生する可能性がある小規模場モデルの方が優れたモデルであると主張する宇宙論者もいる。^{[ 101 ]}インフレーションは重要な点で量子場理論（および量子重力の半古典的近似） に依存しているが、これらの理論と完全に調和しているわけではない。

ブランデンベルガーは別の状況で微調整についてコメントした。^{[ 102 ]} インフレーションで生成される原始的不均一性の振幅は、インフレーションのエネルギー スケールに直接関係している。このスケールは約10であると示唆されている。¹⁶ GeV、つまりプランクエネルギーの10 ⁻³倍。自然なスケールは素朴にプランクスケールなので、この小さな値は別の形の微調整 (階層問題と呼ばれる) と見なすことができます。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だけ低下します。しかし、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、重大な問題とは考えられていません。

多くのモデルでは、宇宙膨張のインフレーション期は、少なくとも宇宙のいくつかの領域で永遠に続くと考えられています。これは、膨張している領域が非常に急速に膨張し、自己複製を繰り返すためです。非膨張期への崩壊速度が十分に速くない限り、新たな膨張領域は非膨張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常に膨張し続けていることになります。

永遠インフレーションのあらゆるモデルは、無限に広がる仮想的なマルチバース（多宇宙）を生み出し、それは典型的にはフラクタル構造である。マルチバース理論は、インフレーションモデルの妥当性について、科学界で大きな意見の相違を引き起こしている。

インフレーションモデルの最初の提唱者の一人であるポール・スタインハートは、1983年に永遠インフレーションの最初の例を紹介した。^{[ 103 ]}彼は、インフレーションは、膨張し続ける空虚な空間に囲まれた、高温の物質と放射線で満たされた膨張しない空間の泡を生成することによって、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・ヴィレンキンは永遠インフレーションが一般的であることを示した。^{[ 104 ]}

新しいインフレーションは古典的にはポテンシャルを低下させていますが、量子ゆらぎによって以前のレベルまで上昇することもあります。インフラトンが上昇するこれらの領域は、インフラト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ります。無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ます。この定常状態が過去に永遠に続くことはできないという定理はよく知られています。ド・ジッター空間に似たインフレーション時空は、収縮領域がなければ不完全です。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崩壊して重力特異点、つまり密度が無限になる点を形成します。したがって、宇宙の初期条件に関する理論が必要となります。

永遠のインフレーションでは、インフレーションが起こっている領域の体積は指数関数的に増加する一方、インフレーションが起こっていない領域はそうではありません。これは、インフレーションは最終的にインフレーション以前の単一の観測者から見て終了するとしても、宇宙全体のイメージでは、インフレーションが停止した部分よりも、インフレーションが起こっている部分の体積が常に想像を絶するほど大きいことを示唆しています。科学者たちは、この仮説的な人間中心の景観に確率分布をどのように割り当てるかで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、あるいはそれを観測する局所的な観測者が存在するという境界条件を適用すると、インフレーションは可能な限り遅く終了すると予想することになります。

一部の物理学者は、このパラドックスは観測者を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ている。一方、パラドックスには解決策がなく、マルチバースはインフレーション・パラダイムの重大な欠陥であると考える物理学者もいる。永遠インフレーション・モデルを最初に提唱したポール・スタインハート^{[ 103 ]}は、後にこの理由からその最も声高な批判者の一人となった^{[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ] 。}

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試みてきました。^{[ 108 ] [ 109 ] [ 110 ]}これらのモデルは、宇宙は最大のスケールでは指数関数的に膨張する一方で、空間的に無限であり、過去にも現在にも未来にも存在し、永遠に存在し続けると提案しています。

他の提案では、量子宇宙論とそれに続くインフレーションに基づいて宇宙の無から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1つを提示した。^{[ 104 ]}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初期創造について境界のない提案をした。 ^{[ 111 ] [ 112 ] [ 113 ]}

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。^{[ 114 ] [ 115 ]}広大なインフレーションの背景の中で、我々の宇宙に似た新しい宇宙が絶えず生み出されている。この場合、重力相互作用は熱力学第一法則（エネルギー保存）と熱力学第二法則（エントロピーと時間の矢の問題）を回避する（ただし違反はしない）。しかし、これが初期条件の問題を解決するという点ではコンセンサスがあるものの、宇宙は量子ゆらぎによって生じた可能性の方がはるかに高いとして、これに異議を唱える人もいる。ドン・ペイジはこの異常のためにインフレーションを公然と批判した。[ ^{116 ]彼}は、熱力学的な時間の矢は低エントロピーの初期条件を必要とするが、それは極めてありそうもないと強調した。彼らによれば、インフレーション理論はこの問題を解決するどころか、むしろ悪化させている。インフレーション時代の終わりに起こる再加熱によってエントロピーが増加するため、宇宙の初期状態は、インフレーション段階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である必要があるのだ。

ホーキングとペイジは後に、ハートリー・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。^{[ 117 ]}他の著者らは、インフレーションは永遠であるため、確率が厳密にゼロでない限り、その確率は重要ではないと主張している。インフレーションが始まると、インフレーションは自己永続し、すぐに宇宙を支配する。^{[ 4 ] [ 118 ]： 223-225}しかし、アルブレヒトとロレンツォ・ソルボは、今日の観測と一致するインフレーション宇宙が、何らかの既存の状態からのランダムなゆらぎによって出現する確率は、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」量が、非インフレーションの代替案に必要な量よりもはるかに少ないため、エントロピーの考慮事項を上回るからである。^{[ 119 ]}

時折言及されるもう 1 つの問題は、プランク超問題またはプランク超効果です。^{[ 120 ]}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ので、私たちの宇宙の構造を構成してきた量子ゆらぎの一部は、インフレーション前には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、特に未知の量子重力理論からの補正があるはずです。この効果の大きさについては、検出可能な閾値ぎりぎりなのか、それとも完全に検出不可能なのかについて、まだ意見の相違があります。^{[ 121 ]}

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、新しいインフレーションの拡張です。これは追加のスカラー場を導入し、一方のスカラー場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、もう一方のスカラー場がインフレーションの終焉を引き起こします。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することが有利になります。^{[ 122 ]}

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する）、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する）。したがって、前者のインフラトンの変動はインフレーションの終了に影響を与えず、後者の変動は膨張率に影響を与えない。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。^{[ 123 ] [ 124 ]} 2 番目の（スローロールする）インフラトンがそのポテンシャルの底に達すると、最初のインフラトンのポテンシャルの最小値の位置が変わり、インフラトンがポテンシャルを下って急速にロールし、インフレーションが終了

ダークエネルギーはインフレーションと概ね類似しており、現在の宇宙の膨張を加速させていると考えられている。しかし、ダークエネルギーのエネルギー規模は10⁻¹²GeV^と、インフレーションの規模より 約27桁も小さい。

フラックスコンパクト化の発見は、インフレーションと弦理論を調和させる道を開いた。^{[ 125 ]}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 ブレーンの運動^{[ 126 ]}から生じ、通常は反 D ブレーンのスタックに向かうことを示唆している。ディラック・ボーン・インフェルド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ランドスケープ内の 2 つの真空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と思われる。2つの真空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別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及ぼす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発展してきた。ループ量子重力は量子化された時空を仮定している。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、エネルギーは跳ね返ると考えられている。^{[ 127 ]}

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、それによってビッグバンにつながった初期条件を説明しようとする。平坦性と地平線の問題は、エキゾチックな物質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-キブル重力理論で自然に解決される。 ^{[ 128 ] [ 129 ]}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みなすことで、一般相対性理論を拡張する。ねじれとディラックスピノルの間の最小結合は、極めて高密度のフェルミオン物質で重要なスピン-スピン相互作用を生成する。このような相互作用は、非物理的なビッグバン特異点を回避し、宇宙が収縮していた有限の最小スケール因子での尖点のようなバウンスに置き換える。ビッグバウンス直後の急速な膨張は、現在の宇宙が最大スケールで空間的に平坦で均質かつ等方的に見える理由を説明する。宇宙の密度が低下するにつれて、ねじれの影響は弱まり、宇宙はスムーズに放射線優勢時代へと移行する。

エキ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モデルと考えられています。これらのモデルは、ビッグバンのはるか前の膨張期を通し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に、必要な原始密度摂動のスペクトルを生成します。宇宙はビッグクランチを通過し、高温のビッグバン期に出現します。この点で、リチャード・チェイス・トルマンの振動宇宙を彷彿とさせます。ただし、トルマンのモデルでは、宇宙の総年齢は必然的に有限ですが、これらのモデルでは必ずしもそうではありません。適切な密度ゆらぎのスペクトルを生成できるかどうか、また宇宙がビッグバン/ビッグクランチの遷移をうまく乗り越えられるかどうかは、依然として議論の的であり、現在も研究が続けられています。エキピロティックモデルは、ビッグクランチ/ビッグバンの遷移における温度がグランド統一スケールを下回っている限り、磁気単極子問題を回避します。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だからです。現状では、膨張の「減速」を示す証拠はないが、各サイクルが1兆年程度続くと予想されていることを考えると、これは驚くべきことではない。^{[ 130 ]}

弦理論では、観測可能な 3 つの空間次元に加えて、巻き上がったりコンパクト化されたりした追加の次元が存在する必要がある (カルツァ-クライン理論も参照)。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で頻繁に登場する要素である。このことから、なぜ 4 つの時空次元が大きくなり、残りが観測不可能なほど小さくなったのかという偶発的な疑問が生じた。この問題に取り組む試みとして、弦ガス宇宙論と呼ばれるものが、ロバート・ブランデンバーガーとカムラン・ヴァファによって提案された。^{[ 131 ]}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ている弦が効率的に互いに消滅できる場合にのみ膨張できることを示し、これはブランデンバーガー-ヴァファ機構として知られるようになった。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(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（大きい）空間次元の最も可能性の高い数は 3 です。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焦点を当てています。^{[ 132 ]}元のモデルは「標準宇宙論のエントロピーと平坦性の問題を解決」しませんでしたが、^{[ 133 ]}ブランデンバーガーと共著者は後に、バウンス宇宙シナリオの文脈でストリングガス宇宙論を導入することでこれらの問題を解消できると主張しました。^{[ 134 ] [ 135 ]}

可変光速を用いた宇宙論モデルは、宇宙論の地平線問題を解決し、宇宙インフレーションに代わるものとして提案されてきた。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、デカップリング時に粒子地平線を十分に拡大することで、観測されているCMBの等方性を説明できる。