Инфляционная модель

Теории инфляции описывают предполагаемую стадию расширения Вселенной, начавшуюся спустя ~10−42с после Большого Взрыва. В ней скорость увеличения масштабов происходит по экспоненциальному закону. По окончании этой стадии объём Вселенной вырастает на много-много порядков по сравнению с начальным.
Во время инфляции температура Вселенной меняется в очень большом диапазоне, в какой-то момент падая почти до абсолютного нуля. В конце же, происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается "параметрический резонанс".
Идея инфляционной стадии позволяет объяснить плоскую геометрию пространства. Кроме этого теория инфляции предполагает наличие маленькой изначально причинно-связанной области, что объясняет однородность и изотропность Вселенной. Хаббловское расширение же - становится движением по инерции, благодаря большой кинетической энергии накопленной в ходе инфляции.
Любое инфляционное расширение начинается с планковских размеров и времен, когда современные законы физики начинают адекватно описывать происходящие в тот период процессы. Единственная причина расширения в рамках ОТО - это отрицательное давление. Такое давление может описать неким скалярным полем, называемым инфлантоном. В частности таким же образом описывают и давление физического вакуума. В конце инфляционной стадии это поле должно распадаться, в противном случае экспоненциальное расширение никогда не закончится.
Основной класс моделей основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения равного нулю. Начальное значение может задаваться по-разному: это может быть значения начальных квантовых возмущений, а может быть строго фиксированным. Конкретный вид потенциала зависит от выбранной теории.
Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляции существуют области пространства - домены - которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теорию с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде.
К теориях с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.

Альтернативы теории инфляции

Образование Вселенной с точки зрения теории бран

Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Их аргументы сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр». Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Иными словами «проблемы начальных значений» не решается, а лишь искусно драпируется.

В качестве альтернативы предлагаются такие экзотические теории как теория струн и теория бран, а также циклическая теория. Основная идея этих теорий заключается в том, что все необходимые начальные значения формируются до Большого взрыва.
Теория струн требует к обычному трехмерному миру+время докрутить еще несколько измерений, которые играли бы роль на раннем этапе Вселенной, но сейчас находятся в компактифицированном состоянии. На неизбежный вопрос: "Почему же эти измерения компактифицированы?" - предлагается следующий ответ: суперструны обладают T-дуальностью, и на дополнительные измерение струна "наматывается", ограничивая их размер.
В рамках теории бран все начинается с холодного, статичного пятимерного пространства-времени. Четыре пространственных измерения ограничены трехмерными стенами или три-бранами, и одна из этих стен и является пространством, в котором мы живем, вторая брана сокрыта от восприятия. Существует еще одна три-брана, "потерянная" где-то между двумя граничными бранами в четырехмерном пространстве. При столкновении этой браны с нашей высвобождается большое количество энергии, образуя условия для Большого взрыва.
Циклические теории постулируют, что Большой взрыв не уникальной в своем роде, что всего переход из одного состояния Вселенной в другое. Впервые циклические теории были предложены в 1930 годы. Камнем преткновения таких теорий стал второй закон термодинамики: энтропия может только возрастать. А значит предыдущие циклы были намного короче и вещество было в них намного горячее, чем в момент последнего Большого взрыва, что невероятно. На данный момент существует две теории циклического типа, сумевшие решить проблему все возрастающей энтропии: теория Стейнхардта-Тюрока (Steinhardt–Turok) и теория Баум-Фрэмптона (Baum–Frampton).