宇宙のインフレーション（宇宙論）

機構と特徴

最も一般的な模型では、エネルギー密度が一時的に宇宙を支配し、加速膨張を駆動した場を仮定する。この場はしばしばインフラトンと呼ばれる。この「インフレーション」段階では、空間の尺度は短時間のうちに非常に大きくなり、不規則性をならすとともに、望ましくない遺物を希釈した。場の量子ゆらぎは巨視的な尺度まで引き伸ばされ、のちに銀河や宇宙の構造を形成する密度変動の種となった。

解決される問題

• 地平線問題：インフレーションは、遠く離れた領域がほぼ同じ温度を共有する理由を説明する。
• 平坦性問題：急速な膨張により、空間の曲率は平坦な状態へと近づく。
• 遺物問題：望ましくない重い粒子や磁気単極子は、無視できる存在量まで希釈される。

観測上の帰結

インフレーションはいくつかの検証可能な予測を導く。すなわち、ほぼスケール不変な原始密度ゆらぎのスペクトル、おおむねガウス的なゆらぎ、そして原始重力波の背景が存在する可能性である。宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造の測定は、予測されたゆらぎのパターンをおおむね支持しているが、インフレーションによる重力波の探索は続いている。これらの観測は模型の制約に役立つ一方、インフラトンの物理的な性質はまだ特定されていない。

歴史、諸変種と未解決の問題

基本的な考えは20世紀後半に研究者らによって導入され、その後、スローロール・インフレーション、新インフレーションやカオティック・インフレーションの変種、さらにマルチバース像につながる永遠のインフレーションの提案など、複数のシナリオへと洗練された。未解決の課題には、インフラトンの正体、微調整と初期条件、そしてインフレーションが完全な量子重力理論とどのように結び付くかが含まれる。インフレーションが現在の宇宙についての理解をどのように形作るかに関する追加の文脈は、より広範な宇宙論の資料を参照されたい。