Inflációs modellek

Az Univerzum legkorábbi, jelenlegi elméleteinkkel még leírható korszaka az ún. inflációs korszak. Ennek során az Univerzum mintegy $10^{78}$-szorosára sokszorozta meg méretét, miközben exponenciálisan tágult és hőmérséklete mintegy milliomod részére csökkent.

Az exponenciális tágulást a sötét energiához igen hasonló inflációs mező (inflaton) uralta, amely negatív nyomású, a $\rho +3p<0$ feltételt teljesítő ideális folyadékként is elképzelhető. A folyadék legegyszerűbben egy skalármezővel modellezhető. A skalármező elbomlásával véget ér az infláció. A bomlástermékek a részecskefizikai standard modell részecskéivé és elektromágneses sugárzássá bomlanak, ennek hatására az Univerzum visszanyeri infláció előtti hőmérsékletét (újrafelfűtődés; reheating). A folyamatról kevés információ áll rendelkezésre, de többnyire parametrikus rezonancia segítségével modellezik [11].

Mint azt korábban láttuk, a kozmológiai állandó is képes exponenciális tágulást okozni, azonban nem teszi lehetővé az infláció befejezését.

Az infláció megoldja a standard kozmológiai modell korábban említett problémáit. A horizontproblémát azzal, hogy az exponenciális tágulás alatt váltak kauzálisan szeparálttá az Univerzum inflációt megelőzően termalizálódott részei. A síkság problémáját azzal, hogy az infláció kisimítja'' az Univerzumot, így az általunk jelenleg észlelt tartománya hasonló egy igen nagy gömbfelület igen kicsi darabjához, amit akár síknak is gondolhatunk. Más szóval az $\Omega _{K}$ ma mért nullához közeli értéke annak a következménye, hogy az infláció $\Omega _{K}$ értékét igen lecsökkentette. A mágneses monopólusok problémájára az infláció azt a választ adja, hogy sűrűségük igen lecsökkent, ezzel együtt detektálási valószínűségük is.

A korai inflációs modellek Alan Guth és Andrei Starobinsky nevéhez kapcsolódnak. Ezek, a régi inflációnak nevezett modellek ugyan megoldották a standard kozmológiai modell problémáit, azonban nem voltak képesek az infláció leállítását megfelelően modellezni (kecses leállás: graceful exit'' probléma). Andrei Linde, Andreas Albrecht és Paul Steinhardt vezették be az új infláció modelljét (lassú gördülés; slow-roll modell), amelyben az infláció egy skalármezőnek egy potenciáldombról való legördülésével'' függ össze. Amikor a legördülés sebessége kisebb az Univerzum tágulási sebességénél, infláció van; amikor a lejtő dőlésszöge'' megnő, az infláció véget ér.

Ismert még a hibrid infláció modellje is, amelyben több skalármező szerepel, ezek közül az egyik az inflációért felelős, a másik leállításáért. Az örökös infláció (eternal inflation) elméletei szerint az Univerzumnak vannak napjainkig is inflációban részt vevő részei, de folyamatosan szakadnak le róla olyan tartományok, ahol az infláció véget ér. Ezek a tartományok új világegyetemeket hoznak létre és létrejön a multiverzum. Inflációhoz igen hasonló folyamatokat a húr-kozmológia és a hurok-kvantumgravitáció elméletei is jósolnak.