Инфляционная модель Вселенной

---

Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 10²⁸ K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.

Первый вариант теории был предложен во второй половине 1960-х годов Э. Б. Глинером,^[1] однако ключевой вклад в её создание внесли на рубеже 1970-х — 1980-х годов Алексей Старобинский, Алан Гут, Андрей Линде^[2][3], Вячеслав Муханов и ряд других.

Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи (${\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}}$ сек, ${\displaystyle \rho _{\mathrm {Planck} }\approx 10^{93}}$ г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему:

где ${\displaystyle p}$ — давление, ${\displaystyle \varepsilon }$ — плотность энергии. Масштабный фактор ${\displaystyle R(t)}$ изменялся на указанном интервале времени по закону ${\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}}$, а затем, до настоящего времени, по закону ${\displaystyle R(t)\sim t^{2/3}}$, соответствующему уравнению состояния:

где ${\displaystyle \rho }$ — средняя плотность Вселенной.

Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.

---