Inflacja kosmologiczna

Inflacja kosmologiczna – hipoteza kosmologiczna zaproponowana przez Alana Gutha (1981). Według niej wczesny Wszechświat przeszedł przez fazę szybkiego rozszerzenia się spowodowanego ujemnym ciśnieniem (dodatnią gęstością energii próżni). Ekspansja ta może być modelowana przez niezerową stałą kosmologiczną. Bezpośrednią konsekwencją jest wniosek, że cały obserwowalny Wszechświat początkowo był skoncentrowany w bardzo małym obszarze połączonym więzami przyczynowo-skutkowymi. Kwantowe fluktuacje w tym mikroskopijnym obszarze urosły do rozmiarów kosmicznych i stały się zaczątkami struktur kosmicznych.

Epoka kosmologicznej inflacji rozpoczęła się po epoce Wielkiej Unifikacji, tj. 10⁻³⁶ s po Wielkim Wybuchu i trwała prawdopodobnie do 10⁻³³–10⁻³² s po Wielkim Wybuchu, zwiększając liniowe rozmiary Wszechświata o czynnik co najmniej 10^26[1], a jego objętość o czynnik co najmniej 10⁷⁸. Pod jej koniec wyzwolona olbrzymia energia pola inflatonowego wypełniła przestrzeń gęstą, gorącą mieszaniną kwarków, antykwarków i gluonów (okres ten nazywany jest epoką oddziaływań elektrosłabych).^{[potrzebny przypis]} Czas końca epoki inflacji nie jest dokładnie znany, jednak dobre wyniki standardowej teorii pierwotnej nukleosyntezy wskazują, że inflacja zakończyła się przed nią.