En cosmologia, la inflació còsmica (també coneguda com a univers inflacionari) és un model cosmològic que teoritza que l'Univers, poc després del seu naixement, passà per una fase d'expansió exponencial extremadament ràpida i accelerant (entre 10-36 i 10-33 segons després del big-bang), a causa d'una energia del buit positiva (que ofereix una pressió negativa; vegeu també relativitat general, teoria quàntica de camps). Contràriament al model tradicional proposat per la teoria del big bang, que preveu una expansió convencional descelerant en el temps, l'expansió inflacionista allunya dos objectes a un ritme sempre més ràpid fins a superar la barrera de la velocitat de la llum."L'inflazione ad un universo a bassa densità", di Martin A.Bucher & David N.Sperger, pubbl. su "Le Scienze", num.367, pag.54-61
Aquesta expansió es pot introduir en els models amb una constant cosmològica no nul·la. Una conseqüència directa d'aquesta rapidíssima expansió és que tot l'univers observable s'hauria desenvolupat d'una regió causalment connectada, tan petita que la llum era capaç de travessar-la per complet en el curt temps transcorregut entre el naixement de l'Univers i el començament de la fase inflacionista i, per tant, tenia les mateixes característiques, com la temperatura i la densitat. Les fluctuacions quàntiques microscòpiques en aquesta regió que s'ha "engrandit" per la inflació a dimensió còsmica són així des de l'origen de les petites deshomogeneïtats gravitacionals inestables que creixeran fins a donar lloc a les estructures observables en l'univers (galàxies, les agrupacions de galàxies, etc.).Tyson, Neil deGrasse and Donald Goldsmith (2004), Origins: Fourteen Billion Years of Cosmic Evolution, W. W. Norton & Co., p. 84-5.
Introducció La teoria fou proposada inicialment per Aleksei StarobinskiPisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 30, 719 (1979) a la Unió Soviètica i contemporàniament per Alan GuthSLAC seminario, "10-35 seconds after the Big Bang", 23rd January, 1980. see Guth (1997), pg 186A. H. Guth, "The Inflationary Universe: A Possible Solution to the Horizon and Flatness Problems", Phys. Rev. D 23, 347 (1981).e als Estats Units, tot i que el mecanisme de Guth és diferent al de Starobinski, i requereix una modificació per a permetre una sortida elegant de la inflació. Aquesta modificació l'aportà independentment Andrei Linde,A. Linde, "A New Inflationary Universe Scenario: A Possible Solution Of The Horizon, Flatness, Homogeneity, Isotropy And Primordial Monopole Problems", Phys. Lett. B 108, 389 (1982). juntament amb Andreas Albrecht i Paul Steinhardt.A. Albrecht and P. J. Steinhardt, "Cosmology For Grand Unified Theories With Radiatively Induced Symmetry Breaking," Phys. Rev. Lett. 48, 1220 (1982). que li donaren la seva forma moderna.
Encara que el mecanisme responsable detallat de la física de partícules per a la inflació es desconeix, la imatge bàsica proporciona un nombre de prediccions que s'han confirmat per proves observacionals. La inflació és actualment considerada com a part del model cosmològic estàndard de big-bang calent. La partícula elemental o camp hipotètic, que es pensa que és responsable de la inflació, s'anomena inflató.
La inflació suggereix que hi va haver un període d'expansió exponencial en l'univers molt preprimigeni. L'expansió és exponencial perquè la distància entre dos observadors fixos s'incrementa exponencialment, a causa de l'expansió de l'Univers (un espaitemps amb aquesta propietat s'anomena un espai de De Sitter). Les condicions físiques des d'un moment fins al següent són estables: la taxa d'expansió, donada per la constant de Hubble, és gairebé constant, cosa que porta a alts nivells de simetria. La inflació és sovint coneguda com un període d'expansió accelerada perquè la distància entre dos observadors fixos s'incrementa a una taxa accelerant quan es mouen allunyant-se. Això no significa que el paràmetre de Hubble s'estigui incrementant.
Motivació La inflació resol diversos problemes en la cosmologia del big-bang que van ser assenyalats en els anys 1970.Gran part del context històric està explicat en els capítols 15-17 de Peebles (1993). Aquests problemes venen de l'observació que per semblar-se a com és l'univers avui, l'univers hauria d'haver començat d'unes condicions inicials "especials" o molt posades a punt prop del big-bang. La inflació resol aquests problemes proporcionant un mecanisme dinàmic que condueix l'univers a aquest estat especial; d'aquesta manera, formant un univers com el nostre, molt més natural en el context de la teoria del big-bang.
Problema del monopol magnètic El problema del monopol magnètic (també anomenat problema de les relíquies exòtiques) afirma que l'univers primigeni era molt calent, un gran nombre de monopols magnètics estables molt pesats s'hi produïren. Aquest és un problema de la Teoria de la gran unificació, que proposa que a altes temperatures (com les de l'Univers primigeni) les forces nuclears forta i feble no són forces fonamentals, però sorgeixen a causa de la ruptura espontània de la simetria d'una simple teoria de gauge.ja que la teoria de la gran unificació supersimètrica està basada en la teoria de cordes, és un triomf per la inflació que és capaç de manejar amb aquestes relíquies magnètiques. Kolb i Turner (1988) i Aquestes teories prediuen un nombre de partícules estables pesades que no han estat encara observades en la natura. El més important és el monopol magnètic, un mena de nus pesant estable en el camp magnètic. Se suposa que els monopols s'han produït copiosament en la teoria de la gran unificació a altes temperatures, i haurien d'haver durat fins als nostres dies; per això, s'haurien convertit en constituents primaris de l'Univers. En aquest cas, totes les recerques han estat inútils, posant límits rigorosos a la densitat de les relíquies de monopols magnètics a l'univers. Un període d'inflació que succeeixi per sota de la temperatura on els monopols magnètics es poden produir oferiria una possible solució al problema: els monopols se separarien a mesura que l'univers s'expandeix, baixant potencialment la seva densitat observada en molts ordres de magnitud. Encara que, com indica Martin Rees:
Problema de l'horitzó
El problema de l'horitzó és el problema de determinar per què l'univers sembla estadísticament homogeni i isòtrop d'acord amb el principi cosmològic. Les molècules de gas en un pot de gas estan distribuïdes homogèniament i isòtropament perquè estan en equilibri tèrmic: el gas a través del pot ha tingut suficient temps per a interaccionar per dissipar les heterogeneïtats i les anisotropies. La situació és bastant diferent en el model del big-bang sense inflació, perquè l'expansió gravitacional no dona a l'univers primigeni suficient temps per a equilibrar-se. En un big-bang en el qual només hi ha la matèria i la radiació coneguda en el model estàndard, dues regions àmpliament separades de l'Univers observable no poden haver-se equilibrat perquè mai han entrat en contacte causal: en la història de l'Univers, tornant als primers temps, no ha estat possible enviar un senyal de llum entre les dues regions. Com que no hi ha interacció, és difícil explicar per què tenen la mateixa temperatura (estan tèrmicament equilibrades). Això és perquè el radi de Hubble en un univers dominat de matèria o radiació s'expandeix molt més ràpidament que les longituds físiques i aquells punts que estan incomunicats arriben a comunicar-se. Històricament, es proposaren dues solucions, l'univers Fènix de Georges Lemaître,, en anglès enGen Rel Grav.29:641-680, 1997. el relacionat univers oscil·lant de Richard Tolman, Reeditat (1987) Nova York: Dover . i l'univers mixmaster de Charles Misner. Lemaître i Tolman van proposar que un univers experimentant diversos cicles de contracció i expansió podria arribar a un equilibri tèrmic. Els seus models fallaven, però, per l'acumulació de l'entropia mitjançant diversos cicles. Misner va fer la conjectura que el mecanisme mixmaster, que feia l'univers més caòtic, podria conduir a l'homogeneïtat estadística i a la isotropia, conjectura que es demostrà errònia posteriorment.
Problema de la planor Un altre problema és el problema de la planor (que algunes vegades es coneix com una de les coincidències de Dicke, mentre l'altre és el problema de la constant cosmològica). En els anys 1960, es coneixia que la densitat de matèria en l'univers era comparable a la densitat crítica necessària per a un univers pla (és a dir, un univers en què la gran escala geomètrica és la usual geometria euclidiana, en comptes d'una geometria no euclidiana hiperbòlica o esfèrica. Per tant, en la forma de l'Univers, la contribució de la curvatura espacial a l'expansió de l'Univers no podria ser molt més gran que la contribució de la matèria. Però segons s'expandeix l'univers, la curvatura del desplaçament cap al vermell és més lenta que la matèria i la radiació. Extrapolant en el passat, es presenta un problema de posada a punt perquè la contribució de la curvatura a l'univers hauria de ser exponencialment petita (setze ordres de magnitud menys que la densitat de radiació en la nucleosíntesi del big-bang, per exemple). Aquest problema està exacerbat per les recents observacions de la radiació de fons de microones que han demostrat que l'univers és pla fins a la precisió d'un percentatge petit.
Història Precursors En els primers moment de la relativitat general, Albert Einstein introduí la constant cosmològica per permetre una solució estàtica que era una esfera tridimensional amb una densitat de matèria uniforme. Un mica després, Willem de Sitter trobà un univers inflacionista altament simètric, que descrivia un univers amb una constant cosmològica que seria, d'altra banda, buida. Es descobrí que la solució d'Einstein és inestable, i si hi ha petites fluctuacions, es transforma de mica en mica en la de De Sitter.
Als anys 70, Zeldovich s'adonà del problema de la planor i de l'horitzó de la cosmologia del big-bang; abans del seu treball, es pensava que la cosmologia havia de ser simètrica en terrenys purament filosòfics. Aquestes i altres consideracions portaren Belinski i Khalatnikov, de la Unió Soviètica, a analitzar la caòtica singularitat BKL de la relativitat general. L'univers mixmaster de Misner intentava utilitzar aquest comportament caòtic per a solucionar els problemes cosmològics, amb un èxit limitat.
Al final dels anys 70, Sidney Coleman aplicà les tècniques de l'instantó desenvolupades per Alexander Polyakov i els seus col·laboradors per estudiar el destí del fals buit en la teoria quàntica de camps. Com una fase metaestable en la mecànica estàtica –aigua per sota de la temperatura de congelació o per sobre del punt d'ebullició–, un quant de camp necessitaria per a nuclear-se una bombolla prou gran d'un nou buit, la nova fase, per a fer la transició. Coleman trobà més probable la via de desintegració per al buit i calculà la vida inversa per unitat de volum. De mica en mica, assenyalà que els efectes gravitacionals serien significatius, però no els calculà i no aplicà el resultat a la cosmologia.
A l'antiga Unió Soviètica, Starobinski assenyalà que les correccions quàntiques a la relativitat general serien importants en l'univers primigeni, que conduirien genèricament a correccions de curvatura quadrada a l'acció Einstein-Hilbert. La solució a les equacions d'Einstein en la presència de termes de curvatura quadrada, quan la curvatura és gran, pot conduir a una constant cosmològica efectiva; per tant, ell proposà que l'univers primigeni travessà una fase de Sitter, una era inflacionària.Starobinsky, A. A. - Spectrum Of Relict Gravitational Radiation And The Early State Of The Universe - JETP Lett. 30, 682 (1979) {Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 30, 719 (1979)}. Això resolia el problema de la cosmologia, i conduïa a prediccions específiques per a les correccions de la radiació de fons de microones, càlculs que es realitzaren detalladament poc després.