인플레이션 (우주학)

물리적 우주론에서, 우주 인플레이션, 우주론적 인플레이션 또는 그냥 인플레이션은 초기 우주의 기하급수적인 팽창 이론이다.인플레이션 시대는 빅뱅 특이점이 추측된 후 10초에서⁻³⁶ 특이점 이후 10초에서⁻³² 10초 사이에⁻³³ 지속되었다.인플레이션 시기에 이어 우주는 계속 팽창했지만 더 느린 속도로 팽창했다.암흑에너지에 의한 이러한 팽창의 가속은 우주가 이미 77억 년 ^[1]이상 된 후에 시작되었다.

인플레이션 이론은 1970년대 후반과 80년대 초반에 개발되었으며, 란다우 이론 물리 연구소의 알렉세이 스타로빈스키, 코넬 대학의 앨런 거트, 레베데프 물리 연구소의 안드레이 린데를 포함한 여러 이론 물리학자들의 공헌이 두드러졌다.알렉세이 스타로빈스키, 앨런 거스, 안드레이 린드는 "우주 ^[2]인플레이션 이론을 개척한" 공로로 2014 카블리상을 수상했다.그것은 1980년대 초에 더욱 발전되었다.그것은 우주의 대규모 구조의 기원을 설명해준다.우주의 크기로 확대된 미세한 팽창 영역의 양자 변동은 우주의 구조 성장의 씨앗이 됩니다. (은하 형성, 진화 및 구조 ^[3]형성 참조).많은 물리학자들은 또한 인플레이션이 왜 우주가 모든 방향에서 같은 것으로 보이는지, 왜 우주 마이크로파 배경 복사가 고르게 분포되어 있는지, 왜 우주가 평평한지, 그리고 왜 자기 단극이 관찰되지 않았는지 설명한다고 믿는다.

인플레이션의 원인이 되는 상세한 입자 물리 메커니즘은 알려져 있지 않다.기본적인 인플레이션 패러다임은 많은 인플레이션 모델 예측이 ^[a]관찰에 의해 확인되었기 때문에 대부분의 물리학자에 의해 받아들여지고 있다. 그러나 상당수의 과학자들이 이 ^[5]^[6]^[7]입장에 반대한다.인플레이션에 책임이 있다고 생각되는 가상의 분야를 ^[8]인플레톤이라고 한다.

2002년에 이 이론의 최초 설계자 중 세 명은 그들의 주요한 공헌을 인정받았습니다; 물리학자 M.I.T.의 Alan Guth, 스탠포드의 Andrei Linde, Princeton의 Paul Steinhardt는 "우주론의 인플레이션 개념을 발전시킨"으로 유명한 Dirac Prize를 공유했습니다.^[9]2012년, 구스와 린데는 인플레이션 ^[10]우주론의 발명과 개발에 대한 공로로 기초 물리학상의 획기적인 상을 수상했습니다.

개요

1930년경 에드윈 허블은 멀리 떨어진 은하의 빛이 적색편이된다는 것을 발견했습니다; 더 멀리 있을수록 더 많이 이동됩니다.이것은 곧 은하가 지구로부터 멀어지고 있다는 의미로 해석되었다.만약 지구가 우주에서 특별한 특권을 가진 중심 위치에 있지 않다면, 그것은 모든 은하들이 떨어져 나가고 있고, 멀리 떨어져 있을수록 더 빨리 멀어지고 있다는 것을 의미할 것이다.이제 우주는 팽창하고 있으며, 은하를 운반하고 있으며, 이러한 관측을 일으키고 있는 것으로 알려져 있습니다.다른 많은 관측치들도 동의하고 같은 결론으로 이어집니다.하지만, 수년 동안, 왜, 어떻게 우주가 팽창하고 있는지, 또는 그것이 무엇을 의미하는지 명확하지 않았다.

엄청난 양의 실험 관찰과 이론적 작업을 바탕으로 우주 자체가 팽창하고 있고 빅뱅 이후 1초 만에 매우 빠르게 팽창했기 때문에 관측한 것으로 보인다.이러한 종류의 확장을 "측정" 확장이라고 합니다.수학과 물리학 용어에서 "측정량"은 특정한 특성 목록을 만족시키는 거리의 측정량이며, 이 용어는 우주 내의 거리감 자체가 변화하고 있다는 것을 암시합니다.오늘날, 미터법 변화는 은하간 척도보다 작은 효과를 보기엔 너무 작습니다.

공간의 미터법 팽창에 대한 현대적 설명은 왜 오늘날 자기 단극이 보이지 않는지에 대한 문제를 조사하는 동안 물리학자 앨런 거스에 의해 1979년에 제안되었다.그는 만약 우주가 양의 에너지 거짓 진공 상태에 있는 장을 포함한다면, 일반 상대성 이론에 따르면 우주의 기하급수적인 팽창을 일으킬 것이라는 것을 발견했다.그러한 확장이 다른 많은 해묵은 문제들을 해결할 것이라는 것을 매우 빠르게 깨달았다.이러한 문제들은 오늘날처럼 보이려면 우주가 빅뱅의 매우 정교하게 조정된, 또는 "특별한" 초기 조건에서 시작했어야 한다는 관측에서 비롯된다.인플레이션 이론은 이러한 문제들을 대부분 해결하며, 따라서 빅뱅 이론의 맥락에서 우리 우주와 같은 우주를 훨씬 더 가능성 있게 만든다.

이 인플레이션의 원인이 되는 물리적인 분야는 아직 발견되지 않았다.그러나 이러한 분야는 스칼라이며, 존재하는 것으로 증명된 최초의 상대론적 스칼라 장인 힉스 장은 2012-2013년에야 발견되었으며, 여전히 연구 중이다.따라서 우주 인플레이션과 공간의 미터법 팽창에 대한 책임이 있는 분야가 아직 발견되지 않은 것은 문제가 되지 않는 것으로 보인다.제안된 장과 그 양자(이와 관련된 아원자 입자)는 인플레톤으로 명명되었다.만약 이 분야가 존재하지 않는다면, 과학자들은 공간의 미터법 팽창이 일어났고 오늘날에도 여전히 일어나고 있다는 것을 강하게 암시하는 모든 관측치에 대해 다른 설명을 제안해야 할 것이다.

이론.

팽창하는 우주는 일반적으로 우주론적 지평을 가지고 있는데, 이것은 지구 표면의 곡률에 의해 야기되는 보다 친숙한 지평선과 유추함으로써 관찰자가 볼 수 있는 우주의 부분의 경계를 표시합니다.가속하는 우주에서 우주론적 지평선 너머의 물체에서 방출되는 빛(또는 다른 방사선)은 관측자와 물체 사이의 공간이 너무 빠르게 팽창하기 때문에 관측자에게 도달하지 않습니다.

우주의 역사 – 중력파는 빅뱅 ^[11]^[12]^[13]직후의 빛보다 빠른 팽창인 우주 인플레이션에서 발생한다는 가설이 있다.

관측할 수 있는 우주는 관측할 수 없는 훨씬 더 큰 우주의 하나의 원인 지점이다; 우주의 다른 부분들은 아직 지구와 통신할 수 없다.우주의 이 부분들은 현재 우리의 우주론적 지평선 밖에 있다.표준 핫 빅뱅 모델에서는 인플레이션 없이 우주론적 지평선이 이동하면서 새로운 지역이 ^[14]시야에 들어온다.그러나 현지 관측자가 이러한 지역을 처음 볼 때, 현지 관측자가 이미 본 다른 우주 영역과 다르지 않아 보인다. 배경 방사선은 다른 영역의 배경 방사선과 거의 같은 온도이며 시공간 곡률은 다른 영역과 함께 진화하고 있다.이것은 미스터리를 보여준다: 어떻게 이 새로운 지역들이 그들이 가져야 할 온도와 곡률을 알았을까?그들은 신호를 받아서 배울 수 없었을 겁니다. 왜냐하면 그들은 이전에 우리의 과거 ^[15]^[16]광원추와 통신하지 않았기 때문이죠.

인플레이션은 모든 지역이 큰 진공 에너지, 즉 우주 정수를 가진 더 이른 시대에서 왔다고 가정함으로써 이 질문에 답합니다.우주 상수를 가진 공간은 질적으로 다르다: 바깥쪽으로 이동하는 대신, 우주 지평선은 그대로 유지된다.어떤 관찰자에게도, 우주론적 지평선까지의 거리는 일정하다.기하급수적으로 팽창하는 우주에서는, 근처의 관측자 2명이 매우 빠르게 분리됩니다.그렇게 되면, 그 사이의 거리는 통신의 한계를 빠르게 넘어 버립니다.공간 슬라이스가 매우 빠르게 확장되어 엄청난 볼륨을 커버하고 있습니다.사물은 일정한 거리인 우주론적 지평선을 넘어 끊임없이 움직이고 모든 것이 균질하게 된다.

팽창장이 진공상태로 서서히 완화되면서 우주 상수는 0이 되고 공간은 정상적으로 팽창하기 시작합니다.정상적인 팽창 단계에서 나타나는 새로운 영역은 인플레이션 동안 수평선 밖으로 밀려난 영역과 완전히 동일하며, 따라서 원래 작은 공간에서 온 것이기 때문에 온도와 곡률이 거의 동일합니다.

따라서 인플레이션 이론은 왜 다른 지역의 온도와 곡선이 거의 같은지를 설명해준다.또한 일정한 지구 시간에서의 공간 슬라이스의 총 곡률은 0이라고 예측합니다.이 예측은 우주의 총 일반 물질, 암흑 물질, 잔류 진공 에너지가 임계 밀도를 더해야 한다는 것을 의미하며, 증거는 이를 뒷받침한다.더 놀라운 것은, 인플레이션이 물리학자들이 인플레이션 시대의 양자 변동과 다른 지역의 미세한 온도 차이를 계산할 수 있게 해주며, 이러한 양적 예측의 많은 부분이 확인되었다.^[17]^[18]

공간 확장

시간에 따라 기하급수적으로(또는 거의 기하급수적으로) 팽창하는 공간에서는, 처음에 정지해 있던 자유 부유물 쌍은, 적어도 어떠한 힘에 의해서도 서로 묶여 있지 않는 한, 가속 속도로 서로 멀어지게 됩니다.이러한 물체의 관점에서 볼 때, 시공간은 내부에 있는 슈바르츠실트 블랙홀과 비슷하며, 각각의 물체는 구형 사건의 지평선에 둘러싸여 있습니다.다른 물체는 일단 이 지평선을 통과하면 절대 돌아올 수 없으며, 빛이 보내는 신호도 (적어도 공간이 기하급수적으로 계속 확장되는 한) 첫 번째 물체에 도달하지 않습니다.

확장이 정확히 기하급수적이라는 근사치에서는 수평선은 정적이며 고정된 물리적 거리를 유지합니다.팽창하는 우주의 이 패치는 다음 메트릭으로 ^[19]^[20]설명할 수 있습니다.

\displaystyle ds^{2}=-(1-\Lambda r^{2}),dt^{2}+{1 \over 1-Lambda r^{2},dr^{2}+r^{2},d\Omega ^{2}.}

이 기하급수적으로 팽창하는 시공간은 드 시터 공간이라고 불리며, 이를 지속하기 위해서는 우주론적 상수, 즉 시공간에서 일정하고 위의 지표에서 δ에 비례하는 진공 에너지 밀도가 있어야 합니다.정확한 지수 팽창의 경우, 진공 에너지는 에너지 밀도 θ와 같은 부압 p를 가지며, 상태 방정식은 p=-diples이다.

인플레이션은 일반적으로 정확히 지수적 확장이 아니라 오히려 준지수적 또는 거의 지수적 확장이다.이러한 우주에서는 진공 에너지 밀도가 점차 감소함에 따라 지평선이 시간에 따라 서서히 커질 것입니다.

불균형이 거의 남아 있지 않다

공간의 가속 팽창은 밀도나 온도의 초기 변화를 매우 큰 길이로 확장하기 때문에 팽창의 본질적인 특징은 불균일성과 이방성을 평활화하고 공간의 곡률을 감소시키는 것입니다.이것은 우주를 팽창장에 의해 완전히 지배되는 매우 단순한 상태로 밀어 넣으며 유일하게 유의미한 불균일성은 작은 양자 변동이다.팽창은 또한 입자 물리학의 표준 모델에 대한 많은 확장에 의해 예측되는 자기 단극과 같은 이국적인 무거운 입자를 희석시킨다.만약 우주가 인플레이션 기간 전에 그러한 입자를 형성할 수 있을 정도로만 뜨거웠다면, 그것들은 관측 가능한 우주에 존재하지 않을 가능성이 매우 희박하기 때문에 자연에서는 관측되지 않을 것이다.함께, 이러한 효과는 블랙홀에 대한 머리카락이 없는 정리와 유추하여 인플레이션 "털이 없는 정리"^[21]라고 불립니다.

"털이 없는" 정리는 본질적으로 우주론적 지평선이 블랙홀 지평선과 다르지 않기 때문에, 다른 쪽에 있는 것에 대한 철학적 의견 불일치를 제외하고는 효과가 있다.털 없는 정리의 해석은 우주가 인플레이션 동안 엄청난 요인에 의해 팽창한다는 것이다.팽창하는 우주에서는 일반적으로 우주의 부피가 증가함에 따라 에너지 밀도가 떨어지거나 희석됩니다.예를 들어, 일반적인 "차가운" 물질(먼지)의 밀도는 부피의 역순으로 감소한다: 선형 치수가 두 배로 증가하면, 에너지 밀도는 8배로 감소한다. 각 광자의 파장이 늘어나기 때문에(빨간색 시프트), 광자에 더하여 우주가 팽창함에 따라 방사 에너지 밀도가 더욱 빠르게 감소한다.는 확장에 의해 분산됩니다.선형 치수가 두 배로 증가하면 방사선의 에너지 밀도는 16배 감소한다(초상대 유체에 대한 에너지 밀도 연속성 방정식의 해법 참조).인플레이션 동안 인플레톤장의 에너지 밀도는 대략 일정합니다.그러나 불균일성, 곡률, 이방성, 외래입자, 표준모형입자 등 다른 모든 것의 에너지 밀도는 떨어지고 있으며 충분한 팽창을 통해 무시해도 될 정도가 된다.이로 인해 우주는 평평하고 대칭적이며 (동일한 팽창장을 제외하고) 인플레이션이 끝나고 재가열이 ^[b]시작되는 순간 대부분 비어 있습니다.

지속

중요한 요구사항은 인플레이션이 작은 단일 팽창성 허블 부피에서 현재의 관측 가능한 우주를 만들어 낼 수 있을 만큼 충분히 오래 지속되어야 한다는 것입니다.이는 우주가 관측 가능한 가장 큰 규모로 평평하고 균질하며 등방성을 띠도록 하기 위해 필요합니다.이 요건은 일반적으로 우주가 인플레이션 ^[c]기간 동안 최소²⁶ 10배 이상 팽창한다면 충족되는 것으로 생각된다.

재가열

팽창은 온도가 10만 배 정도 떨어지는 과냉각 팽창 기간입니다(정확한 하락은 모델에 따라 다르지만, 첫 번째 모델에서는 일반적으로 10K에서²⁷ 10K로 감소했습니다²²).^[23]이 비교적 낮은 온도는 인플레이션 단계에서도 유지됩니다.팽창이 끝나면 온도는 팽창 전 온도로 돌아옵니다. 팽창장의 큰 잠재 에너지가 입자로 분해되어 전자기 복사를 포함한 표준 모델 입자로 우주를 채우고 방사선이 지배하는 우주의 단계를 시작하기 때문입니다.인플레이션의 성질이 알려져 있지 않기 때문에 이 과정은 파라메트릭 ^[24]^[25]공명을 통해 발생하는 것으로 알려져 있지만 여전히 잘 알려져 있지 않다.

동기

인플레이션은 1970년대에 ^[26]발견된 빅뱅 우주론의 몇 가지 문제를 해결한다.인플레이션은 왜 오늘날 자기 단극이 보이지 않는지에 대한 문제를 조사하던 중 1979년 앨런 거스에 의해 처음 제안되었다; 그는 일반 상대성 이론에 따르면 양의 에너지 거짓 진공이 공간의 기하급수적인 확장을 일으킬 것이라는 것을 발견했다.그러한 확장이 다른 많은 오랜 문제들을 해결할 것이라는 것은 매우 빠르게 깨달았습니다.이러한 문제들은 오늘날처럼 보이려면 우주가 빅뱅의 매우 정교하게 조정된, 또는 "특별한" 초기 조건에서 시작했어야 한다는 관측에서 비롯된다.인플레이션은 우주를 이 특별한 상태로 이끄는 역동적인 메커니즘을 제공함으로써 이러한 문제들을 해결하려고 시도하고, 따라서 빅뱅 이론의 맥락에서 우리와 같은 우주를 훨씬 더 가능성 있게 만든다.

호라이즌 문제

수평선 문제는 우주가 왜 우주 ^[27]^[28]^[29]원리에 따라 통계적으로 균질하고 등방적으로 보이는지를 결정하는 문제이다.예를 들어, 가스의 캐니스터 내의 분자는 열평형 상태에 있기 때문에 균질하고 등방적으로 분포됩니다. 캐니스터 전체의 가스는 불균형과 이방성을 소멸시키기 위해 충분한 시간을 가졌습니다.중력 팽창은 초기 우주가 평형을 이루기에 충분한 시간을 주지 않기 때문에 인플레이션이 없는 빅뱅 모형에서는 상황이 상당히 다릅니다.표준 모형에서 물질과 방사선만 알려진 빅뱅에서는 관측 가능한 우주의 넓게 분리된 두 영역이 빛의 속도보다 더 빠르게 서로 떨어져 나가고, 따라서 인과적 접촉이 일어나지 않았기 때문에 평형을 이룰 수 없었다.초기 우주에서는 두 지역 사이에 광신호를 보내는 것이 불가능했다.상호작용이 없었기 때문에 왜 같은 온도(열적 평형 상태)를 가지는지 설명하기가 어렵습니다.역사적으로, 제안된 해법에는 조르주 레마 ^[30]트레의 피닉스 세계, 리처드 체이스 ^[31]톨만의 관련 진동 세계, 찰스 미스너의 믹스마스터 우주가 포함되었습니다.Lema toltre와 Tolman은 수축과 팽창의 여러 주기를 거치는 우주가 열 평형을 이룰 수 있다고 제안했다.그러나 몇 주기에 걸쳐 엔트로피가 증가했기 때문에 모델은 실패했습니다.미스너는 우주를 더 혼란스럽게 만든 믹스마스터 메커니즘이 통계적 동질성과 ^[28]^[32]등방성을 가져올 수 있다는 (궁극적으로 부정확한) 추측을 했다.

평탄도 문제

평탄도 문제는 때때로 (우주 ^[33]^[34]상수 문제와 함께) 다이케 우연의 하나로 불린다.우주의 물질의 밀도가 평평한 우주에 필요한 임계 ^[35]^{(p 61)}밀도와 비슷하다는 것은 1960년대에 알려졌다.

그러므로 우주의 형태와 상관없이 우주의 팽창에 대한 공간 곡률의 기여는 물질의 기여보다 훨씬 클 수 없다.하지만 우주가 팽창함에 따라, 적색 곡률은 물질이나 방사선보다 더 느리게 변합니다.과거로 추정하면, 우주에 대한 곡률의 기여가 기하급수적으로 작아야 하기 때문에 미세 조정 문제가 발생한다(예를 들어 빅뱅 핵합성에서의 방사선 밀도보다 16배 낮은 크기).이 문제는 우주가 몇 ^[36]퍼센트 이내로 평평하다는 것을 증명한 우주 마이크로파 배경의 최근 관측에 의해 악화되었다.

자기 모노폴 문제

때때로 이국적-릴 문제라고 불리는 자기 단극 문제는 초기 우주가 매우 뜨거웠다면, 매우 무겁고 안정적인 자기 단극이 대량으로 생성되었을^[why?] 것이라고 말한다.이것은 (초기 우주와 같은) 고온에서 전자기력, 강핵력, 약한 핵력은 실제로는 기본력이 아니라 단일 게이지 ^[d]이론에서 깨진 자발적 대칭에 의해 발생한다는 것을 제안하는 대통합 이론의 문제이다.이 이론들은 자연에서 관찰되지 않은 많은 무겁고 안정적인 입자들을 예측한다.가장 악명 높은 것은 자기장의 ^[38]^[39]안정적이고 무거운 전하인 자기 모노폴이다.단극은 ^[40]^[41]대통합이론에 따라 고온에서 대량으로 생성될 것으로 예상되며,^[42]^[43] 우주의 주요 구성 요소가 될 정도로 오늘날까지 지속되어야 한다.그렇지 않을 뿐만 아니라,^[44] 우주에 남아 있는 자기 단극의 밀도에 엄격한 제한을 두면서, 그것들을 찾는 모든 연구가 실패했다.자기 단극이 만들어질 수 있는 온도보다 낮은 온도에서 일어나는 팽창 기간은 이 문제를 해결할 수 있는 가능성을 제공할 것입니다. 즉, 단극은 주변의 우주가 팽창함에 따라 서로 분리될 것이고, 잠재적으로 관측 밀도를 몇 배나 감소시킬 것입니다.하지만, 우주론자인 마틴 리스가 쓴 것처럼, "이색 물리학에 대한 스키틱스는 그 자체가 가설에 불과한 입자의 부재를 설명하는 이론적인 주장에 크게 감동받지 않을 수도 있다.예방의학은 존재하지 않는 질병에 대해 100% 효과가 있는 것처럼 보일 수 있습니다.^[45]

역사

전구체

일반상대성 이론 초기에 알버트 아인슈타인은 물질의 밀도가 일정한 3차원 구인 정적인 해답을 가능하게 하기 위해 우주 상수를 도입했다.나중에, 빌럼 드 시터는 매우 대칭적인 팽창하는 우주를 발견했는데, 이것은 그렇지 않으면 ^[46]비어있는 우주 상수를 가진 우주를 묘사했다.아인슈타인의 우주는 불안정하고 작은 변동으로 인해 붕괴되거나 드 시터 우주가 된다는 것이 밝혀졌다.

1970년대 초에 젤도비치는 빅뱅 우주론의 평평함과 수평선 문제를 알아차렸다; 그의 연구 이전에, 우주론은 순전히 철학적인 ^{[citation needed]}근거에서 대칭적인 것으로 추정되었다.소련에서는 이러한 고려사항과 다른 고려사항으로 인해 벨린스키와 칼라트니코프는 일반상대성이론의 혼란스러운 BKL 특이점을 분석하게 되었다.미스너의 믹스마스터 우주는 우주론적 문제를 해결하기 위해 이 혼돈스러운 행동을 사용하려고 시도했지만 제한적인 성공을 거두지 못했다.

의사 진공

1970년대 후반, 시드니 콜먼은 알렉산더 폴랴코프와 협력자들에 의해 개발된 인스턴트온 기술을 양자장 이론의 거짓 진공의 운명을 연구하기 위해 적용했다.통계 역학의 준안정 단계(동결 온도 이하 또는 비등점 이상)와 마찬가지로 양자장은 전환을 위해 새로운 진공, 즉 새로운 단계의 충분한 거품을 핵으로 생성해야 한다.Coleman은 진공 붕괴의 가장 가능성이 높은 붕괴 경로를 찾아 단위 부피당 역수명을 계산했다.그는 결국 중력 효과가 상당할 것이라고 언급했지만, 그는 이러한 효과를 계산하지 않았고 그 결과를 우주론에 적용하지 않았다.

우주는 진정한 ^[47]진공의 팽창을 일으키는 준안정적인 거짓 진공의 양자 변동에 의해 무(공간, 시간, 물질 없음)에서 자발적으로 생성되었을 수 있다.

스타로빈스키 인플레이션

소련에서 알렉세이 스타로빈스키는 일반 상대성 이론의 양자 보정이 초기 우주에 중요해야 한다고 언급했다.이것들은 일반적으로 아인슈타인에 대한 곡률 제곱 보정으로 이어집니다.힐베르트 작용과 f(R) 변형 중력의 한 형태.곡률 제곱 항이 존재하는 아인슈타인의 방정식에 대한 해는 곡률이 클 때, 효과적인 우주 상수로 이어진다.그러므로, 그는 초기 우주가 인플레이션의 드 시터 시대를 ^[48]거쳤다고 제안했다.이것은 우주론 문제를 해결하고 마이크로파 배경 방사선의 보정에 대한 구체적인 예측으로 이어졌고, 그 보정은 상세하게 계산되었다.스타로빈스키는 그 액션을 사용했다.

S=squalfrac {1}{2}}\int d^{4}x\left(R+{\frac {R^{2}}}{6}M^{2}}}\right)

잠재력과 일치합니다.

\displaystyle \lambda V(\phi)=\Lambda ^{4}\left(1-e^{-{\lambrt {2/3}}\phi /M_{p}^2}}\right)^{2}}

아인슈타인 프레임에서. $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ 결과 $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ - $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ , $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ N $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ 2 . { $displaystyle$ n _ { s } = $1$ - { \ $frac$ { $N }$ , \ $quad$ \ $sqr$ r = $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\quad \quad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ 1 - { \ $frac$ { $12$ } { $N }$ 。 $}$ ^[49]

모노폴 문제

1978년, 젤도비치는 수평선 문제의 명확한 정량적 버전인 모노폴 문제에 주목했고, 이번에는 입자 물리학의 하위 분야에서 이를 해결하기 위한 몇 가지 추측적 시도가 있었다.1980년 앨런 거스는 초기 우주의 잘못된 진공 붕괴가 문제를 해결할 것이라는 것을 깨닫고 스칼라 주도의 인플레이션을 제안하게 되었다.스타로빈스키와 구스의 시나리오는 모두 기계적 세부 사항만 다를 뿐 초기 드 시터 단계를 예측했다.

초기 인플레이션 모델

Guth는 1981년 1월에 자기 ^[50]^[51]단극의 부재를 설명하기 위해 인플레이션을 제안했다. 즉, Guth가 "^[52]인플레이션"이라는 용어를 만들었다.동시에, 스타로빈스키는 중력에 대한 양자 보정이 우주의 초기 특이점을 기하급수적으로 팽창하는 드 시터 단계로 대체할 것이라고 주장했다.^[53]1980년 10월, 데모스테네스 카자나는 기하급수적인 팽창이 입자의 지평선을 없애고 지평선 ^[54]^[55]문제를 해결할 수 있다고 제안했고, 사토는 기하급수적인 팽창이 도메인 벽(다른 종류의 이국적인 유물)^[56]을 제거할 수 있다고 제안했다.1981년 아인혼과 사토는^[57] 구스와 유사한 모델을 발표했고 대통합 이론에서 자기 단극자 풍부성의 퍼즐을 풀 수 있다는 것을 보여주었다.거스와 마찬가지로, 그들은 그러한 모델이 우주 상수의 미세 조정을 필요로 할 뿐만 아니라, 거품 벽 충돌로 인한 큰 밀도 변화로 인해 매우 세분화된 우주를 초래할 수 있다고 결론지었다.

우주의 선형 팽창(스케일 팩터) 함수로서의 허블 반지름의 물리적 크기(실선)입니다.우주론적 팽창 기간 동안 허블 반경은 일정합니다.섭동 모드(파선)의 물리 파장도 표시됩니다.이 그래프는 우주론적 인플레이션 동안 섭동 모드가 어떻게 지평선보다 커지는지를 보여주고 있으며, 그 후 방사선이 지배하는 동안 빠르게 증가하는 지평선 안으로 돌아온다.만약 우주론적 팽창이 일어나지 않았고, 중력 특이점이 생길 때까지 방사선 지배가 지속되었다면, 그 모드는 매우 초기 우주의 수평선 안에 있지 않았을 것이고, 어떠한 원인 메커니즘도 우주가 섭동 모드의 규모에서 균질하다는 것을 보장할 수 없었을 것이다.

가스는 초기 우주가 냉각되면서 우주 상수와 흡사한 높은 에너지 밀도의 거짓 진공에 갇혔다고 주장했다.초기 우주는 냉각되면서 준안정 상태(과냉각 상태)에 갇혔고, 양자 터널링을 통한 거품 핵 형성 과정을 통해서만 붕괴될 수 있었다.진짜 진공의 기포는 거짓 진공의 바다에서 자연적으로 형성되고 빛의 속도로 빠르게 팽창하기 시작합니다.Guth는 모델이 올바르게 재열되지 않았기 때문에 문제가 있다고 인식했다. 즉, 기포가 핵을 형성할 때 방사선을 생성하지 않았다.방사선은 버블 벽 사이의 충돌에서만 발생할 수 있었다.그러나 인플레이션이 초기 상황을 해결할 수 있을 정도로 오래 지속된다면 거품 간 충돌은 매우 드물어졌다.어떤 원인 패치에서도 하나의 거품만 핵을 형성할 가능성이 높다.

카자나스(1980년)는 초기 우주의 이 단계를 "디 시터의 단계"라고 불렀다.'인플레이션'이라는 이름은 구스(1981년)가 지었다.Guth는 The Inflationary Universe라는 제목으로 이 주제에 관한 책을 출판하기 전까지 Kazanas의 작품을 언급하지 않았습니다. 새로운 우주 기원 이론의 추구(1997년)에서 ^[58]그는 인플레이션과 관련된 카자나 등의 작업을 언급하지 않은 것에 대해 사과했다.

완만한 인플레이션

버블 충돌 문제는 린데에 의해^[59] 해결되었고 안드레아스 알브레히트와 폴 스타인하트가^[60] 독립적으로 새로운 인플레이션 또는 느린 롤 인플레이션이라는 이름의 모델로 해결되었다.이 모델에서는 잘못된 진공 상태에서 터널을 뚫는 대신 스칼라장이 잠재적 에너지 언덕을 굴러 내려오면서 인플레이션이 발생했습니다.우주의 팽창에 비해 자기장이 매우 느리게 굴러가면 인플레이션이 발생합니다.그러나 언덕이 더 가파르게 되면 팽창이 끝나고 재가열이 발생할 수 있습니다.

비대칭의 영향

결국, 새로운 인플레이션이 완벽하게 대칭적인 우주를 만드는 것이 아니라 팽창의 양자적 변동이 생긴다는 것이 밝혀졌다.이러한 변동은 후기 ^[61]우주에서 만들어진 모든 구조의 원초적인 씨앗을 형성합니다.이러한 변동은 비아차슬라프 무카노프와 G. V. 치비소프가 스타로빈스키의 유사한 ^[62]^[63]^[64]모델을 분석하면서 처음 계산했다.인플레이션의 맥락에서, 그것들은 1982년 케임브리지 대학에서 ^[65]열린 3주간의 너필드 워크샵에서 무카노프와 치비소프의 연구와는 독립적으로 연구되었다.변동은 워크숍 과정 동안 별도로 작업한 4개의 그룹에 의해 계산되었다: Stephen ^[66]Hawking,^[67] Starobinsky, Guth and So-Young Pi;^[68] 그리고 Bardeen, Steinhardt, ^[69]Turner.

관찰 상태

인플레이션은 물리 우주론의 표준 모델의 기초인 우주론적 원리를 실현하기 위한 메커니즘이다: 그것은 관측 가능한 우주의 동질성과 등방성을 설명한다.또한 관찰된 평탄도와 자기 단극의 부재를 설명한다.구스의 초기 연구 이후, 이러한 각각의 관측은 플랑크 ^[70]우주선에 의해 만들어진 우주 마이크로파 배경의 상세한 관측에 의해 더욱 확인되었습니다.이 분석에 따르면 우주는 0.5% 이내로 평평하며 10만분의 1에 대해 균질하고 등방성이라는 것을 알 수 있습니다.

인플레이션은 오늘날 우주에서 볼 수 있는 구조들이 인플레이션 시대에 양자역학적 변동으로 형성된 섭동의 중력 붕괴를 통해 형성되었다고 예측한다.거의 가변적인 가우스 랜덤 필드라고 불리는 섭동 스펙트럼의 상세한 형태는 매우 구체적이며 두 개의 자유 매개 변수만 가지고 있다.하나는 스펙트럼의 진폭과 스펙트럼 지수이며, 이는 인플레이션에 의해 예측된 스케일 불변성의 약간의 편차를 측정한다(완벽한 스케일 불변성은 이상화된 드 시터 ^[e]우주에 해당한다).다른 자유 매개변수는 텐서 대 스칼라 비율입니다.미세 조정이 없는 가장 단순한 인플레이션 모델은 0.1에 ^[71]가까운 텐서 대 스칼라 비율을 예측한다.

인플레이션은 관측된 섭동이 서로 열 평형 상태에 있어야 한다고 예측한다(단열 또는 등엔트로픽 섭동이라고 한다).이러한 섭동의 구조는 플랑크 우주선, WMAP 우주선과 다른 우주 마이크로파 배경(CMB) 실험, 그리고 은하 조사, 특히 진행 중인 슬론 디지털 스카이 ^[72]서베이를 통해 확인되었습니다.이 실험들은 관측된 10만 개의 불균일성 중 한 부분이 정확히 이론에 의해 예측된 형태를 가지고 있다는 것을 보여주었다.척도 불변성에서 약간의 편차가 있다는 증거가 있다.스펙트럼 지수 n은_s 스케일 불변 해리슨-젤도비치 스펙트럼에 대한 지수이다.가장 단순한 인플레이션 모형에서는 n이 0.92와 0.98 ^[73]^[71]^[74]^[f]사이라고_s 예측합니다.이는 ^[74]에너지와 관련된 매개변수를 미세 조정하지 않고도 가능한 범위입니다.플랑크 데이터에서 n=0.968 ± 0.006과 0.^[70]^[75]11보다 작은 텐서 대 스칼라 비를_s 추론할 수 있다.이것들은 인플레이션 ^[17]이론의 중요한 확인으로 여겨진다.

근본적으로 다른 예측을 하는 다양한 인플레이션 이론이 제안되었지만,^[73]^[71] 일반적으로 그것들은 필요한 것보다 훨씬 더 미세하게 조정된다.그러나 물리적 모델로서 인플레이션은 오직 두 가지 조정 가능한 매개 변수, 즉 스펙트럼 지수(작은 범위에서만 변할 수 있음)와 섭동의 진폭을 기반으로 우주의 초기 조건을 강력하게 예측한다는 점에서 가장 가치가 있다.의도된 모델을 제외하고, 이것은 입자 물리학에서 인플레이션이 어떻게 실현되는지에 관계없이 사실이다.

때때로, 가장 단순한 인플레이션 모델과 모순되는 것으로 보이는 효과가 관찰된다.첫해 WMAP 데이터는 스펙트럼이 거의 스케일 불변성이 아니라 약간의 ^[76]곡률을 가질 수 있음을 시사했다.그러나 3년차 데이터는 그 효과가 통계적 ^[17]이상임을 밝혀냈다.최초의 우주 마이크로파 배경 위성인 우주 배경 탐색기 이후 언급된 또 다른 효과는 CMB의 4극 모멘트의 진폭이 예상 밖으로 낮고 다른 낮은 다중극이 황도 평면에 우선적으로 정렬된 것으로 보인다는 것입니다.일부 사람들은 이것이 비가우스주의의 특징이며 따라서 가장 단순한 인플레이션 모델과 모순된다고 주장해 왔다.다른 사람들은 그 영향이 다른 새로운 물리학, 전경 오염 또는 심지어 출판 ^[77]편향 때문일 수 있다고 제안했다.

보다 정확한 CMB 측정으로 인플레이션을 추가로 테스트하기 위한 실험 프로그램이 진행 중입니다.특히, 배경 방사선 편광의 소위 "B-모드"의 고정밀 측정은 인플레이션에 의해 생성된 중력 방사선의 증거를 제공할 수 있으며, 가장 단순한 모델¹⁵(10-10¹⁶ GeV)에 의해 예측된 인플레이션의 에너지 척도가 ^[71]^[74]정확한지 여부를 보여줄 수 있다.2014년 3월, BICEP2 팀은 인플레이션이 입증되었음을 확인하는 B-mode CMB 분극화를 발표했다.연구팀은 텐서 대 스칼라 $전력비$ r(\ $displaystyle$ r $)$ 이 $r$ 0.15와 0.27 사이라고 발표했다(귀무 가설을 $r$ 한다.r\^[78] $displaystyle$ r은 $r$ 인플레이션이 없을 경우 0이 될 것으로 예상된다).그러나 2014년 6월 19일 조사 결과 확인에 대한 신뢰도 저하가 ^[79]^[80]^[81]보고되었다. 2014년 9월 19일에는 신뢰도 감소가 보고되었고^[82]^[83] 2015년 1월 30일에는 신뢰도 저하가 보고되었다.^[84]^[85]2018년까지 95% 신뢰도로 r $\displaystyle$ r이 $r$ 0.06 이하라는 $추가$ 데이터가 제시되었다. 이는 귀무 가설과 일치하지만 여전히 많은 나머지 인플레이션 ^[78]모델과도 일치한다.

신호가 가시화될지, 전경 선원의 오염이 ^[86]간섭할지는 불분명하지만 플랑크 우주선으로부터 다른 잠재적 확증 측정이 예상된다.21cm의 방사선(첫 별이 형성되기 전에 중성 수소에서 방출되고 흡수된 방사선)과 같은 다른 측정들은 CMB 및 은하 조사보다 훨씬 더 높은 분해능으로 전력 스펙트럼을 측정할 수 있다. 그러나 이러한 측정이 가능한지 또는 전파 소우와의 간섭이 가능한지는 알려지지 않았다.지구나 은하계에서의 마찰은 너무 ^[87]클 것이다.

이론적 상태

물리학의 미해결 문제:

우주론적 인플레이션 이론이 맞는가, 그렇다면 이 시대의 세부 사항은 무엇인가?인플레이션의 원인이 되는 가상의 팽창장은 무엇인가?

(물리학의 풀리지 않은 문제가 더 많다)

구스의 초기 제안에서는 인플레톤이 소립자의 ^[51]질량을 설명하는 장인 힉스장이라고 생각되었다.최근 힉스 입자의 발견으로 힉스장을 인플레톤으로 간주하는 작품 수가 증가했지만, 일부에서는 ^[g]인플레톤이^[88] 힉스장이 될 수 없다고 믿고 있다.이 식별의 문제 중 하나는 현재 대형 강입자 충돌기(LHC)에서 연구 중인 전약 스케일 ^[90]실험 데이터에 대한 전류 장력이다.다른 인플레이션 모델은 대통합 ^[60]이론의 특성에 의존했다.가장 단순한 대통합 모델이 실패했기 때문에, 많은 물리학자들에 의해 인플레이션이 끈 이론이나 초대칭 대통합 이론과 같은 초대칭 이론에 포함될 것이라고 생각되고 있다.현재, 인플레이션은 뜨거운 초기 우주의 초기 조건에 대한 상세한 예측으로 주로 이해되지만, 입자 물리학은 대부분 임시 모델링이다.이와 같이 인플레이션 예측은 관측 테스트 결과와 일치하지만, 많은 미해결 문제가 남아 있다.

미세 조정 문제

인플레이션에 대한 가장 심각한 도전 중 하나는 미세 조정의 필요성으로부터 발생한다.새로운 인플레이션에서는 인플레이션이 발생하려면 슬로우 롤 조건이 충족되어야 한다.슬로우 롤 조건에서는 인플레톤 전위가 (큰 진공 에너지에 비해) 평평해야 하며 인플레톤 입자의 ^{[clarification needed]}^[91]질량이 작아야 합니다.새로운 인플레이션은 우주가 특히 평탄한 잠재력과 특별한 초기 조건을 가진 스칼라 필드를 가질 것을 요구한다.그러나 이러한 미세 조정에 대한 설명이 제시되었다.예를 들어, 양자 효과에 의해 스케일 불변성이 깨지는 고전적 스케일 불변장 이론은 섭동 ^[92]이론을 통해 이론이 연구될 수 있는 한 인플레이션 전위의 평탄성에 대한 설명을 제공한다.

린데는 무질서한 인플레이션으로 알려진 이론을 제안했는데, 그는 인플레이션 조건이 실제로 상당히 일반적으로 충족된다고 제안했다.인플레이션은 무한한 잠재 에너지를 ^[93]가진 스칼라장을 가진 혼돈하고 높은 에너지 상태에서 시작되는 거의 모든 우주에서 발생할 것이다.그러나 그의 모델에서 팽창장은 필연적으로 하나의 플랑크 단위보다 큰 값을 취한다: 이러한 이유로, 이것들은 종종 큰 필드 모델이라고 불리며 경쟁하는 새로운 인플레이션 모델은 작은 필드 모델이라고 불린다.이러한 상황에서 유효장 이론의 예측은 무효로 간주되며, 이는 ^[h]인플레이션을 막을 수 있는 대규모 수정이 초래될 것이기 때문이다.이 문제는 아직 해결되지 않았고, 일부 우주론자들은 인플레이션이 훨씬 더 낮은 에너지 규모로 발생할 수 있는 작은 필드 모델이 ^[95]더 나은 모델이라고 주장한다.인플레이션은 중요한 방식으로 양자장론에 의존하지만(그리고 양자 중력에 대한 반고전적 근사) 이러한 이론과 완전히 조화된 것은 아니다.

Brandenberger는 다른 상황에서 ^[96]미세조정에 대해 언급했다.인플레이션에서 생성된 원시 불균형의 진폭은 인플레이션의 에너지 척도와 직접적으로 관련이 있다.이 규모는 플랑크 에너지의 10배인¹⁶⁻³ 약 10GeV로 추정된다.자연적 척도는 플랑크 척도가 아니기 때문에 이 작은 값은 미세 조정의 또 다른 형태로 보일 수 있습니다(계층 문제라고 함). 스칼라 전위에 의해 주어진 에너지 밀도는 플랑크 밀도에 비해 10만큼⁻¹² 감소합니다.그러나 인플레이션 척도는 게이지 통일 척도와 자연스럽게 일치하기 때문에 이것은 보통 중대한 문제로 간주되지 않는다.

영원한 인플레이션

많은 모델에서, 우주의 팽창의 인플레이션 단계는 적어도 우주의 일부 지역에서 영원히 지속됩니다.이것은 팽창하는 지역이 매우 빠르게 팽창하여 스스로 번식하기 때문에 발생합니다.비팽창상으로의 붕괴 속도가 충분히 빠르지 않는 한 새로운 팽창 영역은 비팽창 영역보다 더 빠르게 생성됩니다.이러한 모형에서 우주의 부피의 대부분은 항상 지속적으로 팽창합니다.

영구 인플레이션의 모든 모델은 무한, 가상의 다중 우주, 일반적으로 프랙탈을 생성한다.다중 우주 이론은 인플레이션 모델의 생존 가능성에 대해 과학계에서 상당한 논쟁을 일으켰다.

인플레이션 모델의 최초 설계자 중 한 명인 Paul Steinhardt는 1983년에 ^[97]영구 인플레이션의 첫 번째 예를 소개했다.그는 뜨거운 물질과 계속 팽창하는 빈 공간으로 둘러싸인 방사선으로 채워진 팽창하지 않는 공간의 기포를 생성함으로써 팽창이 영원히 진행될 수 있다는 것을 보여주었다.거품들은 인플레이션을 따라잡을 만큼 빠르게 자라지 못했다.같은 해 말, 알렉산더 빌렌킨은 영원한 인플레이션이 ^[98]일반적이라는 것을 보여주었다.

비록 새로운 인플레이션이 고전적으로 잠재력을 낮추고 있지만, 양자 변동은 때때로 그것을 이전 수준으로 끌어올릴 수 있다.인플레톤이 위쪽으로 변동하는 이러한 영역은 인플레톤이 낮은 잠재 에너지를 갖는 영역보다 훨씬 빠르게 확장되며 물리적 부피 면에서 지배적인 경향이 있습니다.무한한 잠재력을 가진 인플레이션 이론은 영원하다는 것이 증명되었다.이러한 안정된 상태가 과거로 영원히 지속될 수 없다는 잘 알려진 이론이 있습니다.드 시터 공간과 유사한 팽창 시공간은 수축 영역 없이 불완전하다.그러나 드 시터 공간과 달리 수축하는 팽창 공간의 변동은 밀도가 무한해지는 지점인 중력 특이점을 형성하기 위해 붕괴한다.그러므로, 우주의 초기 조건에 대한 이론이 필요하다.

영원한 인플레이션에서, 인플레이션이 있는 지역은 기하급수적으로 증가하는 반면, 팽창하지 않는 지역은 그렇지 않다.이것은 비록 인플레이션이 결국 어떤 인플레이션 이전의 관찰자가 보듯이 끝나더라도, 지구 그림에서 우주의 팽창 부분의 부피는 항상 팽창을 멈춘 부분보다 상상할 수 없을 정도로 크다는 것을 암시한다.과학자들은 이 가상의 인류학적 풍경에 확률 분포를 어떻게 할당하는지에 대해 의견이 엇갈린다.서로 다른 지역의 확률을 부피별로 계산하면 인플레이션이 결코 끝나지 않거나 이를 관측하기 위해 존재하는 경계 조건을 적용하여 인플레이션이 가능한 한 늦게 끝날 것으로 예상해야 한다.

일부 물리학자들은 이러한 역설은 인플레 전 체적에 따라 관측자의 가중치를 부여함으로써 해결될 수 있다고 믿는다.다른 사람들은 역설에 대한 해결책이 없고 다중우주는 인플레이션 패러다임의 결정적인 결함이라고 믿는다.영원한 인플레이션 ^[97]모델을 처음 도입한 폴 스타인하트는 나중에 이러한 ^[99]^[100]^[101]이유로 가장 비판적인 비평가 중 한 명이 되었다.

초기 조건

일부 물리학자들은 ^[102]^[103]^[104]기원이 없는 영원히 팽창하는 우주의 모델을 제안함으로써 초기 조건 문제를 피하려고 노력해왔다.이 모델들은 우주가 가장 큰 규모로 기하급수적으로 팽창하는 동안 공간적으로 무한하고 존재하며 영원히 존재할 것임을 시사합니다.

다른 제안들은 양자 우주론과 다음의 인플레이션에 기초한 전 니힐로 우주의 창조를 묘사하려고 시도한다.Vilenkin은 ^[98]그런 시나리오를 하나 제시했다.하틀과 호킹은 인플레이션이 ^[105]^[106]^[107]자연적으로 발생하는 우주의 최초 생성에 대한 무제한 제안을 제시했다.

거스는 인플레이션 우주를 "최종 무상급식"^[108]^[109]이라고 표현했다. 즉, 우리 우주와 유사한 새로운 우주가 광대한 팽창 배경에서 지속적으로 생산된다.이 경우 중력 상호작용은 열역학 제1법칙(에너지 보존)과 열역학 제2법칙(엔트로피와 시간 문제)을 우회합니다.하지만, 이것이 초기 조건 문제를 해결한다는 공감대가 있는 반면, 일부에서는 우주가 양자 변동에 의해 생겼을 가능성이 훨씬 더 높기 때문에 이에 대해 이의를 제기하고 있다.Don Page는 이 변칙 ^[110]때문에 인플레이션을 노골적으로 비판했습니다.그는 시간의 열역학적 화살은 낮은 엔트로피 초기 조건을 필요로 하는데, 이는 매우 가능성이 낮다고 강조했다.그들에 따르면, 이 문제를 해결하기 보다는, 인플레이션 이론이 그것을 악화시킨다 – 인플레이션 시대의 끝에 재가열하는 것은 엔트로피를 증가시켜, 인플레이션 단계가 없는 다른 빅뱅 이론보다 우주의 초기 상태가 훨씬 더 질서정연하게 만드는 것을 필요로 한다.

호킹과 페이지는 나중에 하틀-호킹 초기 ^[111]상태에서 인플레이션 확률을 계산하려고 시도했을 때 애매한 결과를 발견했다.다른 저자들은 인플레이션이 영원하기 때문에 정확히 0이 아닌 한 그 확률은 중요하지 않다고 주장해왔다: 일단 인플레이션이 시작되면,^[5]^[112]^{: 223–225} 그 자체로 지속되고 빠르게 우주를 지배한다.그러나, 알브레히트와 로렌조 소르보는 오늘날의 관측과 일치하는 인플레이션 우주가 이전의 어떤 상태에서 무작위로 변동함으로써 나타날 확률은 비인플레이션 우주보다 훨씬 더 높다고 주장했다.이는 인플레이션 우주가 필요로 하는 비중력 에너지의 "씨드" 양이 비인플레이션 대안보다 훨씬 적기 때문에 엔트로픽 고려 ^[113]사항보다 더 중요하기 때문이다.

가끔 언급되는 또 다른 문제는 플랑크 횡단 문제 또는 플랑크 횡단 ^[114]효과입니다.인플레이션의 에너지 규모와 플랑크 규모가 상대적으로 가깝기 때문에, 우리 우주의 구조를 구성하는 양자 변동의 일부는 인플레이션 이전의 플랑크 길이보다 작았다.그러므로, 플랑크 규모의 물리학, 특히 알려지지 않은 중력 양자 이론에서 수정이 있을 것이다.이 효과의 크기에 대해서는 검출 가능성의 문턱에 있는 것인지, 전혀 검출할 ^[115]수 없는 것인지에 대해 의견이 분분하다.

하이브리드 인플레이션

하이브리드 인플레이션이라고 불리는 또 다른 종류의 인플레이션은 새로운 인플레이션의 연장이다.이는 스칼라 필드를 추가로 도입하여 스칼라 필드 중 하나가 정상적인 느린 롤 팽창을 일으키는 반면 다른 하나는 인플레이션 종료를 트리거합니다. 즉, 인플레이션이 충분히 오래 지속되면 두 번째 필드가 훨씬 낮은 에너지 ^[116]상태로 붕괴하는 것이 유리해집니다.

하이브리드 인플레이션에서 한 스칼라 장은 에너지 밀도의 대부분을 담당하며(따라서 팽창 속도를 결정하는 것), 다른 스칼라 장은 느린 롤(따라서 인플레이션 기간과 종료 기간을 결정하는 것)을 담당합니다.따라서 전자의 인플레이션 변동은 인플레이션 종료에 영향을 미치지 않지만 후자의 변동은 팽창 속도에 영향을 미치지 않는다.그러므로 하이브리드 인플레이션은 ^[117]^[118]영원하지 않다.두 번째(느린 굴림) 인플레톤이 잠재력의 바닥에 도달하면 첫 번째 인플레톤 전위의 최소 위치가 바뀌어 인플레톤이 잠재력 아래로 빠르게 굴림되어 인플레이션이 종료된다.

암흑 에너지와의 관계

암흑 에너지는 대체로 인플레이션과 비슷하며 오늘날 우주의 팽창을 가속화하는 것으로 생각된다.그러나 암흑에너지의 에너지 규모는 10GeV로 훨씬⁻¹² 낮습니다. 이는 인플레이션 규모보다 약 27배 작습니다.

인플레이션과 끈 우주론

플럭스 콤팩트화의 발견은 인플레이션과 끈 ^[119]이론을 조화시키는 길을 열었다.브레인 인플레이션은 일반적으로 반D-브레인 스택을 향해 압축된 기하학에서 D-브랜의^[120] 움직임에서 인플레이션이 발생함을 시사한다.디락-본-인펠트 작용에 의해 지배되는 이 이론은 일반적인 인플레이션과는 다르다.그 역학관계는 완전히 이해되지 않았다.스트링 경관의 두 진공 사이의 터널링에서 인플레이션이 발생하기 때문에 특별한 조건이 필요한 것으로 보인다.두 진공관 사이의 터널링 과정은 오래된 인플레이션의 한 형태이지만, 새로운 인플레이션은 다른 메커니즘에 의해 발생해야 한다.

팽창 및 루프 양자 중력

루프 양자 중력 이론이 우주론에 미칠 영향을 조사할 때, 루프 양자 우주론 모델은 우주론적 팽창에 대한 가능한 메커니즘을 제공하는 진화를 해왔다.루프 양자 중력은 양자화된 시공간을 가정합니다.에너지 밀도가 양자화된 시공간으로 유지할 수 있는 것보다 크면 다시 되돌아오는 것으로 생각된다.^[121]

대체 및 부가 기능

인플레이션이 다루는 관측치의 일부 또는 전부를 설명하는 다른 모델들이 발전했다.

빅바운스

빅 바운스 가설은 우주의 특이점을 우주의 수축과 튕김으로 대체하여 빅뱅을 ^[i]일으킨 초기 조건을 설명하려고 시도합니다.평탄도와 수평선 문제는 아인슈타인-카르탄-시아마-키블 이론에서 물질의 이국적인 형태나 ^[123]^[124]자유 매개변수를 필요로 하지 않고 자연스럽게 해결된다.이 이론은 아핀 연결의 대칭의 제약을 제거하고 그것의 반대칭 부분인 비틀림 텐서를 동적 변수로 간주함으로써 일반 상대성을 확장합니다.비틀림과 디랙 스피너 사이의 최소 결합은 매우 높은 밀도의 페르미온 물질에서 유의미한 스핀 상호 작용을 생성합니다.이러한 상호작용은 빅뱅의 비물리적 특이점을 회피하고, 우주가 수축하기 전에 유한한 최소 규모 인자의 첨두와 같은 반동으로 대체한다.빅 바운스 직후의 급속한 팽창은 왜 현재의 우주가 가장 큰 규모로 공간적으로 평평하고 균질하며 등방적으로 보이는지를 설명해 줍니다.우주의 밀도가 낮아지면 비틀림의 영향이 약해져 우주가 방사선 지배 시대로 순조롭게 진입한다.

에크피로틱 및 순환 모형

에크피로틱과 주기적 모델도 인플레이션의 부가적인 것으로 간주된다.이러한 모델은 빅뱅 이전에 팽창기를 통해 수평선 문제를 해결한 다음 빅 크런치로 이어지는 수축 단계에서 필요한 원시 밀도 섭동의 스펙트럼을 생성합니다.우주는 빅 크런치를 통과하여 뜨거운 빅뱅 국면에 들어섭니다.이런 의미에서 그들은 리처드 체이스 톨먼의 진동하는 우주를 연상시킨다; 하지만, 톨먼의 모델에서는 우주의 총 나이는 반드시 유한하지만, 이러한 모델에서는 그렇지 않다.정확한 밀도 변동 스펙트럼이 생성될 수 있는지, 그리고 우주가 빅뱅/빅 크런치 전환을 성공적으로 헤쳐나갈 수 있을지는 논란과 현재 연구로 남아 있습니다.Ekpyrotic 모델은 빅 크런치/빅뱅 전이 시 온도가 대통합 척도 미만으로 유지되는 한 자기 모노폴 문제를 회피합니다. 이는 애초에 자기 모노폴을 생성하는 데 필요한 온도이기 때문입니다.현 상태로는 확장이 '감속'되었다는 증거는 없지만, 각각의 주기가 약 1조 년 동안 지속될 것으로 예상되기 때문에 이것은 놀라운 일이 아니다.

현가스의 우주론

끈 이론은 3개의 관측 가능한 공간 차원 외에도, 말려 올라가거나 압축된 추가 차원이 존재해야 합니다(칼루자-클레인 이론 참조).추가 차원은 초중력 모형과 양자 중력에 대한 다른 접근법의 빈번한 구성요소로 나타납니다.이것은 왜 4개의 시공간 차원이 커졌고 나머지는 관측할 수 없을 정도로 작아졌는지에 대한 부수적인 의문을 제기했다.현가스의 우주론이라고 불리는 이 문제를 다루기 위한 시도는 로버트 브랜든버거와 컴런 ^[125]바파에 의해 제안되었다.이 모형은 끈의 뜨거운 기체로 여겨지는 초기 우주의 역학에 초점을 맞춥니다.Brandenberger와 Vafa는 시공간 차원이 팽창할 수 있는 것은 시공간 주위에 감긴 끈이 서로를 효율적으로 파괴할 수 있을 때뿐이라는 것을 보여준다.각 문자열은 1차원 객체이며, 2개의 문자열이 일반적으로 교차하는 최대 차원은 3개입니다.따라서 비콤팩트(대형) 공간 치수의 개수는 3개일 가능성이 높습니다.이 모델에 대한 현재 연구는 압축된 치수의 크기를 안정화시키고 정확한 원시 밀도 ^[126]섭동의 스펙트럼을 생성할 수 있는지 여부에 초점을 맞춘다.비록 브란덴버거와 공동 저자들은 나중에 반작용-우주 ^[128]^[129]시나리오의 맥락에서 끈 가스 우주론을 구현함으로써 이러한 문제들을 제거할 수 있다고 주장했지만, 원래의 모델은 "표준 우주론의 엔트로피와 평탄도 문제를 해결하지 못했다".^[127]

가변 c

우주 팽창의 수평선 문제를 해결하고 대안을 제공하기 위해 가변 빛의 속도를 사용하는 우주론적 모델이 제안되었습니다.VSL 모델에서는 초기 우주에서는 진공에서의 빛의 속도를 나타내는 기본 상수 c가 현재 값보다 커 CMB의 관측된 등방성을 설명하기에 충분히 디커플링 시 입자의 지평선을 효과적으로 증가시킨다.

비판

1980년 앨런 거스에 의해 도입된 이후 인플레이션 패러다임은 널리 받아들여지고 있다.그럼에도 불구하고, 많은 물리학자, 수학자, 그리고 과학 철학자들은 검증할 수 없는 예측과 심각한 경험적 ^[5]뒷받침의 부족을 주장하며 비판의 목소리를 냈다.1999년 존 얼만과 헤수스 모스테린은 인플레이션 우주론에 대한 철저한 비판적 리뷰를 발표하면서 다음과 같이 결론지었다.

"우리는 아직 인플레이션 모델을 ^[6]우주론의 표준 핵심으로 인정할 만한 충분한 근거가 있다고 생각하지 않습니다."

1986년부터 Roger Penrose가 지적한 바와 같이 인플레이션은 그 자체의 매우 구체적인 초기 조건을 필요로 하기 때문에 초기 조건의 문제(또는 유사 문제)는 해결되지 않는다.

"열화 과정으로 인해 초기 우주의 균일성을 설명하려고 하는 것에 대해 근본적으로 잘못된 인식이 있습니다."열화가 실제로 일어나고 있다면...엔트로피의 확실한 증가를 나타냅니다.따라서 열화 이전 우주는 그 ^[130]이후보다 더 특별했을 것입니다.

구체적이거나 "세밀하게 조정된" 초기 상태의 문제는 해결되지 않고 더 악화되었을 것입니다.2015년 콘퍼런스에서 펜로즈는 이렇게 말했다.

"인플레이션은 반증할 수 있는 것이 아니라 반증할 수 있는 것입니다."BICEP는 인플레 문제를 모두 털어내고 눈에 ^[7]멍이 들게 함으로써 훌륭한 서비스를 제공했습니다.

인플레이션에 대한 반복적인 비판은 호출된 팽창장이 알려진 물리적장에 해당하지 않으며, 잠재적 에너지 곡선이 얻을 수 있는 거의 모든 데이터를 수용하기 위한 임시 계획인 것처럼 보인다는 것이다.인플레이션 우주론의 창시자 중 한 명인 폴 스타인하트는 최근 가장 날카로운 비판자 중 한 명이 되었다.그는 '악화된 인플레이션'을 관측치와 상충되는 가속화된 팽창기라고 부르고, '좋은 인플레이션'을 다음과 같은 관측치와 양립할 수 있는 시기라고 부른다.

그는 좋은 인플레이션보다 나쁜 인플레이션 가능성이 높을 뿐만 아니라 어떤 인플레이션도 좋은 인플레이션보다 높지 않다.로저 펜로즈는 팽창장과 중력장의 가능한 모든 구성을 고려했다.이러한 구성 중 일부는 인플레이션으로 이어집니다.다른 구성에서는 인플레이션 없이 균일한 평탄한 우주공간으로 직접 연결됩니다.평평한 우주를 얻는 것은 전반적으로 어려울 것 같다.그러나 펜로즈의 충격적인 결론은 인플레이션이 없는 평탄한 우주를 얻는 것이 인플레이션이 있는 것보다 훨씬 더 가능성이 높다는 것입니다. 즉, 구골^[j] ^[5]^[112]강도의 10배입니다!"

그는 안나 이자스, 아브라함 뢰브와 함께 플랑크 ^[131]^[132]위성의 데이터를 볼 때 인플레이션 패러다임이 문제가 있다고 주장하는 기사를 썼다.

Alan Guth, David Kaiser, Yasunori^[133] 노무라 ^[134]그리고 Andrei Linde에 의해 다음과 같은 반론이 제시되었습니다.

"인플레이션이 그 어느 때보다 강해지고 있습니다."^[133]

「」를 참조해 주세요.

메모들

^ 실제로 1992년 COBE 위성에 의해 관측된 온도 이방성은 인플레이션 패러다임에 의해 예측된 거의 스케일 불변 스펙트럼을 나타낸다.WMAP의 최근 관측은 ^[4]인플레이션에 대한 강력한 증거를 보여준다.
^ 팽창은 자기 단극의 수 밀도를 낮추는 데 매우 효과적일 뿐만 아니라 ^[22]^{(p 202–207)}광자를 포함한 다른 모든 유형의 입자의 수 밀도를 낮추는 데도 효과적입니다.
^ 이것은 보통 60개의 e-배율로 인용되며, 여기서 e e⁶⁰ 10이다²⁶. 이것은 재가열 후 팽창의 양과 같다. 이것은 대략적으로 다음과 같다. $E$ _inflation/ $T$ ₀, 여기서₀ T = 2.7K는 현재 우주 마이크로파 배경의 온도입니다.예를 들어 Kolb와 Turner(1998) 또는 Liddle과 Lyth(2000)를 참조하십시오.
^ 초대칭 대통합이론이 끈이론에 담겨 있기 때문에 이 자기유적들을 다룰 수 있다는 것은 인플레이션의 승리이다.참조: Kolb and Turner(1988^[37]) 및
^ 섭동은 파장의 푸리에 모드로 나타낼 수 있습니다.각 푸리에 모드는 평균 0과 함께 정규 분포(일반적으로 가우스라고 함)됩니다.서로 다른 푸리에 성분은 상관 관계가 없습니다.모드의 분산은 주어진 볼륨 내에서 각 파장이 섭동의 스펙트럼에 동일한 양의 전력을 기여하도록 모드의 파장에만 의존합니다.푸리에 변환은 3차원이므로, 이는 모드의 분산이 k가⁻³ 된다는 것을 의미하며, 볼륨 내에서 주어진 파수 k를 갖는 모드의³ 수가 k가 된다는 사실을 보상합니다.
^ 스펙트럼이 더 긴 파장에서 더 많은 힘을 가지고 있기 때문에, 이것은 적색 시프트와 유사하게 "빨간색" 스펙트럼으로 알려져 있습니다.
^ 소위 힉스 인플레이션 모델의 장점은 대부분의 알려진 입자와 힘이 어떻게 작용하는지를 성공적으로 설명하는 현재의 입자 물리 표준 모델 내에서 인플레이션을 설명할 수 있다는 것입니다.올 여름 LHC를 운영하는 스위스 제네바의 CERN 연구소가 7월 ^[89]초에 힉스 입자에 관한 매우 기대되는 연구 결과를 발표할 것이라고 발표했기 때문에 힉스에 대한 관심이 뜨겁다.
^ 엄밀히 말하면 인플레턴 전위는 δ/m_Pl 단위의 테일러 급수로 표현되기 때문이다. 여기서 δ는 인플레턴, m은_Pl 플랑크 질량이다.질량 항_φ⁴ m(θ/m_Pl)²과 같은 단일 항에 대해 느린 롤 조건은 m보다_Pl 훨씬 큰 θ에 대해 충족될 수 있지만, 이는 유효 필드 이론에서 고차 항이 인플레이션 조건을 기여하고 파괴할 것으로 예상되는 정확한 상황이다.이러한 고차 보정이 없는 것은 미세 조정의 또 다른 종류로 볼 수 있습니다.예를 들어,^[94]
^ 표준 빅뱅 인플레이션 모델에서는 우주 특이점 문제가 해결되지 않은 채로 남아 있고 우주론은 지리학적으로 불완전하다.이것에 의해, 시공간이나 시간의 기원이나, 인플레를 개시하기 위해서 필요한 특이하고 기하급수적으로 미세 조정된 초기 조건은 설명되지 않는다.최근 일련의 논문에서, 우리는 중력과 결합된 표준 모델의 완전한 동질적인 고전 우주론적 해법을 구성하는 방법을 보여주었습니다. 여기서 우주의 특이점은 반동으로 대체됩니다. 즉 수축과 빅뱅과 ^[122]팽창으로 부드럽게 이행하는 것입니다.
^ 구골은 10이므로¹⁰⁰ Steinhardt는^[5] 확률비가 10이라고^10¹⁰⁰ 주장하고 있습니다.

레퍼런스

^ "First Second of the Big Bang". How The Universe Works 3. 2014. Discovery Science.
^ "2014 Astrophysics Citation". The Kavli Foundation. The Kavli Foundation. Archived from the original on 14 July 2014. Retrieved 27 July 2014.
^ Tyson, Neil deGrasse 및 Donald Goldsmith(2004년), 출처: 140억년의 우주 진화, W. W. Norton & Co., 84-5페이지.
^ Tsujikawa, Shinji (28 April 2003). "Introductory review of cosmic inflation". arXiv:hep-ph/0304257.
^ ^a ^b ^c ^d ^e Steinhardt, Paul J. (2011). "The inflation debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?". Scientific American. Vol. 304, no. 4. pp. 18–25. Bibcode:2011SciAm.304d..36S. doi:10.1038/scientificamerican0411-36. PMID 21495480.
^ ^a ^b Earman, John; Mosterín, Jesús (March 1999). "A Critical Look at Inflationary Cosmology". Philosophy of Science. 66 (1): 1–49. doi:10.1086/392675. JSTOR 188736. S2CID 120393154.
^ ^a ^b Hložek, Renée (12 June 2015). CMB@50 day three. Retrieved 15 July 2015, "Cosmic Microwave Background @50" (conference). Princeton, NJ. 10–12 June 2015. Archived from the original on 19 December 2017. 회의 3일째의 코멘트를 정리한 것입니다.
^ Guth, Alan H. (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Basic Books. pp. 233–234. ISBN 978-0201328400.
^ "The Medallists: A list of past Dirac Medallists". ictp.it.
^ "Laureates of the Breakthrough Prize in Fundamental Physics in 2012".
^ Staff (17 March 2014). "BICEP2 2014 Results Release". National Science Foundation. Retrieved 18 March 2014.
^ Clavin, Whitney (17 March 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe". NASA. Retrieved 17 March 2014.
^ Overbye, Dennis (17 March 2014). "Space Ripples Reveal Big Bang's Smoking Gun". The New York Times. Archived from the original on 1 January 2022. Retrieved 17 March 2014.
^ Saul, Ernest (2013). The Coded Universe: The Path to Eternity. Dorrance Publishing Co. p. 65. ISBN 978-1434969057. Retrieved 14 July 2019.
^ 거대한 질문에 대답하기 위해 작은 입자를 사용합니다.2009년 4월 3일 사이언스 프라이데이
^ 「경량보다 고속」#유니버설 확장도 참조해 주세요.
^ ^a ^b ^c Spergel, D.N. (2007). "Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Implications for cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. CiteSeerX 10.1.1.472.2550. doi:10.1086/513700. S2CID 1386346. Archived from the original on 24 September 2010. Retrieved 10 October 2006. WMAP... confirms the basic tenets of the inflationary paradigm...
^ "Our Baby Universe Likely Expanded Rapidly, Study Suggests". Space.com. 28 February 2012.
^ Melia, Fulvio (2008). "The Cosmic Horizon". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (4): 1917–1921. arXiv:0711.4181. Bibcode:2007MNRAS.382.1917M. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12499.x. S2CID 17372406.
^ Melia, Fulvio; et al. (2009). "The Cosmological Spacetime". International Journal of Modern Physics D. 18 (12): 1889–1901. arXiv:0907.5394. Bibcode:2009IJMPD..18.1889M. doi:10.1142/s0218271809015746. S2CID 6565101.
^ 콜브와 터너(1988)
^ Barbara Sue Ryden (2003). Introduction to cosmology. Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-8912-8.
^ Guth, 초초기 우주의 위상 전이 ISBN 0-521-31677-4 eds.호킹, 기번 & 시클로스
^ Kolb and Turner(1988년) 또는 Mukhanov(2005년)를 참조하십시오.
^ Kofman, Lev; Linde, Andrei; Starobinsky, Alexei (1994). "Reheating after inflation". Physical Review Letters. 73 (5): 3195–3198. arXiv:hep-th/9405187. Bibcode:1986CQGra...3..811K. doi:10.1088/0264-9381/3/5/011. PMID 10057315.
^ 역사적 맥락의 대부분은 피블스(1993)의 15-17장에 설명되어 있다.
^ Misner, Charles W.; Coley, A A; Ellis, G F R; Hancock, M (1968). "The isotropy of the universe". Astrophysical Journal. 151 (2): 431. Bibcode:1998CQGra..15..331W. doi:10.1088/0264-9381/15/2/008.
^ ^a ^b Misner, Charles; Thorne, Kip S. & Wheeler, John Archibald (1973). Gravitation. San Francisco: W. H. Freeman. pp. 489–490, 525–526. ISBN 978-0-7167-0344-0.
^ Weinberg, Steven (1971). Gravitation and Cosmology. John Wiley. pp. 740, 815. ISBN 978-0-471-92567-5.
^ Lemaître, Georges (1933). "The expanding universe". Annales de la Société Scientifique de Bruxelles. 47A: 49., General. Rel. Grav. 29:641–680, 1997.
^ R. C. Tolman (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Oxford: Clarendon Press. ISBN 978-0-486-65383-9. LCCN 34032023. 재발행(1987년) 뉴욕: 도버 ISBN 0-486-65383-8.
^ Misner, Charles W.; Leach, P G L (1969). "Mixmaster universe". Physical Review Letters. 22 (15): 1071–74. Bibcode:2008JPhA...41o5201A. doi:10.1088/1751-8113/41/15/155201.
^ Dicke, Robert H. (1970). Gravitation and the Universe. Philadelphia, PA: American Philosophical Society.
^ Dicke, Robert H.; Peebles, P.J.E. (1979). "The big bang cosmology – enigmas and nostrums". In Hawking, S.W.; Israel, W. (eds.). General Relativity: An Einstein centenary survey. Cambridge University Press.
^ Lightman, Alan P. (1 January 1993). Ancient Light: Our Changing View of the Universe. Harvard University Press. ISBN 978-0-674-03363-4.
^ "WMAP - Content of the Universe". nasa.gov.
^ Raby, Stuart (June 2006). "Grand Unified Theories". In Bruce Hoeneisen (ed.). Galapagos World Summit on Physics Beyond the Standard Model. 2nd World Summit: Physics Beyond the Standard Model. arXiv:hep-ph/0608183. Bibcode:2006hep.ph....8183R. ISBN 978-9978680254.
^ 't Hooft, Gerard (1974). "Magnetic monopoles in unified gauge theories". Nuclear Physics B. 79 (2): 276–84. Bibcode:1974NuPhB..79..276T. doi:10.1016/0550-3213(74)90486-6. hdl:1874/4686.^{[영구 데드링크]}
^ Polyakov, Alexander M. (1974). "Particle spectrum in quantum field theory". JETP Letters. 20: 194–195. Bibcode:1974JETPL..20..194P.
^ Guth, Alan; Tye, S. (1980). "Phase transitions and magnetic monopole production in the very early universe" (PDF). Physical Review Letters. 44 (10): 631–635, Erratum ibid. (1980) 44 p 963. Bibcode:1980PhRvL..44..631G. doi:10.1103/PhysRevLett.44.631. OSTI 1447535.
^ Einhorn, Martin B.; Stein, D.L.; Toussaint, Doug (1980). "Are grand unified theories compatible with standard cosmology?". Physical Review D. 21 (12): 3295–3298. Bibcode:1980PhRvD..21.3295E. doi:10.1103/PhysRevD.21.3295.
^ Zel'dovich, Ya.; Khlopov, M. Yu. (1978). "On the concentration of relic monopoles in the universe". Physics Letters B. 79 (3): 239–41. Bibcode:1978PhLB...79..239Z. doi:10.1016/0370-2693(78)90232-0.
^ Preskill, John (1979). "Cosmological production of superheavy magnetic monopoles" (PDF). Physical Review Letters. 43 (19): 1365–1368. Bibcode:1979PhRvL..43.1365P. doi:10.1103/PhysRevLett.43.1365.
^ 예를 들어,
^ Rees, Martin (1998). Before the Beginning. New York, NY: Basic Books. p. 185. ISBN 0-201-15142-1.
^ de Sitter, Willem (1917). "Einstein's theory of gravitation and its astronomical consequences. Third paper". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 78: 3–28. Bibcode:1917MNRAS..78....3D. doi:10.1093/mnras/78.1.3.
^ He, Dongshan; Gao, Dongfeng; Cai, Qing-yu (2014). "Spontaneous creation of the universe from nothing". Physical Review D. 89 (8): 083510. arXiv:1404.1207. Bibcode:2014PhRvD..89h3510H. doi:10.1103/PhysRevD.89.083510. S2CID 118371273.
^ Starobinsky, A.A. (December 1979). "Spectrum of relict gravitational radiation and the early state of the universe". Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters. 30: 682. Bibcode:1979JETPL..30..682S.
Starobinskii, A.A. (December 1979). "Spectrum of relict gravitational radiation and the early state of the universe". Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 30: 719. Bibcode:1979ZhPmR..30..719S.
^ Ade, P.A.R.; et al. (2016). "Planck 2015 results. XX. Constraints on inflation". Astronomy & Astrophysics. 594: 17. arXiv:1502.02114. Bibcode:2016A&A...594A..20P. doi:10.1051/0004-6361/201525898. S2CID 119284788.
^ SLAC 세미나, "빅뱅⁻³⁵ 10초 후", 1980년 1월 23일. Guth(1997), 186페이지 참조
^ ^a ^b Guth, Alan H. (1981). "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems" (PDF). Physical Review D. 23 (2): 347–356. Bibcode:1981PhRvD..23..347G. doi:10.1103/PhysRevD.23.347.
^ 피블스 제17장(1993)
^ Starobinsky, Alexei A. (1980). "A new type of isotropic cosmological models without singularity". Physics Letters B. 91 (1): 99–102. Bibcode:1980PhLB...91...99S. doi:10.1016/0370-2693(80)90670-X.
^ Kazanas, D. (1980). "Dynamics of the universe and spontaneous symmetry breaking". Astrophysical Journal. 241: L59–63. Bibcode:1980ApJ...241L..59K. doi:10.1086/183361.
^ Kazanas, D. (2009). "Cosmological Inflation: A Personal Perspective". In Contopoulos, G.; Patsis, P.A. (eds.). Chaos in Astronomy: Conference 2007. Astrophysics and Space Science Proceedings Vol. 8. Springer Science & Business Media. pp. 485–496. arXiv:0803.2080. Bibcode:2009ASSP....8..485K. doi:10.1007/978-3-540-75826-6_49. ISBN 978-3-540-75825-9. S2CID 14520885.
^ Sato, K. (1981). "Cosmological baryon number domain structure and the first order phase transition of a vacuum". Physics Letters B. 33 (1): 66–70. Bibcode:1981PhLB...99...66S. doi:10.1016/0370-2693(81)90805-4.
^ Einhorn, Martin B.; Sato, Katsuhiko (1981). "Monopole production in the very early universe, in a first-order phase transition". Nuclear Physics B. 180 (3): 385–404. Bibcode:1981NuPhB.180..385E. doi:10.1016/0550-3213(81)90057-2.
^ Contopoulos, George (2004). Adventures in Order and Chaos: A scientific autobiography. Vol. 313. Springer Science & Business Media. pp. 88–89. ISBN 9781402030406.
^ Linde, A (1982). "A new inflationary universe scenario: A possible solution of the horizon, flatness, homogeneity, isotropy and primordial monopole problems". Physics Letters B. 108 (6): 389–393. Bibcode:1982PhLB..108..389L. doi:10.1016/0370-2693(82)91219-9.
^ ^a ^b Albrecht, Andreas; Steinhardt, Paul (1982). "Cosmology for Grand Unified Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking" (PDF). Physical Review Letters. 48 (17): 1220–1223. Bibcode:1982PhRvL..48.1220A. doi:10.1103/PhysRevLett.48.1220. Archived from the original (PDF) on 30 January 2012.
^ J.B. Hartle (2003). Gravity: An Introduction to Einstein's General Relativity (1st ed.). Addison Wesley. p. 411. ISBN 978-0-8053-8662-2.
^ 린데(1990년)와 무카노프(2005년)를 참조한다.
^ Chibisov, Viatcheslav F.; Chibisov, G. V. (1981). "Quantum fluctuation and "nonsingular" universe". JETP Letters. 33: 532–5. Bibcode:1981JETPL..33..532M.
^ Mukhanov, Viatcheslav F. (1982). "The vacuum energy and large scale structure of the universe". Soviet Physics JETP. 56 (2): 258–65. Bibcode:1982JETP...56..258M.
^ 워크샵에 대한 일반적인 설명은 Guth(1997)를 참조하거나, 보다 자세한 보고서는 The Very Early Universe, ISBN 0-521-31677-4 ed Hawking, Gibbon 및 Siklos를 참조하십시오.
^ Hawking, S.W. (1982). "The development of irregularities in a single bubble inflationary universe". Physics Letters B. 115 (4): 295–297. Bibcode:1982PhLB..115..295H. doi:10.1016/0370-2693(82)90373-2.
^ Starobinsky, Alexei A. (1982). "Dynamics of phase transition in the new inflationary universe scenario and generation of perturbations". Physics Letters B. 117 (3–4): 175–8. Bibcode:1982PhLB..117..175S. doi:10.1016/0370-2693(82)90541-X.
^ Guth, A.H. (1982). "Fluctuations in the new inflationary universe". Physical Review Letters. 49 (15): 1110–3. Bibcode:1982PhRvL..49.1110G. doi:10.1103/PhysRevLett.49.1110.
^ Bardeen, James M.; Steinhardt, Paul J.; Turner, Michael S. (1983). "Spontaneous creation Of almost scale-free density perturbations in an inflationary universe". Physical Review D. 28 (4): 679–693. Bibcode:1983PhRvD..28..679B. doi:10.1103/PhysRevD.28.679.
^ ^a ^b Ade, P. A. R.; et al. (Planck Collaboration) (1 October 2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 594: A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. ISSN 0004-6361. S2CID 119262962.
^ ^a ^b ^c ^d Boyle, Latham A.; Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (24 March 2006). "Inflationary Predictions for Scalar and Tensor Fluctuations Reconsidered". Physical Review Letters. 96 (11): 111301. arXiv:astro-ph/0507455. Bibcode:2006PhRvL..96k1301B. doi:10.1103/PhysRevLett.96.111301. PMID 16605810. S2CID 10424288.
^ Tegmark, M.; et al. (August 2006). "Cosmological constraints from the SDSS luminous red galaxies". Physical Review D. 74 (12): 123507. arXiv:astro-ph/0608632. Bibcode:2006PhRvD..74l3507T. doi:10.1103/PhysRevD.74.123507. hdl:1811/48518. S2CID 1368964.
^ ^a ^b Steinhardt, Paul J. (2004). "Cosmological perturbations: Myths and facts". Modern Physics Letters A. 19 (13 & 16): 967–82. Bibcode:2004MPLA...19..967S. doi:10.1142/S0217732304014252. S2CID 42066874.
^ ^a ^b ^c Tegmark, Max (2005). "What does inflation really predict?". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2005 (4): 001. arXiv:astro-ph/0410281. Bibcode:2005JCAP...04..001T. doi:10.1088/1475-7516/2005/04/001. S2CID 17250080.
^ Ade, P. A. R.; et al. (Planck Collaboration) (1 October 2016). "Planck 2015 results. XX. Constraints on inflation". Astronomy & Astrophysics. 594: A20. arXiv:1502.02114. Bibcode:2016A&A...594A..20P. doi:10.1051/0004-6361/201525898. ISSN 0004-6361. S2CID 119284788.
^ Spergel, D. N.; et al. (2003). "First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters". Astrophysical Journal Supplement Series. 148 (1): 175–194. arXiv:astro-ph/0302209. Bibcode:2003ApJS..148..175S. doi:10.1086/377226. S2CID 10794058.
^ 상세한 것에 대하여는, 우주 마이크로파 배경 #저멀티폴을 참조해 주세요.
^ ^a ^b Grant, Andrew (2019). "Five years after BICEP2". Physics Today. doi:10.1063/PT.6.3.20190326a. S2CID 241938983.
^ Ade, P.A.R.; et al. (BICEP2 Collaboration) (19 June 2014). "Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2". Physical Review Letters. 112 (24): 241101. arXiv:1403.3985. Bibcode:2014PhRvL.112x1101B. doi:10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID 24996078. S2CID 22780831.
^ Overbye, Dennis (19 June 2014). "Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim". The New York Times. Archived from the original on 1 January 2022. Retrieved 20 June 2014.
^ Amos, Jonathan (19 June 2014). "Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal". BBC News. Retrieved 20 June 2014.
^ Planck Collaboration Team (2016). "Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes". Astronomy & Astrophysics. 586 (133): A133. arXiv:1409.5738. Bibcode:2016A&A...586A.133P. doi:10.1051/0004-6361/201425034. S2CID 9857299.
^ Overbye, Dennis (22 September 2014). "Study Confirms Criticism of Big Bang Finding". The New York Times. Archived from the original on 1 January 2022. Retrieved 22 September 2014.
^ Clavin, Whitney (30 January 2015). "Gravitational Waves from Early Universe Remain Elusive". NASA. Retrieved 30 January 2015.
^ Overbye, Dennis (30 January 2015). "Speck of Interstellar Dust Obscures Glimpse of Big Bang". The New York Times. Archived from the original on 1 January 2022. Retrieved 31 January 2015.
^ Rosset, C.; PLANCK-HFI collaboration (2005). "Systematic effects in CMB polarization measurements". Exploring the universe: Contents and structures of the universe (XXXIXth Rencontres de Moriond). arXiv:astro-ph/0502188.
^ Loeb, A.; Zaldarriaga, M (2004). "Measuring the small-scale power spectrum of cosmic density fluctuations through 21 cm tomography prior to the epoch of structure formation". Physical Review Letters. 92 (21): 211301. arXiv:astro-ph/0312134. Bibcode:2004PhRvL..92u1301L. doi:10.1103/PhysRevLett.92.211301. PMID 15245272. S2CID 30510359.
^ Guth, Alan (1997). The Inflationary Universe. Addison–Wesley. ISBN 978-0-201-14942-5.
^ Choi, Charles (29 June 2012). "Could the Large Hadron Collider discover the particle underlying both mass and cosmic inflation?". Scientific American. Retrieved 25 June 2014.
^ Salvio, Alberto (2013). "Higgs inflation at NNLO after the boson discovery". Physics Letters B. 727 (1–3): 234–239. arXiv:1308.2244. Bibcode:2013PhLB..727..234S. doi:10.1016/j.physletb.2013.10.042. S2CID 56544999.
^ 엄밀히 말하면, 전위의 $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ 도함수 $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ ( $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ ) $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ / $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ ) $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ ({ $displaystyle$ $\ilon$ = ( $1/2)$ ( $V'/V)^2}}$ 와 $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ 2차 도함수 $\eta =V''/V$ $\eta =V''/V$ display $\eta =V''/V$ / $display$ style $\eta$ = $\eta =V''/V$ V $/V$ 가 작을 수 $있다$ .lanck 유닛참조: Liddle and Lyth(2000), 페이지 42~43).
^ Salvio, Alberto; Strumia, Alessandro (17 March 2014). "Agravity". Journal of High Energy Physics. 2014 (6): 80. arXiv:1403.4226. Bibcode:2014JHEP...06..080S. doi:10.1007/JHEP06(2014)080.
^ Linde, Andrei D. (1983). "Chaotic inflation". Physics Letters B. 129 (3): 171–81. Bibcode:1983PhLB..129..177L. doi:10.1016/0370-2693(83)90837-7.
^ Alabidi, Laila; Lyth, David H. (2006). "Inflation models and observation". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2006 (5): 016. arXiv:astro-ph/0510441. Bibcode:2006JCAP...05..016A. doi:10.1088/1475-7516/2006/05/016. S2CID 119373837.
^ 예를 들어,
^ Brandenberger, Robert H. (November 2004). "Challenges for inflationary cosmology (10th International Symposium on Particles, Strings and Cosmology)". arXiv:astro-ph/0411671.
^ ^a ^b Gibbons, Gary W.; Hawking, Stephen W.; Siklos, S.T.C., eds. (1983). "Natural Inflation," in The Very Early Universe. Cambridge University Press. pp. 251–66. ISBN 978-0-521-31677-4.
^ ^a ^b Vilenkin, Alexander (1983). "Birth of Inflationary Universes". Physical Review D. 27 (12): 2848–2855. Bibcode:1983PhRvD..27.2848V. doi:10.1103/PhysRevD.27.2848.
^ Steinhardt, Paul J. (April 2011). "Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?" (PDF). Scientific American. Vol. 304, no. 4. pp. 36–43. Bibcode:2011SciAm.304d..36S. doi:10.1038/scientificamerican0411-36. PMID 21495480.
^ Steinhardt, Paul J. (2011). "The Cyclic Theory of the Universe" (PDF). In Vaas, Rudy (ed.). Beyond the Big Bang: Competing Scenarios For An Eternal Universe (Unpublished manuscript). The Frontiers Collectuion. Springer.^{[더 나은 소스 필요]}
^ Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J.; Loeb, Abraham (17 January 2017). "Pop Goes the Universe" (PDF). Scientific American. 316 (2): 32–39. doi:10.1038/scientificamerican0217-32. JSTOR 26047449.
^ Carroll, Sean M.; Chen, Jennifer (2005). "Does inflation provide natural initial conditions for the universe?". General Relativity and Gravitation. 37 (10): 1671–4. arXiv:gr-qc/0505037. Bibcode:2005GReGr..37.1671C. doi:10.1007/s10714-005-0148-2. S2CID 120566514.
^ Aguirre, Anthony; Gratton, Steven (2003). "Inflation without a beginning: A null boundary proposal". Physical Review D. 67 (8): 083515. arXiv:gr-qc/0301042. Bibcode:2003PhRvD..67h3515A. doi:10.1103/PhysRevD.67.083515. S2CID 37260723.
^ Aguirre, Anthony; Gratton, Steven (2002). "Steady-State Eternal Inflation". Physical Review D. 65 (8): 083507. arXiv:astro-ph/0111191. Bibcode:2002PhRvD..65h3507A. doi:10.1103/PhysRevD.65.083507. S2CID 118974302.
^ 호킹(1998)도 참조Hartle, J.; Hawking, S. (1983). "Wave function of the universe". Physical Review D. 28 (12): 2960–2975. Bibcode:1983PhRvD..28.2960H. doi:10.1103/PhysRevD.28.2960..
^ Staff (University of Cambridge) (2 May 2018). "Taming the multiverse—Stephen Hawking's final theory about the big bang". Phys.org. Retrieved 2 May 2018.
^ Hawking, Stephen; Hertog, Thomas (20 April 2018). "A smooth exit from eternal inflation?". Journal of High Energy Physics. 2018 (4): 147. arXiv:1707.07702. Bibcode:2018JHEP...04..147H. doi:10.1007/JHEP04(2018)147. S2CID 13745992.
^ 호킹(1998), 페이지 129.
^ 위키 인용문
^ Roger Penrose의 책 The Road to Reality: A Complete Guide to the Laws of the Universe를 참조하십시오Page, Don N. (1983). "Inflation does not explain time asymmetry". Nature. 304 (5921): 39–41. Bibcode:1983Natur.304...39P. doi:10.1038/304039a0. S2CID 4315730..
^ Hawking, S. W.; Page, Don N. (1988). "How probable is inflation?". Nuclear Physics B. 298 (4): 789–809. Bibcode:1988NuPhB.298..789H. doi:10.1016/0550-3213(88)90008-9.
^ ^a ^b Paul J. Steinhardt; Neil Turok (2007). Endless Universe: Beyond the Big Bang. Broadway Books. ISBN 978-0-7679-1501-4.
^ Albrecht, Andreas; Sorbo, Lorenzo (2004). "Can the universe afford inflation?". Physical Review D. 70 (6): 063528. arXiv:hep-th/0405270. Bibcode:2004PhRvD..70f3528A. doi:10.1103/PhysRevD.70.063528. S2CID 119465499.
^ Martin, Jerome; Brandenberger, Robert (2001). "The trans-Planckian problem of inflationary cosmology". Physical Review D. 63 (12): 123501. arXiv:hep-th/0005209. Bibcode:2001PhRvD..63l3501M. doi:10.1103/PhysRevD.63.123501. S2CID 119329384.
^ Martin, Jerome; Ringeval, Christophe (2004). "Superimposed Oscillations in the WMAP Data?". Physical Review D. 69 (8): 083515. arXiv:astro-ph/0310382. Bibcode:2004PhRvD..69h3515M. doi:10.1103/PhysRevD.69.083515. S2CID 118889842.
^ Brandenberger, Robert H. (2001). A Status Review of Inflationary Cosmology. arXiv:hep-ph/0101119. Bibcode:2001hep.ph....1119B.
^ Linde, Andrei; Fischler, W. (2005). "Prospects of Inflation". Physica Scripta. 117 (T117): 40–48. arXiv:hep-th/0402051. Bibcode:2005PhST..116...56B. doi:10.1238/Physica.Topical.117a00056. S2CID 17779961.
^ Blanco-Pillado, J. J.; Burgess, C. P.; Cline, J. M.; Escoda, C.; Gomez-Reino, M.; Kallosh, R.; Linde, A.; Quevedo, F. (2004). "Racetrack Inflation". Journal of High Energy Physics. 2004 (11): 063. arXiv:hep-th/0406230. Bibcode:2004JHEP...11..063B. doi:10.1088/1126-6708/2004/11/063. S2CID 12461702.
^ Kachru, Shamit; et al. (2003). "Towards inflation in string theory". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2003 (10): 013. arXiv:hep-th/0308055. Bibcode:2003JCAP...10..013K. CiteSeerX 10.1.1.264.3396. doi:10.1088/1475-7516/2003/10/013. S2CID 5951592.
^ Dvali, Gia; Henry Tye, S. -H. (1998). "Brane Inflation". Physics Letters B. 450 (1999): 72–82. arXiv:hep-ph/9812483. Bibcode:1999PhLB..450...72D. doi:10.1016/S0370-2693(99)00132-X. S2CID 118930228.
^ Bojowald, Martin (October 2008). "Big Bang or Big Bounce?: New theory on the universe's birth". Scientific American. Retrieved 31 August 2015.
^ Bars, Itzhak; Steinhardt, Paul; Turok, Neil (2014). "Sailing through the big crunch-big bang transition". Physical Review D. 89 (6): 061302. arXiv:1312.0739. Bibcode:2014PhRvD..89f1302B. doi:10.1103/PhysRevD.89.061302. S2CID 2961922.
^ Poplawski, N.J. (2010). "Cosmology with torsion: An alternative to cosmic inflation". Physics Letters B. 694 (3): 181–185. arXiv:1007.0587. Bibcode:2010PhLB..694..181P. doi:10.1016/j.physletb.2010.09.056.
^ Poplawski, N. (2012). "Nonsingular, big-bounce cosmology from spinor-torsion coupling". Physical Review D. 85 (10): 107502. arXiv:1111.4595. Bibcode:2012PhRvD..85j7502P. doi:10.1103/PhysRevD.85.107502. S2CID 118434253.
^ Brandenberger, R.; Vafa, C. (1989). "Superstrings in the early universe". Nuclear Physics B. 316 (2): 391–410. Bibcode:1989NuPhB.316..391B. CiteSeerX 10.1.1.56.2356. doi:10.1016/0550-3213(89)90037-0.
^ Battefeld, Thorsten; Watson, Scott (2006). "String Gas Cosmology". Reviews of Modern Physics. 78 (2): 435–454. arXiv:hep-th/0510022. Bibcode:2006RvMP...78..435B. doi:10.1103/RevModPhys.78.435. S2CID 2246186.
^ Brandenberger, Robert H.; Nayeri, ALI; Patil, Subodh P.; Vafa, Cumrun (2007). "String Gas Cosmology and Structure Formation". International Journal of Modern Physics A. 22 (21): 3621–3642. arXiv:hep-th/0608121. Bibcode:2007IJMPA..22.3621B. doi:10.1142/S0217751X07037159. S2CID 5899352.
^ Lashkari, Nima; Brandenberger, Robert H (17 September 2008). "Speed of sound in string gas cosmology". Journal of High Energy Physics. 2008 (9): 082. arXiv:0806.4358. Bibcode:2008JHEP...09..082L. doi:10.1088/1126-6708/2008/09/082. ISSN 1029-8479. S2CID 119184258.
^ Kamali, Vahid; Brandenberger, Robert (11 May 2020). "Creating spatial flatness by combining string gas cosmology and power law inflation". Physical Review D. 101 (10): 103512. arXiv:2002.09771. Bibcode:2020PhRvD.101j3512K. doi:10.1103/PhysRevD.101.103512. ISSN 2470-0010.
^ Penrose, Roger (2004). The Road to Reality: A Complete Guide to the Laws of the Universe. London, UK: Vintage Books. p. 755.
Penrose, Roger (1989). "Difficulties with Inflationary Cosmology". Annals of the New York Academy of Sciences. 271: 249–264. Bibcode:1989NYASA.571..249P. doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x. S2CID 122383812.
^ Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J.; Loeb, Abraham (2013). "Inflationary paradigm in trouble after Planck 2013". Physics Letters B. 723 (4–5): 261–266. arXiv:1304.2785. Bibcode:2013PhLB..723..261I. doi:10.1016/j.physletb.2013.05.023. S2CID 14875751.
^ Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J.; Loeb, Abraham (2014). "Inflationary schism after Planck 2013". Physics Letters B. 736: 142–146. arXiv:1402.6980. Bibcode:2014PhLB..736..142I. doi:10.1016/j.physletb.2014.07.012. S2CID 119096427.
^ ^a ^b Guth, Alan H.; Kaiser, David I.; Nomura, Yasunori (2014). "Inflationary paradigm after Planck 2013". Physics Letters B. 733: 112–119. arXiv:1312.7619. Bibcode:2014PhLB..733..112G. doi:10.1016/j.physletb.2014.03.020. S2CID 16669993.
^ Linde, Andrei (2014). "Inflationary cosmology after Planck 2013". arXiv:1402.0526 [hep-th].

원천

Guth, Alan (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Perseus. ISBN 978-0-201-32840-0.
Hawking, Stephen (1998). A Brief History of Time. Bantam. ISBN 978-0-553-38016-3.
Hawking, Stephen; Gary Gibbons (1983). The Very Early Universe. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-31677-4.
Kolb, Edward; Michael Turner (1988). The Early Universe. Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-11604-5.
Linde, Andrei (2005). Particle Physics and Inflationary Cosmology. Contemp.concepts Phys. Contemporary Concepts in Physics. Vol. 5. pp. 1–362. arXiv:hep-th/0503203. Bibcode:2005hep.th....3203L. ISBN 978-3-7186-0490-6.
Linde, Andrei (2006). "Inflation and String Cosmology". Progress of Theoretical Physics Supplement. 163: 295–322. arXiv:hep-th/0503195. Bibcode:2006PThPS.163..295L. doi:10.1143/PTPS.163.295. S2CID 119410403.
Liddle, Andrew; David Lyth (2000). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure. Cambridge. ISBN 978-0-521-57598-0.
Lyth, David H.; Riotto, Antonio (1999). "Particle physics models of inflation and the cosmological density perturbation". Physics Reports. 314 (1–2): 1–146. arXiv:hep-ph/9807278. Bibcode:1999PhR...314....1L. doi:10.1016/S0370-1573(98)00128-8. S2CID 119517140.
Mukhanov, Viatcheslav (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56398-7.
Vilenkin, Alex (2006). Many Worlds in One: The Search for Other Universes. Hill and Wang. ISBN 978-0-8090-9523-0.
Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01933-8.

외부 링크

우주 인플레이션은 빅뱅의 '뱅'이었는가? 앨런 거스, 1997
Andrew R Liddle (1999). "An introduction to cosmological inflation". High Energy Physics and Cosmology: 260. arXiv:astro-ph/9901124. Bibcode:1999hepc.conf..260L.
Andrew Liddle에 의한 2004년 갱신
Covi, Laura (2003). "Status of observational cosmology and inflation". Physics in Collision: 67. arXiv:hep-ph/0309238. Bibcode:2003phco.conf...67C.
Lyth, David H. (2003). "Which is the best inflation model?". String Phenomenology 2003: 260. arXiv:hep-th/0311040. Bibcode:2003stph.conf..260L.
인플레이션 대칭의 성장, 2004년 12월
독창적인 아이디어를 보여주는 구스의 로그북
WMAP Bolsters Case for Cosmic Inflation, 2006년 3월
NASA 2006년 3월 WMAP 프레스 릴리즈
Max Tegmark의 우리의 수학적 세계(2014), "5장: 인플레이션"

[5] 실제로 1992년 COBE 위성에 의해 관측된 온도 이방성은 인플레이션 패러다임에 의해 예측된 거의 스케일 불변 스펙트럼을 나타낸다.WMAP의 최근 관측은 ^[4]인플레이션에 대한 강력한 증거를 보여준다.

[24] 팽창은 자기 단극의 수 밀도를 낮추는 데 매우 효과적일 뿐만 아니라 ^[22]^{(p 202–207)}광자를 포함한 다른 모든 유형의 입자의 수 밀도를 낮추는 데도 효과적입니다.

[25] 이것은 보통 60개의 e-배율로 인용되며, 여기서 e e⁶⁰ 10이다²⁶. 이것은 재가열 후 팽창의 양과 같다. 이것은 대략적으로 다음과 같다. $E$ _inflation/ $T$ ₀, 여기서₀ T = 2.7K는 현재 우주 마이크로파 배경의 온도입니다.예를 들어 Kolb와 Turner(1998) 또는 Liddle과 Lyth(2000)를 참조하십시오.

[41] 초대칭 대통합이론이 끈이론에 담겨 있기 때문에 이 자기유적들을 다룰 수 있다는 것은 인플레이션의 승리이다.참조: Kolb and Turner(1988^[37]) 및

[75] 섭동은 파장의 푸리에 모드로 나타낼 수 있습니다.각 푸리에 모드는 평균 0과 함께 정규 분포(일반적으로 가우스라고 함)됩니다.서로 다른 푸리에 성분은 상관 관계가 없습니다.모드의 분산은 주어진 볼륨 내에서 각 파장이 섭동의 스펙트럼에 동일한 양의 전력을 기여하도록 모드의 파장에만 의존합니다.푸리에 변환은 3차원이므로, 이는 모드의 분산이 k가⁻³ 된다는 것을 의미하며, 볼륨 내에서 주어진 파수 k를 갖는 모드의³ 수가 k가 된다는 사실을 보상합니다.

[80] 스펙트럼이 더 긴 파장에서 더 많은 힘을 가지고 있기 때문에, 이것은 적색 시프트와 유사하게 "빨간색" 스펙트럼으로 알려져 있습니다.

[96] 소위 힉스 인플레이션 모델의 장점은 대부분의 알려진 입자와 힘이 어떻게 작용하는지를 성공적으로 설명하는 현재의 입자 물리 표준 모델 내에서 인플레이션을 설명할 수 있다는 것입니다.올 여름 LHC를 운영하는 스위스 제네바의 CERN 연구소가 7월 ^[89]초에 힉스 입자에 관한 매우 기대되는 연구 결과를 발표할 것이라고 발표했기 때문에 힉스에 대한 관심이 뜨겁다.

[102] 엄밀히 말하면 인플레턴 전위는 δ/m_Pl 단위의 테일러 급수로 표현되기 때문이다. 여기서 δ는 인플레턴, m은_Pl 플랑크 질량이다.질량 항_φ⁴ m(θ/m_Pl)²과 같은 단일 항에 대해 느린 롤 조건은 m보다_Pl 훨씬 큰 θ에 대해 충족될 수 있지만, 이는 유효 필드 이론에서 고차 항이 인플레이션 조건을 기여하고 파괴할 것으로 예상되는 정확한 상황이다.이러한 고차 보정이 없는 것은 미세 조정의 또 다른 종류로 볼 수 있습니다.예를 들어,^[94]

[131] 표준 빅뱅 인플레이션 모델에서는 우주 특이점 문제가 해결되지 않은 채로 남아 있고 우주론은 지리학적으로 불완전하다.이것에 의해, 시공간이나 시간의 기원이나, 인플레를 개시하기 위해서 필요한 특이하고 기하급수적으로 미세 조정된 초기 조건은 설명되지 않는다.최근 일련의 논문에서, 우리는 중력과 결합된 표준 모델의 완전한 동질적인 고전 우주론적 해법을 구성하는 방법을 보여주었습니다. 여기서 우주의 특이점은 반동으로 대체됩니다. 즉 수축과 빅뱅과 ^[122]팽창으로 부드럽게 이행하는 것입니다.

[140] 구골은 10이므로¹⁰⁰ Steinhardt는^[5] 확률비가 10이라고^10¹⁰⁰ 주장하고 있습니다.

[1] "First Second of the Big Bang". How The Universe Works 3. 2014. Discovery Science.

[KavliPrize-2] "2014 Astrophysics Citation". The Kavli Foundation. The Kavli Foundation. Archived from the original on 14 July 2014. Retrieved 27 July 2014.

[3] Tyson, Neil deGrasse 및 Donald Goldsmith(2004년), 출처: 140억년의 우주 진화, W. W. Norton & Co., 84-5페이지.

[4] Tsujikawa, Shinji (28 April 2003). "Introductory review of cosmic inflation". arXiv:hep-ph/0304257.

[Steinhardt2011-6] Steinhardt, Paul J. (2011). "The inflation debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?". Scientific American. Vol. 304, no. 4. pp. 18–25. Bibcode:2011SciAm.304d..36S. doi:10.1038/scientificamerican0411-36. PMID 21495480.

[Earman-Mosterín-7] Earman, John; Mosterín, Jesús (March 1999). "A Critical Look at Inflationary Cosmology". Philosophy of Science. 66 (1): 1–49. doi:10.1086/392675. JSTOR 188736. S2CID 120393154.

[Hložek-8] Hložek, Renée (12 June 2015). CMB@50 day three. Retrieved 15 July 2015, "Cosmic Microwave Background @50" (conference). Princeton, NJ. 10–12 June 2015. Archived from the original on 19 December 2017. 회의 3일째의 코멘트를 정리한 것입니다.

[9] Guth, Alan H. (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Basic Books. pp. 233–234. ISBN 978-0201328400.

[Dirac_Prize-10] "The Medallists: A list of past Dirac Medallists". ictp.it.

[Breakthrough_Prize-11] "Laureates of the Breakthrough Prize in Fundamental Physics in 2012".

[BICEP2-2014-12] Staff (17 March 2014). "BICEP2 2014 Results Release". National Science Foundation. Retrieved 18 March 2014.

[NASA-20140317-13] Clavin, Whitney (17 March 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe". NASA. Retrieved 17 March 2014.

[NYT-20140317-14] Overbye, Dennis (17 March 2014). "Space Ripples Reveal Big Bang's Smoking Gun". The New York Times. Archived from the original on 1 January 2022. Retrieved 17 March 2014.

[15] Saul, Ernest (2013). The Coded Universe: The Path to Eternity. Dorrance Publishing Co. p. 65. ISBN 978-1434969057. Retrieved 14 July 2019.

[tiny-16] 거대한 질문에 대답하기 위해 작은 입자를 사용합니다.2009년 4월 3일 사이언스 프라이데이

[17] 「경량보다 고속」#유니버설 확장도 참조해 주세요.

[wmap2-18] Spergel, D.N. (2007). "Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Implications for cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. CiteSeerX 10.1.1.472.2550. doi:10.1086/513700. S2CID 1386346. Archived from the original on 24 September 2010. Retrieved 10 October 2006. WMAP... confirms the basic tenets of the inflationary paradigm...

[19] "Our Baby Universe Likely Expanded Rapidly, Study Suggests". Space.com. 28 February 2012.

[20] Melia, Fulvio (2008). "The Cosmic Horizon". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (4): 1917–1921. arXiv:0711.4181. Bibcode:2007MNRAS.382.1917M. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12499.x. S2CID 17372406.

[21] Melia, Fulvio; et al. (2009). "The Cosmological Spacetime". International Journal of Modern Physics D. 18 (12): 1889–1901. arXiv:0907.5394. Bibcode:2009IJMPD..18.1889M. doi:10.1142/s0218271809015746. S2CID 6565101.

[22] 콜브와 터너(1988)

[Ryden2003-23] Barbara Sue Ryden (2003). Introduction to cosmology. Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-8912-8.

[26] Guth, 초초기 우주의 위상 전이 ISBN 0-521-31677-4 eds.호킹, 기번 & 시클로스

[27] Kolb and Turner(1988년) 또는 Mukhanov(2005년)를 참조하십시오.

[28] Kofman, Lev; Linde, Andrei; Starobinsky, Alexei (1994). "Reheating after inflation". Physical Review Letters. 73 (5): 3195–3198. arXiv:hep-th/9405187. Bibcode:1986CQGra...3..811K. doi:10.1088/0264-9381/3/5/011. PMID 10057315.

[29] 역사적 맥락의 대부분은 피블스(1993)의 15-17장에 설명되어 있다.

[30] Misner, Charles W.; Coley, A A; Ellis, G F R; Hancock, M (1968). "The isotropy of the universe". Astrophysical Journal. 151 (2): 431. Bibcode:1998CQGra..15..331W. doi:10.1088/0264-9381/15/2/008.

[mtw-31] Misner, Charles; Thorne, Kip S. & Wheeler, John Archibald (1973). Gravitation. San Francisco: W. H. Freeman. pp. 489–490, 525–526. ISBN 978-0-7167-0344-0.

[weinberg-32] Weinberg, Steven (1971). Gravitation and Cosmology. John Wiley. pp. 740, 815. ISBN 978-0-471-92567-5.

[33] Lemaître, Georges (1933). "The expanding universe". Annales de la Société Scientifique de Bruxelles. 47A: 49., General. Rel. Grav. 29:641–680, 1997.

[34] R. C. Tolman (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Oxford: Clarendon Press. ISBN 978-0-486-65383-9. LCCN 34032023. 재발행(1987년) 뉴욕: 도버 ISBN 0-486-65383-8.

[35] Misner, Charles W.; Leach, P G L (1969). "Mixmaster universe". Physical Review Letters. 22 (15): 1071–74. Bibcode:2008JPhA...41o5201A. doi:10.1088/1751-8113/41/15/155201.

[36] Dicke, Robert H. (1970). Gravitation and the Universe. Philadelphia, PA: American Philosophical Society.

[37] Dicke, Robert H.; Peebles, P.J.E. (1979). "The big bang cosmology – enigmas and nostrums". In Hawking, S.W.; Israel, W. (eds.). General Relativity: An Einstein centenary survey. Cambridge University Press.

[Lightman1993-38] Lightman, Alan P. (1 January 1993). Ancient Light: Our Changing View of the Universe. Harvard University Press. ISBN 978-0-674-03363-4.

[39] "WMAP - Content of the Universe". nasa.gov.

[40] Raby, Stuart (June 2006). "Grand Unified Theories". In Bruce Hoeneisen (ed.). Galapagos World Summit on Physics Beyond the Standard Model. 2nd World Summit: Physics Beyond the Standard Model. arXiv:hep-ph/0608183. Bibcode:2006hep.ph....8183R. ISBN 978-9978680254.

[42] 't Hooft, Gerard (1974). "Magnetic monopoles in unified gauge theories". Nuclear Physics B. 79 (2): 276–84. Bibcode:1974NuPhB..79..276T. doi:10.1016/0550-3213(74)90486-6. hdl:1874/4686.^{[영구 데드링크]}

[43] Polyakov, Alexander M. (1974). "Particle spectrum in quantum field theory". JETP Letters. 20: 194–195. Bibcode:1974JETPL..20..194P.

[44] Guth, Alan; Tye, S. (1980). "Phase transitions and magnetic monopole production in the very early universe" (PDF). Physical Review Letters. 44 (10): 631–635, Erratum ibid. (1980) 44 p 963. Bibcode:1980PhRvL..44..631G. doi:10.1103/PhysRevLett.44.631. OSTI 1447535.

[45] Einhorn, Martin B.; Stein, D.L.; Toussaint, Doug (1980). "Are grand unified theories compatible with standard cosmology?". Physical Review D. 21 (12): 3295–3298. Bibcode:1980PhRvD..21.3295E. doi:10.1103/PhysRevD.21.3295.

[46] Zel'dovich, Ya.; Khlopov, M. Yu. (1978). "On the concentration of relic monopoles in the universe". Physics Letters B. 79 (3): 239–41. Bibcode:1978PhLB...79..239Z. doi:10.1016/0370-2693(78)90232-0.

[47] Preskill, John (1979). "Cosmological production of superheavy magnetic monopoles" (PDF). Physical Review Letters. 43 (19): 1365–1368. Bibcode:1979PhRvL..43.1365P. doi:10.1103/PhysRevLett.43.1365.

[48] 예를 들어,

[49] Rees, Martin (1998). Before the Beginning. New York, NY: Basic Books. p. 185. ISBN 0-201-15142-1.

[50] Sitter, Willem (1917). "Einstein's theory of gravitation and its astronomical consequences. Third paper". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 78: 3–28. Bibcode:1917MNRAS..78....3D. doi:10.1093/mnras/78.1.3.

[url[1404.1207]_Spontaneous_creation_of_the_universe_from_nothing-51] He, Dongshan; Gao, Dongfeng; Cai, Qing-yu (2014). "Spontaneous creation of the universe from nothing". Physical Review D. 89 (8): 083510. arXiv:1404.1207. Bibcode:2014PhRvD..89h3510H. doi:10.1103/PhysRevD.89.083510. S2CID 118371273.

[52] Starobinsky, A.A. (December 1979). "Spectrum of relict gravitational radiation and the early state of the universe". Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters. 30: 682. Bibcode:1979JETPL..30..682S.
Starobinskii, A.A. (December 1979). "Spectrum of relict gravitational radiation and the early state of the universe". Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 30: 719. Bibcode:1979ZhPmR..30..719S.

[53] Ade, P.A.R.; et al. (2016). "Planck 2015 results. XX. Constraints on inflation". Astronomy & Astrophysics. 594: 17. arXiv:1502.02114. Bibcode:2016A&A...594A..20P. doi:10.1051/0004-6361/201525898. S2CID 119284788.

[SLAC-54] SLAC 세미나, "빅뱅⁻³⁵ 10초 후", 1980년 1월 23일. Guth(1997), 186페이지 참조

[guth-55] Guth, Alan H. (1981). "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems" (PDF). Physical Review D. 23 (2): 347–356. Bibcode:1981PhRvD..23..347G. doi:10.1103/PhysRevD.23.347.

[peebles_17-56] 피블스 제17장(1993)

[57] Starobinsky, Alexei A. (1980). "A new type of isotropic cosmological models without singularity". Physics Letters B. 91 (1): 99–102. Bibcode:1980PhLB...91...99S. doi:10.1016/0370-2693(80)90670-X.

[58] Kazanas, D. (1980). "Dynamics of the universe and spontaneous symmetry breaking". Astrophysical Journal. 241: L59–63. Bibcode:1980ApJ...241L..59K. doi:10.1086/183361.

[59] Kazanas, D. (2009). "Cosmological Inflation: A Personal Perspective". In Contopoulos, G.; Patsis, P.A. (eds.). Chaos in Astronomy: Conference 2007. Astrophysics and Space Science Proceedings Vol. 8. Springer Science & Business Media. pp. 485–496. arXiv:0803.2080. Bibcode:2009ASSP....8..485K. doi:10.1007/978-3-540-75826-6_49. ISBN 978-3-540-75825-9. S2CID 14520885.

[60] Sato, K. (1981). "Cosmological baryon number domain structure and the first order phase transition of a vacuum". Physics Letters B. 33 (1): 66–70. Bibcode:1981PhLB...99...66S. doi:10.1016/0370-2693(81)90805-4.

[61] Einhorn, Martin B.; Sato, Katsuhiko (1981). "Monopole production in the very early universe, in a first-order phase transition". Nuclear Physics B. 180 (3): 385–404. Bibcode:1981NuPhB.180..385E. doi:10.1016/0550-3213(81)90057-2.

[62] Contopoulos, George (2004). Adventures in Order and Chaos: A scientific autobiography. Vol. 313. Springer Science & Business Media. pp. 88–89. ISBN 9781402030406.

[linde-63] Linde, A (1982). "A new inflationary universe scenario: A possible solution of the horizon, flatness, homogeneity, isotropy and primordial monopole problems". Physics Letters B. 108 (6): 389–393. Bibcode:1982PhLB..108..389L. doi:10.1016/0370-2693(82)91219-9.

[albrecht-64] Albrecht, Andreas; Steinhardt, Paul (1982). "Cosmology for Grand Unified Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking" (PDF). Physical Review Letters. 48 (17): 1220–1223. Bibcode:1982PhRvL..48.1220A. doi:10.1103/PhysRevLett.48.1220. Archived from the original (PDF) on 30 January 2012.

[Hartle-65] J.B. Hartle (2003). Gravity: An Introduction to Einstein's General Relativity (1st ed.). Addison Wesley. p. 411. ISBN 978-0-8053-8662-2.

[66] 린데(1990년)와 무카노프(2005년)를 참조한다.

[67] Chibisov, Viatcheslav F.; Chibisov, G. V. (1981). "Quantum fluctuation and "nonsingular" universe". JETP Letters. 33: 532–5. Bibcode:1981JETPL..33..532M.

[68] Mukhanov, Viatcheslav F. (1982). "The vacuum energy and large scale structure of the universe". Soviet Physics JETP. 56 (2): 258–65. Bibcode:1982JETP...56..258M.

[69] 워크샵에 대한 일반적인 설명은 Guth(1997)를 참조하거나, 보다 자세한 보고서는 The Very Early Universe, ISBN 0-521-31677-4 ed Hawking, Gibbon 및 Siklos를 참조하십시오.

[70] Hawking, S.W. (1982). "The development of irregularities in a single bubble inflationary universe". Physics Letters B. 115 (4): 295–297. Bibcode:1982PhLB..115..295H. doi:10.1016/0370-2693(82)90373-2.

[71] Starobinsky, Alexei A. (1982). "Dynamics of phase transition in the new inflationary universe scenario and generation of perturbations". Physics Letters B. 117 (3–4): 175–8. Bibcode:1982PhLB..117..175S. doi:10.1016/0370-2693(82)90541-X.

[72] Guth, A.H. (1982). "Fluctuations in the new inflationary universe". Physical Review Letters. 49 (15): 1110–3. Bibcode:1982PhRvL..49.1110G. doi:10.1103/PhysRevLett.49.1110.

[73] Bardeen, James M.; Steinhardt, Paul J.; Turner, Michael S. (1983). "Spontaneous creation Of almost scale-free density perturbations in an inflationary universe". Physical Review D. 28 (4): 679–693. Bibcode:1983PhRvD..28..679B. doi:10.1103/PhysRevD.28.679.

[:0-74] Ade, P. A. R.; et al. (Planck Collaboration) (1 October 2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 594: A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. ISSN 0004-6361. S2CID 119262962.

[boyle2-76] Boyle, Latham A.; Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (24 March 2006). "Inflationary Predictions for Scalar and Tensor Fluctuations Reconsidered". Physical Review Letters. 96 (11): 111301. arXiv:astro-ph/0507455. Bibcode:2006PhRvL..96k1301B. doi:10.1103/PhysRevLett.96.111301. PMID 16605810. S2CID 10424288.

[sdss2-77] Tegmark, M.; et al. (August 2006). "Cosmological constraints from the SDSS luminous red galaxies". Physical Review D. 74 (12): 123507. arXiv:astro-ph/0608632. Bibcode:2006PhRvD..74l3507T. doi:10.1103/PhysRevD.74.123507. hdl:1811/48518. S2CID 1368964.

[myths2-78] Steinhardt, Paul J. (2004). "Cosmological perturbations: Myths and facts". Modern Physics Letters A. 19 (13 & 16): 967–82. Bibcode:2004MPLA...19..967S. doi:10.1142/S0217732304014252. S2CID 42066874.

[tegmark2-79] Tegmark, Max (2005). "What does inflation really predict?". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2005 (4): 001. arXiv:astro-ph/0410281. Bibcode:2005JCAP...04..001T. doi:10.1088/1475-7516/2005/04/001. S2CID 17250080.

[81] Ade, P. A. R.; et al. (Planck Collaboration) (1 October 2016). "Planck 2015 results. XX. Constraints on inflation". Astronomy & Astrophysics. 594: A20. arXiv:1502.02114. Bibcode:2016A&A...594A..20P. doi:10.1051/0004-6361/201525898. ISSN 0004-6361. S2CID 119284788.

[82] Spergel, D. N.; et al. (2003). "First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters". Astrophysical Journal Supplement Series. 148 (1): 175–194. arXiv:astro-ph/0302209. Bibcode:2003ApJS..148..175S. doi:10.1086/377226. S2CID 10794058.

[83] 상세한 것에 대하여는, 우주 마이크로파 배경 #저멀티폴을 참조해 주세요.

[five_years-84] Grant, Andrew (2019). "Five years after BICEP2". Physics Today. doi:10.1063/PT.6.3.20190326a. S2CID 241938983.

[PRL-20140619-85] Ade, P.A.R.; et al. (BICEP2 Collaboration) (19 June 2014). "Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2". Physical Review Letters. 112 (24): 241101. arXiv:1403.3985. Bibcode:2014PhRvL.112x1101B. doi:10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID 24996078. S2CID 22780831.

[NYT-20140619-86] Overbye, Dennis (19 June 2014). "Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim". The New York Times. Archived from the original on 1 January 2022. Retrieved 20 June 2014.

[BBC-20140619-87] Amos, Jonathan (19 June 2014). "Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal". BBC News. Retrieved 20 June 2014.

[AXV-20140919-88] Planck Collaboration Team (2016). "Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes". Astronomy & Astrophysics. 586 (133): A133. arXiv:1409.5738. Bibcode:2016A&A...586A.133P. doi:10.1051/0004-6361/201425034. S2CID 9857299.

[NYT-20140922-89] Overbye, Dennis (22 September 2014). "Study Confirms Criticism of Big Bang Finding". The New York Times. Archived from the original on 1 January 2022. Retrieved 22 September 2014.

[NASA-20150130-90] Clavin, Whitney (30 January 2015). "Gravitational Waves from Early Universe Remain Elusive". NASA. Retrieved 30 January 2015.

[NYT-20150130-91] Overbye, Dennis (30 January 2015). "Speck of Interstellar Dust Obscures Glimpse of Big Bang". The New York Times. Archived from the original on 1 January 2022. Retrieved 31 January 2015.

[92] Rosset, C.; PLANCK-HFI collaboration (2005). "Systematic effects in CMB polarization measurements". Exploring the universe: Contents and structures of the universe (XXXIXth Rencontres de Moriond). arXiv:astro-ph/0502188.

[93] Loeb, A.; Zaldarriaga, M (2004). "Measuring the small-scale power spectrum of cosmic density fluctuations through 21 cm tomography prior to the epoch of structure formation". Physical Review Letters. 92 (21): 211301. arXiv:astro-ph/0312134. Bibcode:2004PhRvL..92u1301L. doi:10.1103/PhysRevLett.92.211301. PMID 15245272. S2CID 30510359.

[guth97-94] Guth, Alan (1997). The Inflationary Universe. Addison–Wesley. ISBN 978-0-201-14942-5.

[95] Choi, Charles (29 June 2012). "Could the Large Hadron Collider discover the particle underlying both mass and cosmic inflation?". Scientific American. Retrieved 25 June 2014.

[97] Salvio, Alberto (2013). "Higgs inflation at NNLO after the boson discovery". Physics Letters B. 727 (1–3): 234–239. arXiv:1308.2244. Bibcode:2013PhLB..727..234S. doi:10.1016/j.physletb.2013.10.042. S2CID 56544999.

[98] 엄밀히 말하면, 전위의 $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ 도함수 $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ ( $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ ) $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ / $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ ) $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ ({ $displaystyle$ $\ilon$ = ( $1/2)$ ( $V'/V)^2}}$ 와 $\epsilon =(1/2)(V'/V)^{2}$ 2차 도함수 $\eta =V''/V$ $\eta =V''/V$ display $\eta =V''/V$ / $display$ style $\eta$ = $\eta =V''/V$ V $/V$ 가 작을 수 $있다$ .lanck 유닛참조: Liddle and Lyth(2000), 페이지 42~43).

[99] Salvio, Alberto; Strumia, Alessandro (17 March 2014). "Agravity". Journal of High Energy Physics. 2014 (6): 80. arXiv:1403.4226. Bibcode:2014JHEP...06..080S. doi:10.1007/JHEP06(2014)080.

[chaotic-100] Linde, Andrei D. (1983). "Chaotic inflation". Physics Letters B. 129 (3): 171–81. Bibcode:1983PhLB..129..177L. doi:10.1016/0370-2693(83)90837-7.

[101] Alabidi, Laila; Lyth, David H. (2006). "Inflation models and observation". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2006 (5): 016. arXiv:astro-ph/0510441. Bibcode:2006JCAP...05..016A. doi:10.1088/1475-7516/2006/05/016. S2CID 119373837.

[103] 예를 들어,

[104] Brandenberger, Robert H. (November 2004). "Challenges for inflationary cosmology (10th International Symposium on Particles, Strings and Cosmology)". arXiv:astro-ph/0411671.

[steinhardt-105] Gibbons, Gary W.; Hawking, Stephen W.; Siklos, S.T.C., eds. (1983). "Natural Inflation," in The Very Early Universe. Cambridge University Press. pp. 251–66. ISBN 978-0-521-31677-4.

[vilenkin-106] Vilenkin, Alexander (1983). "Birth of Inflationary Universes". Physical Review D. 27 (12): 2848–2855. Bibcode:1983PhRvD..27.2848V. doi:10.1103/PhysRevD.27.2848.

[Inflation_Debate-107] Steinhardt, Paul J. (April 2011). "Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?" (PDF). Scientific American. Vol. 304, no. 4. pp. 36–43. Bibcode:2011SciAm.304d..36S. doi:10.1038/scientificamerican0411-36. PMID 21495480.

[108] Steinhardt, Paul J. (2011). "The Cyclic Theory of the Universe" (PDF). In Vaas, Rudy (ed.). Beyond the Big Bang: Competing Scenarios For An Eternal Universe (Unpublished manuscript). The Frontiers Collectuion. Springer.^{[더 나은 소스 필요]}

[109] Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J.; Loeb, Abraham (17 January 2017). "Pop Goes the Universe" (PDF). Scientific American. 316 (2): 32–39. doi:10.1038/scientificamerican0217-32. JSTOR 26047449.

[110] Carroll, Sean M.; Chen, Jennifer (2005). "Does inflation provide natural initial conditions for the universe?". General Relativity and Gravitation. 37 (10): 1671–4. arXiv:gr-qc/0505037. Bibcode:2005GReGr..37.1671C. doi:10.1007/s10714-005-0148-2. S2CID 120566514.

[111] Aguirre, Anthony; Gratton, Steven (2003). "Inflation without a beginning: A null boundary proposal". Physical Review D. 67 (8): 083515. arXiv:gr-qc/0301042. Bibcode:2003PhRvD..67h3515A. doi:10.1103/PhysRevD.67.083515. S2CID 37260723.

[112] Aguirre, Anthony; Gratton, Steven (2002). "Steady-State Eternal Inflation". Physical Review D. 65 (8): 083507. arXiv:astro-ph/0111191. Bibcode:2002PhRvD..65h3507A. doi:10.1103/PhysRevD.65.083507. S2CID 118974302.

[113] 호킹(1998)도 참조Hartle, J.; Hawking, S. (1983). "Wave function of the universe". Physical Review D. 28 (12): 2960–2975. Bibcode:1983PhRvD..28.2960H. doi:10.1103/PhysRevD.28.2960..

[PHYS-20180502-114] Staff (University of Cambridge) (2 May 2018). "Taming the multiverse—Stephen Hawking's final theory about the big bang". Phys.org. Retrieved 2 May 2018.

[JHEP-20180420-115] Hawking, Stephen; Hertog, Thomas (20 April 2018). "A smooth exit from eternal inflation?". Journal of High Energy Physics. 2018 (4): 147. arXiv:1707.07702. Bibcode:2018JHEP...04..147H. doi:10.1007/JHEP04(2018)147. S2CID 13745992.

[116] 호킹(1998), 페이지 129.

[117] 위키 인용문

[118] Roger Penrose의 책 The Road to Reality: A Complete Guide to the Laws of the Universe를 참조하십시오Page, Don N. (1983). "Inflation does not explain time asymmetry". Nature. 304 (5921): 39–41. Bibcode:1983Natur.304...39P. doi:10.1038/304039a0. S2CID 4315730..

[119] Hawking, S. W.; Page, Don N. (1988). "How probable is inflation?". Nuclear Physics B. 298 (4): 789–809. Bibcode:1988NuPhB.298..789H. doi:10.1016/0550-3213(88)90008-9.

[SteinhardtTurok2007-120] Paul J. Steinhardt; Neil Turok (2007). Endless Universe: Beyond the Big Bang. Broadway Books. ISBN 978-0-7679-1501-4.

[121] Albrecht, Andreas; Sorbo, Lorenzo (2004). "Can the universe afford inflation?". Physical Review D. 70 (6): 063528. arXiv:hep-th/0405270. Bibcode:2004PhRvD..70f3528A. doi:10.1103/PhysRevD.70.063528. S2CID 119465499.

[122] Martin, Jerome; Brandenberger, Robert (2001). "The trans-Planckian problem of inflationary cosmology". Physical Review D. 63 (12): 123501. arXiv:hep-th/0005209. Bibcode:2001PhRvD..63l3501M. doi:10.1103/PhysRevD.63.123501. S2CID 119329384.

[123] Martin, Jerome; Ringeval, Christophe (2004). "Superimposed Oscillations in the WMAP Data?". Physical Review D. 69 (8): 083515. arXiv:astro-ph/0310382. Bibcode:2004PhRvD..69h3515M. doi:10.1103/PhysRevD.69.083515. S2CID 118889842.

[124] Brandenberger, Robert H. (2001). A Status Review of Inflationary Cosmology. arXiv:hep-ph/0101119. Bibcode:2001hep.ph....1119B.

[125] Linde, Andrei; Fischler, W. (2005). "Prospects of Inflation". Physica Scripta. 117 (T117): 40–48. arXiv:hep-th/0402051. Bibcode:2005PhST..116...56B. doi:10.1238/Physica.Topical.117a00056. S2CID 17779961.

[126] Blanco-Pillado, J. J.; Burgess, C. P.; Cline, J. M.; Escoda, C.; Gomez-Reino, M.; Kallosh, R.; Linde, A.; Quevedo, F. (2004). "Racetrack Inflation". Journal of High Energy Physics. 2004 (11): 063. arXiv:hep-th/0406230. Bibcode:2004JHEP...11..063B. doi:10.1088/1126-6708/2004/11/063. S2CID 12461702.

[127] Kachru, Shamit; et al. (2003). "Towards inflation in string theory". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2003 (10): 013. arXiv:hep-th/0308055. Bibcode:2003JCAP...10..013K. CiteSeerX 10.1.1.264.3396. doi:10.1088/1475-7516/2003/10/013. S2CID 5951592.

[128] Dvali, Gia; Henry Tye, S. -H. (1998). "Brane Inflation". Physics Letters B. 450 (1999): 72–82. arXiv:hep-ph/9812483. Bibcode:1999PhLB..450...72D. doi:10.1016/S0370-2693(99)00132-X. S2CID 118930228.

[129] Bojowald, Martin (October 2008). "Big Bang or Big Bounce?: New theory on the universe's birth". Scientific American. Retrieved 31 August 2015.

[130] Bars, Itzhak; Steinhardt, Paul; Turok, Neil (2014). "Sailing through the big crunch-big bang transition". Physical Review D. 89 (6): 061302. arXiv:1312.0739. Bibcode:2014PhRvD..89f1302B. doi:10.1103/PhysRevD.89.061302. S2CID 2961922.

[132] Poplawski, N.J. (2010). "Cosmology with torsion: An alternative to cosmic inflation". Physics Letters B. 694 (3): 181–185. arXiv:1007.0587. Bibcode:2010PhLB..694..181P. doi:10.1016/j.physletb.2010.09.056.

[133] Poplawski, N. (2012). "Nonsingular, big-bounce cosmology from spinor-torsion coupling". Physical Review D. 85 (10): 107502. arXiv:1111.4595. Bibcode:2012PhRvD..85j7502P. doi:10.1103/PhysRevD.85.107502. S2CID 118434253.

[134] Brandenberger, R.; Vafa, C. (1989). "Superstrings in the early universe". Nuclear Physics B. 316 (2): 391–410. Bibcode:1989NuPhB.316..391B. CiteSeerX 10.1.1.56.2356. doi:10.1016/0550-3213(89)90037-0.

[135] Battefeld, Thorsten; Watson, Scott (2006). "String Gas Cosmology". Reviews of Modern Physics. 78 (2): 435–454. arXiv:hep-th/0510022. Bibcode:2006RvMP...78..435B. doi:10.1103/RevModPhys.78.435. S2CID 2246186.

[136] Brandenberger, Robert H.; Nayeri, ALI; Patil, Subodh P.; Vafa, Cumrun (2007). "String Gas Cosmology and Structure Formation". International Journal of Modern Physics A. 22 (21): 3621–3642. arXiv:hep-th/0608121. Bibcode:2007IJMPA..22.3621B. doi:10.1142/S0217751X07037159. S2CID 5899352.

[137] Lashkari, Nima; Brandenberger, Robert H (17 September 2008). "Speed of sound in string gas cosmology". Journal of High Energy Physics. 2008 (9): 082. arXiv:0806.4358. Bibcode:2008JHEP...09..082L. doi:10.1088/1126-6708/2008/09/082. ISSN 1029-8479. S2CID 119184258.

[138] Kamali, Vahid; Brandenberger, Robert (11 May 2020). "Creating spatial flatness by combining string gas cosmology and power law inflation". Physical Review D. 101 (10): 103512. arXiv:2002.09771. Bibcode:2020PhRvD.101j3512K. doi:10.1103/PhysRevD.101.103512. ISSN 2470-0010.

[139] Penrose, Roger (2004). The Road to Reality: A Complete Guide to the Laws of the Universe. London, UK: Vintage Books. p. 755.
Penrose, Roger (1989). "Difficulties with Inflationary Cosmology". Annals of the New York Academy of Sciences. 271: 249–264. Bibcode:1989NYASA.571..249P. doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x. S2CID 122383812.

[Steinhardt2013-141] Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J.; Loeb, Abraham (2013). "Inflationary paradigm in trouble after Planck 2013". Physics Letters B. 723 (4–5): 261–266. arXiv:1304.2785. Bibcode:2013PhLB..723..261I. doi:10.1016/j.physletb.2013.05.023. S2CID 14875751.

[142] Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J.; Loeb, Abraham (2014). "Inflationary schism after Planck 2013". Physics Letters B. 736: 142–146. arXiv:1402.6980. Bibcode:2014PhLB..736..142I. doi:10.1016/j.physletb.2014.07.012. S2CID 119096427.

[GKN-143] Guth, Alan H.; Kaiser, David I.; Nomura, Yasunori (2014). "Inflationary paradigm after Planck 2013". Physics Letters B. 733: 112–119. arXiv:1312.7619. Bibcode:2014PhLB..733..112G. doi:10.1016/j.physletb.2014.03.020. S2CID 16669993.

[144] Linde, Andrei (2014). "Inflationary cosmology after Planck 2013". arXiv:1402.0526 [hep-th].

[1]

[2]

[3]

[a]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[b]

[c]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[d]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[e]

[71]

[72]

[73]

[74]

[f]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[g]

[88]

[90]

[91]

[92]

[93]

[h]

[95]

[96]

[97]

Search