Космологическая инфляция — это гипотеза о том, что впервые ≈ 10⁻³⁶ – 10⁻³² секунды после Большого взрыва Вселенная прошла через чрезвычайно быстрый, почти экспоненциальный рост своего масштаба. Этот короткий (относительно), но интенсивный этап расширения Вселенной дает возможность решить сразу нескольких фундаментальных проблем классической модели Вселенной, которые трудно объяснить без него.
Во-первых, наблюдаемая однородность космического микроволнового фона (практически одинаковая температура по всему небосклону) требует, чтобы различные «регионы » ранней Вселенной успели «пообщаться» между собой и выровняться. Без космологической инфляции световые сигналы не могли пересечь расстояния между этими областями за время, предшествующее образованию микроволнового фона; следовательно, их температура могла бы сильно различаться.
Инфляционный рост, растягивая пространство в десятки и сотни порядков, помещает изначально очень маленькую, уже успевшую установиться в термодинамическом равновесии часть пространства в масштаб наблюдаемой Вселенной, тем самым обеспечивая её однородность.
Во-вторых, геометрическая плоскость, которую можно измерить. Весь космос выглядит почти «плоским», то есть его кривизна близка к нулю. Это не значит, что всё лежит в одной плоскости — это о локальной геометрии пространства‑времени («евклидовость» на больших масштабах). Геометрическая плоскость не является естественным исходом в классическом космологическом описании. В обычных условиях небольшие отклонения от плоскости растут со временем, что может привести к сильному искривлению пространства. Инфляция же «размазывает» любую начальную кривизну, делая её столь малой, что её невозможно обнаружить в пределах наблюдаемого объёма.
Третья проблема заключается в предсказанных тяжёлых топологических объектах, таких как магнитные монополи, которые появляются в некоторых теориях. Если бы такие частицы образовались в обычных условиях, их плотность была бы огромной, и они бы уже были обнаружены. Космологическая инфляция снизила бы их численность до практически нулевой, разгоняя их распределение так, что шанс встретить хотя бы одну монополю становится очень мал.
Механизм инфляции обычно связывают с особым скалярным полем, иногда называемым инфлатонным полем. Когда значение этого поля находится в определённой части своей потенциальной «энергетической ямы» (потенциальной ямы), плотность энергии поля почти не меняется, а давление становится отрицательным и почти равно по модулю энергии. В рамках общей теории относительности именно такие условия приводят к ускоренному расширению пространства.
Несмотря на успех в объяснении вышеупомянутых проблем и на соответствие наблюдательных данных, инфляция остаётся гипотезой, требующей дальнейшей проверки. Наиболее прямой способ подтвердить её — обнаружить первичные гравитационные волны, которые должны были быть созданы в тот же момент, когда происходили квантовые флуктуации поля.
Поиск этих волн ведётся в поляризационных данных микроволнового фона, но пока окончательного доказательства нет. Кроме того, выбор формы потенциальной энергии инфляционного поля остаётся открытым: существует множество вариантов, каждый из которых предсказывает слегка различные детали спектра возмущений и конечного количества этапов ускоренного расширения.
Таким образом, космологическая инфляция представляет собой мощный концептуальный механизм, который позволяет связать микроскопический мир квантовых флуктуаций с макроскопическими свойствами нашей Вселенной: её однородность, плоскостность и структуры.