Inflation (cosmologie)
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Dans la cosmologie physique , l'inflation cosmique, l'inflation cosmologique ou tout simplement l'inflation est l'th??oris?? extr??mement rapide exponentielle expansion du d??but univers par un facteur d'au moins 10 78 en volume, entra??n?? par un pression n??gative la densit?? d'??nergie du vide. Le ??poque inflationniste comprend la premi??re partie de la ??poque ??lectrofaible la suite de la grande ??poque de l'unification. Il a dur?? de 10 -36 secondes apr??s la Big Bang ?? quelque part entre 10 -33 et 10 -32 secondes. Apr??s la p??riode d'inflation, l'univers a continu?? de cro??tre, mais ?? un rythme plus lent.
Le terme ??inflation?? est ??galement utilis?? pour faire r??f??rence ?? l'hypoth??se que l'inflation se est produite, ?? la th??orie de l'inflation ou ?? la ??poque inflationniste. L'hypoth??se d'inflation a ??t?? initialement propos?? en 1980 par le physicien am??ricain Alan Guth, qui l'a nomm??e ??inflation??. Il a ??galement ??t?? propos?? par Katsuhiko Sato en 1981.
Comme une cons??quence directe de cette expansion, tout l'univers observable origine dans un petit r??gion causalement reli??e. Inflation r??pond l'??nigme classique de la cosmologie du Big Bang: pourquoi l'univers semble plat, homog??ne, et isotrope selon la principe cosmologique quand on pouvait s'y attendre, sur la base de la physique du Big Bang, un univers h??t??rog??ne tr??s incurv??? L'inflation explique aussi l'origine de la structure ?? grande ??chelle du cosmos . Les fluctuations quantiques dans la r??gion inflationniste microscopique, agrandies ?? la taille cosmique, deviennent les graines de la croissance de la structure dans l'univers (voir Formation et ??volution des galaxies et formation de la structure).
Bien que la fiche d??taill??e de la physique des particules m??canisme responsable de l'inflation ne est pas connue, l'image de base rend un certain nombre de pr??dictions qui ont ??t?? confirm??s par l'observation. L'inflation est donc d??sormais consid??r??e comme faisant partie de la chaude norme Big Bang cosmologie. Le hypoth??tique particule ou domaine consid??r?? comme responsable de l'inflation est appel??e inflaton.
Vue d'ensemble
Alors que la relativit?? restreinte contraint objets de l'univers de se d??placer plus rapidement par rapport ?? l'autre ?? la vitesse de la lumi??re, il n'y a pas cette contrainte dans la relativit?? g??n??rale . Un univers en expansion a g??n??ralement un horizon cosmologique qui, par analogie avec le plus familier horizon caus??e par la courbure de la surface de la Terre, marque la limite de la partie de l'univers que l'observateur peut voir. Objets del?? de l'horizon cosmologique se d??placent si vite que la lumi??re (ou un autre rayonnement ??lectromagn??tique) est incapable d'atteindre l'observateur.
Il ya deux fa??ons de d??crire un espace-temps avec un horizon: localement et globalement. L'image locale comprend que ce est (potentiellement) visible depuis un point donn?? dans l'espace-temps, alors que l'image globale comprend des r??gions non observables au-del?? de l'horizon. Les deux perspectives sont li??es par un processus d'extension: partout o?? il ya un horizon, une solution particuli??re de la relativit?? g??n??rale peut ??tre ??tendue au-del?? en supposant que rien de sp??cial qui se passe l??-bas (ce est ?? dire, qu'il "ressemble ??" la r??gion au sein de l'horizon) . Les points locaux et mondiaux de vue ont des notions de temps. Du point de vue local l'horizon est infiniment loin dans l'avenir et rien ne arrive jamais ?? elle, alors que du point de vue global de l'horizon est une surface ordinaire au temps fini, et ?? la fois espace et le temps se ??tendent au-del??. Ignorant la m??canique quantique , les deux images sont ??quivalentes: toute d??claration physique peut ??tre traduit librement d'avant en arri??re, et deux photos d'accord sur les r??sultats de toutes les exp??riences physiques.
Pour la cosmologie dans le point de vue global, l' univers observable est l'un correctif de causalit?? d'un univers observable beaucoup plus grande; il ya des parties de l'univers qui ne peuvent pas communiquer avec nous encore. Ces parties de l'univers sont hors de notre horizon cosmologique actuel. Dans le grand mod??le bang chaude standard, sans inflation, l'horizon cosmologique sort, apportant de nouvelles r??gions en vue. Comme on le voit ces r??gions pour la premi??re fois, ils ne semblent pas diff??rents de toute autre r??gion de l'espace, nous avons d??j?? vu: ils ont un rayonnement de fond qui est ?? peu pr??s exactement la m??me temp??rature que le rayonnement d'autres r??gions de fond, et de leur espace- courbure de temps ??volue lock-??tape avec les n??tres. Cela pose un myst??re: comment ces nouvelles r??gions savent ce que la temp??rature et la courbure qu'ils ??taient cens??s avoir? Ils ne pouvaient pas ont appris par des signaux ?? obtenir, parce qu'ils ne ??taient pas en communication avec notre c??ne de lumi??re pass?? avant.
Inflation r??pond ?? cette question en postulant que toutes les r??gions sont d'une autre ??poque avec une grande ??nergie du vide, ou constante cosmologique. Un espace avec une constante cosmologique est qualitativement diff??rente: au lieu de d??placer vers l'ext??rieur, l'horizon cosmologique reste en place. Pour tout un observateur, la distance ?? l' horizon cosmologique est constante. Avec l'expansion de fa??on exponentielle l'espace, deux observateurs ?? proximit?? sont s??par??s tr??s rapidement; tant et si bien, que la distance entre les d??passe rapidement les limites de communications. Dans le point de vue global, les tranches spatiales se d??veloppent tr??s rapidement pour couvrir d'??normes volumes. Dans le point de vue local, les choses sont constamment en mouvement au-del?? de l'horizon cosmologique, qui est une distance fixe de distance, et tout devient homog??ne tr??s rapidement.
Dans les deux sens, comme le champ d'inflation d??tend lentement le vide, la constante cosmologique tend vers z??ro, et l'espace commence ?? se d??velopper normalement. Les nouvelles r??gions qui viennent en vue au cours de la phase d'expansion normale, dans le point de vue global, sont exactement les m??mes r??gions qui ont ??t?? pouss??s hors de l'horizon pendant le gonflage, et donc ils ne sont pas n??cessairement ?? pratiquement la m??me temp??rature et la courbure, parce qu'ils provenir du m??me petit bout de l'espace. Dans le point de vue local, l'horizon cosmologique est encore au big bang, et l'inflation se passe toujours dans une peau fine o?? le temps est presque arr??t??, et le m??me processus produit de nouvelles r??gions comme toujours, jusqu'?? de petites fluctuations.
L'inflation du point de vue global est souvent appel?? l'inflation ??ternelle. Sur une tranche globale constante de temps, les r??gions avec l'inflation ont un volume croissant de fa??on exponentielle, tandis que les r??gions qui ne sont pas gonflent pas. Cela signifie que le volume de la partie de gonflage de l'univers dans l'image globale est toujours incroyablement grande que la partie qui a cess?? de gonfler. Si la probabilit?? de diff??rentes r??gions est compt?? en volume, on devrait se attendre que l'inflation ne finira jamais, ou l'application de conditions aux limites que nous existons ?? l'observer, que l'inflation finira le plus tard possible. Pond??ration en volume ne est pas naturel dans le point de vue local o?? l'inflation ne est pas ??ternel, il se termine finalement vu par tout observateur unique. Cette image donne un sens ?? la distribution de probabilit?? sur la paysage anthropique.
La th??orie de l'inflation dans une image explique pourquoi les temp??ratures et les courbures des diff??rentes r??gions sont si pr??s ??gale, et il pr??dit que la courbure totale d'un espace-tranche ?? temps global constante est z??ro. Cette pr??vision signifie que la question totale ordinaire, la mati??re noire , et r??siduelle ??nergie du vide dans l'univers doivent correspondre ?? la densit?? critique, une pr??diction qui est confirm?? de mani??re tr??s pr??cise. Plus frappant encore, l'inflation permet aux physiciens de calculer les diff??rences de temp??rature de minutes dans diff??rentes r??gions de fluctuations quantiques ?? l'??poque inflationniste, et ces pr??dictions quantitatives ont ??galement ??t?? confirm??.
dilate l'espace
Pour dire que l'espace se dilate de fa??on exponentielle signifie que deux observateurs inertiels se d??placent plus ??loign??s ?? l'acc??l??ration vitesse. En coordonn??es stationnaires pour un observateur, un patch d'un univers de gonflage a la suivante polaire m??trique:
Ce est juste comme un inside-out trou noir m??trique il a un z??ro dans la 
composant sur une sph??re de rayon fixe appel?? horizon cosmologique . Les objets sont attir??s loin de l'observateur au 
vers l'horizon cosmologique, dont ils se croisent dans un bon moment finie. Cela signifie que les inhomog??n??it??s sont liss??es, comme les bosses ou de la mati??re ?? la surface d'un horizon du trou noir sont d'ingestion et de dispara??tre.
Depuis la m??trique espace-temps n'a pas de d??pendance explicite en temps, une fois un observateur a franchi l'horizon cosmologique, les observateurs plus ??troite dans prendre sa place. Ce processus de tomber vers l'ext??rieur et des points de remplacement sont toujours plus ??troite dans le remplacement r??guli??rement souligne en outre-une expansion exponentielle de l'espace-temps.
Cet ??tat d'??quilibre l'espace-temps expansion exponentielle est appel?? Espace de Sitter, et pour la soutenir il doit y avoir un constante cosmologique, un ??nergie de vide proportionnel ?? 
partout. Dans ce cas, la ??quation d'??tat est 
. Les conditions physiques d'un moment ?? l'autre sont stables: le taux d'expansion, appel?? le param??tre de Hubble , est ?? peu pr??s constante, et le facteur d'??chelle de l'univers est proportionnelle ?? 
. L'inflation est souvent appel?? une p??riode d'expansion acc??l??r??e parce que la distance entre deux observateurs fixes augmente de fa??on exponentielle (ce est ?? dire ?? un rythme acc??l??r?? ?? mesure qu'ils progressent en dehors), tandis que peut rester ?? peu pr??s constant (voir param??tre de d??c??l??ration).
Peu inhomog??n??it??s restent
L'inflation cosmologique a pour effet de lisser importante inhomog??n??it??s, et les anisotropies courbure de l'espace. Cela pousse l'univers dans un ??tat tr??s simple, dans laquelle il est compl??tement domin??e par la inflaton domaine, la source de la constante cosmologique, et les seules inhomog??n??it??s importantes sont les minuscules fluctuations quantiques dans le inflaton. L'inflation dilue ??galement des particules exotiques lourds, tels que le monop??les magn??tiques pr??dites par de nombreuses extensions au mod??le standard de la physique des particules . Si l'univers ne ??tait assez chaud pour former ces particules avant une p??riode d'inflation, ils ne seraient pas observ??es dans la nature, comme ils le seraient si rare qu'il est tr??s probable qu'il y en a pas dans l' univers observable . Ensemble, ces effets sont appel??es inflationniste ??th??or??me sans cheveux" par analogie avec la pas th??or??me de cheveux pour les trous noirs .
Le ??non-cheveux" th??or??me travaille essentiellement en raison de l'horizon cosmologique ne est pas diff??rent d'un horizon du trou noir, ?? l'exception des d??saccords philosophiques sur ce qui est de l'autre c??t??. L'interpr??tation du th??or??me no-cheveux est que l'univers (observables et non observables) ??largit par un facteur ??norme pendant le gonflage. Dans un univers en expansion, densit??s d'??nergie tombent g??n??ralement, ou se dilu??s, que le volume de l'univers augmente. Par exemple, la densit?? de courant "froid" mati??re (poussi??re) diminue ?? mesure que l'inverse du volume: quand dimensions lin??aires double, la densit?? d'??nergie va vers le bas par un facteur de huit; la densit?? d'??nergie de rayonnement diminue encore plus rapidement que l'univers se ??tend depuis la longueur d'onde de chaque photon est ??tir?? ( d??cal??e vers le rouge ), en plus des photons ??tant dispers??es par l'expansion. Lorsque les dimensions lin??aires sont doubl??s, la densit?? d'??nergie du rayonnement tombe par un facteur de seize ans. Lors du gonflage, la densit?? d'??nergie dans la inflaton domaine est ?? peu pr??s constante. Cependant, la densit?? d'??nergie dans des inhomog??n??it??s, courbure, et anisotropies particules exotiques diminue, et ?? travers ceux-ci suffisante inflation deviennent n??gligeables. Cela laisse un univers vide, plat et sym??trique, qui est rempli de rayonnement lorsque l'inflation se termine.
Exigence cl??
Une exigence cl?? est que l'inflation doit continuer assez longtemps pour produire l'univers observable pr??sente ?? partir d'un seul petit inflationniste Le volume Hubble. Cela est n??cessaire pour se assurer que l'univers semble plat, homog??ne et isotrope aux plus grandes ??chelles observables. Cette exigence est g??n??ralement consid??r??e comme remplie si l'univers ??tendu par un facteur d'au moins 10 26 pendant le gonflage.
R??chauffer
L'inflation est une p??riode de surfondue d'expansion, lorsque la temp??rature chute d'un facteur de 100 000 ou plus. (La baisse exact d??pend du mod??le, mais dans les premiers mod??les ??tait typiquement de 10 27 K jusqu'?? 10 K. 22) Cette temp??rature relativement basse est maintenue pendant la phase d'inflation. Lorsque l'inflation se termine la temp??rature revient ?? la temp??rature pr??-inflationniste; ce est ce qu'on appelle le r??chauffage ou la thermalisation parce que la grande ??nergie potentielle du champ inflaton se d??sint??gre en particules et remplit l'univers du mod??le standard des particules, y compris le rayonnement ??lectromagn??tique , ?? partir de la rayonnement domin?? la phase de l'Univers. Parce que la nature de l'inflation ne est pas connu, ce processus est encore mal comprise, m??me si on croit avoir lieu ?? travers un r??sonance param??trique.
Motivations
L'inflation r??sout plusieurs probl??mes dans le Big Bang la cosmologie qui ont ??t?? d??couverts dans les ann??es 1970. L'inflation a ??t?? d??couvert par Guth alors qu'il enqu??tait sur le probl??me de savoir pourquoi nous ne voyons pas monop??les magn??tiques aujourd'hui; il a constat?? que une ??nergie positive Faux vide serait, selon la relativit?? g??n??rale , g??n??rer une croissance exponentielle de l'espace. Il a ??t?? tr??s vite rendu compte que cette expansion permettrait de r??soudre de nombreux autres probl??mes de longue date. Ces probl??mes d??coulent de l'observation que de regarder comme il le fait aujourd'hui, l'univers devrait avoir commenc?? ?? partir de tr??s finement r??gl??, ou les conditions initiales ??sp??ciaux?? ?? la Big Bang. L'inflation tente de r??soudre ces probl??mes en fournissant un m??canisme dynamique qui anime l'univers ?? cet ??tat sp??cial, rendant ainsi un univers comme le n??tre beaucoup plus probable dans le contexte de la th??orie du Big Bang.
Probl??me de l'horizon
Le horizon probl??me est le probl??me de la d??termination de la raison pour laquelle l'univers appara??t statistiquement homog??ne et isotrope selon la principe cosmologique. Par exemple, les mol??cules dans une cartouche de gaz sont r??parties de fa??on homog??ne et isotrope parce qu'ils sont en ??quilibre thermique: gaz dans le r??servoir a eu assez de temps pour interagir pour dissiper inhomog??n??it??s et anisotropies. La situation est tr??s diff??rente dans le mod??le du big bang sans inflation, parce que l'expansion de gravitation ne donne pas l'univers primitif assez de temps pour se ??quilibrer. Dans un big bang avec seulement la question et rayonnement connu dans le mod??le standard , deux r??gions tr??s ??loign??es de l'univers observable ne peut pas avoir ??quilibr??e parce qu'ils se d??placent les uns des autres plus vite que la vitesse de la lumi??re -ce ne ont jamais entrer en contacts causalit??: dans l'histoire de l'univers, de retour aux premiers temps, il n'a pas ??t?? possible d'envoyer un signal lumineux entre les deux r??gions. Parce qu'ils ne ont pas d'interaction, il est difficile d'expliquer pourquoi ils ont la m??me temp??rature (thermiquement ??quilibr??e). En effet, la Rayon de Hubble dans un rayonnement ou un univers domin?? par la mati??re se d??veloppe beaucoup plus rapidement que les longueurs physiques et ainsi les points qui sont hors de communication viennent en communication. Historiquement, deux solutions propos??es ??taient l'univers de Phoenix Georges Lema??tre et connexes univers oscillatoire Richard Chase Tolman, et de la Univers de Mixmaster Charles Misner. Lema??tre et Tolman propos?? un univers soumis ?? un certain nombre de cycles de contraction et d'expansion pourrait entrer en ??quilibre thermique. Leurs mod??les ne ont pas, toutefois, en raison de l'accumulation d' entropie sur plusieurs cycles. Misner fait la (fin de compte incorrect) conjecture que le m??canisme Mixmaster, qui fait l'univers plus chaotique, pourrait conduire ?? l'homog??n??it?? et l'isotropie statistique.
Probl??me de la platitude
Un autre probl??me est la probl??me de plan??it?? (qui est parfois appel?? l'un des Dicke de r??troannotation, l'autre ??tant la probl??me constante cosmologique). Il ??tait connu dans les ann??es 1960 que la densit?? de mati??re dans l'univers est comparable ?? la densit?? critique n??cessaire pour un univers plat (ce est un univers dont ?? grande ??chelle la g??om??trie est l'habitude la g??om??trie euclidienne , plut??t qu'une non-euclidienne hyperbolique ou g??om??trie sph??rique).
Par cons??quent, quel que soit le la forme de l'univers de la contribution de courbure spatiale ?? l'expansion de l'univers ne pourrait pas ??tre beaucoup plus grande que la contribution de la mati??re. Mais comme l'univers est en expansion, la courbure Redshifts distance plus lentement que la mati??re et le rayonnement. Extrapol?? dans le pass??, cela pr??sente un probl??me de r??glage fin parce que la contribution de courbure de l'univers doit ??tre exponentiellement petite (seize ordres de grandeur inf??rieure ?? la densit?? de rayonnement au big bang nucl??osynth??se, par exemple). Ce probl??me est exacerb?? par les r??centes observations du fond diffus cosmologique qui ont d??montr?? que l'univers est plat ?? l'exactitude de quelques pour cent.
Probl??me Magnetic-monopole
Le probl??me de monop??le magn??tique (parfois appel?? le probl??me exotique reliques) dit que si l'univers primitif ??tait tr??s chaud, un grand nombre de tr??s lourd, stable monop??les magn??tiques seraient produites. Ce est un probl??me avec Th??ories de Grande Unification, qui propose que, ?? des temp??ratures ??lev??es (comme dans l'univers primitif) la force ??lectromagn??tique , fort, et faible forces nucl??aires ne sont pas r??ellement forces fondamentales, mais surviennent en raison de brisure spontan??e de sym??trie d'un seul th??orie de jauge. Ces th??ories pr??disent un certain nombre de particules stables, lourdes qui ne ont pas encore ??t?? observ??es dans la nature. Le plus c??l??bre est le monop??le magn??tique, une sorte de stabilit??, "noeud" lourde dans le champ magn??tique. Monop??les devraient ??tre produites copieusement Th??ories de Grande Unification ?? haute temp??rature, et ils auraient persist?? jusqu'?? nos jours, ?? tel point qu'ils deviendraient le principal constituant de l'univers. Non seulement est-ce pas le cas, mais toutes les recherches pour eux ont jusqu'ici av??r?? infructueux, l'imposition de limites strictes sur la densit?? des monop??les magn??tiques relique dans l'univers. Une p??riode d'inflation qui se produit en dessous de la temp??rature ?? laquelle monop??les magn??tiques peuvent ??tre produites offrirait une possible r??solution de ce probl??me: monop??les serait s??par?? de l'autre que l'univers autour d'eux se d??veloppe, r??duisant potentiellement leur densit?? observ??e par plusieurs ordres de grandeur. Bien que, comme cosmologiste Martin Rees a ??crit, "sceptiques sur la physique exotique pourraient ne pas ??tre tr??s impressionn?? par un argument th??orique pour expliquer l'absence de particules qui sont eux-m??mes seulement hypoth??tique. La m??decine pr??ventive peut facilement sembler 100 pour cent efficace contre une maladie qui ne existe pas!"
Histoire
Pr??curseurs
Dans les premiers jours de la relativit?? g??n??rale , Albert Einstein introduit le constante cosmologique pour permettre ?? un solution statique qui ??tait une sph??re en trois dimensions avec une densit?? uniforme de la mati??re. Un peu plus tard, Willem de Sitter trouv?? un univers gonfler tr??s sym??trique, qui d??crit un univers avec une constante cosmologique qui est par ailleurs vide. Il a ??t?? d??couvert que la solution d'Einstein est instable, et si il ya des petites fluctuations, il a fini soit effondre ou se transforme en de de Sitter.
Au d??but des ann??es 1970, Zeldovich remarqu?? la plan??it?? et l'horizon de graves probl??mes de la cosmologie du Big Bang; avant que son travail, la cosmologie ??tait pr??sum?? ??tre sym??trique pour des raisons purement philosophiques. En Union sovi??tique, ce conduit et d'autres consid??rations et Belinski Khalatnikov d'analyser la chaotique BKL singularit?? dans la relativit?? g??n??rale. Misner de Univers mixmaster tent?? d'utiliser ce comportement chaotique de r??soudre les probl??mes cosmologiques, avec un succ??s limit??.
?? la fin des ann??es 1970, Sidney Coleman a appliqu?? le d??velopp??e par des techniques instanton Alexander Polyakov et ses collaborateurs d'??tudier le sort de la fausse vide dans la th??orie quantique des champs. Comme une phase m??tastable en m??canique statistique eau en dessous de la temp??rature de cong??lation ou au-dessus du point-un champ quantique d'??bullition aurait besoin d'nucl??er une grosse bulle de la nouvelle assez vide, la nouvelle phase, afin de faire une transition. Coleman a trouv?? la voie de d??croissance le plus probable pour la d??sint??gration de vide et la dur??e de vie calcul??e inverse par unit?? de volume. Il a finalement not?? que les effets gravitationnels seraient importantes, mais il n'a pas calculer ces effets et ne se appliquait pas les r??sultats ?? la cosmologie.
En Union sovi??tique, Alexei Starobinsky noter que des corrections quantiques ?? la relativit?? g??n??rale devraient ??tre importantes dans l'univers primitif, et ceux-ci conduira g??n??rique pour courbure-squared corrections ?? la Action d'Einstein-Hilbert. La solution des ??quations d'Einstein dans la pr??sence d'une courbure carr?? termes, lorsque les courbures sont grandes, peut conduire ?? une constante cosmologique efficace, donc il a propos?? que l'univers primitif pass?? par une phase de DESITTER, une ??re inflationniste. Ce r??solu les probl??mes de la cosmologie, et a conduit ?? des pr??visions sp??cifiques pour les corrections au rayonnement de fond, des corrections qui ont ??t?? calcul?? en d??tail un peu plus tard.
En 1978, Zeldovich not?? le probl??me de monopole, qui ??tait une version quantitative sans ambigu??t?? du probl??me de l'horizon, cette fois dans un sous-champ ?? la mode de la physique des particules, qui a conduit ?? plusieurs tentatives sp??culatives de le r??soudre. En 1980, travaillant dans l'ouest, Alan Guth a r??alis?? cette fausse d??croissance de vide dans l'univers primitif permettrait de r??soudre le probl??me, le conduisant ?? proposer scalaire inflation entra??n??e. Starobinsky de et les sc??narios de Guth fois pr??dit une phase de DESITTER initiale, ne diff??rant que par les d??tails du m??canisme.
Les premiers mod??les inflationnistes
L'inflation a ??t?? propos?? en Janvier 1980 par Alan Guth comme un m??canisme pour r??soudre ces probl??mes. Dans le m??me temps, a fait valoir que Starobinsky corrections quantiques ?? la gravit?? remplaceraient la singularit?? initiale de l'univers avec une phase DESITTER croissance exponentielle. En Octobre 1980, le D??mosth??ne Kazanas sugg??r?? que l'expansion exponentielle pourrait ??liminer l' horizon de particules et peut-??tre r??soudre le probl??me de l'horizon, tandis que Sato a sugg??r?? que la croissance exponentielle pourrait ??liminer murs de domaine (une autre sorte de relique exotique). En 1981 Einhorn et Sato ont publi?? un mod??le similaire ?? Guth de et ont montr?? qu'il permettrait de r??soudre le casse-t??te de la magn??tique abondance de monopole dans Th??ories de Grande Unification. Comme Guth, ils ont conclu qu'un tel mod??le non seulement n??cessaire un r??glage fin de la constante cosmologique, mais serait ??galement tr??s probablement conduire ?? un univers beaucoup trop granuleux, ce est ?? dire, ?? de grandes variations de densit?? r??sultant de collisions de paroi de la bulle.
Guth a propos?? que l'univers primitif refroidi, il a ??t?? pi??g?? dans un fausse vide avec une haute densit?? d'??nergie, qui est un peu comme un constante cosmologique. Comme l'univers tr??s t??t il a ??t?? refroidi pi??g?? dans un ??tat m??tastable (ce ??tait surfusion) dont il ne pouvait sortir de la pourriture dans le processus de nucl??ation des bulles via tunnel quantique. Bulles de vrai vide former spontan??ment dans la mer de faux vide et commencer en pleine expansion ?? la vitesse de la lumi??re . Guth a reconnu que ce mod??le ??tait probl??matique parce que le mod??le n'a pas r??chauffer correctement: lorsque les bulles nucl????es, ils ne g??n??rent aucun rayonnement. Rayonnement ne pouvait ??tre g??n??r?? lors de collisions entre parois des bulles. Mais si l'inflation a dur?? assez longtemps pour r??soudre les probl??mes conditions initiales, les collisions entre les bulles sont devenus extr??mement rares. En tout ??tat de cause ?? effet correctif une, il est probable que seule une bulle nucl????e.
Lent-roll inflation
Le probl??me bulle de collision a ??t?? r??solu par Andrei Linde et ind??pendamment par Andreas Albrecht et Paul Steinhardt dans un mod??le nomm?? nouveau l'inflation ou lent-roll inflation (le mod??le de Guth est ensuite devenu connu sous le nom ancien de l'inflation). Dans ce mod??le, au lieu de l'effet tunnel d'un ??tat de faux vide, se est produite l'inflation par un champ scalaire d??valant une colline d'??nergie potentielle. Lorsque les rouleaux de terrain tr??s lentement par rapport ?? l'expansion de l'univers, l'inflation se produit. Toutefois, lorsque la colline devient plus raide, les extr??mit??s de l'inflation et r??chauffage peuvent se produire.
Effets des asym??tries
Finalement, il a ??t?? montr?? que le nouveau gonflage ne produit pas un univers parfaitement sym??trique, mais que les petites fluctuations quantiques du inflaton sont cr????s. Ces minuscules fluctuations forment les graines primordiales pour toute la structure cr????e dans l'univers plus tard. Ces fluctuations ont d'abord ??t?? calcul??s par Viatcheslav Mukhanov et GV Chibisov dans l' Union sovi??tique dans l'analyse de mod??le similaire de Starobinsky. Dans le contexte de l'inflation, ils ont ??t?? ??labor??s ind??pendamment des travaux de Mukhanov et Chibisov au trois semaines Nuffield 1982 Atelier sur l'Univers Very Early ?? l'Universit?? de Cambridge . Les fluctuations ont ??t?? calcul??s par quatre groupes de travail s??par??ment au cours de l'atelier: Stephen Hawking ; Starobinsky; Guth et So-Young Pi; et James M. Bardeen, Paul Steinhardt et Michael Turner.
??tat observationnelle
L'inflation est un m??canisme pour r??aliser le principe cosmologique qui est la base du mod??le standard de la cosmologie physique: il repr??sente l'homog??n??it?? et l'isotropie de l'univers observable. En outre, elle rend compte de la plan??it?? et l'absence observ??e de monop??les magn??tiques. Depuis les premiers travaux de Guth, chacun de ces observations a re??u une nouvelle confirmation, le plus impressionnant par les observations d??taill??es du fond diffus cosmologique faites par le Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) vaisseau spatial. Cette analyse montre que l'univers est plat avec une pr??cision d'au moins quelques pour cent, et qu'il est homog??ne et isotrope ?? une partie dans 10.000.
En outre, l'inflation pr??dit que form?? les structures visibles dans l'univers d'aujourd'hui ?? travers la effondrement gravitationnel des perturbations qui ont ??t?? form??s que les fluctuations de la m??canique quantique dans l'??poque inflationniste. La forme d??taill??e du spectre de perturbations appel?? pr??s-??chelle invariant Champ al??atoire gaussienne (ou spectre Harrison-Zel'dovich) est tr??s sp??cifique et a seulement deux param??tres libres, l'amplitude du spectre et l'indice spectral qui mesure la l??g??re d??viation de l'invariance d'??chelle pr??vue par l'inflation (parfait invariance d'??chelle correspond ?? la id??alis??e de Sitter univers). L'inflation pr??dit que les perturbations observ??es devraient ??tre en ??quilibre thermique avec l'autre (ils sont appel??s adiabatique ou perturbations isentropes). Cette structure des perturbations a ??t?? confirm??e par la sonde WMAP et d'autres exp??riences cosmologique de fond, et enqu??tes galaxies, en particulier les cours Sloan Digital Sky Survey. Ces exp??riences ont montr?? que, d'une part en 10 000 inhomog??n??it??s observ??es ont exactement la forme pr??dite par la th??orie. En outre, il existe des preuves d'une l??g??re d??viation de l'invariance d'??chelle. L'indice spectral, n s est ??gal ?? un pour un spectre d'??chelle invariant. Les mod??les les plus simples de l'inflation pr??disent que cette quantit?? est comprise entre 0,92 et 0,98. A partir des donn??es prises par la sonde WMAP on peut en d??duire que n s = 0,963 ?? 0,012, ce qui implique qu'il diff??re de l'autre au niveau de deux ??carts-types (2σ). Ceci est consid??r?? comme une confirmation importante de la th??orie de l'inflation.
Un certain nombre de th??ories de l'inflation ont ??t?? propos??es qui font radicalement diff??rentes pr??dictions, mais ils ont g??n??ralement beaucoup plus r??glage fin ne est n??cessaire. Comme un mod??le physique, toutefois, l'inflation est le plus pr??cieux en ce qu'il pr??voit robuste les conditions initiales de l'univers bas?? sur seulement deux param??tres r??glables: l'indice spectral (qui ne peut changer dans une petite gamme) et l'amplitude des perturbations. Sauf dans les mod??les artificiels, ce est vrai quel que soit l'inflation est r??alis?? en physique des particules.
Occasionnellement, des effets sont observ??s, qui semblent contredire les mod??les les plus simples de l'inflation. Les donn??es de WMAP de premi??re ann??e a sugg??r?? que le spectre pourrait ne pas ??tre pr??s ??chelle invariant, mais pourrait plut??t avoir une l??g??re courbure. Toutefois, les donn??es de troisi??me ann??e ont r??v??l?? que l'effet ??tait une anomalie statistique. Un autre effet a ??t?? remarqu??e depuis le premier fond diffus cosmologique par satellite, le Cosmic Background Explorer: l'amplitude de la moment quadrupolaire du fond diffus cosmologique est ??tonnamment faible et les autres multipoles faibles semblent ??tre pr??f??rentiellement align?? avec le plan de l'??cliptique. Certains ont pr??tendu que ce est une signature de non-gaussianit?? et contredit ainsi les mod??les les plus simples de l'inflation. D'autres ont sugg??r?? que l'effet peut ??tre d?? ?? autre nouvelle physique, la contamination premier plan, ou m??me biais de publication.
Un programme exp??rimental est en cours pour promouvoir l'inflation de test avec des mesures plus pr??cises du fond diffus cosmologique. En particulier, des mesures de haute pr??cision de la soi-disant ??modes B" de la polarisation du rayonnement de fond seront la preuve de la rayonnement gravitationnel produit par l'inflation, et ils seront ??galement montrer si l'??chelle d'??nergie de l'inflation pr??dit par les mod??les les plus simples (10 15 -10 16 GeV) est correct. Ces mesures doivent ??tre effectu??es par le Planck, m??me se il est difficile de savoir si le signal sera visible, ou si la contamination de sources de premier plan va interf??rer avec ces mesures. D'autres mesures ?? venir, tels que ceux de 21 centim??tre rayonnement (rayonnement ??mis ?? partir de l'hydrog??ne absorb?? et neutre avant le premi??res ??toiles allum??s), peut mesurer le spectre de puissance avec encore plus de r??solution que les enqu??tes micro-ondes de fond et Galaxy cosmiques, mais on ne sait pas si ces mesures seront possibles ou si des interf??rences avec les sources de radio sur terre et dans la galaxie sera trop grande.
L'??nergie sombre est globalement similaire ?? l'inflation, et est pens?? pour ??tre la cause de l'expansion de l'univers d'aujourd'hui se acc??l??rer. Cependant, l'??chelle d'??nergie de l'??nergie sombre est beaucoup plus faible, 10 -12 GeV, environ 27 ordres de grandeur inf??rieure ?? l'??chelle de l'inflation.
Statut th??orique
| Est la th??orie de l'inflation cosmologique correcte, et si oui, quels sont les d??tails de cette ??poque? Qu'est-ce que l'hypoth??tique inflaton domaine donnant lieu ?? l'inflation? |
Dans la proposition pr??coce de Guth, on pensait que le inflaton ??tait le Higgs champ, le champ qui explique la masse des particules ??l??mentaires. On pense maintenant que la inflaton ne peut ??tre le champ de Higgs bien que la r??cente d??couverte du boson de Higgs a augment?? le nombre d'??uvres qui envisagent le champ de Higgs que inflaton. Autres mod??les d'inflation sont appuy??s sur les propri??t??s de grandes th??ories unifi??es. Depuis les mod??les les plus simples de grande unification ont ??chou??, il est maintenant consid??r?? par de nombreux physiciens que l'inflation sera inclus dans un la th??orie supersym??trique comme la th??orie des cordes ou une grande th??orie unifi??e supersym??trique. ?? l'heure actuelle, alors que l'inflation est entendu principalement par ses pr??dictions d??taill??es de la conditions initiales pour l'univers primitif chaud, la physique des particules est en grande partie la mod??lisation ad hoc.En tant que tel, bien que les prévisions d'inflation ont été cohérents avec les résultats des tests d'observation, il ya beaucoup de questions ouvertes sur la théorie.
Problème de réglage fin
Un des défis les plus graves pour l'inflation découle de la nécessité d' un réglage fin dans les théories inflationnistes. Dans la nouvelle inflation, les conditions lent roulis doivent être satisfaites pour que l'inflation se produit. Les conditions lent-roll disent que le inflaton potentiel doit être plat (par rapport à la grande énergie du vide) et que les particules inflaton doit avoir une petite masse. Pour que la nouvelle théorie de l'inflation de Linde, Albrecht et Steinhardt pour être réussie, donc, il semble que l'univers doit avoir un champ scalaire avec un conditions initiales potentiels et spéciaux en particulier plats.
Andrei Linde
Andrei Linde a proposé une théorie connue sous le nom de l'inflation chaotique dans laquelle il a suggéré que les conditions en matière d'inflation sont en fait satisfait tout à fait générique et l'inflation auront lieu dans pratiquement tous les univers qui commence dans un état ??????d'énergie chaotique de haut et a un champ scalaire avec énergie potentielle illimitée. Cependant, dans son modèle le champ inflaton prend nécessairement des valeurs plus grandes que d'une unité de Planck: pour cette raison, ils sont souvent appelés grand champ modèles et les nouveaux modèles d'inflation concurrents sont appelés petits terrain modèles. Dans cette situation, les prédictions de la théorie de champ effectif sont pensés pour être valide, comme renormalisation devrait provoquer d'importantes corrections qui pourraient empêcher l'inflation. Ce problème n'a pas encore été résolu et certains cosmologistes valoir que les modèles de champ petits, où l'inflation peut se produire à une échelle beaucoup moins d'énergie, sont de meilleurs modèles de l'inflation. Alors que l'inflation dépend de la théorie quantique des champs (et du rapprochement semi-classique à la gravité quantique) de façon importante, il n'a pas été complètement réconcilié avec ces théories.
Robert Brandenberger a comment?? le r??glage fin dans une autre situation. L'amplitude des inhomogénéités primordiales produits de l'inflation est directement liée à l'échelle de l'énergie de l'inflation. Il ya des suggestions fortes que cette échelle est d'environ 10 16 GeV ou 10 -3 fois la énergétiques Planck. L'échelle naturelle est naïvement l'échelle de Planck donc cette petite valeur pourrait être considéré comme une autre forme de réglage fin (appelé un problème de hiérarchie): la densité d'énergie donnée par le potentiel scalaire est en baisse de 10 -12 par rapport à la densité de Planck. Ceci est généralement pas considéré comme un problème critique, cependant, parce que l'ampleur de l'inflation correspond naturellement à l'échelle de l'unification de la jauge.
L'inflation éternelle
Dans de nombreux modèles d'inflation, la phase inflationniste de l'expansion de l'univers ne dure éternellement au moins dans certaines régions de l'univers. Cela se produit parce que les régions de gonflage développer très rapidement, se reproduire. À moins que le taux de décroissance de la phase non-gonflage est suffisamment rapide, de nouvelles régions de gonflage sont produites plus rapidement que les régions non-gonflant. Dans ces modèles plus du volume de l'univers à un moment donné gonfle. Tous les modèles d'inflation éternelle produisent un multivers infinie, généralement une fractale.
Bien que l'inflation nouvelle roule classiquement sur ??????le potentiel, les fluctuations quantiques peuvent parfois ramener à des niveaux précédents. Ces régions dans lesquelles l' expansion vers le haut inflaton fluctue beaucoup plus rapide que les régions dans lesquelles la inflaton a une énergie potentielle plus faible et ont tendance à dominer en termes de volume physique. Cet état ??????d'équilibre, qui a d'abord développé par Vilenkin, est appelé "l'inflation éternelle". Il a été démontré que toute théorie inflationniste avec un potentiel sans limite est éternel. Il est une conclusion populaire parmi les physiciens que cet état ??????stationnaire peut pas continuer éternellement dans le passé. L'espace-temps inflationniste, qui est similaire à l'espace dé Sitter, est incomplète sans une région de passation de marchés. Cependant, contrairement à l'espace de Sitter, les fluctuations dans un espace inflationniste contractants seront effondrer pour former une singularité gravitationnelle, un point où les densités deviennent infinies. Par conséquent, il est nécessaire d'avoir une théorie pour des conditions initiales de l'univers. Linde, cependant, croit l'inflation peut être passé éternel.
Conditions initiales
Certains physiciens ont essayé d'éviter des conditions initiales problème en proposant des modèles pour un univers gonfler éternellement sans origine. Ces modèles proposent que tout l'univers, sur les plus grandes échelles, développe de façon exponentielle, il a été, est et sera toujours, l'espace infini et a existé, et existera toujours.
Autres propositions tentent de décrire la création ex nihilo de l'univers basé sur la cosmologie quantique et l'inflation suivant. Vilenkin mis de l'avant un tel scénario. Hartle et Hawking offert la proposition no-limite pour la création initiale de l'univers dans lequel l'inflation vient tout naturellement.
Alan Guth a décrit l'univers inflationniste comme "ultime déjeuner gratuit": de nouveaux univers, semblable à la nôtre, sont produits en permanence dans un vaste contexte de gonflage. Les interactions gravitationnelles, dans ce cas, contourner (mais ne violent pas) la première loi de la thermodynamique ( conservation de l'énergie) et la deuxième loi de la thermodynamique ( entropie et de la flèche du problème de temps). Cependant, alors qu'il ya un consensus que cela résout le problème initial conditions, certains ont contesté ce, car il est beaucoup plus probable que l'univers est venu à propos par une fluctuation quantique. Donald Page était un critique virulent de l'inflation en raison de cette anomalie. Il a souligné que la thermodynamique flèche du temps nécessite faible entropie conditions initiales, ce qui serait très peu probable. Selon eux, plutôt que de résoudre ce problème, la théorie de l'inflation aggrave encore il - le réchauffement à la fin de l'inflation de l'époque des augmentations d'entropie, ce qui rend nécessaire pour l'état initial de l'Univers pour être encore plus ordonnée que dans les autres théories du Big Bang sans phase de l'inflation.
Hawking et la page plus tard trouvé des résultats ambigus lorsqu'ils ont tenté de calculer la probabilité de l'inflation dans l'état initial Hartle-Hawking. D'autres auteurs ont fait valoir que, puisque l'inflation est éternelle, la probabilité n'a pas d'importance tant qu'il est pas précisément zéro: une fois qu'il démarre, l'inflation se perpétue et domine l'univers rapidement. Cependant, Albrecht et Lorenzo Sorbo ont fait valoir que la probabilité d'un cosmos inflationnistes cohérentes avec les observations d'aujourd'hui, émergents par une fluctuation aléatoire de quelque état ??????préexistant, par rapport à un cosmos non-inflationnistes favorise massivement le scénario inflationniste, tout simplement parce que le " semence "quantité d'énergie non-gravitationnelle nécessaire pour le cosmos inflationnistes est donc beaucoup moins que tout nécessaire pour une alternative non inflationniste, qui l'emporte sur toutes les considérations entropiques.
Un autre problème qui a parfois été mentionné est les effets problématiques trans-Planck ou trans-Planck. Depuis l'échelle d'énergie de l'inflation et de l'échelle de Planck sont relativement proches, quelques-uns des fluctuations quantiques qui ont fait de la structure de notre univers était plus petite que la longueur de Planck avant que l'inflation. Par conséquent, il devrait y avoir des corrections de la physique l'échelle de Planck, en particulier la théorie quantique de la gravité inconnue. Il ya eu un certain désaccord sur l'ampleur de cet effet: à savoir si il est juste sur le seuil de détectabilité ou totalement indétectable.
L'inflation hybride
Un autre type de l'inflation, appelée l'inflation hybride , est une extension de la nouvelle inflation. Il introduit champs scalaires supplémentaires, de sorte que, si l'un des champs scalaires est responsable de la lente inflation de roulis normale, une autre déclenche la fin du gonflage: lorsque l'inflation est poursuivi pendant suffisamment longtemps, il devient favorable pour le deuxième champ à désintégrer en une beaucoup plus faible état d'énergie.
En l'inflation hybride, un des champs scalaires est responsable de la plupart de la densité d'énergie (déterminant ainsi le taux d'expansion), tandis que l'autre est responsable pour le déploiement lent (déterminant ainsi la période de l'inflation et sa terminaison). Ainsi les fluctuations de l'ancien inflaton ne toucheraient pas la résiliation de l'inflation, tandis que les fluctuations de ce dernier ne seraient pas affecter le taux d'expansion. Par conséquent l'inflation hybride est pas éternel. Lorsque le second (lente laminage) inflaton atteint le bas de son potentiel, il modifie l'emplacement du minimum de potentiel de la première inflaton, ce qui conduit à un rouleau rapide de la inflaton bas de son potentiel, ce qui conduit à la cessation de l'inflation.
L'inflation et la chaîne cosmologie
La d??couverte de compactifications flux ont ouvert la voie pour concilier la théorie de l'inflation et de la ficelle. Une nouvelle théorie, appelée Brane l'inflation suggère que l'inflation découle de la motion de D-branes dans la géométrie compacifié, généralement vers une pile d'anti-D-branes. Cette théorie, régie par la mesure de Dirac-Born-Infeld , est très différente de l'inflation ordinaire. Les dynamiques sont pas complètement compris. Il semble que des conditions particulières sont nécessaires puisque l'inflation se produit dans tunnel entre deux vacua dans le paysage de la chaîne. Le processus de tunnel entre deux vacua est une forme de vieille inflation, mais l'inflation nouvelle doit alors se produire par un autre mécanisme.
L'inflation et la gravitation quantique à boucles
La théorie des cordes exige que, en plus des trois dimensions spatiales que nous observons, il existe d'autres dimensions qui sont recroquevillés ou compacifié (voir également la théorie de Kaluza-Klein). Dimensions supplémentaires apparaissent comme une composante fréquente des modèles de supergravité et d'autres approches à la gravit?? quantique. Cela soulève la question de savoir pourquoi quatre dimensions d'espace-temps est devenu grand et le reste est devenu unobservably petite. Une tentative de répondre à cette question, appelé la cosmologie de gaz de chaîne , a été proposée par Robert Brandenberger et Cumrun Vafa. Ce modèle met l'accent sur ??????la dynamique du début de l'univers considéré comme un gaz chaud de chaînes. Brandenberger et Vafa montrent qu'une dimension de l'espace-temps ne peut se développer si les cordes qui serpentent autour de lui peuvent efficacement anéantir l'autre. Chaque chaîne est un objet unidimensionnel, et le plus grand nombre de dimensions dans lequel deux chaînes seront génériquement croisent (et, sans doute, annihilent) est de trois. Par conséquent, on estime que le nombre le plus probable de (grandes) dimensions spatiales non-compactes est de trois. Les travaux en cours sur ce modèle tient à savoir si elle peut réussir à stabiliser la taille des dimensions compacifié et produire le spectre correct des perturbations de densité primordiales. Pour une revue récente, voir Les auteurs admet que leur modèle "ne résout pas les problèmes entropie et de planéité de la cosmologie norme ..... et nous pouvons fournir aucune explication à savoir pourquoi l'univers actuel est si proche d'être spatialement plat."
Le ekpyrotique et modèles cycliques sont également considérés comme des compléments à l'inflation. Ces modèles de résoudre le problème de l'horizon à travers une époque expansion bien avant le Big Bang, puis génèrent le spectre de perturbations primordiales de densité nécessaire au cours d'une phase de contraction menant à un Big Crunch. L'univers passe par le Big Crunch et émerge dans une chaude Big Bang phase. En ce sens, ils rappellent la univers oscillant proposé par Richard Chace Tolman: cependant, dans le modèle de Tolman l'âge total de l'univers est nécessairement finie, alors que dans ces modèles ce l'est pas nécessairement. Que le bon spectre de fluctuations de densité peut être produite, et si l'univers ne peut naviguer avec succès la transition Big Bang / Big Crunch, reste un sujet de controverse et de la recherche actuelle. Modèles ekpyrotique éviter le problème de monopole magnétique aussi longtemps que la température à la transition Big Crunch / Big Bang reste en dessous de l'échelle de Grande Unification, car cela est la température requise pour produire des monopôles magnétiques en premier lieu. En l'état, il n'y a aucune preuve d'une «ralentissement» de l'expansion, mais cela n'a rien de surprenant car on prévoit chaque cycle pour durer de l'ordre de un trillion d'années.
Un autre complément, lavitesse variable de la lumière modèle a également été théorisée parJean-Pierre Petit en 1988,John Moffat en 1992 ainsi Andreas Albrecht et João Magueijo en 1999, au lieu de l'expansion supraluminique la vitesse de la lumière est de 60 ordres de grandeur plus rapide que sa valeur actuelle résoudre les problèmes horizon et d'homogénéité dans l'univers précoce.
Les critiques
Depuis son introduction par Alan Guth en 1980, le paradigme inflationniste est devenu largement accepté. Néanmoins, de nombreux physiciens, des mathématiciens et des philosophes des sciences ont exprimé des critiques, affirmant promesses non tenues et le manque de soutien empirique sérieuse. En 1999, John Earman et Jesús Mosterín publié une analyse critique approfondie de la cosmologie inflationniste, concluant que "nous ne pensons pas qu'il existe, encore, de bonnes raisons pour admettre l'un des modèles de l'inflation dans le noyau standard de la cosmologie". Depuis 1999, les résultats de la mission WMAP en 2006 fait le cas empirique de l'inflation cosmique très convaincante.
Afin de travailler, et comme l'a souligné Roger Penrose à partir de 1986, l'inflation nécessite conditions initiales extrêmement spécifiques de son propre, de sorte que le problème (ou pseudoproblem) des conditions initiales ne sont pas résolus: "Il ya quelque chose de fondamentalement erroné d'essayer de expliquer l'uniformité du début de l'univers comme résultant d'un processus de thermalisation. [...] Car, si la thermalisation est en train de faire quoi que ce soit [...] alors il représente une nette augmentation de l'entropie. Ainsi, l'univers aurait été encore plus spécial avant la thermalisation qu'après "Le problème de spécifique ou" affiné "conditions initiales auraient pas été résolu. il aurait empiré.
Une critique récurrente de l'inflation est que le champ de l'inflation invoquée ne correspond pas à un champ physique connue, et que sa courbe d'énergie potentielle semble être un artifice ad hoc pour accueillir presque toutes les données que nous pouvions obtenir. Paul J. Steinhardt, l'un des pères de la cosmologie inflationniste fondateur, est récemment devenu l'un de ses plus fortes critiques. Il appelle «mauvais inflation» une période d'expansion accélérée dont l'issue des conflits avec les observations et la «bonne inflation» qui soit compatible avec eux: «Non seulement est mauvaise inflation plus susceptibles que de bien l'inflation, mais pas d'inflation est plus probable que ce soit. ... Roger Penrose a examiné toutes les configurations possibles de l'inflaton et champs gravitationnels. Certains de ces configurations conduire à l'inflation ... Autres configurations conduisent à un uniforme, univers plat inflation directement -sans. Obtention d'un univers plat est globalement peu probable. Conclusion choquante de Penrose, cependant, était que l'obtention d'un univers plat sans inflation est beaucoup plus probable que l'inflation -par un facteur de 10 à l'googol (10 à 100) de puissance! "
