물리 우주론에서 **급팽창 이론**, **우주 급팽창**, **우주론적 급팽창**, 또는 그냥 **급팽창**은 초기 우주에서 지수 함수적 공간 팽창의 이론이다. 급팽창 시대(inflationary epoch)는 대폭발(빅뱅) 후 10초 사이까지 지속되었다. 급팽창 시대 이후 우주는 계속 팽창했지만 그 속도는 느려졌다. 암흑 에너지로 인한 팽창의 가속은 우주의 나이가 이미 77억 년(61억 년 전)이 넘은 이후에 시작되었다.

급팽창 이론은 란다우 이론물리학 연구소(Landau Institute for Theoretical Physics)의 알렉세이 스타로빈스키, 코넬 대학교의 앨런 구스, 레베데프 물리 연구소(Lebedev Physical Institute)의 안드레이 린데를 비롯한 여러 이론물리학자들의 주목할만한 공헌으로, 1970년대 후반과 80년대 초반에 개발되었다. 알렉세이 스타로빈스키, 앨런 구스와 안드레이 린데는 "우주 급팽창 이론을 개척한" 공로로 2014년 카블리상(Kavli Prize)을 수상했다. 많은 물리학자들은 또한 급팽창 이론이 우주가 모든 방향으로 같게 보이는 이유(등방성), 우주 마이크로파 배경 복사가 고르게 분포하는 이유, 및 우주가 평평한 이유 및 자기 홀극들이 관찰되지 않은 이유 등을 설명한다고 믿는다.

급팽창 이론에 대한 자세한 입자 물리학적 메커니즘은 알려져 있지 않다. 많은 급팽창 모형 예측들이 관측에 의해 확인되었기 때문에, 기본적인 급팽창 패러다임은 대부분의 물리학자들에 의해 받아 들여지고 있다;{{refn|group=노트|사실 1992년 COBE 위성에 의해 관측된 온도 비등방성은 급팽찰 패러다임에 의해 예측된 거의 규묘-불변 스펙트럼들을 나타낸다. WMAP에 대한 최근의 관찰은 또한 급팽창에 대한 강력한 증거를 보여준다.

2002년에 급팽창 이론의 건축가들 중 3명이 그들의 주요 공헌으로 인정받았다; 물리학자들인 MIT의 앨런 구스, 스탠퍼드 대학교의 안드레이 린데 및 프린스턴 대학교의 폴 슈타인하르트 "우주론의 급팽창 이론 개념 개발에 대해서" 권위있는 디랙상(Dirac Prize)를 공동수상했다.

## 개요
1930년경, 에드윈 허블은 멀리 떨어진 은하의 빛이 적색편이된다는 것을 발견했다; 더 멀리 떨어져 있을수록 더 많이 편이된다. 이것은 은하들이 지구에서 멀어지고 있다는 의미로 빠르게 해석되었다. 만일 지구가 우주의 특별하고, 특권적이고, 중심적 위치에 있지 않다면, 모든 은하들은 멀어지고, 또한 멀리 떨어질수록, 더 빨리 멀어지고 있음을 의미한다. 이제 우주는 팽창하고 있으며, 그와 더불어서 은하들을 운반하며, 그래서 이러한 관측이 일어나게 하는 것으로 이해된다. 많은 다른 관측 결과들도 일치하고, 또한 같은 결론에 이르게 한다. 그렇지만, 수년 동안 우주가 팽창하는 이유나 방법 또는 그것이 의미하는 바는 명확하지 않았다.

엄청난 양의 실험적 관측과 이론적인 작업을 바탕으로, 이제 그 관측의 이유는 ''공간 자체가 팽창하고 있고'', 또한 대폭발(빅뱅) 후 첫 번째의 몇 분지 1초 안에 매우 빠르게 팽창했기 때문이라고 믿어지고 있다. 이러한 종류의 팽창을 ''"거리 함수(계량적)"'' 팽창이라고 한다. 수학과 물리학의 용어에서, "거리 함수"는 특정 속성들의 목록을 만족하는 거리의 측정이며, 또한 그 용어는 ''우주 내부의 거리의 인지(sense) 자체가 변하고 있다''는 것을 암시한다. 오늘날, 거리 함수의 변화는 은하계 간 규모보다 작은 경우에서는 너무나 효과가 작아서 관찰할 수 없다.

우주의 거리 함수 팽창에 대한 현대적인 설명은 1979년 물리학자 앨런 구스가, 오늘날 자기 홀극들이 보이지 않는 가하는 문제를 조사하면서, 제안했다. 그는 만일 우주에 양의 에너지 가짜 진공(false vacuum) 상태의 장이 포함되어 있으면, 일반 상대성이론에 따라 공간이 지수함수적으로 팽창할 수 있다는 것을 발견했다. 그러한 팽창이 다른 많은 오래된 문제들을 해결할 것이라는 것을 아주 빨리 깨달았다. 이러한 문제들은 ''오늘날''처럼 보이려면 우주가 대폭발에서 매우 미세 조정되었거나 또는 "특별한" 초기 조건에서 시작되어야 한다는 관측으로부터 발생한다. 급팽창 이론은 이 문제들을 대부분 같이 해결하며, 따라서 대폭발(빅뱅) 이론의 맥락에서 우리 것과 같은 우주를 훨씬 더 가능성 있게 만든다.

이 급팽창을 담당하는 물리적 장은 아직 발견되지 않았다. 그러나 그러한 장은 스칼라일 것이며 또한 존재하는 것으로 입증된 최초의 상대론적 스칼라 장인, 힉스 장은 2012-2013년에 발견되었을 뿐이며 그리고 아직도 연구되고 있다. 따라서 우주 팽창과 우주의 거리 함수 팽창을 담당하는 장이 아직 발견되지 않았다는 것은 문제가 되지 않는 것으로 보인다. 제안된 장과 그 양자들(이와 관련된 아원자 입자들)은 인플라톤이라고 명명되었다. 만일 이 장이 존재하지 않았다면, 과학자들은 공간의 거리 함수적 팽창이 발생했으며, 오늘날에도 (훨씬 더 느리게) 팽창하고 있음을 강력하게 시사하는 모든 관측들에 대해서 다른 설명을 제안해야 했을 것이다.

## 이론
팽창하는 우주는 일반적으로 우주론 지평선(cosmological horizon)을 가지고 있으며, 이는, 지구 표면의 곡률로 인해 더 친숙한 지평선과 유사하게, 관측자가 볼 수 있는 우주 부분의 경계를 표시한다. 가속하는 우주의 우주 지평선 너머에 있는 물체에서 방출되는 빛(또는 기타 복사)은 관측자와 물체 사이의 공간이 너무 빠르게 팽창하기 때문에 관측자에게 도달하지 않는다.

관측 가능한 우주는 훨씬 더 큰 관측 불가능한 우주의 한 ''인과 패치(causal patch)''이다; 우주의 다른 부분은 아직 지구와 통신할 수 없다. 우주의 이 부분들은 우리의 현재 우주론적 지평선 밖에 있다. 표준적인 뜨거운 대폭팔(빅뱅) 모형에서는, 급팽창 없이, 우주론적 지평선이 이동하여 새로운 영역을 볼 수 있다.

급팽창 이론은 모든 지역이 큰 진공 에너지 또는 우주상수를 가진 초기 시대에서 왔다고 가정함으로써 이 질문에 답한다. 우주상수가 있는 공간은 질적으로 다르다: 우주론적 지평선은, 바깥쪽으로 이동하는 대신에, 그대로 유지된다. 한 관측자에게는, 우주론적 지평선까지의 거리는 일정하다. 지수 함수적으로 팽창하는 공간으로 인해, 두 명의 가까운 관측자가 아주 빠르게 분리된다; 그 정도로, 그들 사이의 거리는 통신의 한계를 너무 빠르게 초과한다. 공간 슬라이스(slice)들은 거대한 볼륨을 커버하기 위해 아주 빠르게 팽창하고 있다. 사물들은, 고정된 거리에 있는, 우주론적 지평선 너머로 끊임없이 이동하고 있아서, 모든 것이 균질하게 된다.

급팽창 장이 천천히 진공 상태로 이완됨에 따라, 우주상수는 영이 되고 공간은 정상적으로 팽창하기 시작한다. 정상적인 팽창 단계에서 시야에 들어오는 새로운 지역들은 급팽창 동안 지평선 밖으로 밀려난 정확히 동일한 지역들이며, 따라

원래 동일한 작은 공간 패치에서 왔기 때문에 거의 동일한 온도와 곡률에 있다.

급팽창 이론은 이렇게 우주의 다른 지역들의 온도와 곡률이 왜 그렇게 거의 같은 이유를 설명한다. 또한 일정한 대역적 시간에서 한 공간-슬라이스의 전체 곡률이 영이라고 예측한다. 이 예측은 우주의 전체 일반 물질, 암흑 물질 및 잔여 진공 에너지(vacuum energy)가 임계 밀도(critical density)까지 합산되어야 함을 암시하며, 또한 증거가 이를 뒷받침한다. 더욱 놀랍게는, 급팽창을 통해 물리학자들은 급팽창 시대의 양자 요동으로부터 서로 다른 지역의 미세한 온도 차이를 계산할 수 있었고, 이러한 정량적 예측 중 많은 부분이 확인되었다는 것이다.

지수 함수적으로 팽창하는 이러한 시공간을 더시터르 공간이라고 하며, 또한 이를 유지하려면 공간과 시간이 일정하고 위의 거리 함수에서 Λ에 비례하는 우주상수, 진공 에너지(vacuum energy) 밀도가 있어야 한다. 정확히 지수 함수적 팽창의 경우, 그 진공 에너지는 에너지 밀도 ρ와 크기가 동일한 음의 압력 p를 가지므로 그 상태 방정식은 p = −ρ이다.

급팽창은 일반적으로 정확한 자수 함수적 팽창이 아니라 유사(quasi)- 또는 거의- 지수 함수적 팽창이다. 그러한 우주에서 지평선은 진공 에너지 밀도가 점차 감소함에 따라서 시간이 지남에 따라 천천히 커질 것이다.

### 비균질성이 거의 남지 않음
공간의 가속 팽창은 밀도 또는 온도의 초기 변화를 아주 큰 길이 스케일로 확장하기 때문에, 급팽창의 본질적인 특징은 비균질성과 비등방성을 매끄럽게 하고(smooth out) 공간의 곡률을 감소시키는 것이다. 이것은 우주를 인플라톤 장에 의해 완전히 지배되는 아주 단순한 상태로 밀어넣고 또한 여기서 유일하게 중요한 비균질성은 조그마한 양자 요동이다. 급팽창은 또한 입자 물리학의 표준 모형에 대한 많은 확장에 의해 예측된 자기 홀극들과 같은 별나게 무거운 입자들을 희석한다. 만일 우주가 단지 급팽창 시기 ''이전에만'' 그러한 입자를 형성할 수 있을 만큼 뜨거웠었다면, 그것들이 아주 드물어서 관측 가능한 우주에서는 아무것도 없을 가능성이 아주 높으므로, 자연에서 관측되지 않을 것이다. 함께, 이러한 효과는 블랙홀에 대한 털없음 정리와 유추하여 급팽창의 "털없음 정리"라고 불린다.

그 "털없음" 정리는 우주론적 지평선이 반대편에 있는 것에 대한 불일치를 제외하고는 블랙홀의 지평선과 다르지 않기 때문에 본질적으로 작동한다. 털없음 정리의 해석은 우주(관측 가능한 그리고 관측할 수 없는)가 급팽창 동안 엄청난 배수로 팽창한다는 것이다. 팽창하는 우주에서는, 에너지 밀도는 일반적으로 우주의 부피가 증가함에 따라 떨어지거나, 혹은 희석된다. 예를 들어, 일반 "차가운" 물질(먼지)의 밀도는 부피의 역수에 따라 낮아진다: 선형 차원이 두 배가 되면 에너지 밀도는 8배로 감소한다; 팽창에 의해 광자가 분산되는데 더해, 각 광자의 파장이 늘어나기(적색편이) 때문에 우주가 팽창함에 따라 복사 에너지 밀도는 훨씬 더 빠르게 감소한다. 선형 차원이 두 배가 되면, 복사 에너지 밀도는 16배 감소한다(초상대론적 유체에 대한 에너지 밀도 연속성 방정식의 해 (solution of the energy density continuity equation for an ultra-relativistic fluid) 참조). 급팽창 동안, 인플라톤 장에서 에너지 밀도는 대략 일정하다. 그렇지만, 비균질성, 곡률, 비등방성, 별난(exotic) 입자들, 및 표준 모형 입자들을 포함한 다른 모든 입자들의 에너지 밀도가 떨어지고 있으며, 또한 충분한 급팽창을 통해서 이 모든 것들은 무시할 수 있게 된다. 이것은 팽창이 끝나고 재가열이 시작되는 순간에, 우주를 평평하고 대칭적이며, 또한 (균질한 안플라톤 장을 제외하고) 대부분 비어 있게 된다.}}

### 지속
핵심 요구 사항은 급팽창이 단일한, 작은 급팽창의 허블 부피(Hubble volume)에서 현재 관측 가능한 우주를 생성할 수 있을 만큼 충분히 오래 지속되어야 한다는 것이다. 이것은 우주가 관측 가능한 가장 큰 규모에서 평평하고, 균질하며 또한 등방성으로 나타나도록 하는 데 필요하다. 이 요구 사항은 일반적으로 만일 우주가 급팽창 동안 최소한 10

### 재가열
급팽창은 과냉각 팽창 기간이며, 그때 온도는 약 10만 배 정도로 떨어진다. (정확한 하락은 모형에 따라 다르지만, 첫 번째 모형에서는 전형적으로 10K로 떨어졌다.

## 동기
급팽창은 1970년대에 발견된 대폭발 우주론의 몇가지 문제들을 해결한다. 급팽창은 1979년 앨런 구스가 오늘날 자기 홀극이 보이지 않는 이유를 조사하면서 처음 제안했다. 그는 일반 상대성이론에 따르면 양의 에너지 가짜 진공(false vacuum)이 공간의 지수함수적 팽창을 일으킬 것임을 발견했다. 그러한 팽창이 다른 많은 오랜 문제를 해결할 것이라는 사실을 아주 빨리 깨달았다. 이러한 문제는 오늘날처럼 보이려면 우주가 대폭발에서 매우 미세하게 조정된 또는 "특별한" 초기 조건에서 시작되어야 한다는 관찰에서 발생한다. 급팽창은 우주를 이 특별한 상태로 이끄는 역학 메커니즘을 제공함으로써 이러한 문제를 해결하려고 시도하며, 따라서 대폭발 이론의 맥락에서 우리와 같은 우주가 훨씬 더 가능성이 있게 만든다.

### 지평선 문제
지평선 문제(horizon problem)는 우주가 우주론 원리에 따라 통계적으로 균질하고 등방성으로 나타나는 이유를 결정하는 문제이다.

### 편평도 문제
편평도 문제는 때때로 (우주상수 문제(cosmological constant problem)와 함께) 딕 우연들(Dicke coincidences) 중 하나로 불린다.

따라서, 우주의 모양에 관계없이 우주 팽창에 대한 공간적 곡률의 기여는 물질의 기여보다 훨씬 클 수 없다. 그러나 우주가 팽창함에 따라, 곡률은 물질과 복사보다 더 천천히 적색편이 된다. 과거로 외삽하면, 이것은 우주에 대한 곡률의 기여가 지수 함수적으로 작아야 하기 때문에, 미세 조정(fine-tuning) 문제를 나타낸다(예를 들어, 대폭발 핵합성에서의 복사 밀도보다 16차수(order) 작다). 이 문제는 우주가 몇 퍼센트 이내로 평평하다는 것을 입증한 우주 마이크로파 배경에 대한 최근 관측으로 인해서 악화되어 있다.

### 자기 홀극 문제
때때로 "별난-유물 문제"(exotic-relics problem)라고 불리는, 자기 홀극 문제는 만일 초기 우주가 아주 뜨거웠다면, 많은 수의 아주 무겁고, 안정적인 자기 홀극이 생성되었을 것이라고 말한다.

안정적인 자기 홀극은 대통일 이론의 문제인데, 그것은 고온(초기 우주와 같은)에서 전자기력, 강한 핵력 및 약한 핵력이 실제로 기본 힘이 아니라 단일 게이지 이론에서 자발 대칭 깨짐으로 인해 발생한다고 제안한다.{{refn|group=노트|초대칭 대통합론이 끈 이론에 내장되어 있기 때문에 이러한 자기 유물을 다룰 수 있다는 것은 여전히 급팽창의 승리이다. 예를 들어 Kolb and Turner (1988)와 Raby, Stuart (June 2006). "Grand Unified Theories". In Bruce Hoeneisen (ed.).를 참조.

홀극은 고온에서 대통일 이론에 따라 막대하게 생성될 것으로 예측되며,

자기 홀극이 생성될 수 있는 온도 아래에서 발생하는 급팽창 기간은 이 문제의 가능한 해결책을 제공할 것이다: 홀극은 주변 우주가 팽창함에 따라 서로 분리되어 잠재적으로 관찰된 밀도를 여러 크기의 차수만큼 낮춘다. 하지만 우주론자 마틴 리스가 쓴 것처럼,

## 역사

### 선구자
일반 상대성이론의 초기에 알베르트 아인슈타인은 정적인 해를 허용하기 위해 우주상수를 소개했는데, 그것은 균일한 밀도의 물질의 3차원 초구였다. 나중에, 빌럼 더시터르는 매우 대칭적인 팽창하는 우주를 발견했는데, 이 우주는, 그렇지 않으면 비어 있을, 우주상수를 가진 우주를 기술했다. 아인슈타인의 우주는 불안정하고, 작은 요동으로 인해 붕괴되거나 혹은 더시터르 우주로 변한다는 것이 발견되었다.

1970년대 초 젤도비치는 대폭발(빅뱅) 우주론의 평탄성과 지평선 문제들을 발견했다; 그의 작업 이전에는, 우주론은 순전히 철학적 근거에서 대칭적인 것으로 추정되었다.가 일반 상대성이론에서 카오스적(chaotic) BKL 특이점(BKL singularity)을 분석하도록 이끌었다. 미스너의 믹스마스터 우주는 이 카오스적 거동을 사용하여 우주 문제를 해결하려고 시도했지만 제한된 성공을 거두었다.

#### 가짜 진공
1970년대 후반에, 시드니 콜먼은 알렉산드르 폴랴코프와 공동 작업자들이 개발한 순간자(instanton) 기술을 적용하여 양자장 이론에서 가짜 진공( false vacuum)의 운명을 연구했다. 통계 역학의 준안정인(metastable) 단계―물이 빙점 이하 또는 끓는점 이상―와 마찬가지로, 양자 장은, 전이를 만들기 위해서, 새로운 진공, 즉 새로운 단계의 충분히 큰 기포를 핵화할(nucleate) 필요가 있을 것이다. 콜먼은 진공 붕괴에 대한 가장 가능성 있는 붕괴 경로를 발견하고 또한 단위 부피당 역수명(inverse lifetime)을 계산했다. 그는 결국 중력 효과가 상당할 것이라고 언급했지만, 그러나 이러한 효과를 계산하지 않았고 또한 그 결과를 우주론에 적용하지 않았다.

우주는 진짜 진공의 팽창하는 거품을 일으키는 준안정인 가짜 진공의 양자 요동에 의해 무에서 자발적으로 생성되었을 수 있다.

#### 스타로빈스키 급팽창
소련에서, 알렉세이 스타로빈스키 이것은 우주론 문제들을 해결했고 마이크로파 배경 복사에 대한 수정에 대한 특정 예측으로 이어졌고, 수정들이 세부적으로 계산되었다. 스타로빈스키는 아래와 같은 작용을 사용했다
S=\frac{1}{2} \int d^4 x \left(R + \frac{R^2}{6M^2} \right)

아래의 포텐셜에 해당한다
이것은 아인슈타인 틀(Einstein frame) 안에서이다. 이 결과 다음의 관측가능(observable) 값들이 도출된다:

#### 홀극 문제
1978년에, 젤도비치는 수평선 문제의 명백한 양적 버전인, 홀극 문제를 입자물리학의 하위 분야에서 주목했고, 이를 해결하기 위한 몇가지 추론적인 시도를 하게 되었다. 1980년에 앨런 구스는 초기 우주에서 가짜 진공 붕괴(false vacuum decay)가 문제를 해결할 수 있다는 것을 깨달았고, 한 스칼라 주도 급팽창(scalar-driven inflation)을 제안했다. 스타로빈스키의 시나리오와 구스의 시나리오는 모두 초기 더시터르 단계를 예측했으며, 단지 메커니즘의 세부 사항에서만 다르다.

### 초기 급팽창 모형들
구스는 자기 홀극의 존재를 설명하기 위해 1981년 1월에 급팽창을 제안했다;는 구스와 유사한 모형을 발표했고 이것이 대통일 이론에서 자기 홀극 풍부성의 수수께끼를 해결할 것임을 보여주었다. 구스와 마찬가지로 그들은 이러한 모형은 우주 상수를 미세하게 조정해야 할 뿐만 아니라, 너무 세분화된 우주(granular universe), 즉 거품 벽(bubble wall) 충돌로 인한 밀도 변화를 초래할 수 있다고 결론지었다.

구스는 초기 우주가 냉각되면서, 우주상수와 매우 유사한, 높은 에너지 밀도를 가진 가짜 진공(false vacuum)에 갇혔다고 제안했다. 초기 우주가 냉각됨에 따라 준안정인 상태(그것은 과냉각되었다)에 갇혀 양자 터널링을 통한 거품 핵 생성(bubble nucleation 과정을 통해서만 붕괴될 수 있었다. 진짜 진공(true vacuum)의 거품은 가짜 진공의 바다에서 자발적으로 형성되고 광속으로 빠르게 팽창하기 시작한다. 구스는 이 모형이 적절하게 재가열되지 않았기 때문에 이 모형에 문제가 있음을 인식했다: 거품들이 핵을 생성할 때, 그것들은 어떤 복사도 생성하지 않는다. 그러나 만일 급팽창이 초기 조건 문제를 해결할 만큼 오래 지속되었다면, 거품 사이의 충돌은 극히 드물어졌다. 하나의 인과적 패치에서는 단 하나의 거품만 핵을 형성할 것 같다.

### 슬로우롤 급팽창
거품 충돌 문제는 린데에 의해 ''신 급팽창'' 또는 ''슬로우롤 급팽창(slow-roll inflation)''이라는 모형에서 해결되었다(구스의 모형은 당시 ''구 급팽창''으로 알려지게 되었다). 이 모형에서는, 가짜 진공 상태에서 터널링하는 대신 한 스칼라 장이 한 퍼텐셜 에너지 언덕을 굴러 내려가면서 급팽창이 발생했다. 우주의 팽창에 비해 그 장이 매우 느리게 굴러갈 때, 급팽창이 발생한다. 그렇지만, 언덕이 더 가파르면, 급팽창이 종료되고 또한 재가열이 발생할 수 있다.

### 비대칭의 영향
결국, 신 급팽창 이론은 완벽하게 대칭적인 우주를 생성하지 않고, 급팽창의 양자 요동이 생성되는 것으로 나타났다. 이러한 요동들은 이후 우주에서 생성된 모든 구조의 원시 씨앗들을 형성한다.에 의해 계산되었다.

## 관측적 상태
급팽창은 물리적 우주론의 표준 모형의 기초가 되는 우주론 원리를 실현하기 위한 메커니즘이다: 이는 관측 가능한 우주의 균질성과 등방성을 설명한다. 추가로, 그것은 관측된 편평도와 자기 홀극의 부재를 설명한다. 구스의 초기 연구 이후, 이러한 각각의 관측은 플랑크 위성에 의해 만들어진 우주 마이크로파 배경의 상세한 관측에 의해 가장 인상적으로, 더 많은 확인을 받았다. 이 분석은 우주가 0.5% 이내로 평평하고, 또한 10만 분의 1에 대해 균질하고 등방성임을 보여준다.

급팽창은 오늘날 우주에서 볼 수 있는 구조가 급팽창 시대에 양자 역학적 요동으로 형성된 섭동의 중력 붕괴를 통해 형성될 것이라고 예측한다. 거의-척도-불변(nearly-scale-invariant) 가우스 무작위 장(Gaussian random field)라고 하는, 섭동들의 스펙트럼의 자세한 형태는 매우 구체적이며 두 개의 자유 매개변수들만 있다. 하나는 스펙트럼의 진폭과 급팽창에 의해 예측된 척도 불변성에서 약간의 편차를 측정하는, ''스펙트럼 지수(spectral index)''이다(완벽한 척도 불변성은 이상적인 더시터르 세계에 해당한다).

급팽창 이론은 관찰된 섭동이 서로 열평형 상태에 있어야 한다고 예측한다(이것들은 ''단열적'' 또는 ''등엔트로피적'' 섭동이라고 불린다). 섭동들에 대한 이러한 구조는 플랑크 위성, WMAP 우주선 및 기타 CMB(우주 마이크로파 배경) 실험, 그리고 은하 탐사(galaxy surveys), 특히 진행 중인 슬론 디지털 전천탐사에 의해 확인되었다. 그리고 0.11보다 작은 텐서 대 스칼라 비율이 추론될 수 있다. 이것들은 급팽창 이론의 한 중요한 확증으로 간주된다.

근본적으로 다른 예측을 하는 다양한 급팽창 이론이 제안되었지만, 일반적으로 필요한 것보다 훨씬 더 미세 조정(fine-tuning)되었다. 물리적 모형으로서, 그렇지만, 급팽창은 스펙트럼 지수(작은 범위에서만 변할 수 있음)와 섭동의 진폭이라는 두 가지 조정 가능한 매개변수만을 기반으로 우주의 초기 조건을 확고하게 예측한다는 점에서 가장 가치가 있다. 인위적인 모형들을 제외하고는, 이것은 입자 물리학에서 급팽창이 어떻게 실현되는가에 관계없이 사실이다.

때때로, 가장 단순한 급팽창 모형들과 모순되는 것처럼 보이는 효과가 관측된다. 첫 해 WMAP 데이터는 스펙트럼이 거의 척도-불변이 아닐 수 있고, 대신에 약간의 곡률을 가질 수 있음을 시사했다.

보다 정확한 CMB 측정으로 급팽창 이론을 추가로 테스트하기 위한 실험 프로그램이 진행 중이다. 특히, 배경 복사의 편광에 대한 소위 "B-모드"의 고정밀 측정은 팽창에 의해 생성된 중력적 복사의 증거를 제공할 수 있으며 또한 가장 단순한 모형들(10

신호를 볼 수 있는지 또는 전경 소스의 오염이 간섭할지 여부는 불분명하지만, 플랑크 위성에서 잠재적으로 확증할 수 있는 다른 측정이 예상된다.

## 이론적 상태
구스의 초기 제안에서 인플라톤은 기본 입자들의 질량을 설명하는 힉스 장이라고 생각했다. 최근 힉스 입자의 발견으로 인해 힉스 장이 인플라톤으로 간주되는 연구의 수가 증가했지만,

### 끈 가스 우주론
끈 이론은 세 개의 관찰 가능한 공간 차원 외에도, 말려 있거나 또는 축소화된 추가 차원들이 존재해야 한다고 요구한다(칼루차–클레인 이론 참조). 추가 차원들은 초중력 모형 및 양자 중력에 대한 기타 접근 방식의 한 빈번한 구성 요소로 나타난다. 이것은 왜 4개의 시공간 차원이 커지고 나머지는 관찰할 수 없을 정도로 작아지는지에 대한 부수적인 질문을 제기했다. ''끈 가스 우주론''이라고 불리는 이 질문을 해결하려는 시도는 로버트 브랜든버거에 의해 제안되었다.

### 가변 광속
가변 광속을 사용하는 우주론적 모형은 지평선 문제를 해결하고 우주 급팽창에 대한 대안을 제공하기 위해 제안되었다. 가변광속(VSL) 모형에서는, 진공에서의 광속을 나타내는 기본 상수인 ''c'' 가 초기 우주에서는 현재 값보다 크므로, 디커플링(decoupling) 시 CMB의 관측된 등방성을 충분히 설명할 수 있을 정도로 입자 지평선을 효과적으로 증가시칸다.

## 비평들
1980년 앨런 구스가 도입한 이후 급팽창 패러다임은 널리 받아들여졌다. 그럼에도 불구하고, 많은 물리학자들, 수학자들, 과학 철학자들은 검증할 수 없는 예측과 진지한 경험적 뒷받침이 부족하다고 주장하며 비판의 목소리를 내고 있다.

특정 또는 "미세 조정된" 초기 조건의 문제는 해결되지 않았다; 더 나빠졌을 것이다. 2015년 회의에서, 펜로즈는 이렇게 말했다.

급팽창에 대한 되풀이되는 비판은, 급팽창의 원인이라 가정된 인플라톤 장이 알려진 물리적 장과 일치하지 않으며 퍼텐셜 에너지 곡선이 얻을 수 있는 거의 모든 데이터를 수용하기 위한 임시적인 장치로 보인다는 것이다. 급팽창 우주론의 창시자 중 한 명인 폴 슈타인하르트는 최근 급팽창 우주론에 대한 가장 날카로운 비평가 중 한 명이 되었다. 그는 '나쁜 급팽창'을 결과가 관측과 상충되는 가속화된 팽창의 기간이라고 부르고, '좋은 급팽창'은 그들과 양립할 수 있는 기간이라 부른다:

그는 안나 이자스와 함께 플랑크 위성으로부터 데이터를 볼 때 급팽창 패러다임이 문제에 처해 있다고 주장하는 소논문들을 작성했다.

하지만 앨런 구스, 데이비드 카이저와 안드레이 린데는,