Enflasyon (kozmoloji)

**Evrensel şişme**, **kozmik enflasyon** veya **kozmolojik enflasyon**, evren biliminde erken evrendeki uzayın üstsel genişlemesiyle ilgili bir teoridir. Enflasyona maruz kalınan çağ büyük patlamadan 10−36 saniye sonra 10−33 ile 10−32 saniyeleri arasında sürdü. Sonraki dönemde, evren genişlemeye devam etti ancak genişleme oranı düştü.

Enflasyon teorisi 1980'li yılların başlarında geliştirilmiştir. Bu evrenin büyük ölçekli yapısının kökenini açıklar. Mikroskobik enflasyona maruz kalan bölgelerdeki kuantum dalgalanmalar kozmik boyutu büyüttü. Evrendeki yapıların gelişimi için tohumlar oluştu. (Galaksi oluşumuna, yapısına ve evrilmesine bakın.) Birçok fizikçi enflasyonun; neden evrenin her yönde eşit dağıldığını, neden kozmik mikrodalga arka plan ışımaların eşit bir şekilde dağıldığını, neden evrenin düz olduğunu ve neden manyetik tek kutbun gözlemlenemediğini açıkladığına inanıyorlar.

Detaylı parçacık fiziği mekanizmasının enflasyondan sorumlu olup olunmadığı bilinmemektedir. Temel enflasyonist paradigması birçok fizikçi tarafından kabul edilmiştir. Birçok fizikçi bu tahminlerin gözlemlerle doğrulandığına inanmaktadırlar. Ancak bilim adamlarının önemli bir azınlığı bu noktada karşıt düşüncededirler.&nbsp;Enflasyondan sorumlu olan kuramsal alan inflation olarak adlandırılır.

2002 yılında, teorinin orijinal mimarlarından M.I.T'den Alan Guth, Stanford Üniversitesi'nden Andrei Linde ve Princeton Üniversitesi'nden Paul Joseph Steinhardt prestijli Dirac Ödülü'nü kozmolojideki enflasyon konseptini geliştirdikleri için paylaştılar.

## Genel Taslak

Genişleyen evren genellikle kozmolojik ufka sahiptir. Dünya yüzeyinin eğriliği yüzünden evrenin sınırlarında benzer alışılmış ufukların izlerini gözlemciler görebilirler. Uzayın gözlemci ve obje arasının çok hızlı bir şekilde genişlemesiyle, ışık ya da diğer ışımalar kozmolojik ufkun ötesindeki objeler tarafından emilir ve ışık hiçbir zaman gözlemciye ulaşamaz.

Dünyadan&nbsp;bakıldığında, Gözlemlenebilir evren&nbsp;gözlemlenemeyen&nbsp;evrene göre çok küçük bir kesittir. Evrenin diğer kısımları henüz dünya ile iletişim kuramaz. Evrenin bu parçaları mevcut kozmolojik ufkun dışındadır. Standart sıcak big bang modelinde, enflasyon olmadan, kozmolojik ufuk dışarı doğru akar ve yeni bölgeleri görüş açısına sokar. Yerel bir gözlemci uzayda ilk defa bir bölgeyi gördüğünde durum gözlemci için daha önce gördüğü bölgelerden hiç de farklı değildir. İlk kez gördüğü bölgedeki arka plan radyasyonu ile diğer bölgelerdeki arka plan radyasyon sıcaklığı hemen hemen aynıdır ve uzay zaman eğriliği birbiri ardına gelişmektedir. Bu olay bir bize bir gizem sunar. Bu yeni bölgeler nasıl oluyor da eski bölgelerle aynı sıcaklık ve eğrilik değerine sahip oldu? Bu değerlere sinyaller sayesinde ulaşmış olamazlar çünkü daha önce onlar bizim baktığımız ışık konileri ile iletişim halinde değillerdi.

Enflasyon bütün bölgelerin büyük bir vakum enerjisi ile ya da kozmolojik sabiti ile bir önceki dönemin geldiğini varsayarak bu soruyu cevaplar. Kozmolojik sabiti ile bir uzay niteliksel olarak farklıdır: dışa doğru hareket etmek yerine, kozmolojik ufuk kıpırdamadan sabit&nbsp;kalır. Herhangi bir gözlemci için, kozmolojik ufka olan mesafe sabittir. uzayın katlanarak genişletilmesi ile, iki yakın gözlemciler çok hızlı bir şekilde ayrılır; o kadar ki, aralarındaki mesafenin hızla iletişim sınırlarını aştığını söyleyebiliriz. Mekansal dilim büyük miktarlar kapsayacak şekilde çok hızlı genişlemektedir. Bazı&nbsp;şeyler sürekli olarak&nbsp;mesafe ile sabitlenmiş olan kozmolojik ufkun ötesine doğru hareket eder&nbsp;ve her şey homojen bir hale gelir.

Enflasyon alanı&nbsp;yavaş yavaş uzayda gevşerken, kozmolojik sabit sıfıra gider ve uzay normal genişlemeye başlar. Normal bir genleşme aşamasında görünümüne giren yeni bölgeler enflasyon sırasında ufuk dışına itilen bölgelerle aynıdır ve böylece ufuk dışına itilen ve ufka yeni giren bölgeler aynı sıcaklık ve eğriliğe sahiptir çünkü ikisi de uzayın aynı küçük bölgesinden aynı yolu izleyerek gelmiştir.

Enflasyon teorisi farklı bölgelerin neden&nbsp;sıcaklık ve eğrilik değerlerinin neredeyse eşit olduğunu bu şekilde açıklar. Aynı zamanda sabit küresel bir zamanda bir uzay diliminin toplam eğriliğinin sıfır olduğunu öngörür. Bu öngörü evrendeki&nbsp;toplam sıradan maddelerin, toplam karanlık maddelerin ve toplam artık&nbsp;vakum enerjilerin hepsinin kritik yoğunluğa eklenmesinin zorunlu olduğu anlamına gelir. kadar eklemek zorunda anlamına gelir ve kanıtlarıyla bunu destekler. Daha çarpıcı olan ise, enflasyon fizikçilere enflasyon çağındaki kuantum dalgalanmalarından farklı bölgelerin sıcaklık farklılıklarını dakikalara göre hesaplamak için izin verir ve bu nicel tahminler birçok defa teyit edilmiştir.

### Genişleyen Uzay
Uzayın katlanarak genişlediğini söylemek için bunun iki gözlemcinin birbirinden hızlanarak ayrıldığının anlamına geldiğini bilmemiz gerekir. Sabit koordinatlardaki bir gözlemci için enflasyonan evrenin bir parçası için aşağıdaki kutup ölçüsüne sahip olması gerekir.


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


### Birkaç Homojensizlik kalıntısı
Kozmolojik enflasyon homojen olmayan düzensizlikleri, izotop olmayanları ve uzay eğriliğini&nbsp;dışarı doğru yumuşatmak gibi bir etkiye sahiptir. Bu evreni çok basit bir duruma iter. Bu durumda tamamen enflasyon alanı tarafından domine edilmiş, kozmoloji sabitinin kaynağı ve enflasyon içinde sadece önemli olmayan homojen&nbsp;minik kuantum dalgalanmalar vardır.&nbsp;Enflasyon aynı zamanda parçacık fiziğinin Standart Modeli için birçok uzantıları tarafından tahmin edilen manyetik kutuplar gibi egzotik ağır parçacıkları sulandırır. Eğer evren enflasyon döneminden önce bu parçacıkları oluşturmak için&nbsp;yeteri kadar sıcak olmasaydı, doğada gözlemlenemezlerdi. Gözlemlenebilir evrende muhtemelen çok nadir olurlardı. Bu etkilerle birlikte enflasyon kara deliklerde olduğu gibi&nbsp;saçsız teorem (no-hair theoram) olarak adlandırıldı.

Saçsız (no-hair) teoram esasen çalışır çünkü kozmolojik ufuk felsefecilerin diğer tarafta ne olduğu hakkındaki ayrılıkları dışında karadelik ufkundan farklı değildir. Hiçbir saç teoreminin yorumlanmasında ister gözlemlenebilir ya da ister gözlemlenemeyen evren için enflasyon sırasında genişleme büyür bir faktördür.&nbsp;Genişleyen bir evrende, enerji yoğunlukları genellikle düşer ya da hacmin yükselmesiyle seyreltilir. Örneğin, sıradan "soğuk" madde (toz) yoğunluğu hacminin tersi olarak iner: doğrusal boyutları çift, enerji yoğunluğu sekiz faktör ile battığında; radyasyon enerjisi yoğunluğu daha da hızlı bir şekilde her bir foton dalga boyu foton genleştirme ile dağıtılmıştır ek olarak (kırmızı tarafında) gerilmiş olduğu için evren genişledikçe iner. Doğrusal boyutları iki katı olduğu zaman, radyasyon enerji yoğunluğu on altı faktörü (ultra-relativistik sıvı için enerji yoğunluğu süreklilik denkleminin çözümünü bakınız) düşer. Enflasyon sırasında, enflasyon alanda enerji yoğunluğu yaklaşık sabittir. Ancak, homojen olmayan, eğrilik, izotop olmayan, egzotik parçacıkların ve standart modeli parçacıklar dahil her şey, enerji yoğunluğu düşüyor ve yeterli enflasyon yoluyla bunların hepsi önemsiz hale gelir. Bu enflasyon biter ve yeniden ısıtma başlar şu anda Evren düz ve simetrik ve çoğunlukla boş&nbsp;bırakır.

### Devam süresi (Süreğenlik )
Enflasyonun enflasyona neden olan küçük bir Hubble hacminden şu andaki gözlemlenebilir evreni oluşturacak kadar devam etmesi bu işin anahtarıdır. Bu Evren en büyük gözlenebilir ölçeklerde, düz, homojen ve izotropik görünür olmasını sağlamak için gereklidir. Bu gereklilik genellikle Evren enflasyon sırasında en az 1026 kat genişletilmiş olması gerektiği düşünülmektedir.

### Yeniden Isınma
Sıcaklık 100,000 ya da öylesine bir faktör tarafından düştüğünde Enflasyon, aşırı soğutulmuş genişleme dönemindedir. (Tam damla bağımlı bir modeldir, ancak ilk modellerinde bu 1022 K. aşağı 1027 K tipik olarak) Bu oldukça düşük sıcaklık enflasyona ait olan aşamada korunur. Ne zaman enflasyonun bittiği sıcaklık enflasyon öncesi sıcaklığa döner, bu duruma yeniden ısınma denir çünkü enflasyon alanlarındaki büyük potansiyel enerji parçacıklar içine bozulur ve evreni standart model parçacıkları ile doldurur.

## Motivasyonlar
Enflasyon 1970'lerde keşfedilen Big Bang kozmolojisindeki birçok problemi çözdü. Enflasyon ilk Guth tarafından önerilmişti. Guth günümüzde neden tek halinde manyetik kutup bulunmadığını araştırırken, pozitif enerjili yalancı vakumun genel göreliliğe göre uzayda bir üstsel genişleme oluşturacağını buldu. Bu üstsel hızlı genişleme uzun yıllardır duran diğer problemleri çözdü. Bu sorunlar bugün olduğu gibi duran evrenin çok ince ayarlı ya da Big Bang özel başlangıç koşullarından yükselen problemlerdi. Enflasyon bu sorunlara evrene özel bir durum için dinamik mekanikler sağlayarak çözmeye çalışır. Böylece Big Bang teorisinin bugünkü haline gelmesini sağladı.

### Ufuk Problemi
Ufuk sorunu evrenin istatistiksel olarak homojen ve izotropik olarak kozmolojililik ilkesine uyumlu olmasından dolayı bu problem belirlenir. Örneğin, bir gaz, bir teneke kutu içinde moleküller homojen ve izotropik olarak dağıtılır. Termal dengede olduğu için teneke kutu boyunca gaz homojen olmayan düzensizlikleri ve izotop olmayanları dağıtmak için zamanla etkileşime girer. Bu durum büyük patlama teoreminde enflasyon olmadan çok farklıydı çünkü kütlesel çekim genişlemesi evrene dengelenmesi için yeterli zamanı vermiyordu. Standart modeldeki bilinen sadece madde ve radyasyonla birlikte büyük patlamadaki birbirinden oldukçe geniş bir şekilde ayrılmış gözlemlenebilir evren dengelenemedi çünkü birbirlerinden ışık hızından daha yüksel bir hızla ayrılıyorlardı. Sonuç olarak iki bölge birbirleriyle temas kuramadı. Evrenin başlarında iki bölge arasında ışık sinyali göndermek mümkün değildi çünkü iki bölgede birbiriyle etkileşimde bulunmamıştı. İkisinin de neden aynı sıcaklıkta olduğunu açıklamak zor. Tarihsel olarak, önerilen çözümler Georges Lemaitre Phoenix evreni, Richard Chase Tolman ilgili salınımlı evren ve Charles Misner ve Mixmaster evreni dahil. Lemaitre ve Tolman daralma ve genişleme döngüleri bir dizi geçiren bir evren termal dengeye gelebilir tezini önerdiler. Onların modelleri birkaç döngü üzerinde entropi birikimi nedeniyle başarısız oldu. Misner tamamen yanlış olan Mixmater mekanizmasını tahmin etti. Bu mixmater mekanizması evreni daha kaotik bir evren olmasına yol açtı.

### Düzlük Problemi
Düzlük sorunu bazen (kozmolojik sabit problemi ile birlikte) Dicke tesadüflerinden biri olarak adlandırılır. 1960 yıllarda bilinmeye başlanan evrendeki maddenin yoğunluğu ile düz evren için gerekli olan kritik yoğunluk ile karşılaştırılabilir.

Bu nedenle, evrenin şekli ne olursa olsun Evrenin genişlemesi için uzaysal eğrilik katkısı maddenin katkısından&nbsp;daha büyük olamazdı. Ancak Evren genişledikçe, eğriliğin kırmızıya kayması maddeden ve radyasyondan daha yavaştır. Eğriliğin evrene katkısının büyük patlamadaki nükleosentezlerin yoğunluğundan katlanarak küçük olması gerekir, çünkü geçmiş verilere bakılarak, ortada bir ince ayar sorunu sunar. Bu problem kanıtlanmış olan evrenin küçük bir yüzdesinin düz olan kısmındaki arka plan kozmik mikrodalgaların son zamanlarda gözlemlenmesiyle daha da şiddetlenmiştir.

### Manyetik tek kutupluluk sorunu
Manyetik tek kutup problemi; bazen egzotik-emanetler problemi diye de anılıyor. Bu problem eğer evren ilk aşamalarında çok olsaydı, çok sayıda stabil manyetik tek kutup üretilmiş olurdu.&nbsp;Bu problem büyük birleşik teorilerin önerdiği yüksek sıcaklıklarda (örnek olarak evrenin erken zamanları gibi), elektromanyetik kuvvet, zayıf ve güçlü nükleer kuvvetler gibi temel kuvvet olmayan ama bir gauge teorisinin anlık simetri bozulmalarıyla ortaya çıkan kuvvetlerdir. Bu teoriler doğada kendi halinde gözlemlenemeyen bir dizi sabit ağır partiküllerin tahminidir. Bunların en ünlülerinden biri de manyetik tek kutuptur ki manyetik alandaki sabit ve ağır yüktür. Manyetik tek kutuplar büyük birleşik teorilerde yüksek sıcaklıklarda bolca üretilmiş olduğu tahmin edilmektedir ve evrenin yapıtaşlarından biri olduğu için günümüze kadar varlığını sürdürmesi gerektiği konusunda tahminler yürütülmektedir. Sadece bu durum için değil aynı zamanda manyetik tek kutbu bulabilmek için yapılan bütün çalışmalar sonuçsuz kalmıştır. Evrenin kalıntı manyetik tek kutuplarının yoğunluğu üzerinde sıkı limitler yerleştirilmiştir. Enflasyonun bir döneminde manyetik tek kutupların oluştuğu sıcaklığın altında evren manyetik tek kutuplar etrafında genişlerken manyetik tek kutuplar birbirinden ayrılmış olabilirler. Kozmolojist Martin Rees'in yazdığına göre

" Egzotik fizikle ilgilenen şüpheciler&nbsp;kendileri sadece varsayımsal olan parçacıkların yokluğunu açıklamak için teorik bir argüman tarafından büyük ölçüde etkilenmemiş olabilirler. Koruyucu ilacın bir hastalığın olmadığı ortamda kolayca %100 faydalı olduğu görülebilir."

## Geçmiş

### Öncüler
Genel Görelilik ilk günlerinde, Albert Einstein maddenin düzgün bir yoğunlukta üç boyutlu bir küre olan bir statik çözüm sağlamak için kozmolojik sabit tanıttı. Daha sonra, Willem de Sitter, aksi takdirde boş bir kozmolojik sabiti ile bir evren tarif son derece simetrik enflasyon evreni bulundu. Bu Einstein'ın evrenin kararsız olduğunu ve küçük dalgalanmaların yıkıma neden olduğunu ya da De sitter'un evrenine dönüştüğü bulundu.

1970'lerin başında Zeldovich, Big Bang kozmoloji düzlüğü ve ufuk sorunları fark ettim; eserinden önce, kozmoloji tamamen felsefi nedenlerle simetrik olduğu kabul edilmiştir. Sovyetler Birliği'nde, bu ve diğer hususlar Belinski ve Khalatinkov'u Genel Görelilikteki kaotik BKL tekilliğini analiz etmesine yol açtı. MISNER'in Mixmaster evreni sınırlı bir başarı ile, kozmolojik sorunları çözmek için bu kaotik davranışı kullanmayı denedi.

1970'lerin sonlarında, Sidney Coleman kuantum alan teorisi sahte vakum kaderini incelemek için Alexander Polyakov ve işbirlikçileri tarafından geliştirilen instanton teknikleri uygulanır. donma sıcaklığının altında veya kaynama noktası bir kuantum alanının üzerinde istatistiksel mekanik-su içinde yarı kararlı faz gibi bir geçiş yapmak için, yeni vakum, yeni bir evreye yeterince büyük bir kabarcık çekirdeklenmesi gerekir. Coleman vakum çürümesi için en uygun olan yolu buldu&nbsp;ve yaşam ömrünün tersine birim hacim olarak hesapladı. Sonunda çekim kuvvetinin etkilerin önemli olacağını kaydetti, ancak bu etkileri hesaplamadı&nbsp;ve kozmoloji sonuçları geçerli değildi.

Sovyetler Birliği'nde, Alexei Starobinsky genel görelilik kuantum düzeltmeler erken evren için önemli olması gerektiğini kaydetti.&nbsp;Bu nedenle, Alexei Starboinsky erken evrede evren De Sitter enflasyon çağına geçirdiğini önerdi. Bu kozmoloji sorunları giderilmişti ve arka plan mikro dalga&nbsp;radyasyonlar için özel düzeltmeler sundu daha sonra ayrıntılı olarak düzeltmelere hesaplanmıştır.

1978 yılında, Zeldovich&nbsp;ufuk sorunun kesin bir niceliksel versiyonu olan tek kutupluluk sorununu fark etti. Bunu gidermek için parçacık fiziğinin bir alt alanında birçok spekülatif teşebbüslerde bulundu. 1980 yılında Alan Guth erken evrende yanlış vakum çürümesinin sorunu çözebileceğini fark etti. Bu onu skaler odaklı bir enflasyon önermeye itti. Starobinsky ve Guth senaryoları sadece mekanik ayrıntılardaki farklarıyla De Sitter'in&nbsp;başlangıç aşamasını öngördü..

### İlk Enflasyon Modelleri
Guth Manyetik tek kutuplar yokluğunu açıklamak için Ocak 1980 yılında enflasyonu önerdi. Enflasyon terimini uyduran Guth oldu. Aynı zamanda Starboinsky kuantum düzeltmelerinin&nbsp;gitgide genişleyen De Sitter aşamasındaki evrenin ilk tekilliğindeki kütleçekimiyle yer değiştirmesi gerektiğini savundu. Ekim 1980 yılında, Demosthenes Kazanas gitgide genişleyen evrenin parçacık ufkunu ortadan kaldıracağını ve belki de ufuk sorununu çözeceğini öne sürdü. Ayrıca Sato gitgide genişleyen evrenin domain duvarlarını ortadan kaldıracağını önerdi. 1981'de Einhorn ve Sato ise Guth ile benzer bir model yayınladı ve Büyük Birleşik Teorilerindeki manyetik tek kutupluluk bolluğu bulmacasını çözeceğini gösterdiler. Onlarda Guth gibi, böyle bir model sadece&nbsp;kozmolojik sabiti ince ayar için gerekli değildir aynı zamanda sonucuna değil, aynı zamanda çok taneli evrene (kabarcıklı duvar çarpışmalarından kaynaklanan büyük yoğunluktaki çeşitlilik) yol açacağı sonucuna ulaştılar.

Guth erken evren soğurken, evrenin yüksek enerji yoğunluğunda(büyük ihtimalle kozmoloji sabiti) yanlış vakum içinde kapana kısıldığını tekli etti. Erken dönemin en başlarında evren soğurken metastable durumunda kapana kısıldı. Bu metastable durumu kuantum tünelleme yoluyla kabarcık çekirdeklenme sürecinde sadece dışarı doğru çürümedir. Gerçek vakum kabarcıkları kendiliğinden sahte vakum denizinde oluşur&nbsp;ve hızla ışık hızında genişlemeye başlar. Guth bu modelin sorunsal olduğunun farkına vardı çünkü model düzgün ısınmıyordu. Kabarcıklar çekirdekleştiği zaman herhangi bir radyasyon üretmiyordu. Radyasyon sadece çarpışmalar kabarcık duvarları arasında olduğu zaman üretilir. Enflasyon başlardaki durumları çözmek için yeteri kadar uzun süre sürseydi, Kabarcıklar arasındaki çarpışmalar son derece nadir olurdu. Herhangi bir nedensel parça sadece bir baloncuk çekirdeklenmesi ile olasıdır.

### Yavaş yuvarlanan enflasyon
Kabarcık çarpışma sorunu Linde tarafından çözüldü ve bağımsız olarak Andreas Albrecht ve Paul Steinhardt'ın yeni enflasyon ya da yavaş-rulo olarak isimlendirilen modeli ile çözüldü.(Guth modeli daha eski enflasyon modeli olarak anıldı). Bu yeni modelde sahte vakum durumu tünel dışına çıkmak yerine enflasyon&nbsp;potansiyel enerji tepesinden aşağı doğru sklar alanda yuvarlanmasıyla meydana geldi. Alanlar evrenin genişlemesine göre oldukça yavaş bir şekilde yuvarlandığı zaman enflasyon meydana gelir. Ancak&nbsp;tepeler sarp olduğu zaman enflasyon biter ve yeniden ısınma meydana gelebilir.

### Asimetri Etkileri
En sonunda, yeni enflasyon&nbsp;mükemmel simetrik evren olmadığını göstermiştir, ancak enflasyonun içinde kuantum dalgalanmalar oluşturulur. Bu dalgalanmalar daha sonraki evren için ilkel tohumlar oluşturur. Bu dalgalanmalar ilk olarak Starobinshy'nin benzer model analizinde Viatchelav Mukhanov ve G.V. Chibisov tarafından hesaplanmıştır. Enflasyon bağlamında, 1982 yılında üç hafta boyunca Nuffield atölyesinde evrenin erken dönemi üzerine Cambridge üniversitesinde bağımsız olarak çalışıldı. Dalgalanmalar atölye boyunca ayrı çalışan dört gruba göre hesaplandı. Bunlar Stephen Hawking, Starobinsky, Guth ve So-Young Pi ve Bardeen, Steinhardt ve Turner.

## Gözlemsel Durumlar

Enflasyon fiziksel kozmoloji standart modelin temeli olan kozmolojik prensibi, gerçekleştirmek için bir mekanizmadır: gözlemlenebilir evrenin homojenliği ve izotropisiyle oluşturmaktadır. Buna ek olarak, manyetik kutuplar gözlenen düzlük ve yokluğunda oluşturmaktadır. Guth erken çalışmaları bu yana, bu gözlemlerin her ileri onay aldı, en etkileyici Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) uzay aracı tarafından yapılan kozmik mikrodalga arka plan ayrıntılı gözlemlerle. Bu analiz Evren içinde düz olduğunu gösterir en azından birkaç yüzde ve homojen ve 100.000'de bir kısmına izotropik olduğu.

Buna ek olarak, enflasyon bugün Evrende görünen yapılar enflasyona neden olan çağda kuantum mekaniksel dalgalanmalar ile oluşmuştur pertürbasyonların yerçekimsel çöküş yoluyla oluştuğunu tahmin ediyor. pertürbasyonların spektrumunun ayrıntılı biçimi neredeyse ölçekli değişmeyen Gauss rastgele alan denilen (ya da Harrison-Zel'dovich spektrum) çok özel ve sadece iki serbest parametreleri, spektrumun genliği ve ölçen spektral endeksi vardır. Enflasyonun tahmin ölçek değişmezliği gelen hafif sapma (mükemmel ölçek değişmezliği idealize de Sitter evrenin karşılık gelir). Enflasyon gözlenen tedirginlikler birbirleri ile termal denge (bu adyabatik veya izentropik tedirginlikler denir) olması gerektiğini öngörür. tedirginlikler Bu yapı, WMAP uzay aracı ve diğer kozmik mikrodalga arka plan (CMB) deneylerde, ve galaksi anketleri, özellikle devam eden Sloan Dijital Sky Survey tarafından teyit edilmiştir. Bu deneyler göstermiştir ki 100,000 bir kısım gözlenen homojen olmayan teori tarafından öngörülen tam form var. Ayrıca, ölçek değişmezliği hafif bir sapma için kanıt yoktur. Bir ölçek değişmeyen spektrum için birine eşit olan ns spektral indeks. En basit enflasyon modelleri bu miktar 0.92 ile 0.98 arasında olduğunu tahmin ediyor. WMAP verilerden anlaşılmaktadır olabilir ns = 0.963 ± 0.012, en birinden farklı olduğunu ima iki standart sapma düzeyi (2σ). Bu enflasyon teorisinin önemli bir onay olarak kabul edilir.

Çeşitli enflasyon teorileri kökten farklı tahminler yapmak olduğunu öne sürülmüştür, ancak genellikle gerekli olması gerekenden daha çok daha ince ayar var. Fiziksel bir model olarak. Ancak, enflasyon sağlam başlangıç şartlarını öngördüğünü en değerli sadece iki ayarlanabilir parametrelere dayalı Evrenin: spektral indeksi (bu sadece küçük bir aralıkta değişebilir) ve pertürbasyonların genlik. yapmacık modellerinde dışında, bu ne olursa olsun enflasyon parçacık fiziği gerçekleştirilen nasıl geçerlidir.

Bazen etkileri enflasyon basit modeller çelişiyor görünen gözlenir. ilk yıl WMAP veri spektrum neredeyse ölçek değişmeyen olmayabilir, ancak bunun yerine hafif bir eğrilik olabilir önerdi. Ancak, üçüncü yıl veri etkisi istatistiksel sapma olduğunu ortaya çıkardı. Başka bir etkisi ilk kozmik mikrodalga arka plan uydu beri üzerine söylediği, cobe SPK'nın kuadropol an genliği beklenmedik düşük ve diğer düşük Çok kutuplar tercihen ekliptik düzlemi ile uyumlu görünmektedir olmasıdır. Bazıları bu gauss olmadıkları bir imza olduğunu iddia etti ve böylece enflasyonun basit modeller çelişmektedir var. Diğerleri etkisi diğer yeni fizik, ön plan kirlenme, hatta yayın yanlılığı nedeniyle olabilir ileri sürmüşlerdir.

Deneysel bir program daha hassas SPK ölçümlerle test enflasyonu ilerletmek için devam etmektedir. Özellikle, arka plan radyasyonun kutuplaşma sözde "B-mod" yüksek hassasiyetli ölçümler enflasyon tarafından üretilen yerçekimsel radyasyon kanıt sağlayabilir ve aynı zamanda (enflasyon enerji ölçeği basit modeller tahmin olmadığını göstermek içinde olabilir 1015&nbsp;ile 1016 GeV) doğrudur. Mart 2014'te, bu ilan edildi bir Güney Kutbu deney gösterdiği olmuştu enflasyon tahmin ile tutarlı B-mod SPK polarizasyon olduğunu bulguları teyit ettiğini bildirilmiştir. Bununla birlikte, 19 Haziran 2014 tarihinde, alçaltılmış 19 Eylül 2014 tarihinde, güven daha da azalma rapor edilmiştir ve 30 Ocak 2015 tarihinde, daha az güven henüz bildirilmiştir.

Diğer potansiyel doğrulayan ölçümler sinyal görünür olacaktır eğer ya da ön plan kaynaklardan kirlenme engel olacak eğer belli olmasına rağmen, Planck uzay aracından bekleniyor. Böyle yayılan ve emilen 21 santimetre radyasyon (radyasyon gibi [82] Diğer önümüzdeki ölçümleri, ilk yıldız) açık nötr hidrojen önce bu ölçümler mümkün ya da eğer olacaktır eğer bilinmemektedir rağmen, SPK ve galaksi anketleri bile daha fazla çözünürlüğe sahip güç spektrumunun ölçebilir Dünya'da ve galaksideki radyo kaynakları ile müdahale çok büyük olacaktır.

Karanlık enerji enflasyona büyük oranda benzer olduğunu ve hızlandırmak için bugünkü evrenin genişlemesini neden olduğu düşünülmektedir. Ancak, karanlık enerjinin enerji ölçeği, 10−12 GeV, enflasyonun ölçeğinde daha az büyüklükte kabaca 27 emir çok daha düşüktür.

## Kuramsal (Teorik) Durumlar
Guth erken önerisi, Enflasyonu Higgs alanı olduğu düşünülüyordu. Bu alan temel parçaçıkların kütlesini açıklıyor. Higgs bozonu hakkındaki son keşifler Higgs alanının enflasyon olduğunu gösterse de, bazıları tarafından şu anda inanılan düşünce enflasyon Higgs alanı olamaz. Bu kimliklendirmedeki bir sorun elektrozayıf ölçekteki deneysel verilerdeki mevcut gerginlik. Bu sorun Büyük Hadron çarpıştırıcısı (LHC) üzerinde şu anda çalışıyor. Diğer enflasyon teorileri Büyük Birleşmiş teorilerin özelliklerine bel bağlıyordu. Büyük birleşmenin en basit modelleri yıkılınca, bugün birçok fizikçi tarafından enflasyon sicim teorisi ya da süpersimetrik büyük birleşmiş teorisine dahil edileceği düşünülüyor. Bugünlerde, sıcak erken evren için baştaki koşullar detaylıca tahmin edildiğinden dolayı enflasyon başlıca anlaşıldı. Bu anlaşılmaya rağmen, parçacık fiziği genelde plansız bir modelleme. Enflasyonun öngörüleri gözlenen test sonuçlarıyla tutarlı olmasına rağmen, ucu açık birçok soruyu geride bırakıyor.

### Fine-tuning Sorunu
Enflasyon için en ağır zorluklardan biri de ince ayar ihtiyacı doğurmasıdır. Yeni enflasyondaki, yavaş yuvarlanma koşulları enflasyon gerçekleşmesi için memnun edici olmalıdır. Yavaş yuvarlanma koşulları enflasyon potansiyelinin düz ve enflasyon parçacıklarının kütlesinin küçük olması gerektiğini söyler. Yeni enflasyonun evrenin skaler alanla birlikte özellikle düz potansiyele ve özel başlangıç koşullarına gereksinim duyar. Bununla birlikte bu ince ayarlamalar için açıklama önerilmiştir.

Bununla birlikte, bu ince ayarlamalar için açıklama önerilmiştir. Örneğin, ölçek değişmezliği kuantum etkileri ile bozulur klasik ölçekli değişmeyen alan teorileri, sürece teori pertürbasyon teorisi ile ele alınabilir olarak, enflasyonist potansiyellerin düzlük bir açıklama.

#### Andrei Linde
Linde kaotik enflasyon olarak bilinen teoriyi enflasyon için gerekli olan koşullar aslında oldukça jenerik bir biçimde tatmin eden kaotik enflasyon olarak bilinen teoriyi önerdi. Enflasyon yüksek enerji duruma sahip skaler alanlarda sınırsız enerjiyle birlikte kaotiklik içinde herhangi bir gerçeklikte olan evrende meydana gelir. Ancak onun modelinde enflasuon alanı zorunlu bir Planck biriminden daha büyük değerler alır. Bu nedenler genellikle büyük alan modelleri olarak adlandırılır ve rakip yeni enflasyon modellerine küçük alan modelleri denir. Bu durumda efektive alan teori tahminleri geçersiz olduğu düşünülmektedir. Bu sorun henüz çözülmüş değildir ve bazı kozmolojistler düşük enerji ölçeğinde meydana gelen kümük alan modellerin daha iyi olduğunu iddia etmektedir. Enflasyon teorisi büyük ölçüde kuantum alan teorisine bel bağlamış olmasına rağmen tamamen bu teorilerle mutabakat olmamıştır.

Brandenberger başka bir durum için&nbsp;ince ayarı yorumladı. Enflasyon üretilen ilkel homojensizliklerin genliği doğrudan enflasyon enerji ölçeğine bağlıdır. Bu ölçek 1016 GeV veya 10−3 kez Planck enerjisinin civarında olduğu ileri sürülmektedir. Doğal ölçek safça bu yüzden bu küçük değer (bir hiyerarşi problemi olarak adlandırılır) ince ayar başka bir form olarak görülebilir Planck ölçeği: skalar potansiyeli tarafından verilen enerji yoğunluğu ile Planck yoğunluğu karşılaştırıldığında&nbsp;10−12 değerde aşağıdadır. Bu genellikle çok kritik bir sorun olarak algılanmaz.

### Sonsuz Enflasyon
Birçok modelde, evrenin genişlemesine sebep olan enflasyon fazının en azından evrenin bazı bölgelerinde sonsuza kadar sürer. Bunun olmasının sebebi şişmeye maruz kalan bölgeler hızlı bir şekilde genişler. Şişmeye maruz kalmayan bölgelerdeki çürüme oranı yeteri kadar hızlı olmazsa, yeni enflasyona uğrayan bölgeler uğramayan bölgelere göre daha çabuk oluşur. Bu tür modellerde belirli bir zamanda evrenin hacminin büyük çoğunluğu şişer. Bütün sonsuz enflasyon modellerinde&nbsp;sonsuz birçok evreni (tipik bir fratkal) üretilir.

Yeni enflasyon klasik bir şekilde potansiyeli kar topu gibi yuvarlanırken, kuantum dalgalanmaları bazen önceki seviyelere kaldırabilir. Bu bölgelerdeki enflasyon dalgalanmaları yukarı doğru düşük potansiyel enerjiye sahip bölgere nazaran daha hızlı genişler ve bu bölgeler fiziksel hacim açısından dominant olma eğilimindedir. İlk Vilenkin'e tarafından geliştirilen bu sabit durum, "ebedi enflasyon" olarak adlandırılır. Fizikçiler arasında popüler olan bu sonuç kararlı durumun sonsuza kadar devam edemeyeceğini söyler. Enflasyona ait olan uzay zaman De Sitter zamanına benzer. Ancak De Sitter'in uzayı aksine, enflasyona sebep olan uzayın içindeki dalgalanmaların daralıp&nbsp;yıkılması için kütleçekimsel tekilliğin oluşturulması gerekir. Kütleçekimsel tekillikte özkütle sonsuz olur. Sonuç olarak, Evrenin başlangıç koşulları için bir teorinin olması zorunlu hale gelir. Ancak Linde enflasyonun ebedi olarak geçtiğine inanmaktadır.[98]

Sonsuz enflasyon içinde şişen bölgelerdeki gitgide büyüyen hacimlere rağmen bunun aksine şişmeyen bölgelerde mevcuttur. Böylece evrenin şişen kısmının hacmi global resmin içinde her zaman tasvir edilemez bir şekilde şişmeyen bölgere göre çok daha büyüktür.&nbsp;Bilim adamları bu varsayımsal insanı manzara karşısında olasılık dağılıımını atama konusunda hemfikir değildir. Eğer farklı bölgelerin olasılıkları hacimleri dolayısıyla sayılacak olsa, yerel bir gözlemci için biri hiç bitmeyecek bir şişmeye(enflasyon) ya da uygulanabilecek limit koşulları sahip olması beklenmelidir. Dolayısıyla enflasyonun(şişme) er ya da geç biteceğini söyler. Bazı fizikçiler bu paradoksun gözlemcinin ağırlıklandırılarak enflasyon öncesi hacmin bulunabileceğine inaniyor.

### Başlangıç Koşulları
Bazı fizikçiler merkezi olmayan sonsuza dek şişen bir evren yüzünden evrenin başlangıç durumundan kaçınmaya çalıştı. Bu modeller evren en büyük ölçeğinde olsa bile hala gitgide hızlanarak genişleyeceğini ve genişlemesine her zaman devam edeceğini uzaysal olarak sonsuz olacağını ve her zaman var olacağını önerdiler.

Diğer teklifler kuantum kozmolojisine ve aşağıdaki enflasyona göre Evrenin hiçlikten yaratılmasını anlatmak için çalışır. Vilenkin'de böyle bir senaryo ileri sürdü. Evrenin oluşum aşamalarında enflasyon kendiliğinden meydana gelir. Hartle ve Hawking evrenin oluşum aşamalarında sınırları olmayan bir öneri sundular.

Nihai bedava öğle yemeği olarak Guth tasvir ettiği evrenin enflasyonu, bizimkisine benzeyen yeni evrenlerin sürekli olarak uçsuz bucaksız genişleme arka planında üretildiğini savundu.&nbsp;Bu durumda, yerçekimi etkileşimleri termodinamiğin birinci(enerji korunumu) ve ikinci yasasını (zaman ibresi ve entropi sorunu) engeller.&nbsp;Ancak burada fikir birliği olmasına (buradaki fikir birliği başlangıç koşulları sorununu çözmesidir) rağmen, bazıları kuantum dalgalanması yüzünden evrenin bu duruma geldiğini iddia etti. Bu anomali yüzünden Don Page enflasyonu sesli eleştirenlerden biriydi. Termodinamiğin zaman ibresi düşük entropi başlangıç koşullarını gerektireceğini ki bunun mümkün olmadığını vurguladı. Onlara göre, bu sorunu çözmek yerine enflasyon teorisi enflasyon çağının sonundaki yeniden ısınmanın entropiyi artıracağını evrenin başlangıç durumu için kritik bir öneme getireceğini enflasyon aşaması olmayan&nbsp;diğer büyük patlama teorilerinden daha düzenli hala getireceğini vurguladılar.

Hawking ve Page Hartle-Hawking başlangıç durumunda enflasyon olasılıklarını hesaplarken, daha sonra belirsiz sonuçlar buldular. Diğer yazarlar bunu tartıştı. Çünkü enflasyon sonsuz olduğunda olasılıklar sıfır (0) olmadığı sürece önemsiz olacağını ve enflasyon başladıktan sonra kendi kendini devam ettireceğini ve kısa sürede evrene egemen oalcagını savundu. Ancak Albrecht ve Lorenzo Sorbo enflasyon kozmozun olasılıklarını tartıştı. Bugünkü gözlemlerle sabit olan bazı önceden var olma durumundan gelen rastgele dalgalanmalar enflasyon yapmaya kozmozdan daha olasıdır. Enflasyon yapan evren için gerekli olmayan yerçekimi enerjisi "tohum" miktarı enflasyon yapmayan herhangi alternatif bir kozmoz için daha azdır.

Ara sıra bahsedilen diğer bir sorun ise trans-Planckian ya da trans-Planckian etkisidir. Enflasyonun enerji ölçeği ve Planck ölçeği oldukça yakın olduğundan dolayı, bazı kuantum dalgalanmaları evrenimzdeki yapıları enflasyondan önceki Planck uzunluğundan daha küçük yaptı. Sonuç olarak, fizikte Planck ölçeği için bir doğrulama gerekir. Özellikle bilinmeyen yerçekimi kuantum teorisi için. Bu etkinin büyüklüğü konusunda bazı anlaşmazlıklar vardır.

### Melez (hibrid) Enflasyon
Melez enflosyon(şişme) diye adrandılran başka bir tür enflasyon çeşidi yeni enflasyonların bir uzantısıdır. Melez enflasyon ilave skaler alanları sunar. Skaler alanlardan biri normal bir şekilde yuvarlanan enflasyondan(şişme) sorumludur. Bir diğeri enflasyonun sonunu tetikler. Enflasyon(şişme) yeterince uzun süre devam ettiği zaman, ikinci alanın daha düşük enerji durumuna bozulmasına uygun hale gelir.

Melez enflasyonda, bir skaler alandan biri enerji yoğunluğunun çoğundan sorumlu iken bir diğeri yavaş yuvarlanmadan sorumludur. Bu sebeple, ana enflasyondaki dalgalanmalar enflasyon bitişini engellemeyecektir. İkincideki dalgalanmalar ise genişleme oranını etkilemeyecektir. Sonuç olarak, melez enflasyonlar ebedi değildir. Yavaş yuvarlanan enflasyon potansiyelinin dibine ulaştığı zaman, ilk enflasyonun potansiyelinin minimumun konumunu değiştirir. Bu değişimde enflasyonun potansiyelini aşağıya doğru yuvarlanmasını hızlandırır. Sonuç olarak enflasyonu bitişe götürür.

### Enflasyon ve Sicim Kozmolojisi
Akı kompaktifikasyonların keşfi enflasyon ve sicim teorisi uzlaştırılmasının yolunu açtı. Brane enflasyon&nbsp;genellikle anti-D-parçacık yığını doğru compactified geometri D-parçacık hareketinden doğduğu düşündürmektedir. Dirac-Born-Infeld&nbsp;tarafından yönetilen bu hareketin teorisi sıradan enflasyondan farklıdır. Dinamikleri tam olarak anlaşılamamıştır. Oluşabilmesi için özel koşullar gerekmektedir. İki vakumda arasındaki tünel süreci eski enflasyonun bir şeklidir ancak yeni enflasyon yeni mekanizmalar tarafından yürütülmelidir.

### Enflasyon ve İlmek Kuantum Yerçekimi
İlmek kuantum kütleçekim teorisinin efektlerini araştırırken kozmoloji üzerinde ilmek kuantum kozmoloji modeli gelişti ve bu gelişme kozmoloji enflasyonu için olası bir mekanizma sağladı.&nbsp;Kuantum çekim döngüsü nicelenmiş uzay-zamanı varsayar. Enerji yoğunluğu kuantize uzay tarafından tutulabilecek kadar büyükse, geri sıçrama yapılabileceği düşünülmektedir.

## Alternatifler
Diğer modeller enflasyon ile açıklanabilir gözlemlerin bazılarını açıklayabilir. Ancak hiçbir alternatiflerden biri açıklama konusunda aynı genişliğe sahip değildir ve hala gözlemlerle birlikte daha komplike formda&nbsp;bir enflasyon ihtiyaç vardur. Bu nedenle alternatif olarak değil, enflasyona katkı olarak kabul edilmelidir.

### Büyük Zıplama
Büyük sıçrama hipotezi kozmik daralma ve sıçrama, böylece büyük patlama neden başlangıç şartlarını açıklayan kozmik tekillik değiştirmeye çalışır. Madde veya serbest parametrelerin egzotik formuna gerek kalmadan düzlük ve ufuk sorunları doğal olarak Einstrein-Cartan-Sciama-Kiblble kütleçekim teorisiyle çözmeye çalışır. Bu teori dinamik bir değişken olarak, onun antisimetrik parçası, torsiyon tensörü ilgin bağlantısının simetri bir kısıtlama kaldırma ve ilgili genel göreceliğe uzanır. Torsiyon ve Dirac Spinörler arasındaki minimum bağlantı son derece yüksek yoğunluklarda fermiyonik konuda önemli bir spin-spin etkileşimi oluşturur.&nbsp;Böyle bir etkileşim fiziksel olmayan büyük patlama tekilliği ile bertaraf edilir. Büyük patlama sıçramasından sonraki ansızın gelen genişleme günümüz evreninin neden en geniş ölçeklerde uzaysal olarak düz, homojen ve izotropik olduğunu açıklar. Evrenin yoğunluğu düştükçe, büküme etkilerinin zayıflıkları ve evren pürüssüszce radyasyonun egemen olduğu bir dönme girer.

### Sicim Teorisi
Sicim kuramı ekstradan&nbsp;gözlemlenebilir üç uzaysal boyutları, ek boyutların kıvrılmış (bukleli) bir şekilde olmasını gerektirmektedir.&nbsp;Ekstra boyutlar süperçekim modelleri ve kuantum yerçekimi diğer yaklaşımlar sık bileşeni olarak görünür. Bu beklenmedik bir soru ortaya atar. Neden bu dört uzay zaman boyutları büyük olur ve geri kalanı neden gözlemlenemeyecek kadar küçüktür.&nbsp;Bu sorunun adresini bulmak için sicim gaz kozmolojisi olarak adlandırılan Robert Brandenberger and Cumrun Vafa modeline bakmamız gerekir. Bu model evrenin ilk aşamalarını dinamiklerini sıcak gaz sicimleri olarak görür. Brandenberger ve Vafa&nbsp;her bir sicimin etrafındakileri efektif bir şekilde yok etmesiyle yer-zaman boyutunun genişleyebileceğini gösterir. Her bir sicim bir boyutluk objedir. En büyük boyutlar kendi cinsine ait olan iki sicimin kesişmeleriyle oluşan üç boyuttur. Böylece, oluşan en büyük boyut üç boyuttur. Teorinin destekçileri bu modelin kozmolojideki entropiyi ve düzlüğü çözmediğini itiraf ettiler ve günümüzdeki evrenin neden bu kadar yakın ve uzaysal olarak düz olduğunu açıklayacak bir argüman sunamıyoruz.

### Ekpyrotic ve Dönüşsel Modeller
Ekpyrotic ve döngüsel model de enflasyon yardımcıları olarak kabul edilir. Bu modeller de Büyük Patlama'dan önce genişleyen dönem boyunca ufuk sorunu çözmek ve daha sonra bir Big Crunch giden bir sözleşme aşamasında ilkel yoğunluk pertürbasyonların gerekli spektrum oluşturur. Evrenin büyük Crunch geçer ve sıcak Büyük Patlama aşamasında ortaya çıkmaktadır. Bu anlamda onlar Richard Chace Tolman en salınım evrenin anımsatan; bu modellerde bu mutlaka o kadar değil ise Tolman modelinde ise Evrenin toplam yaş, mutlaka sonlu olduğunu. yoğunluk dalgalanmaların doğru spektrum üretilen ve Evren başarıyla The Big Bang / Büyük Çöküş geçiş gezinebilirsiniz olup olmadığını edilip edilemeyeceğini, tartışma ve güncel araştırma konusu olmaya devam etmektedir. Bu ilk etapta manyetik tek kutup üretmek için gerekli sıcaklık olarak Ekpyrotic modeller Big Crunch / The Big Bang geçiş sıcaklık sürece manyetik monopol sorunu önlemek için Grand Unified Ölçeği altında kalır. Şu halde, herhangi bir genişlemeyi 'yavaşlatan' hiçbir kanıt yoktur, ancak her döngü için sırasıyla&nbsp;bir trilyon yıl sürmesini beklemek şaşırtıcı değildir.

### Değişen C
Başka bir ilave ise 1988 yılında&nbsp;Jean Pierre Petit, 1992 yılında Albrecght ve 1992 yılında João Magueijo'nun ışık modellerine göre ışık hızının değişimidir. Evrenin ilk zamanlarında ışık hızı şu andaki ışık hızından yaklaşık 60 kat daha hızlıydı. Bu bilgi evrenin ilk zamanlarının ufkunu ve homejenliğini çözmede kullanıldı.

## Eleştiriler
1980 yılında Alan Guth tarafından piyasaya sunulmasından bu yana, enflasyon paradigma yaygın olarak kabul edildi. Bununla birlikte, birçok fizikçi, matematikçi ve bilim felsefecileri test edilemeyen tahminler ve ciddi ampirik destek eksikliği iddialarıyla&nbsp;eleştirilerini dile getirdiler. 1999 yılında, John EarMan ve Jesús Mosterín yayınladığı enflasyonist kozmolojisindeki krirk gözden geçirmelerle şu sonuca vardılar.&nbsp;Kozmolojinin standart özünün içine herhangi bir enflasyon modelini kabul etmek için zeminin yeterince iyi olduğunu düşünmüyoruz dediler.

1986 yılında işaret edilen beri Roger Penrose tarafından işaret edilen enflasyonun çalışması için&nbsp;kendisinin oldukça spesifik başlangıç koşulları gerektirmektedir. Böylece başlangıç koşulları sorunu çözülemedi. Erken evrenin birliğini açıklamak için kullanılan termalizasyon sürecinden kaynaklanan temel olarak yanlış kavranan bir şey var. Eğer termalizasyon aslında herhangi bir şey yapıyorsa, o zaman artan&nbsp;entropiyi tanımlıyordur. Sonuç olarak, evren termalizasyon öncesinde sonrasından bile daha spesifik bir yer olacaktık. Spesifiklik sorunu ya da ince ayar başlangıç koşulları çözülmemiş aksine daha da beter olacaktır.&nbsp;2015'teki bir konferansta enflasyon çürütülemez değildir. Enflasyon çürütülmüştür. BICEP enflasyonu kabuğundan çıkartarak ve siyah bir göz vererek mükemmel hizmet etmiştir.

Enflasyonu yeniden gündeme getiren eleştiri ise dua edilen enflasyon alanının bilinen herhangi bir fiziksel alana karşılık gelmemesidir ve potansiyel enerji eğrisi&nbsp;gözlemlenen her veri için uyum sağlaması için&nbsp;önceden tasarlanmış entrikadır. Enflasyonist kozmolojinin atalarından biri olan&nbsp;Paul Steinhardt son zamanlarda enflasyonu en keskin eleştiren kişi olmuştur.&nbsp;Paul Steinhardt&nbsp;gözlemlerle birlikte gelen sonucun hızlanarak genişleyen dönem ile çatışmasına "Kötü enflasyon" ismini taktı ve onlarla uyumlu olana ise "iyi enflasyon" dedi. Sadece kötü enflasyon iyi enflasyondan daha muhtemel değil aynı zamanda enflasyonsuz evrenin herhangi bir enflasyonlu evrenden daha olası olduğunu söyledi. Roger Penrose bütün muhtemel enflasyon yapılandırmalarının ve yerçekimi alanlarını dikkate aldı. Bu yapılandırmalardan bazıları enflasyona yol açtı. Diğer yapılandırmalar enflasyon olmadan direkt olarak evreni düz ve değişmez yaptı. Düz bir evreni elde etmek olası değildir. Penrose'nun şoke eden sonucu,&nbsp;enflasyonsuz düz bir evren elde etmektense, enflasyonla birlikte düz bir evren elde etmek 10 üzeri 10'dan 100 kadar daha olasıdır.&nbsp;Anna Ijjas ve İbrahim Loeb&nbsp;birlikte Planck uydusundan gelen verilerle enflasyonist paradigması tehlike altında olduğunu söyleyen bir makale yazdıolar. Karşı argümanlar Alan Guth, David Kaiser ve Yasunori Nomura tarafından sunuldu. Bu argümanlarla Andrei Linde kozmik enflasyon hiç olmadoğı kadar ayaklarını yere sert basıyor dedi.

## Ayrıca bakınız
* Kozmoloji
* Açısal momentum
* Hubble kanunu

## Dış bağlantılar
Was Cosmic Inflation The 'Bang' Of The Big Bang? , by Alan Guth, 1997 by Andrew Liddle, 1999update 2004 by Andrew Liddlehep-ph/0309238 Laura Covi: Status of observational cosmology and inflation hep-th/0311040 David H. Lyth: Which is the best inflation model? The Growth of Inflation *Symmetry*, December 2004Guth's logbook showing the original ideaWMAP Bolsters Case for Cosmic Inflation, March 2006NASA March 2006 WMAP press release Max Tegmark's *Our Mathematical Universe* (2014), "Chapter 5: Inflation" 

## Kaynakça