stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Enflasyon (kozmoloji)
Genel Taslak > Genişleyen Uzay

Uzayın katlanarak genişlediğini söylemek için bunun iki gözlemcinin birbirinden hızlanarak ayrıldığının anlamına geldiğini bilmemiz gerekir. Sabit koordinatlardaki bir gözlemci için 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}.
Genel Taslak > Birkaç Homojensizlik kalıntısı

Kozmolojik enflasyon homojen olmayan düzensizlikleri, izotop olmayanları ve uzay eğriliğini 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 minik kuantum dalgalanmalar vardır. 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 yeteri kadar sıcak olmasaydı, doğada gözlemlenemezlerdi. Gözlemlenebilir evrende muhtemelen çok nadir olurlardı. Bu etkilerle birlikte enflasyon kara deliklerde olduğu gibi 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. 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 bırakır.
Genel Taslak > 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.
Genel Taslak > 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 vacumun genel göreliliğe göre uzayda bir üstsel genlişleme 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.
Motivasyonlar > 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.
Motivasyonlar > 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 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.
Motivasyonlar > 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. 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 kutubu 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 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 ve yaşam ömrünün tersine birim hacim olarak hesapladı. Sonunda çekim kuvvetinin etkilerin önemli olacağını kaydetti, ancak bu etkileri hesaplamadı ve kozmoloji sonuçları geçerli değildi.
Sovyetler Birliği'nde, Alexei Starobinsky genel görelilik kuantum düzeltmeler erken evren için önemli olması gerektiğini kaydetti. Bu nedenle, Alexei Starboinsky erken evrede evren De Sitter enflasyon çağına geçirdiğini önerdi. Bu kozmoloji sorunları giderilmişti ve arka plan mikro dalga radyasyonlar için özel düzeltmeler sundu daha sonra ayrıntılı olarak düzeltmelere hesaplanmıştır.
1978 yılında, Zeldovich 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 başlangıç aşamasını öngördü..
Geçmiş > 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 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 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 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.
Geçmiş > 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 potansiyel enerji tepesinden aşağı doğru sklar alanda yuvarlanmasıyla meydana geldi. Alanlar evrenin genişlemesine göre oldukça yavaş bir şekilde yuvarlandığı zaman enflasyon meydana gelir. Ancak tepeler sarp olduğu zaman enflasyon biter ve yeniden ısınma meydana gelebilir.
Geçmiş > Asimetri Etkileri

En sonunda, yeni enflasyon 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 atolyesinde 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.
Kuramsal (Teorik) Durumlar

Guth erken önerisi, Enflasyonu Higgs alanı olduğu düşünülüyordu. Bu alan temel parçaçıkların kütleini açıklıyor. Higgs bozonu hakıındaki son keşifler Higgs alanının enflasyon olduğunu göstersede, bazıları tarafından şu anda inanılan düşünce enflasyon Higgs alanı olamaz. Bu kimliklendirmedeki bir sorun elektrozayıf ölcekteki 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.
Kuramsal (Teorik) Durumlar > 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.
Kuramsal (Teorik) Durumlar > Fine-tuning Sorunu > 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 enflaston alanı zorunlu bir Planck birminden daha büyük değerler alır. Bu nedenler genellikle büyük alan modelleri olarak adlandırılır ve rakip yeni enflsayon 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 gelenkümük alan modellerin daha iyi olduğunu iddia etmektedir. Enflasyon teorisi büyük ölçüde kuantum alan teorisne bel bağlamış olmasına rağmen tamamen bu teorilerle mutabakat olmamıştır.
Brandenberger başka bir durum için 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 10−12 değerde aşağıdadır. Bu genellikle çok kritik bir sorun olarak algılanmaz.
Kuramsal (Teorik) Durumlar > Sonsuz Enflasyon

Birçok modelde, evrenin genişlemesine sebep olan enflasyon fazının en azından evrenin bazı bölgelerinde sonsuza kadar sürer. Bunun olmasının sebebi şişmeye mağruz 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 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 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. 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 hacimin bulunabileceğine inaniyor.
Kuramsal (Teorik) Durumlar > 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. Bu durumda, yerçekimi etkileşimleri termodinamiğin birinci(enerji korunumu) ve ikinci yasasını (zaman ibresi ve entropi sorunu) engeller. 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 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.
Kuramsal (Teorik) Durumlar > 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.
Kuramsal (Teorik) Durumlar > Enflasyon ve Sicim Kozmolojisi

Akı kompaktifikasyonların keşfi enflasyon ve sicim teorisi uzlaştırılmasının yolunu açtı. Brane enflasyon genellikle anti-D-parçacık yığını doğru compactified geometri D-parçacık hareketinden doğduğu düşündürmektedir. Dirac-Born-Infeld 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.