宇宙インフレーション

物理宇宙論において、宇宙インフレーション、宇宙論的インフレーション、あるいは単にインフレーションとは、宇宙の初期段階における空間の指数関数的膨張を理論化するものである。この巨大な膨張は宇宙を過冷却状態に陥らせ、インフレーションを駆動する場のエネルギーが高温高密度の粒子へと凝縮した時点で終焉を迎えた。この過程は再加熱と呼ばれる。インフレーション期の後も宇宙は膨張を続けたものの、その速度は低下した。

インフレーション理論は1970年代後半から1980年代前半にかけて発展し、ランダウ理論物理学研究所のアレクセイ・スタロビンスキー、コーネル大学のアラン・グース、レベデフ物理学研究所のアンドレイ・リンデなど、多くの理論物理学者の顕著な貢献があった。スタロビンスキー、グース、リンデは、「宇宙インフレーション理論の開拓」により2014年のカブリ賞を受賞した。 [ 1 ]この理論は1980年代前半にさらに発展した。この理論は、宇宙の大規模構造の起源を説明する。ミクロなインフレーション領域の量子ゆらぎが宇宙サイズにまで拡大され、宇宙の構造成長の種子となる（銀河の形成と進化および構造形成を参照）。[ 2 ]多くの物理学者は、インフレーション理論によって、宇宙がどの方向でも同じように見える（等方性）理由、宇宙マイクロ波背景放射が均等に分布している理由、宇宙が平坦である理由、磁気単極子が観測されていない理由を説明できると信じている。

インフレーションの原因となる詳細な素粒子物理学的メカニズムは不明である。インフレーションモデルの予測の多くは観測によって確認されている。例えば、1992年にCOBE衛星によって観測された温度異方性は、インフレーション理論の予測通り、ほぼスケール不変のスペクトルを示しており、WMAPの結果もインフレーションの強力な証拠を示している。[ 3 ]しかし、この立場に異議を唱える科学者もいる。[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]インフレーションの原因と考えられている仮説上の場は、インフレーションと呼ばれる。[ 7 ]

2002年、この理論の創始者3人がその主要な貢献を認められ、MITの物理学者アラン・グース、スタンフォード大学の物理学者アンドレイ・リンデ、プリンストン大学の物理学者ポール・スタインハートの3人が「宇宙論におけるインフレーションの概念の発展」に対してディラック賞を共同受賞した。 [ 8 ] 2012年、グースとリンデはインフレーション宇宙論の発明と発展により基礎物理学ブレークスルー賞を受賞した。 [ 9 ]

コンセプト

宇宙のごく初期における指数関数的インフレーションは、ビッグバンに基づくモデルの外挿よりも観測結果とよく一致しています。

宇宙インフレーションとは、初期宇宙が指数関数的に急速に膨張したという仮説である。点間の距離は10の-37乗秒ごとに倍増した。膨張は少なくとも10の-35乗秒続いたが、その全期間は定かではない。現在観測可能なすべての銀河の質量エネルギーはすべて、半径約4×10の-29 乗メートルの球面から始まり、インフレーションの終わりまでに半径約0.9メートルの球面へと成長した。[ 10 ] : 202 インフレーションの終わりには、駆動場は粒子に変換され、宇宙はクォークスープ相となる。この相では、宇宙の元々の小さな滑らかな部分における量子ゆらぎによる小さな密度変化が保持される。[ 11 ]

動機

インフレーションは、1970 年代に発見されたビッグバン宇宙論のいくつかの問題を解決します。 [ 12 ]ビッグバンモデルは、宇宙マイクロ波背景放射と原始元素の合成をうまく説明しました。しかし、これらの成功は、正当化するのが難しい初期条件を仮定することに依存していました。たとえば、このモデルには、銀河の形成を説明できるような密度変動を作成するメカニズムがありません。[ 13 ]： 324 素粒子物理学者が非常に初期の宇宙の問題に取り組んだとき、彼らはすぐに追加の問題を発見しました。[ 14 ]インフレーションは、1979 年に素粒子物理学者のアラン・グースが、今日磁気単極子が見られないのはなぜかという問題を調査し中に初めて提唱しました。彼は、一般相対性理論によれば、正エネルギーの偽の真空は、空間の指数関数的な膨張を生み出すことを発見しました。この膨張は、後述する平坦性問題や地平線問題など、他の長年の課題も解決します。

構造形成

ビッグバン理論は、初期に非常に高温で均一なプラズマが存在し、それが一般相対性理論の方程式に従って膨張し、最終的にすべての星と銀河を生み出すと仮定しています。星の生成は重力によって質量が凝集することを前提としていますが、そのためには密度の差が必要です。完全に均一な質量密度では、凝集を駆動する力はありません。密度の統計的な変化は力を生み出す可能性がありますが、宇宙の膨張はより速く作用し、質量が星に凝縮する前に引き離します。追加の変動源がなければ、ビッグバンモデルは星を生成できません。[ 14 ] : 207

磁気単極子問題

安定磁気単極子は大統一理論にとって問題である。大統一理論は、高温（初期宇宙など）においては、電磁力、強い力、弱い力は実際には基本的な力ではなく、単一のゲージ理論から生じる自発的な対称性の破れによって生じると提唱している。これらの理論は、自然界では観測されていない多くの重く安定した粒子を予言している。最も悪名高いのは磁気単極子であり、これは磁場の安定した重い「電荷」の一種である。[ 15 ] [ 16 ]

大統一理論によれば、モノポールは高温で大量に生成されると予測されており、[ 17 ] [ 18 ]、それらは現在まで存続し、宇宙の主構成要素となるはずであった。[ 19 ] [ 20 ]しかし、実際にはそうではなく、それらの探索はすべて失敗しており、宇宙における残存磁気モノポールの密度には厳しい制限が課されている。[ 21 ]

磁気単極子が生成できる温度よりも低い温度で起こるインフレーション期は、この問題の解決策となる可能性がある。つまり、磁気単極子は周囲の宇宙が膨張するにつれて互いに分離し、観測される密度が桁違いに低下するだろう。[ 22 ] : 202

モノポール問題の解決が当初の仮説の動機となったものの、すべての宇宙論者が感銘を受けたわけではない。マーティン・リースは次のように書いている。

「エキゾチックな物理学に懐疑的な人々は、それ自体が仮説に過ぎない粒子の不在を説明する理論的議論にはあまり感銘を受けないかもしれない。予防医学は、存在しない病気に対して100%効果があるように思えるかもしれない！」[ 23 ]

しかし、平坦性問題、特に地平線問題もインフレーション理論によって解決されている。[ 22 ]：202

平坦性の問題

平坦性問題（古さ問題としても知られる）は、ビッグバン宇宙モデルにおける宇宙論の微調整問題である。宇宙マイクロ波背景放射の観測により、宇宙は数パーセント以内で平坦であることが実証されている。 [ 24 ]宇宙の膨張により平坦性が増す。したがって、初期宇宙は例外的に平坦に近かったに違いない。フリードマン方程式に基づく標準的な宇宙論では、宇宙の物質とエネルギーの密度が時空の曲率に影響を及ぼし、平坦な宇宙には非常に特定の臨界値が必要である。 [ 25 ]：61 現在の宇宙の密度はこの臨界値に非常に近いことが観測されている。総密度が臨界値から少しでも外れると、宇宙の時間が経つにつれて急速に増加するため、[ 13 ]初期宇宙の密度は臨界密度にさらに近く、10 62分の 1以下しか外れていなかったに違いない。このため宇宙学者は、初期密度がどのようにしてこの「特別な」値にこれほど厳密に調整されたのか疑問を抱いている。[ 26 ]：196

地平線問題

地平線問題とは、宇宙がなぜ統計的に均質かつ等方性に見えるのかを宇宙原理に従って決定する問題である。[ 27 ] [ 28 ] [ 29 ]例えば、ガス容器内の分子は熱平衡状態にあるため均質かつ等方的に分布している。つまり、容器全体のガスは相互作用して不均質性や異方性を消散させるのに十分な時間があった。インフレーションのないビッグバンモデルでは、重力膨張によって領域が急速に分離してしまう。つまり、初期宇宙には平衡状態になる時間が十分にない。標準モデルで知られている物質と放射線だけのビッグバンでは、観測可能な宇宙の 2 つの広く分離された領域は平衡状態になるはずがない。なぜなら、それらの領域は光速よりも速く離れていくため、因果的に接触することは決してなかったからである。

理論

インフレーション理論の動機はいずれも、宇宙膨張の初期条件に関連する問題である。インフレーション理論の解は、熱平衡状態にある小さな宇宙から始まり、光速をはるかに超える速度で膨張させる。その速度は非常に速いため、重力膨張が支配的になる頃には、平衡状態にある部分が大きく分離している。その結果、一般相対性理論によって予測される膨張の初期条件として、均質かつ等方的な宇宙が生まれる。[ 10 ] : 202

このように、インフレーション理論は、異なる領域の温度と曲率がほぼ等しい理由を説明します。また、一定のグローバル時間における空間スライスの全曲率はゼロであると予測します。この予測は、宇宙における通常の物質、暗黒物質、および残留真空エネルギーの総和が臨界密度に達する必要があることを意味し、証拠はこれを裏付けています。さらに驚くべきことに、インフレーション理論は、物理学者がインフレーション期における量子ゆらぎから異なる領域の温度の微小な差を計算することを可能にし、これらの定量的な予測の多くは確認されています。[ 30 ] [ 31 ]

宇宙が広がる

宇宙のごく初期の、より小さなスケールとより高いエネルギーに遡って考えると、最終的に、既存のモデルが妥当でない点にたどり着く。通常の物理学が当てはまると期待する特別な理由はない。インフレーション仮説は、このごく初期の時間では空間が指数関数的に何桁も膨張するというものである。[ 32 ]：146 時間とともに指数関数的に（あるいはほぼ指数関数的に）膨張する空間では、最初は静止していた自由に浮遊している物体のペアは、少なくともそれらの物体が何らかの力で束縛されていない限り、加速度的に離れていく。そのような物体の1つの視点から見ると、時空は裏返しのシュワルツシルトブラックホールのようなもので、各物体は球状の事象の地平線に囲まれている。もう一方の物体がこの地平線を突き抜けると、二度と戻ることはできず、その物体が送る光信号さえ最初の物体に届くことはない（少なくとも空間が指数関数的に膨張し続けている限り）。

膨張が正確に指数関数的であるという近似では、地平線は静的であり、一定の物理的距離に留まります。この膨張宇宙の断片は、次の測定基準で記述できます。[ 33 ] [ 34 ]

ds2＝−（1−Λr2）c2dt2+11−Λr2dr2+r2dΩ2。{\displaystyle ds^{2}=-(1-\Lambda r^{2})\,c^{2}dt^{2}+{1 \over 1-\Lambda r^{2}}\,dr^{2}+r^{2}\,d\Omega^{2}.}

この指数関数的に膨張する時空はド・ジッター空間と呼ばれ、それを維持するためには宇宙定数、すなわち空間と時間において一定で、上記の計量におけるΛに比例する真空エネルギー密度が存在する必要がある。厳密に指数関数的に膨張する場合、真空エネルギーは負圧pを持ち、その大きさはそのエネルギー密度ρに等しい。状態方程式はp=−ρである。

インフレーションは通常、厳密に指数関数的な膨張ではなく、準指数関数的、あるいはそれに近い膨張です。このような宇宙では、真空のエネルギー密度が徐々に減少するにつれて、地平線は時間とともにゆっくりと成長していきます。

不均一性はほとんど残っていない

加速膨張する空間は、密度や温度の初期変動を非常に大きな長さスケールにまで引き伸ばすため、インフレーションの本質的な特徴は、不均一性と異方性を平滑化し、空間の曲率を減少させることです。これにより、宇宙はインフレーション場によって完全に支配され、重要な不均一性は微小な量子ゆらぎのみという非常に単純な状態へと押し上げられます。また、インフレーションは、素粒子物理学の標準モデルの多くの拡張によって予測される磁気単極子などのエキゾチックな重粒子を希薄化します。もし宇宙がインフレーション期以前にそのような粒子を形成できるほどしか高温でなかったとしたら、それらは自然界では観測されないでしょう。なぜなら、それらは非常に稀であるため、観測可能な宇宙には存在しない可能性が高いからです。これらの効果は、ブラックホールの無毛定理との類推から、インフレーションの「無毛定理」 [ 35 ]と呼ばれています。

「ノー・ヘア」定理は、宇宙の地平線がブラックホールの地平線と何ら変わらないことから成り立ちます。ただし、その反対側に何があるかについて検証可能な意見の相違は存在しないという点が異なります。ノー・ヘア定理の一つの解釈は、インフレーション期に宇宙（観測可能および観測不可能）が巨大な係数で膨張するというものです。膨張宇宙では、エネルギー密度は一般的に、宇宙の体積が増加するにつれて低下、つまり希釈されます。例えば、通常の「冷たい」物質（塵）の密度は体積の逆数に比例して減少します。線次元が2倍になると、エネルギー密度は8分の1に減少します。宇宙の膨張に伴い、放射線のエネルギー密度はさらに急速に減少します。これは、各光子の波長が引き伸ばされる（赤方偏移する）だけでなく、膨張によって光子が分散されるためです。線次元が2倍になると、放射線のエネルギー密度は16分の1に減少します（超相対論的流体のエネルギー密度連続方程式の解を参照）。インフレーションの間、インフレーション場のエネルギー密度はほぼ一定です。しかし、不均一性、曲率、異方性、エキゾチック粒子、標準模型粒子など、他のすべてのもののエネルギー密度は低下しており、十分なインフレーションによってこれらはすべて無視できるようになります。これにより、インフレーションが終了し再加熱が始まる瞬間、宇宙は平坦で対称的になり、（均一なインフレーション場を除いて）ほぼ空の状態になります。

再加熱

インフレーションの間、既存の熱浴は無視できるレベルまで希釈される。その結果、宇宙はインフレーションから非熱的状態へと脱し、そのエネルギー密度はすべてインフレーション場に存在する。再加熱とは、このエネルギー密度を標準模型の粒子の熱浴に変換するプロセスであり、これはホットビッグバンの開始に必要である。当時、宇宙を直接観測する探査機が存在しなかったため、再加熱がどのように起こったのかは現在不明である。提案されているメカニズムは、主に、熱浴が主に標準模型の粒子で構成され、最終温度がビッグバン元素合成に必要な1MeV以上であるという整合性要件によって制約されている。[ 36 ]

多くの再加熱シナリオは、まず予熱期間から始まり、その間にパラメトリック共鳴が発生し、インフラトンから最終状態の粒子への指数関数的変換が起こります。 [ 37 ] [ 38 ]この予熱は、インフラトン凝縮体が様々な反作用効果によって分解されると終了します。その後、宇宙は非線形相に移行し、乱流と非線形場の構成が特徴となることもあります。 [ 39 ]その後、熱化が起こり、その間に粒子のガスが局所的な熱平衡状態を確立します。この状態のエネルギー密度は放射ガスによって支配されているため、再加熱が終了する前に、質量のあるインフラトン粒子は完全に崩壊している必要があります。

歴史

先駆者

一般相対性理論の初期において、アルバート・アインシュタインは宇宙定数を導入し、物質の密度が均一な三次元球面という静的解を可能にしました。後に、ウィレム・デ・ジッターは、宇宙定数を持つもののそれ以外は空である、高度に対称的なインフレーション宇宙を発見しました。[ 40 ]アインシュタインの宇宙は不安定であり、小さな変動によって崩壊したり、デ・ジッター宇宙に変化したりすることが発見されました。

歴史的に提案された解決策としては、ジョルジュ・ルメートルのフェニックス宇宙[ 41 ] 、リチャード・チェイス・トルマンの関連する振動宇宙[ 42 ]、そしてチャールズ・ミスナーのミックスマスター宇宙などがある。ルメートルとトルマンは、収縮と膨張を何度も繰り返す宇宙は熱平衡状態に達する可能性があると提唱した。しかし、彼らのモデルは、複数回のサイクルにわたるエントロピーの蓄積のために失敗した。ミスナーは、宇宙をより混沌としたものにするミックスマスター機構が、統計的な均質性と等方性をもたらす可能性があるという（最終的には誤った）仮説を立てた。[ 28 ] [ 43 ]

1965年、エラスト・グライナーは、アインシュタイン＝フリードマン方程式の文脈において、初期宇宙の圧力に関する独自の仮定を提唱しました。彼の考えによれば、圧力はエネルギー密度に反比例するというものでした。この圧力とエネルギー密度の関係は、ダークエネルギーの初期の理論的予測となりました。

1970年代初頭、ヤコフ・ゼルドヴィッチはビッグバン宇宙論の平坦性と地平線の問題に注目した。彼の研究以前は、宇宙論は純粋に哲学的な根拠に基づいて対称的であると想定されていた。[ 5 ]ソビエト連邦では、このことやその他の考察から、ウラジミール・ベリンスキーとイサク・ハラトニコフが一般相対性理論におけるカオス的BKL特異点の解析に着手した。ミスナーのミックスマスター宇宙論は、このカオス的振る舞いを利用して宇宙論的問題を解決しようとしたが、成功は限定的であった。

偽の真空

1970年代後半、シドニー・コールマンはアレクサンダー・ポリャコフらが開発したインスタントン技術を応用し、量子場の理論における偽の真空の運命を研究した。統計力学における準安定相（氷点下または沸点以上の水）のように、量子場が遷移を起こすには、新しい真空、つまり新しい相の十分に大きな泡を核生成する必要がある。コールマンは真空崩壊の最も可能性の高い崩壊経路を発見し、単位体積あたりの反比例寿命を計算した。彼は最終的に重力の影響が重要であることに気づいたが、これらの影響を計算しておらず、その結果を宇宙論に適用することもなかった。

宇宙は、準安定な偽の真空の量子ゆらぎによって真の真空の泡が膨張し、何もないところから（空間も時間も物質も）自発的に創造された可能性がある。 [ 44 ]

ブルート・イングラートとグンツィヒの因果宇宙

1978年と1979年、ロバート・ブロート、フランソワ・アングレール、エドガード・ガンジグは、宇宙はミンコフスキー空間の揺らぎから始まり、その後、幾何学がド・ジッター空間に類似する時期が訪れると提唱した。この初期期間はその後、標準的な膨張宇宙へと進化する。彼らは、この提案は宇宙を因果的なものにすると指摘した。なぜなら、彼らのモデルには粒子の地平線も事象の地平線も存在しないからである。 [ 45 ]

スタロビンスキーインフレーション

ソ連では、アレクセイ・スタロビンスキーが、一般相対論に対する量子補正が初期宇宙にとって重要であると指摘した。これは一般的に、アインシュタイン・ヒルベルト作用に対する曲率二乗補正と、ある種のf ( R )修正重力につながる。曲率二乗項が存在する場合、曲率が大きいときにアインシュタイン方程式を解くと、有効宇宙定数が得られる。したがって、彼は初期宇宙がインフレーション・ド・ジッター時代を経たと提唱した。[ 46 ]これにより宇宙論の問題は解決され、マイクロ波背景放射に対する補正の具体的な予測が導かれ、その後、補正が詳細に計算された。スタロビンスキーは作用

S＝12∫d4×（R+R26M2）{\displaystyle S={\frac {1}{2}}\int d^{4}x\left(R+{\frac {R^{2}}{6M^{2}}}\right)}

これは潜在的な

V（ϕ）＝Λ4（1−e−2/3ϕ/Mp2）2{\displaystyle \quad V(\phi )=\Lambda ^{4}\left(1-e^{-{\sqrt {2/3}}\phi /M_{p}^{2}}\right)^{2}}

アインシュタインの系では、観測可能な値は以下のようになる。[ 47 ]ns=1−2N,r=12N2.{\displaystyle n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\qquad r={\frac {12}{N^{2}}}.}

モノポール問題

1978年、ゼルドヴィッチは磁気単極子問題に注目した。これは地平線問題の明確な定量的バージョンであり、今回は素粒子物理学の分野において、この問題を解こうとする思索的な試みがいくつか行われた。1980年、アラン・グースは初期宇宙における偽の真空崩壊がこの問題を解くことに気づき、スカラー駆動インフレーションを提唱した。スタロビンスキーとグースのシナリオはどちらも初期のド・ジッター相を予測していたが、メカニズムの詳細のみが異なっていた。

初期のインフレーションモデル

ハッブル半径（実線）の物理的大きさは、宇宙の線形膨張（スケール係数）の関数として示されています。宇宙論的インフレーションの間、ハッブル半径は一定です。摂動モードの物理的波長（破線）も示されています。この図は、摂動モードが宇宙論的インフレーション中に地平線よりも大きくなり、その後地平線内に戻る様子を示しています。地平線は、輻射支配期に急速に大きくなります。もし宇宙論的インフレーションが起こらず、輻射支配が重力特異点まで遡って続いたとしたら、摂動モードは宇宙の初期段階で地平線内に入ることは決してなく、いかなる因果メカニズムも、宇宙が摂動モードのスケールで均質であることを保証することはできなかったでしょう。

1981年1月、ガスは磁気単極子の非存在を説明するためにインフレーションを提唱した。[ 48 ] [ 49 ]「インフレーション」という用語を作ったのはガスである。[ 50 ]同時に、スタロビンスキーは、重力に対する量子補正によって、宇宙の想定された初期特異点が指数関数的に膨張するド・ジッター位相に置き換えられると主張した。[ 51 ] 1980年10月、デモステネス・カザナスは指数関数的膨張によって粒子の地平線が解消され、地平線問題も解決される可能性があると示唆した。[ 52 ] [ 53 ]一方、佐藤勝彦は指数関数的膨張によってドメインウォール（別の種類の奇妙な遺物）が解消される可能性があると示唆した。[ 54 ] 1981年、アインホーンと佐藤[ 55 ]はガスのモデルに類似したモデルを発表し、それが大統一理論における磁気単極子の豊富さの謎を解くことを示した。ガス氏と同様に、彼らは、そのようなモデルは宇宙定数の微調整を必要とするだけでなく、泡壁衝突による大きな密度変化など、非常に粒度の細かい宇宙につながる可能性が高いと結論付けました。

ガスは、初期宇宙が冷えるにつれて、高エネルギー密度の偽の真空に閉じ込められたと提唱した。これは宇宙定数によく似ている。非常に初期の宇宙が冷えると準安定状態（過冷却）に閉じ込められ、量子トンネル効果によるバブルの核生成のプロセスによってのみ崩壊することができた。真の真空のバブルは偽の真空の海で自発的に形成され、急速に光速で膨張し始める。ガスは、このモデルが適切に再加熱されないため、問題があることを認識した。バブルが核生成しても、放射線は発生しない。放射線はバブルの壁同士の衝突でのみ発生する。しかし、インフレーションが初期条件の問題を解決するのに十分長く続くと、バブル間の衝突は極めて稀になる。どの因果パッチでも、1つのバブルだけが核生成する可能性が高くなる。

...カザナス（1980）は初期宇宙のこの段階を「ド・ジッター段階」と呼んだ。「インフレーション」という名称はグス（1981）によって与えられた。...グス自身は、このテーマに関する著書『インフレーション宇宙：宇宙起源の新理論の探求』（1997）を出版するまで、カザナスの研究に言及していなかった。 [ 56 ]グスは、インフレーションに関するカザナスらの研究を参照していなかったことを謝罪している。[ 57 ]

スローロールインフレ

バブル衝突問題は、アンドレイ・リンデ[ 58 ]によって解決され、その後アンドレアス・アルブレヒトとパウル・シュタインハート[ 59 ]によって独立に、ニューインフレーションまたはスローロールインフレーションと呼ばれるモデル（その後、グースのモデルはオールドインフレーションとして知られるようになった）で解決された。[ 14 ]：221 このモデルでは、偽の真空状態からトンネル効果で抜け出すのではなく、スカラー場がポテンシャルエネルギーの丘を転がり落ちることでインフレーションが発生する。宇宙の膨張に比べて場が非常にゆっくりと転がる場合、インフレーションが発生する。しかし、丘が急になると、インフレーションは終了し、再加熱が発生する可能性がある。

量子ゆらぎ

最終的に、新しいインフレーションでは完全に対称的な宇宙は生成されず、インフレーション内に量子ゆらぎが生成されることが示されました。これらのゆらぎは、後の宇宙で生成されるすべての構造の原初の種子を形成します。[ 60 ]これらのゆらぎは、ヴィアチェスラフ・ムハノフとGV・チビソフがスタロビンスキーの同様のモデルを解析する際に初めて計算されました。[ 61 ] [ 62 ] [ 63 ]インフレーションの文脈では、これらは、1982年にケンブリッジ大学で開催された3週間の初期宇宙に関するナフィールドワークショップで、ムハノフとチビソフの研究とは独立して解明されました。[ 64 ]ゆらぎは、ワークショップの期間中、別々に作業していた4つのグループによって計算されました。スティーブン・ホーキング、[ 65 ]スタロビンスキー、[ 66 ]アラン・グースとソーヤン・パイ、[ 67 ]ジェームズ・バーディーン、ポール・スタインハート、マイケル・ターナーです。[ 68 ]

トポロジカル欠陥のライバルの消滅

CMB が宇宙論モデルの重要な実験的試験の場となることが明らかになると、インフレーションに対する代替アプローチの可能性を検証する検討が始まりました。ガスの研究と同時期に生まれた競合理論の 1 つに、宇宙のトポロジカル欠陥の概念があります。これは、初期宇宙が高温高密度の状態から冷えると、液体ヘリウムの渦などの凝縮系で起こるのと同じような一連の相転移が引き起こされるというアイデアです。宇宙論におけるトポロジカル欠陥は、対称性を破る相転移の後に、真空多様体と呼ばれる宇宙の縮退した真空状態によって生じるものです。磁気単極子は、初期宇宙の大統一理論によって予言された安定したトポロジカル欠陥の一例です。1980 年代から 1990 年代にかけてのこれらのモデルの開発により、最終的に CMB の高感度測定によって検証できる予測が生まれました。[ 69 ]ウィルキンソンマイクロ波異方性探査機による詳細な測定は、宇宙インフレーションを支持する強力な証拠を提供している。[ 70 ]（これらの概念を組み合わせたモデルは依然として有効である）。[ 14 ] : 231 [ 71 ]

観察状態

インフレーションは、物理宇宙論の標準モデルの基礎となる宇宙論原理を実現するためのメカニズムであり、観測可能な宇宙の均質性と等方性を説明する。さらに、観測される平坦性と磁気単極子の不在も説明する。グースの初期の研究以来、これらの観測はそれぞれさらなる裏付けを得ており、最も印象的なのはプランク宇宙船による宇宙マイクロ波背景放射の詳細な観測である。[ 72 ]この分析は、宇宙が⁠ 1 /2⁠パーセントであり、100,000 分の 1 まで均質かつ等方性であることを示します。

インフレーション理論は、今日の宇宙で見える構造は、インフレーション期に量子力学的揺らぎとして形成された摂動の重力崩壊によって形成されたと予測している。摂動のスペクトルの詳細な形は、ほぼスケール不変のガウス確率場と呼ばれ、非常に特殊で、自由パラメータは2つしかない。1つはスペクトルの振幅とスペクトル指数であり、これはインフレーション理論によって予測されるスケール不変性からのわずかな偏差を測定するものである（完全なスケール不変性は理想化されたド・ジッター宇宙に対応する）。[ a ]もう1つの自由パラメータはテンソルとスカラーの比である。最も単純なインフレーションモデル、つまり微調整 のないモデルは、テンソルとスカラーの比が0.1に近いと予測する。[ 73 ]

インフレーション理論では、観測される摂動は互いに熱平衡状態にあると予測される（これらは断熱摂動または等エントロピー摂動と呼ばれる）。この摂動構造は、プランク宇宙船、WMAP宇宙船、その他の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験、および銀河サーベイ、特に進行中のスローン・デジタル・スカイ・サーベイによって確認されている。[ 74 ]これらの実験では、観測された不均一性のうち10万分の1が理論で予測された形状とまったく同じであることが示された。スケール不変性からのわずかな偏差の証拠がある。スペクトル指数n sは、スケール不変のハリソン・ゼルドビッチ・スペクトルの1である。最も単純なインフレーションモデルでは、n sは0.92から0.98の間になると予測される。[ 75 ] [ 73 ] [ 76 ] [ b ]これは、エネルギーに関連するパラメータを微調整せずに可能な範囲である。 [ 76 ]プランクのデータから、 n s =0.968 ± 0.006、[ 72 ] [ 77 ]、テンソル対スカラー比が0.11未満であることが推測されます。これらはインフレーション理論の重要な裏付けと考えられています。[ 30 ]

これまで様々なインフレーション理論が提案され、それらは根本的に異なる予測を行っているが、一般的に必要以上に微調整が行われている。 [ 75 ] [ 73 ]しかし、物理モデルとしてインフレーション理論が最も価値あるのは、調整可能な2つのパラメータ、すなわちスペクトル指数（狭い範囲でしか変化しない）と摂動の振幅に基づいて、宇宙の初期状態をロバストに予測できる点である。人為的なモデルを除けば、素粒子物理学においてインフレーションがどのように実現されるかに関わらず、これは真実である。

時折、インフレーションの最も単純なモデルと矛盾するような効果が観測される。1年目のWMAPデータは、スペクトルがほぼスケール不変ではなく、わずかに曲率を持つ可能性があることを示唆した。[ 78 ]しかし、3年目のデータでは、この効果は統計的な異常であることが明らかになった。[ 30 ]最初の宇宙マイクロ波背景放射衛星である宇宙背景探査機（ CMB）以来注目されているもう1つの効果は、 CMBの四重極モーメントの振幅が予想外に低く、他の低い多重極が黄道面と優先的に揃っているように見えることである。これは非ガウス性の兆候であり、インフレーションの最も単純なモデルと矛盾すると主張する人もいる。また、この効果は量子補正や新物理学、フォアグラウンドの混入、あるいは出版バイアスによるものである可能性があると示唆する人もいる。[ 79 ]

宇宙のインフレーションから発生したと仮定される原始重力波は、宇宙背景放射の偏光を変化させるだろう。[ 80 ] [ 81 ]

より精密なCMB測定によってインフレーション現象をさらに検証するための実験プログラムが進行中である。特に、背景放射の偏光のいわゆる「Bモード」の高精度測定は、インフレーションによって生成される重力放射の証拠となる可能性があり、また、最も単純なモデル（10）によって予測されるインフレーションのエネルギースケールが、このスケールに収束するかどうかを示す可能性もある。15～1016 GeV）が正しい。 [ 73 ] [ 76 ] 2014年3月、 BICEP2チームは、インフレーションを裏付けるBモードCMB偏光が実証されたと発表した。チームは、テンソル対スカラー電力比rが0.15〜0.27であると発表した（帰無仮説を棄却。インフレーションがない場合、 r は0になると予想される）。 [ 82 ]しかし、2014年6月19日、発見を確認する信頼性が低下したことが報告され、 [ 83 ] [ 84 ] [ 85 ] 2014年9月19日には、信頼性がさらに低下したことが報告され、 [ 86 ] [ 87 ] 2015年1月30日には、さらに信頼性が低下したことが報告された。 [ 88 ] [ 89 ] 2018年までに、追加データは95％の信頼度で0.06以下になることを示唆しました。これは帰無仮説と一致していますが、インフレに関する残りの多くのモデルとも一致しています。 [ 82 ]r{\displaystyle r}

プランク宇宙船からは、他の潜在的に裏付けとなる測定結果も期待されているが、信号が目に見えるか、あるいは前景の電波源からの干渉を受けるかどうかは不明である。[ 90 ] 21センチメートル放射（最初の星が形成される前に中性水素から放射され吸収された放射） などの今後の測定では、CMBや銀河探査よりもさらに高い解像度でパワースペクトルを測定できる可能性があるが、これらの測定が可能かどうか、あるいは地球上や銀河内の電波源との干渉が大きすぎるかどうかは不明である。[ 91 ]

理論的地位

物理学における未解決問題
宇宙インフレーション理論は正しいのでしょうか？もし正しいとしたら、この時代の詳細はどのようなものでしょうか？インフレーションを引き起こす仮説上のインフレーション場とは何でしょうか？
物理学におけるさらなる未解決問題

ガスの初期の提案では、インフレーションはヒッグス場、つまり素粒子の質量を説明する場であると考えられていました。 [ 49 ]現在では、インフレーションはヒッグス場ではないと考える人もいます。[ 56 ]この同一視の問題の1つは、電弱スケールでの実験データとの現在の緊張です。[ 92 ]インフレーションの他のモデルは、大統一理論の特性に依存していました。[ 59 ]

微調整の問題

インフレーションにおける最も深刻な課題の1つは、微調整の必要性から生じる。新しいインフレーションでは、インフレーションが起こるためにはスローロール条件が満たされなければならない。スローロール条件とは、インフレーションポテンシャルが（大きな真空エネルギーと比較して）平坦でなければならず、また、インフレーション粒子の質量が小さくなければならないことを指している。[ c ]新しいインフレーションでは、宇宙が特に平坦なポテンシャルと特殊な初期条件を持つスカラー場を持つことが必要となる。しかしながら、これらの微調整に対する説明は提案されている。例えば、量子効果によってスケール不変性が破れる古典的なスケール不変場理論は、摂動論 を通して理論を研究できる限り、インフレーションポテンシャルの平坦性を説明する。[ 94 ]

リンデはカオス的インフレーションとして知られる理論を提唱し、インフレーションの条件は実際にはかなり一般的に満たされていると示唆した。インフレーションは、無限の位置エネルギーを持つスカラー場を持つカオス的で高エネルギーの状態から始まる、事実上どんな宇宙でも起こるだろう。 [ 95 ] しかし、彼のモデルでは、インフレーション場は必然的に1プランク単位よりも大きな値を取る。このため、これらはしばしば大場モデルと呼ばれ、競合する新しいインフレーションモデルは小場モデルと呼ばれている。この状況では、有効場の理論の予測は無効であると考えられている。なぜなら、繰り込みによってインフレーションを防ぐ可能性のある大きな補正が生じるはずだからだ。[ d ] この問題はまだ解決されておらず、一部の宇宙学者は、はるかに低いエネルギースケールでインフレーションが起こり得る小場モデルの方がより良いモデルだと主張している。[ 97 ]インフレーションは量子場の理論（および量子重力への半古典的近似）に重要な点で 依存しているが、これらの理論と完全には調和されていない。

ブランデンベルガーは別の状況での微調整についてコメントしている。[ 98 ] インフレーションで生成される原始的不均一性の振幅は、インフレーションのエネルギースケールに直接結びついている。このスケールは1016 GeV 、つまりプランクエネルギーの10 −3倍である。自然なスケールはナイーブにプランクスケールであるため、この小さな値は別の形の微調整（階層問題と呼ばれる）と見なすことができる。スカラーポテンシャルによって与えられるエネルギー密度は、プランク密度と比較して10 −12だけ低い。しかし、インフレーションのスケールはゲージ統一のスケールに自然に対応するため、これは通常、重大な問題とは見なされない。

永遠のインフレ

多くのモデルでは、宇宙の膨張におけるインフレーション期は、少なくとも宇宙の一部の領域では永遠に続くとされています。これは、インフレーション期の領域が非常に急速に膨張し、自己増殖するためです。非インフレーション期への減衰速度が十分に速くない限り、新たなインフレーション期の領域は非インフレーション期の領域よりも速く生成されます。このようなモデルでは、宇宙の体積の大部分は、常に継続的にインフレーションし続けています。

永久インフレーションのあらゆるモデルは、典型的にはフラクタルな、無限の仮説的な多元宇宙を生み出します。多元宇宙論は、インフレーションモデルの実現可能性について科学界に大きな論争を引き起こしました。

インフレーションモデルの創始者の一人であるポール・スタインハートは、1983年に永久インフレーションの最初の例を提示した。 [ 99 ]彼は、高温物質と放射線で満たされた非膨張空間の泡と、その周囲を膨張し続ける空虚空間が形成することで、インフレーションが永遠に進行することを示した。泡はインフレーションの進行に追いつくほど速く成長することはできなかった。同年後半、アレクサンダー・ヴィレンキンは永久インフレーションが一般的な現象であることを示した。[ 100 ]

新たなインフレーションは古典的にはポテンシャルを押し下げるが、量子ゆらぎによってポテンシャルが以前のレベルまで上昇することがある。インフレーションが上向きに揺らぐ領域は、インフレーションのポテンシャルエネルギーが低い領域よりもはるかに速く膨張し、物理的な体積の点で支配的になる傾向がある。無限のポテンシャルを持つインフレーション理論は永遠であることが示されている。この定常状態が過去に永遠に続くことはできないというよく知られた定理がある。インフレーション時空はド・ジッター空間に似ているが、収縮領域がなければ不完全である。しかし、ド・ジッター空間とは異なり、収縮するインフレーション空間における揺らぎは収縮して重力特異点、つまり密度が無限大になる点を形成する。したがって、宇宙の初期条件に関する理論が必要である。

永久インフレーションでは、インフレーションが起こっている領域は指数関数的に体積が増加しますが、インフレーションが起こっていない領域は体積が増加しません。これは、インフレーションが最終的にはインフレーション前の単一の観測者から見て終了するにもかかわらず、宇宙全体から見た場合、インフレーションが起こっている部分の体積は、インフレーションが停止した部分よりも常に想像を絶するほど大きいことを示唆しています。この仮説的な人類学的ランドスケープに確率分布をどのように割り当てるかについては、科学者の間で意見が分かれています。異なる領域の確率を体積で数えると、インフレーションは決して終わらない、あるいはそれを観測する局所的な観測者が存在するという境界条件を適用すると、インフレーションは可能な限り遅く終了すると予想されます。

一部の物理学者は、観測者の体積をインフレーション前の体積で重み付けすることでこのパラドックスを解決できると考えています。一方で、このパラドックスには解決策がなく、多元宇宙はインフレーション理論の重大な欠陥であると考える物理学者もいます。永遠インフレーション理論を最初に提唱したポール・スタインハート[ 99 ]は、この理由から後にこの理論の最も声高な批判者の一人となりました。[ 101 ] [ 102 ] [ 103 ]

初期条件

一部の物理学者は、起源のない永遠に膨張する宇宙のモデルを提案することで初期条件の問題を回避しようとした。[ 104 ] [ 105 ] [ 106 ]これらのモデルは、宇宙は最大規模では指数関数的に膨張するが、空間的には無限であり、過去も現在も、そしてこれからも永遠に存在し続けると提唱している。

他の提案では、量子宇宙論とそれに続くインフレーションに基づいて、無からの宇宙創造を記述しようと試みている。ヴィレンキンはそのようなシナリオの一つを提示した。[ 100 ]ハートルとホーキングは、インフレーションが自然に発生する宇宙の初期の創造について、境界のない提案を提示した。 [ 107 ] [ 108 ] [ 109 ]

ガスはインフレーション宇宙を「究極の無料ランチ」と表現した。[ 110 ] [ 111 ]我々の宇宙に似た新しい宇宙が、広大なインフレーション背景の中で絶えず生成されている。この場合、重力相互作用は熱力学の第一法則（エネルギー保存）と熱力学の第二法則（エントロピーと時間の矢の問題）を回避する（ただし違反はしない）。しかし、これが初期条件の問題を解決するという点でコンセンサスがある一方で、宇宙は量子ゆらぎによって発生した可能性の方がはるかに高いとして異議を唱える者もいる。ドン・ペイジはこの異常性のためにインフレーションを公然と批判した。[ 112 ]彼は熱力学的な時間の矢は低エントロピーの初期条件を必要とするが、それはほとんどあり得ないことを強調した。彼らによると、インフレーション理論は問題を解決するどころか、悪化させている。インフレーション期の終わりに起こる再加熱によってエントロピーが増大し、宇宙の初期状態がインフレーション期のない他のビッグバン理論よりもさらに秩序立っていなければならないという。

ホーキングとペイジは後に、ハートル＝ホーキング初期状態におけるインフレーションの確率を計算しようとした際に、曖昧な結果を発見した。[ 113 ]他の研究者たちは、インフレーションは永遠であるため、確率は正確にゼロでない限り問題にはならないと主張した。インフレーションは一度始まると、永続化し、急速に宇宙を支配するようになる。[ 4 ] [ 114 ] : 223–225 しかし、アルブレヒトとロレンツォ・ソルボは、今日の観測と整合する、既存の状態からのランダムな変動によって出現するインフレーション宇宙の確率は、非インフレーション宇宙の確率よりもはるかに高いと主張した。これは、インフレーション宇宙に必要な非重力エネルギーの「種」の量が、非インフレーション宇宙の場合のそれよりもはるかに少なく、エントロピー的な考慮を凌駕するからである。[ 115 ]

時折言及されるもう一つの問題は、トランスプランク問題、あるいはトランスプランク効果である。[ 116 ]インフレーションのエネルギースケールとプランクスケールは比較的近いため、我々の宇宙の構造を構成している量子ゆらぎの一部は、インフレーション以前のプランク長よりも小さかった。したがって、プランクスケールの物理学、特に未知の量子重力理論からの修正が必要である。この効果の大きさ、すなわちそれが検出可能な限界に近いのか、それとも完全に検出不可能なのかについては、依然として意見の相違が残っている。[ 117 ]

ハイブリッドインフレ

ハイブリッドインフレーションと呼ばれる別の種類のインフレーションは、ニューインフレーションの拡張版である。ハイブリッドインフレーションでは追加のスカラー場が導入され、そのうちの1つのスカラー場が通常のスローロールインフレーションを引き起こす一方で、もう1つのスカラー場がインフレーションの終焉を引き起こす。インフレーションが十分長く続くと、2番目の場がはるかに低いエネルギー状態へと崩壊しやすくなる。[ 118 ]

ハイブリッドインフレーションでは、一方のスカラー場がエネルギー密度の大部分を担い（したがって膨張速度を決定する）、もう一方のスカラー場がゆっくりとした回転を担う（したがってインフレーションの期間とその終結を決定する）。したがって、前者のインフレーションの変動はインフレーションの終結に影響を与えず、後者の変動は膨張速度に影響を与えない。したがって、ハイブリッドインフレーションは永遠ではない。[ 119 ] [ 120 ] 2番目の（ゆっくりと回転する）インフレーションがそのポテンシャルの底に達すると、1番目のインフレーションのポテンシャルの最小値の位置が変化し、その結果、インフレーションはポテンシャルを急速に下降し、インフレーションの終結につながる。

ダークエネルギーとの関係

ダークエネルギーはインフレーションとほぼ類似しており、現在の宇宙の膨張を加速させていると考えられています。しかし、ダークエネルギーのエネルギースケールははるかに低く、10 −12 GeV とインフレーションのスケールより  約27桁も小さいです。

インフレーションと弦理論

フラックスのコンパクト化の発見は、インフレーション理論と弦理論の調和への道を開いた。[ 121 ]ブレーンインフレーションは、インフレーションがコンパクト化された幾何学におけるDブレーンの運動[ 122 ]から、通常は反Dブレーンのスタックに向かって生じることを示唆している。ディラック・ボルン・インフェルト作用によって支配されるこの理論は、通常のインフレーションとは異なる。そのダイナミクスは完全には理解されていない。インフレーションは弦のランドスケープにおける2つの真空の間のトンネル効果で生じるため、特別な条件が必要であるように思われる。2つの真空の間のトンネル効果のプロセスは古いインフレーションの一形態であるが、新しいインフレーションは他のメカニズムによって生じなければならない。

インフレーションとループ量子重力

ループ量子重力理論が宇宙論に及ぼす影響を研究する中で、宇宙論的インフレーションの可能性のあるメカニズムを提示するループ量子宇宙論モデルが発展してきた。ループ量子重力は量子化された時空を仮定する。エネルギー密度が量子化された時空が保持できる量よりも大きい場合、エネルギーは跳ね返ると考えられている。[ 123 ]

代替品と補助品

インフレーションによって説明される観測の一部またはすべてを説明できると主張される他のモデルも提案されている。

大きな跳ね返り

ビッグバウンス仮説は、宇宙の特異点を宇宙の収縮とバウンスに置き換え、ビッグバンにつながった初期条件を説明しようとするものである。平坦性問題と地平線問題は、エキゾチックな物質形式や自由パラメータを必要とせずに、アインシュタイン・カルタン・シアマ・キッブル重力理論で自然に解決されている。[ 124 ] [ 125 ]この理論は、アフィン接続の対称性の制約を取り除き、その反対称部分であるトーションテンソルを動的変数と見なすことで、一般相対性理論を拡張している。トーションとディラックスピノル間の最小限の結合によって、極めて高密度のフェルミオン物質で重要なスピン間相互作用が発生する。このような相互作用によって、非物理的なビッグバン特異点が回避され、有限の最小スケールファクターでのカスプ状のバウンスに置き換わり、それ以前は宇宙は収縮していた。ビッグバウンス直後の急速な膨張は、現在の宇宙が最大スケールにおいて空間的に平坦で均質かつ等方的に見える理由を説明しています。宇宙の密度が減少するにつれて、ねじれの影響は弱まり、宇宙は放射が支配的な時代へとスムーズに移行します。

エクピロティックモデルとサイクリックモデル

エクピロティックモデルとサイクリックモデルもインフレーションの補助として考えられている。これらのモデルは、ビッグバンよりかなり前の膨張期を通じて地平線問題を解き、その後、ビッグクランチに至る収縮期の間に必要な原始密度摂動のスペクトルを生成する。宇宙はビッグクランチを通過し、熱いビッグバン期に出現する。この意味で、これらはリチャード・チェイス・トールマンの振動宇宙を彷彿とさせる。しかし、トールマンのモデルでは宇宙の全年齢は必然的に有限であるのに対し、これらのモデルでは必ずしもそうではない。正しい密度揺らぎのスペクトルが生成できるかどうか、そして宇宙がビッグバン/ビッグクランチ遷移をうまく乗り越えられるかどうかは、依然として論争と現在研究中のテーマである。エクピロティックモデルは、ビッグクランチ/ビッグバン遷移の温度が大統一スケール未満である限り、磁気単極子の問題を回避できる。なぜなら、大統一スケールはそもそも磁気単極子を生成するために必要な温度だからである。現状では、膨張の「減速」を示す証拠はないが、各サイクルは1兆年程度続くと予想されるため、これは驚くべきことではない。[ 126 ]

弦ガス宇宙論

弦理論では、観測可能な 3 つの空間次元に加えて、丸まったりコンパクト化された追加の次元が存在することが必要である (カルツァ＝クラインの理論も参照)。余分な次元は、超重力モデルや量子重力へのその他のアプローチの頻繁な要素として現れる。これにより、なぜ 4 つの時空次元が大きくなり、残りが観測できないほど小さくなったのかという偶発的な疑問が生じます。この疑問に対処する試みは、弦ガス宇宙論と呼ばれ、ロバート・ブランデンバーガーとカムルン・ヴァファによって提案されました。[ 127 ]このモデルは、熱い弦のガスとして考えられる初期宇宙のダイナミクスに焦点を当てています。ブランデンバーガーとヴァファは、時空の次元は、それを巻き付ける弦が効率的に互いに消滅できる場合にのみ拡大できることを示しており、これはブランデンバーガー＝ヴァファ機構として知られるようになりました。各弦は 1 次元のオブジェクトであり、2 つの弦が一般的に交差する(そしておそらく消滅する)次元の最大数は3 です。したがって、非コンパクト（大規模）な空間次元の最も可能性の高い数は3である。このモデルに関する現在の研究は、コンパクト化された次元のサイズを安定化させ、原始密度摂動の正しいスペクトルを生成できるかどうかに集中している。[ 128 ]元のモデルは「標準的な宇宙論のエントロピーと平坦性の問題を解決」しなかったが、[ 129 ]ブランデンブルガーと共著者は後に、これらの問題はバウンシング宇宙シナリオの文脈で弦ガス宇宙論を適用することで解消できると主張した。[ 130 ] [ 131 ]

変化するc

可変光速宇宙論モデルは、地平線問題を解決し、宇宙インフレーションの代替案を提供するために提案されてきた。VSLモデルでは、真空中の光速を表す基本定数cが初期宇宙において現在の値よりも大きく、分離時の粒子地平線がCMBの観測される等方性を説明するのに十分なほど大きくなる。

批判

1980年にアラン・グースによって提唱されて以来、インフレーション理論は広く受け入れられてきました。しかしながら、多くの物理学者、数学者、そして科学哲学者から、その予測は検証不可能であり、真剣な経験的裏付けが欠如しているとして批判の声が上がっています。[ 4 ] 1999年、ジョン・アーマンとヘスス・モステリンはインフレーション宇宙論の徹底的な批判的レビューを発表し、次のように結論づけています。

「我々は、インフレーションのモデルのいずれかを宇宙論の標準的な核に受け入れるのに十分な根拠はまだないと考えている。」[ 5 ]

1986年以降、ロジャー・ペンローズが指摘したように、インフレーションが機能するためには、非常に特殊な初期条件が必要であり、初期条件の問題（または疑似問題）は解決されない。

初期宇宙の均一性を熱化過程の結果として説明しようとするのは、根本的に誤解である。…もし熱化が実際に何らかの作用を及ぼすならば…それはエントロピーの明確な増加を意味する。したがって、宇宙は熱化後よりも熱化前のほうがさらに特殊であったはずである。[ 132 ]

特定の、あるいは「微調整された」初期条件の問題は解決されず、むしろ悪化していただろう。2015年の会議でペンローズは次のように述べた。

「インフレは反証可能ではなく、反証されている。… BICEPは、インフレ論者全員を殻から引き出し、彼らに痛烈な打撃を与えるという素晴らしい貢献をした。」[ 6 ]

インフレーションに対する繰り返しの批判は、提唱されているインフレーション場が既知の物理場に対応しておらず、そのポテンシャルエネルギー曲線は入手可能なほぼあらゆるデータに対応するための場当たり的な仕掛けであるように思われるというものである。インフレーション宇宙論の創始者の一人であるポール・スタインハートは、観測結果と矛盾する加速膨張期を「悪いインフレーション」、観測結果と整合するインフレーションを「良いインフレーション」と呼んでいる。

「悪いインフレーションは良いインフレーションよりも起こりやすいだけでなく、インフレーションが起こらない可能性もどちらよりも高い…ロジャー・ペンローズは、インフレーションと重力場のあらゆる可能な構成を考慮しました。これらの構成の中には、インフレーションにつながるものもあります…他の構成は、インフレーションなしで直接、均一で平坦な宇宙につながります。平坦な宇宙を実現することは、全体としてありそうにありません。しかし、ペンローズの衝撃的な結論は、インフレーションなしで平坦な宇宙を実現する可能性は、インフレーションありの場合よりもはるかに高い、10グーゴル[ e ]乗であるというものでした！」[ 4 ] [ 114 ]

彼はアナ・イジャスとアブラハム・ローブとともに、プランク衛星のデータから判断してインフレーション理論は危機に瀕していると主張する論文を執筆した。[ 133 ] [ 134 ]

アラン・グース、デイヴィッド・カイザー、野村康徳[ 135 ] 、そしてリンデ[ 136 ]は次のように 反論した。

「宇宙のインフレーションはこれまで以上に強力な基盤の上に成り立っている」[ 135 ]

参照

注記

  1. ^摂動は波長のフーリエモード によって表すことができます。各フーリエモードは平均がゼロの正規分布（通常ガウス分布と呼ばれます）をします。異なるフーリエ成分は無相関です。モードの分散は波長のみに依存し、任意の体積内では各波長が摂動スペクトルに等しい量のパワーを寄与します。フーリエ変換は3次元であるため、これは、任意の体積内で特定の波数kを持つモードの数がk 3であるという事実を補正するために、モードの分散が 1/ k 3になることを意味します。
  2. ^これは、赤方偏移 に類似して「赤い」スペクトルとして知られています。これは、スペクトルが長い波長でより強力になるためです。
  3. ^ 技術的には、これらの条件は、ポテンシャルの対数微分と2次微分が両方とも小さいこと、ここではポテンシャルであり、方程式は縮小プランク単位で書かれていることです。 [ 93 ] ϵ=12(V′V)2 {\displaystyle \ \epsilon ={\tfrac {1}{2}}\left({\tfrac {V'}{V}}\right)^{2}\ } η=V″V {\displaystyle \ \eta ={\tfrac {V''}{V}}\ } V {\displaystyle \ V\ }
  4. ^ 技術的には、これはインフレーションポテンシャルが のテイラー級数で表されるためですここはインフレーション、 はプランク質量です。質量項のような単一の項については、よりもはるかに大きい値でも満たされますが、有効場の理論においてはまさにこの状況が当てはまり、高次の項がインフレーションの条件に寄与したり破壊したりすることが予想されます。これらの高次の補正がないことは、別の種類の微調整と見なすことができます。 [ 96 ] ϕmPlk ,{\displaystyle \ {\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\ ,} ϕ {\displaystyle \ \mathrm {\phi } \ } mPlk {\displaystyle \ m_{\mathsf {Plk}}\ } mϕ4(ϕmPlk)2 ,{\displaystyle \ m_{\mathrm {\phi } }^{4}\left({\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\right)^{2}\ ,} ϕ {\displaystyle \ \mathrm {\phi } \ } mPlk ,{\displaystyle \ m_{\mathsf {Plk}}\ ,}
  5. ^ 1グーゴルは10100、したがってスタインハート[ 4 ]は確率比が10 10であると主張している。100。

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出典

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