為解釋大爆炸宇宙模型最初一剎那所存在的問題，1979-1981 年由美國古斯（A . Guth）、溫伯格( S . w einberg）和威爾茨克印．w ilczek ）根據粒子物理大統一理論首先提出的一種仍屬半經典理論的宇宙模型。認為宇宙早期“真空”中有超光速物質存在，宇宙在最初的10^-35秒按指數攀脹，其間溫度急劇下降後回升，視界距離急增，物質向現有粒子形式轉化。其餘演化過程和大爆炸模型一致，有奇點，但可觀測範圍總小於視界距離。
基本介紹
- 中文名：暴脹宇宙模型
- 外文名：Hot Big Bang
- 提出時間：1979-1981 年
- 提出者：古斯 、溫伯格、威爾茨克印
- 發展：膜世界繪景、外維度、超弦理論
- 疑難：三大疑難
- 特點：條理非常清晰，物理基礎很強
理論形成,模型提出,發展,與標準宇宙學,視界疑難,平直性疑難,磁單極疑難,
理論形成
宇宙學成為一門學科始於愛因斯坦在1917年用他剛建立的廣義相對論來考察宇宙結構。直到1980年代，根植於人們頭腦中的宇宙演化模型是熱大爆炸（Hot Big Bang）模型，特別是微波背景輻射的發現及宇宙中輕元素豐度的測定極大地支持了熱大爆炸模型。可這一模型存在一些明顯的缺陷，如：宇宙演化起源於一個奇點，在那裡，所有物理學定律都失效；此模型無法解釋宇宙大尺度的均勻性和小尺度的非均勻性；無法解釋宇宙空間平坦性；無法解釋所謂的視界問題，即現在觀測到的均勻宇宙是由早期許多非因果關聯區域演化而來，這違背基本物理學定律；無法解釋超重質量粒子稀少等問題。
1980年古思（A. Guth）提出，宇宙在極早期曾經歷過一個極短的（約10-32秒）加速膨脹時期。這一所謂的暴脹模型一舉解決了大爆炸模型中許多無法克服的困難。這一模型還特別提供了關於宇宙大尺度結構形成的物理機制。自1991年美國COBE (Cosmic Background Explorer) 衛星首次觀測到源於宇宙早期密度擾動的各向異性後，越來越多、越來越精確的天文觀測支持了暴脹模型。可是正像著名宇宙學家特納（M. Turner）所言：“給暴脹模型戴上皇冠還為時尚早。”
模型提出
自熱大爆炸宇宙模型之後，宇宙學的重大發展之一就是暴脹模型的提出。可是暴脹模型與其說是一個模型，毋寧說是一種解決問題的方法。暴脹模型通常在愛因斯坦引力框架中假定一個標量場的勢驅動宇宙的加速膨脹。然而基本粒子的標準模型中並沒有這樣一個標量場，超對稱和超引力中也沒有這樣一個合適的標量場。另一方面，自古思提出老暴脹模型20多年以來，人們構造了許許多多暴脹模型，可這些模型都存在這樣或那樣的問題。因此可以公平地說，到目前為止還沒有一個完全成功的暴脹模型。
大爆炸模型認為，宇宙由一個高溫高密狀態演化而來。高能粒子物理、有限溫度場論、量子引力等基本物理理論在描述這一系列演化過程中起著極其關鍵的作用。因此，這些基本理論的發展將推動宇宙學的研究，宇宙學的研究也將反過來進一步促進這些理論的深入發展。近十年來，在理論物理領域已經形成了粒子宇宙學、弦宇宙學等許多交叉學科。粒子宇宙學是將微觀世界與宇觀世界、高能粒子物理學與天體物理學、天文學相結合，研究早期宇宙高溫高密這一極端條件下的物理規律，進而研究其對於形成現今宇宙大尺度結構的物理過程的影響。弦宇宙學則是將量子引力最有希望的候選者——超弦理論套用於極早期宇宙研究的一個交叉學科。
發展
宇宙微波背景輻射的觀測強有力地支持了暴脹模型，可是在粒子物理的標準模型里，還未找到能充當暴脹場的標量場，這使理論物理學家不得不打開更廣的思路，產生更“瘋狂的”(crazy)新思想（著名宇宙學家特納語）。近十年來，膜世界繪景、外維度、超弦理論中的穩定和非穩定延展物體（膜）等新思維為構造一個成功的暴脹模型提供了理論基礎，這也是近些年構造暴脹模型的主要領域。
與標準宇宙學
以宇宙大爆炸為基礎的標準宇宙學作為現今天文學界及物理學界公認的理論體系，其條理非常清晰，物理基礎很強，並且可以很好的符合觀測事實.但是標準宇宙學也存在著一些基本型的困難.其中最主要的是所謂視界疑難、平直性疑難和磁單極疑難.
宇宙在大統一時代以前.T>>Tc，真空處於對稱態（φ=0).當溫度降到T=Tc時，達到對稱態向破缺態（φ=σ）相變的條件，但由於存在較大的勢壘，使宇宙得以暫時繼續停留在對稱態.隨著宇宙的膨脹，溫度降到Tc以下，破缺態成為真的真空.在勢壘仍較大的情況下，宇宙還會再在對稱假真空態上繼續停留一段時間.因此，這段時間宇宙所處的亞穩對稱假真空態的能量密度不為零有方程：
R∝exp[（8πGρv/3）t]
和標準模型中早期宇宙的膨脹規律相比，它的膨脹是極其快速的，稱為暴脹階段.按照大統一理論，可以估算出過冷對稱相的真空能量密度.由此可知（8πGρv/3）約為10秒，暴脹階段約可持續10秒以上時間.因此在這短短的10秒時間內，宇宙尺度R膨脹了e≈10倍以上.因此，現在所觀測到的尺度相對應的大統一時代的尺度不過是視界中的很小一部分而已，視界疑難就不存在了.同樣，在考慮暴脹相後，今天所觀測到的宇宙只不過是來自暴脹前破缺產生的一個均勻真空小區域內的一小部分.作為不同真空區域交界點的磁單極自然就少到幾乎不存在了.
從現在宇宙出發，由於ρ反比於R或者R.當反推到宇宙早期時，（1-1/Ω）將非常小.但是，在暴脹相，ρ≈ρv為常數.由於式（1-1/Ω）=3kc/8πGρR中R的存在，使宇宙經過暴脹階段，R猛烈的增大了e≈10倍.這樣小的值即使隨宇宙膨脹到今天，（1-1/Ω）值仍然非常小.就是說，在暴脹宇宙中，不僅在早期Ω非常接近於1，而且其現在值也非常接近於1.因此，暴脹宇宙學暗示應嚴格地有Ω=1,表明宇宙應是平直的（k=0），或者說，應是愛因斯坦-德西特宇宙.
視界疑難
所謂視界 lhor(t）≈ct是指宇宙剛誕生時發出的信號在t時刻最多能走多遠，也就是具有相互影響的空間兩點間的最大距離，這個視界距離與宇宙年齡成正比，
另一方面，宇宙的尺度因子R與t的比例關係為
R(t) ∝t1/2 （對於輻射為主）
R(t) ∝t2/3 （對於物質為主）
而lhor隨t增長得比R快得多.這樣的結果就是與今天人類所觀測到的尺度相對應的大統一時代的尺度（R(tG）～3厘米）要比大統一時代的視界（lhor (tG）～3X10）大了26個量級.就是說，在大統一時代，這個尺度範圍內包括了⑽=10個無因果聯繫的區域.今天觀測到的尺度範圍內的物質分布是幾乎均勻的，均勻只可能同過互相影響而達到平衡.而這10個無因果聯繫的區域怎么可能獲得相同的密度?
平直性疑難
宇宙的膨脹可用下式來表示：
k=(R/c){（8πG/3）ρ-H}
k=0對應於臨界情形，即平直空間的情形.這是訂出的密度就是臨界密度ρc=3H/8πG，代入上式可得k=（8πG/3c）（ρ-ρc)
於是用Ω=ρ/ρc，可知
（1-1/Ω）=3kc/8πGρR
由於物質為主時期主要物質狀態是非相對論的，ρ∝R，而輻射為主時期主要物質狀態是相對論的，ρ∝R，因此，上式右邊應正比於R或R.在大統一時代R非常小，上式右邊將小到只有10量級.也就是說，宇宙早期的物質密度非常接近於臨界密度： (tG)=1±0⑽.偏差驚人的小.除非有特別的機制加以保證，否則很難想像會有如此接近於1的偶然性.
磁單極疑難
大統一時代的視界尺度約為10厘米，那時一個真空區域的體積不可能大於⑽=10厘米.由於磁單極處於不同真空態區域的交界處，它的數目與這些區域的數目大致相同.因此，那時磁單極數密度n約為10厘米.由此可算出今天的磁單極數密度約為2X10厘米
這個數值只比重子數密度小一到兩個數量級.如果這個結果正確，磁單極應該非常容易找到，事實卻是一個也還沒有找到.同時，考慮到磁單極的質量非常大，按此計算，磁單極對宇宙密度貢獻將高達：ρ≈3X10克/厘米，這樣的密度比使宇宙封閉的臨界密度還高13個量級.按這樣的密度來計算，宇宙的年齡將會年輕到十分荒謬的地步.
