Den moderna kosmologins utveckling

Inflationsmodellen lades för första gången i konsis form fram år 1981 av Alan Guth som hade inspirerats av ryska forskning (främst Alexi Starobinsky och Andrei Linde (1948- ) inom ämnet på 1970-talet. Året därpå lade Andrei Linde fram den nya inflationsmodellen, som även Andreas Albrecht och Paul Steinhardt kom fram till ungefär samtidigt. Denna löser bl a inhomogenitetsproblemet inom den gamla modellen men är långt ifrån alla problem som den klassiska Big Bang teorin ger upphov till. Ett par år efteråt kom därför Linde fram till en teori som kallas för kaotisk inflation och som ter sig mycket naturlig (och som till och med säger att ett universums skapelse inte behöver vara het). Grundidén i inflationsmodellen är att en plötslig expansion av rummet inträffade 10^-35 sekunder efter skapelsen som ökade universums storlek med ungefär 10⁵⁰ ggr vilket bl a löser monopolproblemet och krökningsproblemet. Universum är alltså ofantligt mycket större än vi tidigare har trott. Denna modell är identisk med Big Bang modellen från och med 10^-35 s efter skapelsen. Den gamla inflationsmodellen baserades på tre punkter:

1. Universum expanderar ursprungligen i ett tillstånd med mycket hög temperatur som leder till en symmetriåterställelse i det tidiga universum, , där fi är ett skalärfält som driver inflationen (inflationsfältet).
2. Skalärfältets fi:s effektiva potential har ett djupt lokalt minimum vid till och med vid en mycket låg temperatur T. Resultatet är att universum kan vara kvar i ett superkylt vakuumtillstånd (falskt vakuum) mycket länge.
3. Sönderfallet av det falska vakuumet efterföljs av bubbelformation som innehåller fältet finoll svarande mot de effektiva potentialen V(fi):s minimum. Återupphettning av universum inträffar p g a att bubblornas väggar kolliderar.

Här syns tydligt själva grundidén med inflationsprincipen. Allt som en gång har varit krökt blir efter inflationen rakt och utsträckt.

"Graceful exit"-problemet: När Alan Guth utvecklade den gamla inflationsteorin år 1981 så uppmärksammade han att teorin hade en stor defekt som han också året därpå lyckades visa i en artikel. Om bubbelformationens takt är större än universums expansionshastighet så sker fasövergången mycket fort och inflationen inträffar inte alls. På andra sidan, om vakuumsönderfallshastigheten är liten, så blir universum extremt inhomogent efter fasövergången och i en betydande del av universums fysiska volym sker aldrig fasövergången till potentialfältets minimum. Detta problem med fasövergångens hastighet kallas "graceful exit"-problemet och löstes år 1982 av Andrei Linde i Sovjetunionen samt Andreas Albrecht och Paul Steinhardt i USA.