.
Дорога к инфляции вымощена благими намерениями.
Уолтер Хеллер
Как решить эти проблемы? Мы не можем отказаться от того, что Вселенная расширяется от какого-то очень плотного состояния. Значит нужно подумать о характере расширения. До сих пор рассматривалось состояние вещества с положительным давлением, как в обычной жизни. Однако для физики, тем более для физики в искривленном пространстве-времени, ситуация с уравнением состояния вещества, в котором давление отрицательно, не является чем-то экстраординарным, она ничему не противоречит. Именно эта возможность была проанализирована. Было предложено много вариантов, моделирующих такое состояния. Общим для всех моделей является использование подзабытой космологической постоянной (см. Дополнение 4). Разница с величиной, введенной Эйнштейном, в том, что в этих сценариях она является эффективной, то есть ее присутствие в уравнениях Эйнштейна обеспечивается тем или иным полем или коррекциями самой геометрической теории. Формально именно такая космологическая постоянная имитирует вещество с отрицательным давлением.
Если предположить, что в послепланковскую эпоху вещество имело отрицательное давление, или что-то имитировало такое вещество, то расширение будет проходить не по степенному закону с замедлением, а по экспоненциальному a(t)~ e>Ht, с «бешеным» ростом масштабного фактора, с очень большим ускорением. Особенность такого расширения в том, что, несмотря на увеличение объема, плотность заполняющей его энергии остается постоянной! Это расширение ведет к быстрому раздуванию малых объемов и поэтому называется инфляцией (аналогично раздуванию денежной массы). Продолжительность инфляции определяется временем существования эффективной космологической постоянной. В разных версиях длительность инфляции варьируется, она должна быть более 70–100 планковских времен (10>–43 с). Чаще рассматривают модели со значительно большей длительностью, например, инфляция продолжительностью 10>–35 с раздувает «зародыш» размером 10>–33 см в 10>1000000000000 раз (это число с триллионом нулей). Этого более чем достаточно, чтобы успешно решить все три основных проблемы фридмановской космологии.
Начнем с проблемы крупномасштабной однородности и изотропии Вселенной. С учетом инфляции весь современный наблюдаемый объем Вселенной оказывается результатом расширения единственной планковской причинно-связанной области доинфляционной эпохи, а не 10>90 таких областей. Формально это происходит потому, что при экстраполяции назад по времени мы используем вместе с фридмановским еще и инфляционный закон расширения. Таким образом, первая проблема решается. Далее, во время инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что его последующее увеличение до современного значения путем фридмановского расширения как раз с необходимой точностью соответствует плоскому пространству. И современная плотность оказывается близкой к критическому значению с необходимой точностью. Таким образом, решается вторая проблема. И наконец, в ходе инфляционного расширения произвольные флуктуации плотности приобретают в конце инфляции как раз такие специфические свойства, что в результате послеинфляционного развития они превращаются в наблюдаемую структуру при сохранении крупномасштабной однородности и изотропии. То есть разрешается и последняя проблема.