Inflazio kosmiko

Wikipedia, Entziklopedia askea

Inflazioa kosmologiaren eredu estandarraren, hots, Big Bang beroaren teoriaren eranspenik garrantzitsuenetakoa da.

Inflazioa Unibertsoak oso gaztea zenean jasandako zabalkunde esponentziala eta oso bortitza da. Teoria hau zenbait arazo konpontzeko sortu zen, besteak beste Unibertsoaren lautasunaren arazoa, monopolo magnetikoen arazoa eta horizontearen arazoa.[1]

Inflazio garaia Big Bang beroko singularitatetik segundora hasi  eta segundora bitartean amaitu zen. Inflazio garai honetan Unibertsoko eskala faktorea[2] gutxienez faktoreaz handitu zen. Ondoren, Unibertsoak zabaltzen jarraitu du energia ilunari esker, baina erritmo geldoago batean. [3]

Sarrera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Inflazioaren lehen proposamena Alan Guth fisikari eta kosmologoak egin zuen 1981. urtean.[4]  Era independentean, Andrei Linde[5], Andrea Albrecht eta Paul Steinhard[6] izan ziren teoria honi forma modernoa emateaz arduratu zirenak.

Inflazioaren erantzule den mekanismo zehatza ezagutzen ez den arren, oinarrizko irudiak emandako zenbait aspektu behaketen bidez baieztatuak izan dira. Ondorioz, inflazio kosmikoa kosmologiaren eredu estandarra den Big Bang beroaren teoriaren ataltzat hartzen da.

Funtsean, teoria honek zabalkunde esponentziala aurresaten du. Hots, bi behatzaile finko baditugu espazioko puntu desberditan, bien arteko distantzia fisikoa era esponentzialean handituko da.

Inflazioak Unibertso oso gaztea inflatoi izeneko eremu eskalar batez menperatua dagoela dio. Eremu honetan gorabehera kuantikoak sortuko dira eta hauek inflazioarekin eskala kosmologikoetara zabalduko dira. Ondoren, grabitatearen indarpean gaur egun ezagutzen dugun eskala handiko egitura sortuko dute (galaxiak kasu).

Motibazioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Aipatu bezala, inflazio kosmikoaren teoria 70. hamarkadan[7] aurkitutako zenbait arazo konpontzeko sortu zen. Arazo hauen jatorria behaketen berezitasunean zegoen, izan ere, gaur egun behatutako Unibertsoa sortzeko hasierako baldintzak ikaragarri berezi eta inprobableak izan beharko lukete. Inflazioak arazo hauek konpontzeko aukera ematen digu, Unibertsoa hasierako egoera hain berezi honetara eramango duen mekanismo fisiko bat proposatuz.[8]

Goitik behera ordenatuta: kurbadura positiboa duen Unibertsoa, Unibertso hiperboliko bat kurbadura negatiboarekin, eta Unibertso laua, kurbadura nuluarekin.

Lautasunaren arazoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Behaketen bidez gure Unibertsoaren eskala handiko kurbadura nulua dela edo ia nulua dela dakigu.[9] Noski, lokalki espazio denbora aztertzen badugu, masadun objektuek espazio-denbora hau kurbatuko dute erlatibitate orokorraren teoriak aurresan bezala, baina eskala kosmologikoetan hau arbuiagarria da.

Unibertsoaren lautasun hau problematikoa izan daiteke, izan ere, oso inprobablea da kasualitate hutsez kurbadura hau nulua izatea; izan ditzakeen kurbaduraren balio posible guztiak kontuan hartuz.

Gauzak honela, inflazioak eskaintzen digun soluzioa era intuitibo batean ulertzea erraza da. Hasierako egoeran espazio-denborako perturbazioak existitzen badira ere, kurbadura ez nulua hortaz, espantsio honek metrika zabaldu eta kurbadura hauek deuseztatuko ditu. Hau ulertzeko puxika baten gainazala irudikatu dezakegu gure espazio-denbora bezala, orduan, inflazioak puxika hau ikaragarri puztuko du, gainazalean kurbadura hautemanezin bat lortu arte.

Horizontearen arazoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Mikrouhinen hondo kosmikoko behaketei esker, ikusten da Unibertsoa estatistikoki homogeneo eta isotropoa dela, printzipio kosmologikoak agindu bezala.[10] Honetarako ordea, Unibertsoko puntu desberdinak kontaktu kausalean egon beharko lirateke. Edukiontzi batean dugun gas baten antzera, honen heterogeneitateak disipatuko dira oreka termodinamikoa lortzean, baina horretarako denbora bat igaro beharko dute kontaktuan gasa osatzen duten partikulak.

Inflazio gabeko Unibertso batean ez da lortuko oreka hau, horizonte kausaletatik kanpo geratzen diren eremuak existituko baitira gure Hubble-en esferan. Inflazioarekin ordea, hasierako aldiunean gure Hubble esfera osoa kontaktu kausalean egongo da,  itxuraz kontaktuan egon ez diren eremuen arteako oreka lortuz eta homogeneotasun eta isotropotasun harrigarri hau azalduz.

Monopolo magnetikoa materia bidez sortzea ezinezkoa da. Halakorik existitzekotan, oinarrizko partikula berri bat izango litzateke.

Monopolo magnetikoaren arazoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertso gaztea oso bero balego, monopolo magnetiko pisutsu ugari sortuko lirateke bateratasun handiaren teoriaren arabera. Teoria honek proposatzen du indar elektromagnetiko, nuklear bortitz eta nuklear ahulak ez direla oinarrizko indarrak, gauge teoria baten simetria elektroahularen bapateko apurketa baten ondorio bazik.

Teoria hauek zeinbait defektu topologiko aurresaten dituzte, hauetatik garrantzitsuena monopolo magnetikoa bera delarik.[11] Hala ere, zehaztasun handiz, badirudi ez dela monopolo magnetikorik existitzen gure Unibertsoan, nahiz eta inflaziorik gabeko Big Bang-aren teroriek hauen existentzia aurresan.[12]

Arazo hau lautasunaren arazoaren antzera konpontzen du inflazio kosmikoak, defektu topologiko hauek zabalkunde esponentzial bortitzarekin deuseztatuz.

Egoera esperimentala[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Inflazioa mekanismo egokia da gure eredu kosmologikoaren oinarri den printzipio kosmologikoa azaltzeko. Hau izango baita Unibertsoaren homogeneotasun eta isotropotasunaren erantzule. Behaketei dagokienez, mikrouhinen hondo kosmikoaren neurketa zehatzek eta neurketa hauen analisiak inflazioarekin bat datozen emaitzak eman dizkugu. Neurketa hauek besteak beste COBE, WMAP eta Planck teleskopio espazialei esker ditugu, batetik bestera emaitzen zehaztasuna nabarmen hobetuz. Plank satelitearen datuen analisiak Unibertsoa  %0,5 eko erroreaz laua dela dio, eta homogeneo zein isotropoa dela 100.000tik zati batean.[13]

Gainera, inflazioak gaur egun ikusgai diren inflatoi eremuko gorabehera kuantikoen ondorioa sortutako perturbazio kosmologikoen kolapso grabitazionalaren ondorioz sortutako egiturak aurresaten ditu. Perturbazio goiztiar hauen egitura ia eskalarekiko inbariantea izango da, eta banaketa Gaussiarra jarraituko du. Hortaz, bi parametrorekin soilik deskribatu dezakegu, batetik espektroaren anplitudea eta bestetik indize espektrala. Bigarren honek eskalarekiko inbariantea den espektroarekiko desbideraketa arinaren balioa ematen digu.

Inflazioak perturbazio goiztiar hauek elkarren artean oreka termikoan egon behar direla aurresaten du, hau da perturbazioak hasierako baldintza adiabatikoak izango dituzte. Perturbazioen ezaugarri hau esperimentalki baieztatua izan da mikrouhinen hondo kosmikoaren behaketei eta galaxien neurketei esker. Hau inflazio teoriaren baieztapen garrantzitsutzat jotzen da.[14]

Etorkizunean inflazioaren inguruan behaketak gauzatzeko proiektuak martxan dira. Bereziki CMBko polarizazioaren B modoen neurketa zehatzagoak, izan ere, hauek inflazioan sortutako uhin grabitazionalei buruzko informazioa emateaz gain, inflazioaren eredu sinpleenek iragarritako energia eskala zuzena den esan lezake.

Egoera teorikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Guth-en hasierako inflazioaren proposamenean, inflatoia Higgs eremua zela uste zen, oinarrizko partikulen masa azaltzen duen eremua hain zuzen ere.[15] Gaur egun ordea, uste da inflatoia ezin dela Higgs eremu bat izan[16], nahiz eta duela gutxi CERN-en aurkitutako Higgs bosoiak, Higgs eremua baliatzen duten inflazioaren eredu berriak ekarri ditu.[17] Beste inflazioko eredu batzuk bateratasun handiko teorian oinarritzen dira[18], baina mota honetako inflazio-eredu askok huts egin dutenez, fisikari askok inflazioae teoria supersimetriko batean oinarritu litekeela uste dute, soken teoria adibidez. Proposamen esparantzagarri bat brana-inflazioa litzateke. Ondorioz, nahiz eta dagoeneko inflazioak froga esperimental zorrotzak igaro dituen, teoriaren inguruko galdera asko daude zabalik.

Doiketa finaren arazoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Inflazioarentzak erronka handienetako bat ereduen doiketa finaren beharrean dago, hots, parametroen zehaztasun oso altua behar da fenomeno hau azaltzeko. Inflazioko eredu berrienetan, biraketa geldoko ereduko baldintzak bete behar dira inflazioa gertatzeko. Baldintza hauek inflatoi eremuko potentziala laua (hutseko energiarekin alderatuta) eta inflatoi partikulek masa gutxi izan behar dutela diote.[19]

Baldintza hauek ezartzeko proposamenak gauzatu dira, adibidez eskala inbarianteko eremu teoria klasikoak, non eskala inbariantzia efektu kuantikoek hautsiko duten. Kasu honetan, inflatoi eremuko potentzial laua lortuko da perturbazio teoria aplikagarria bada.[20]

Andrei Linde fisikariak inflazio kaotiko deituriko eredua proposatu zuen, bertan inflaziorako baldintzak orokorrean beteko dira, eta hortaz inflazioa gertatuko da energia handiko egoera kaotiko batetik hasten den eta eremu eskalar mugagabedun edozein Unibertsotan.[21] Hala ere, eredu honetako inflatoi eremuak derrigorrez Planck-en unitatearen baina balio handiagoak hartuko ditu. Honen ondorioz, eremu handiko eredu deitzen zaie hauei. Bestalde, hauekin lehiatzen duten inflazioaren eredu berriak eremu txikiko eredu deritze. Egoera honetan, eremuen teoria efektiboak egindako iragarpenak zuzenak ez direla uste da, bernormalizazioak zuzenketa haundiak sortu litzakeelako, eta hauek inflazioa ekiditu.[22] Arazo honi gaur egun ez zaio konponbiderik aurkitu, eta kosmologo gehienak eremu txikiko ereduen alde jarri dira, izan ere eredu hauek ez dute energia eskala hain haundia behar inflazioa sortzeko.[23] Inflazioak eremu kuantikoen teoriarekiko menpekotasuna duen arren, oraindik ere ez da lortu biak bateratzea.

Inflazio eternala[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Eredu askotan Unibertsoaren zabalkundearen inflazio fasea ez da sekula amaitzen, Unibertsoko zenbait eremutan soilik bada ere. Inflatoi eremuko potentzialaren gorabeheren ondorioz, zabalkundea eremu batzuetan besteetan baina askoz ere azkarrago gertatuko da. Hortaz, inflazio azkarreneko eremu honetako zabalkundea ez bada ikaragarri azkar amaitzen, inflazioa jasango duten eremu berriak sortzen dira eta honela Unibertsoaren bolumenaren gehiengoak inflazioa jasango du edozein aldiunetan.

Inflazio eternaleko eredu guztiak multibertso hipotetiko bat sortzen dute, infinitua eta fraktal itxurakoa. Multibertsoaren teoriak komunitate zientifikoan desadostasuna sortu du inflazio eredu honen inguruan. Izatez, lehen aldiz inflazio eternala proposatu zuen Paul Steinardt-ek, berak multibertsoaren sorrera inflazioaren akats bat izan zitekeela argudiatzen du.[24]

Inflazio eternalean, inflaziodun eremuak esponentzialki hazten den bolumen bat dute, inflazio gabeko eremuak ordea ez. Ondorioz, Unibertsoaren inflaziodun bolumena inflazioa amaitutako eremuen bolumenarekin alderatuz ikaragarri handia izango da.

Bestalde, frogatua izan da muga gabeko potentzialdun inflazio ereduak eternalak izango direla.[25] Badaude teoremak egoera geldikor hau ezin dela denboran atzerantz nahibeste eraman singularitate grabitazional, hots, dentsitate infinituko puntu bat sortu gabe. Ondorioz, beharrezkoa da Unibertsoaren hastapen baldintzak ematen dizkigun teoria bat.

Hastapen baldintzak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Fisikari batzuek hastapen baldintzen arazoa ekidite aldera, jatorri gabeko inflazio eternaleko ereduak proposatu dituzte.[26][27][28] Eredu hauek nahiz eta Unibertsoa eskala handienetan esponentzialki hazten den, beti espazialki infinitua izan dela eta betidanik eta betirako existituko dela proposatzen dute.

Beste proposamen batzuk Unibertsoa ezerezetik sortua dela argudiatzen dute, kosmologia kuantikoaren bidez.[29][30][31]

Printzipio holografikoa erabiliz, inflazio espontaneoa ikaragarri inprobablea dela argudiatu da ere.[32]

Beste lan batean, gaur egun ditugun datu esperimentalei erreparatuz, kosmosa inflazioduna izateko probabilitatea inflazio gabekoa izateko baina askoz ere handiagoa dela argudiatu da, energia eta entropiaren ikuspuntutik.[33]

Inflazio hibridoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Inflazio hibridoa inflazio berriaren hedapen bat da, eremu eskalarrak gehitzen dira eredu honetan, honela hauetako bat inflazio "normalaz" (biraketa geldokoa) arduratzen da eta bigarren eremu batek inflazioaren amaiera egotziko du. Gero eta inflazio luzeagoa izan, orduan eta energia baxuagoko egoera bat sortuko da bigarren eremu eskalar honetatik.[34]

Hortaz, eremu eskalar bat energia dentsitateaz arduratzen da (zabalkundeaz) eta bestea biraketa geldoaz (inflazioaren luzeraz eta amaieraz). Honela, eremu eskalar bateko gorabeherek ez dute bestearengan eraginik izango eta ez da eredu eternala izango. Hots, inflazioari amaiera jar diezaiokegu.[35][36]

Berberoketa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Inflazioaren amaiera berberoketa edo termalizazio bezala ezaguna da. Inflatoi eremuko energia potentzial ikaragarri handiak Unibertsoa beteko duen partikuletan deskonposatzen da eta Unibertsoa erradiazioz betetzen du. Inflatoia oraindik ez denez ongi ulertzen, prozesu honen ñabardurak ez dira ezagutzen, baina erresonantzia parametriko baten ondorio izan daitekeela uste da.[37]

Alternatibak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Beste hainbat eredu proposatu dira inflazioaren ordez arazo hauek konpontzen saiatzeko.

Errebote handia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hipotesi hau singularitate kosmikoa kontrakzio eta errebote batez azaltzen saiatzen da, era honetan Big Bang-erako hasierako baldintza egokiak azalduz.[38] Lautasunaren eta horizontearen arazoak era naturalean konpontzen dira bestelako eremu edota aldagai aske gehiago txertatu behar izan gabe Einstein-Carten-Sciama-Kibble-en grabitazio teoriarekin.[39][40]

Eredu zikliko eta ekpirotikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Eredu hauek horizontearen arazoa Big Bang-a baina lehenagoko zabaltze garai batekin konpontzen dute, eta ondoren hasierako dentsitate perturbazioen baldintzak "Big Crunch" izeneko kontrakzio fase batekin azaltzen ditu.[41] Eredu hauek hasierako Unibertso oszilatzailearen bertsio berri bat dira, baina eredu berri hauetan Unibertsoaren adina infinitua izan daiteke. Monopolo magnetikoen arazoa ere konpondu dezakete eredu hauek, izan ere Big Crunch/Big Bang trantsizioan ez dira tenperatura hain handiak sortuko eta ondorioz partikula exotiko hauen sorrera ez da emango. Gaur egun, ez dugu zabalkundearen mantsotzerik behatu, baina eredu honekin bat etor liteke, izan ere ziklo baten denbora eskala urtekoa litzateke eta Big Bang-etik urte inguru pasa dira. Eredu hauen arazoa Big Crunch/Big Bang trantsizioan dago, kosmologo askok ez baitute prozesu hau bideragarritzat hartzen.

Gas-soka kosmologia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Korden teoriak, ezagutzen ditugun 3 dimentsio espazialez gain, dimentsio espazial gehiago behar ditu. Dimentsio gehigarri hauek trinkotuta egongo lirateke eta horregatik ez ditugu neurtzen. Baina zergaitik behatzen ditugu bakarrik hiru dimentsio espazial hauek eta besteak ez? Galdera hau erantzuteko saiakera da gas-soka kosmologia.[42]

Eredu honek Unibertso gazteko dinamika gas-soka bero batez deskribatzen du. Espazio-denborako dimentsioak espantsioa jasango dute soilik inguruko sokak elkar desuseztatu badaitezke. Soka bakoitza dimentsio bakarrekoa izango da eta soka hauek gurutzatu (eta deuseztatu) daitezkeen dimentsioen gehiengoa hiru da. Hortaz, dimentsio espazial ez-trinkoen kopurua hiru izango da. Egun, eredu honekin lanean ari direnak trinkotutako dimentsioen tamaina egonkortzen eta dentsitate perturbazioen espektro aproposa lortzen dihardute.[43] Eredu hauek ez duituzte oro har horizontearen eta lautasunaren arazoak konpontzen, horregaitik sarritan errebotedun Unibertsoarekin batera inplementatzen dira.[44][45]

c aldakorra[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Beste eredu batzuk argiaren abiaduraren aldakuntza bat proposatzen dute horizontearen arazoa konpontzeko. Hauetan, Unibertso gaztean argiaren hutseko abiadura egungoa baina handiagoa izango da partikula horizontea handiagotuz, eta honela CMBko eskala handietako istoropia maila lortu daiteke inflazio gabe.

Kritikak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Alan Guth-ek inflazioa 1981. urtean proposatu zuenetik, inflazioaren paradigma onartua izan da, azalpen errazak ematen baitizkio Big Bang ereduako arazoei. Hala ere, fisikari, matematikari eta filosofo askok kritikatu dute, aurreikuspen ez egonkorrak eta berme enpiriko falta leporatuz. Jarraiki zenbait kritikaren aipuak egingo ditugu:

"Kosmologiaren nukleo estandarrean inflazioaren eredu bat bera ere onartzeko arrazoi baliagarririk ez dugu oraindik "[46]

"Hasierako Unibertsoaren uniformitatea termalizazio prozesu baten ondorio dela azaltzen saiatzea ez da onargarria... Izan ere, termalizazioa zerbait egiten ari bada entropiaren gehikuntza bat da. Hortaz, Unibertsoa are bereziagoa izango zen termalizazioaren aurretik gero baino."[47]

"Roger Penrose-k inflazio eta grabitazio eremuen konfigurazio posible guztiak aztertu zituen. Konfigurazio horietako batzuek inflazioa dakarte. Beste konfigurazio batzuek Unibertso lau bat dakarte zuzenean, inflaziorik gabe. Unibertso laua lortzea oso zaila da. Penrosen ondorio txundigarria, ordea, zera izan zen, inflaziorik gabeko Unibertso laua lortzea inflazioarekin baino askoz ere probableagoa dela"[48]

Azken urteetan, Planck satelitearen datu berriekin inflazioaren arazoak azaleratzen direla diote zientzialari batzuek[49][50]. Beste askok ordea, inflazioa inoiz baino teoria tinkoagoa dela diote.[51][52]

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. ↑ Lizarraga Olano, Joanes. Soka kosmikoen ondorio behagarrien iragarpen eta froga berriak, 2016.
  2. ↑ Eskala faktorea denboran zehar Unibertsoko distantzia fisikoak nola aldatzen diren adierazten duen parametroa da.
  3. ↑ (Ingelesez) How the Universe Works. 2022-04-12 (Noiz kontsultatua: 2022-04-26).
  4. ↑ Guth, Alan H.. (1981-01-15). «Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems» Physical Review D 23 (2): 347–356.  doi:10.1103/physrevd.23.347. ISSN 0556-2821. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  5. ↑ «Rutherford strikes silver» Physics Bulletin 33 (11): 389–389. 1982-11  doi:10.1088/0031-9112/33/11/013. ISSN 0031-9112. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  6. ↑ Albrecht, Andreas; Steinhardt, Paul J.. (1982-04-26). «Cosmology for Grand Unified Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking» Physical Review Letters 48 (17): 1220–1223.  doi:10.1103/physrevlett.48.1220. ISSN 0031-9007. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  7. ↑ Kontextu historikoaren gehiengoa Peebles (1993) liburuko 15-17 kapituluetan dago azalduta
  8. ↑ Aguirregabiria, Juan Mari. (2017). Grabitazioa eta kosmologia. ISBN 978-84-9860-710-9..
  9. ↑ "WMAP - Content of the Universe". nasa.gov.
  10. ↑ (Ingelesez) Wainwright, J; Coley, A A; Ellis, G F R; Hancock, M. (1998-02-01). (Wikimedia tool; learn more at https://www.mediawiki.org/wiki/Citoid)&ssv=&ssw=&ssx=W10= «On the isotropy of the Universe: do Bianchi cosmologies isotropize?» Classical and Quantum Gravity 15 (2): 331–350.  doi:10.1088/0264-9381/15/2/008. ISSN 0264-9381. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).[Betiko hautsitako esteka]
  11. ↑ (Ingelesez) Hooft, G.'t. (1974-09). «Magnetic monopoles in unified gauge theories» Nuclear Physics B 79 (2): 276–284.  doi:10.1016/0550-3213(74)90486-6. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  12. ↑ al, W-M Yao et. (2006-07-01). «Review of Particle Physics» Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics 33 (1): 1–1232.  doi:10.1088/0954-3899/33/1/001. ISSN 0954-3899. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  13. ↑ Planck Collaboration; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J. et al.. (2016-10). «Planck 2015 results: XIII. Cosmological parameters» Astronomy & Astrophysics 594: A13.  doi:10.1051/0004-6361/201525830. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  14. ↑ (Ingelesez) Spergel, D. N.; Bean, R.; Dore, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N. et al.. (2007-06). «Three‐Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) Observations: Implications for Cosmology» The Astrophysical Journal Supplement Series 170 (2): 377–408.  doi:10.1086/513700. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  15. ↑ (Ingelesez) Guth, Alan H.. (1981-01-15). «Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems» Physical Review D 23 (2): 347–356.  doi:10.1103/PhysRevD.23.347. ISSN 0556-2821. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  16. ↑ Guth, Alan H.. (1997). The inflationary universe : the quest for a new theory of cosmic origins. Addison-Wesley Pub ISBN 0-201-14942-7. PMC 35701222. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  17. ↑ (Ingelesez) Salvio, Alberto. (2013-11-25). «Higgs inflation at NNLO after the boson discovery» Physics Letters B 727 (1): 234–239.  doi:10.1016/j.physletb.2013.10.042. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  18. ↑ Albrecht, Andreas; Steinhardt, Paul J.. (1982-04-26). «Cosmology for Grand Unified Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking» Physical Review Letters 48 (17): 1220–1223.  doi:10.1103/PhysRevLett.48.1220. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  19. ↑ Liddle and Lyth. (2000). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure. , 42-43 or. ISBN 9781139175180..
  20. ↑ (Ingelesez) Salvio, Alberto; Strumia, Alessandro. (2014-06-12). «Agravity» Journal of High Energy Physics 2014 (6): 80.  doi:10.1007/JHEP06(2014)080. ISSN 1029-8479. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  21. ↑ (Ingelesez) Linde, A. D.. (1983-09-22). «Chaotic inflation» Physics Letters B 129 (3): 177–181.  doi:10.1016/0370-2693(83)90837-7. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  22. ↑ (Ingelesez) Alabidi, Laila; Lyth, David H. (2006-05-25). «Inflation models and observation» Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 2006 (05): 016–016.  doi:10.1088/1475-7516/2006/05/016. ISSN 1475-7516. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  23. ↑ Lyth, David H.. (1997-03-10). «What Would We Learn by Detecting a Gravitational Wave Signal in the Cosmic Microwave Background Anisotropy?» Physical Review Letters 78 (10): 1861–1863.  doi:10.1103/PhysRevLett.78.1861. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  24. ↑ (Ingelesez) «The Inflation Debate» Scientific American  doi:10.1038/scientificamerican0411-36. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  25. ↑ LINDE, A.D.. (1986-05). «ETERNAL CHAOTIC INFLATION» Modern Physics Letters A 01 (02): 81–85.  doi:10.1142/s0217732386000129. ISSN 0217-7323. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  26. ↑ (Ingelesez) Carroll, Sean M.; Chen, Jennifer. (2005-10-01). «Does inflation provide natural initial conditions for the universe» General Relativity and Gravitation 37 (10): 1671–1674.  doi:10.1007/s10714-005-0148-2. ISSN 1572-9532. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  27. ↑ Aguirre, Anthony; Gratton, Steven. (2003-04-29). «Inflation without a beginning: A null boundary proposal» Physical Review D 67 (8): 083515.  doi:10.1103/PhysRevD.67.083515. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  28. ↑ (Ingelesez) «Cosmic Inflation Theory Faces Challenges» Scientific American  doi:10.1038/scientificamerican0217-32. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  29. ↑ Vilenkin, Alexander. (1983-06-15). «Birth of inflationary universes» Physical Review D 27 (12): 2848–2855.  doi:10.1103/PhysRevD.27.2848. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  30. ↑ (Ingelesez) Hawking, S. W.; Hertog, Thomas. (2018-04-27). «A smooth exit from eternal inflation?» Journal of High Energy Physics 2018 (4): 147.  doi:10.1007/JHEP04(2018)147. ISSN 1029-8479. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  31. ↑ Hartle, J. B.; Hawking, S. W.. (1983-12-15). «Wave function of the Universe» Physical Review D 28 (12): 2960–2975.  doi:10.1103/PhysRevD.28.2960. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  32. ↑ Dyson, Lisa; Kleban, Matthew; Susskind, Leonard. (2002-11-13). «Disturbing Implications of a Cosmological Constant» arXiv:hep-th/0208013  doi:10.1088/1126-6708/2002/10/011. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  33. ↑ Albrecht, Andreas; Sorbo, Lorenzo. (2004-09-21). «Can the universe afford inflation?» Physical Review D 70 (6): 063528.  doi:10.1103/PhysRevD.70.063528. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  34. ↑ Brandenberger, Robert H.. (2001-01-11). «A Status Review of Inflationary Cosmology» arXiv:hep-ph/0101119 (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  35. ↑ (Ingelesez) Blanco-Pillado, J.J; Burgess, C.P; Cline, J.M; Escoda, C; Gomez-Reino, M; Kallosh, R; Linde, A; Quevedo, F. (2004-11-23). «Racetrack Inflation» Journal of High Energy Physics 2004 (11): 063–063.  doi:10.1088/1126-6708/2004/11/063. ISSN 1029-8479. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  36. ↑ (Ingelesez) Banks, T.; Fischler, W.. (2005). «Holographic Cosmology 3.0» Physica Scripta: 56.  doi:10.1238/physica.topical.117a00056. ISSN 0031-8949. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  37. ↑ Kolb, Edward W., ed. (2019-05-23). The Early Universe. CRC Press  doi:10.1201/9780429492860. ISBN 978-0-429-49286-0. (Noiz kontsultatua: 2022-04-27).
  38. ↑ Bars, Itzhak; Steinhardt, Paul; Turok, Neil. (2014-03-05). «Sailing through the big crunch-big bang transition» Physical Review D 89 (6): 061302.  doi:10.1103/PhysRevD.89.061302. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  39. ↑ (Ingelesez) Popławski, Nikodem J.. (2010-11-08). «Cosmology with torsion: An alternative to cosmic inflation» Physics Letters B 694 (3): 181–185.  doi:10.1016/j.physletb.2010.09.056. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  40. ↑ Popławski, Nikodem. (2012-05-29). «Nonsingular, big-bounce cosmology from spinor-torsion coupling» Physical Review D 85 (10): 107502.  doi:10.1103/PhysRevD.85.107502. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  41. ↑ Gurzadyan, V. G.; Penrose, R.. (2010-11-16). «Concentric circles in WMAP data may provide evidence of violent pre-Big-Bang activity» arXiv:1011.3706 [astro-ph, physics:gr-qc] (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  42. ↑ (Ingelesez) Brandenberger, R.; Vafa, C.. (1989-04-10). «Superstrings in the early universe» Nuclear Physics B 316 (2): 391–410.  doi:10.1016/0550-3213(89)90037-0. ISSN 0550-3213. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  43. ↑ Battefeld, Thorsten; Watson, Scott. (2006-05-10). «String gas cosmology» Reviews of Modern Physics 78 (2): 435–454.  doi:10.1103/RevModPhys.78.435. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  44. ↑ (Ingelesez) Lashkari, Nima; Brandenberger, Robert H. (2008-09-17). «Speed of sound in string gas cosmology» Journal of High Energy Physics 2008 (09): 082–082.  doi:10.1088/1126-6708/2008/09/082. ISSN 1029-8479. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  45. ↑ Kamali, Vahid; Brandenberger, Robert. (2020-05-11). «Creating spatial flatness by combining string gas cosmology and power law inflation» Physical Review D 101 (10): 103512.  doi:10.1103/PhysRevD.101.103512. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  46. ↑ (Ingelesez) Earman, John; Mosterin, Jesus. (1999-03). «A Critical Look at Inflationary Cosmology» Philosophy of Science 66 (1): 1–49.  doi:10.1086/392675. ISSN 0031-8248. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  47. ↑ (Ingelesez) Penrose, Roger. (1989-12). «Difficulties with Inflationary Cosmology» Annals of the New York Academy of Sciences 571 (1 Texas Symposi): 249–264.  doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x. ISSN 0077-8923. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  48. ↑ Steinhardt, Paul J.. (2007). Endless universe : beyond the Big Bang. (1st paperback ed. argitaraldia) Broadway Books ISBN 978-0-7679-1501-4. PMC 178285673. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  49. ↑ (Ingelesez) Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J.; Loeb, Abraham. (2013-06-25). «Inflationary paradigm in trouble after Planck2013» Physics Letters B 723 (4): 261–266.  doi:10.1016/j.physletb.2013.05.023. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  50. ↑ (Ingelesez) Ijjas, Anna; Steinhardt, Paul J.; Loeb, Abraham. (2014-09-07). «Inflationary schism» Physics Letters B 736: 142–146.  doi:10.1016/j.physletb.2014.07.012. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  51. ↑ (Ingelesez) Guth, Alan H.; Kaiser, David I.; Nomura, Yasunori. (2014-06-02). «Inflationary paradigm after Planck 2013» Physics Letters B 733: 112–119.  doi:10.1016/j.physletb.2014.03.020. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).
  52. ↑ Linde, Andrei. (2014-03-08). «Inflationary Cosmology after Planck 2013» arXiv:1402.0526 [astro-ph, physics:gr-qc, physics:hep-ph, physics:hep-th] (Noiz kontsultatua: 2022-04-28).

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Inflazio_kosmiko&oldid=9271444"(e)tik eskuratuta