宇宙のインフレーション（cosmic inflation）

　宇宙のインフレーションとは、ビッグバン理論を補完する初期宇宙の進化モデルである。インフレーション理論・インフレーション宇宙論などとも呼ばれる。 この理論の名前は、提唱者の1人であるアラン・グースが、1970年代終わりにアメリカで起きたインフレーションをユーモア交じりに引用して名付けたものである。 インフレーション理論では、宇宙は誕生直後の10-36秒後から10-34秒後までの間に、エネルギーの高い真空（偽の真空(en:False vacuum)）から低い真空（真の真空）に相転移し、この過程で負の圧力を持つ偽の真空のエネルギー密度によって引き起こされた指数関数的な膨張（インフレーション）の時期を経たとする。 この膨張の時間発展は正の宇宙定数を持つド・ジッター宇宙と同様のものである。この急激な膨張の直接の結果として、現在我々から観測可能な宇宙全体は因果関係で結び付いた (causally-connected) 小さな領域から始まったこととなる。この微小な領域の中に存在した量子ゆらぎが宇宙サイズにまで引き伸ばされ、現在の宇宙に存在する構造が成長する種となった。このインフレーションに関与する粒子は一般にインフラトンと呼ばれる。 インフレーションによって、1970年代に指摘されていたビッグバン宇宙論のいくつかの問題点が解決される。これらの問題の中には、観測される宇宙が極めて平坦であること（平坦性問題）、因果律的に結び付きを持たないほど大きなスケールにわたって宇宙が極めて一様であること（地平線問題）、多くの大統一理論 (GUT) のモデルで存在が予言されている空間の位相欠陥が全く観測されないこと（モノポール問題）などが含まれている。インフレーション理論の標準的モデルでは、宇宙が幾何学的に平坦であることや初期宇宙の原始密度ゆらぎがスケール不変であることを予言している。これらの予言は（WMAP などによる）宇宙マイクロ波背景放射の高精度の観測結果や（スローンデジタルスカイサーベイなどの）銀河サーベイ観測で得られた銀河分布のデータによって非常に良い精度で確かめられている。 インフレーション理論の最も単純なモデルは約1015GeVという大統一理論のエネルギー領域を扱うため、インフレーション理論は GUT スケールやそれに近い高エネルギー領域を扱う素粒子物理学にとっても重要である。1980年代には、インフレーションの元となる真空のエネルギーを生み出す場を大統一理論が予言する特定の場と関連付けたり、実際の宇宙の観測結果を用いて大統一理論のモデルに制限を与えようとする試みが盛んに行なわれた。これらの研究はほとんど成果を挙げることはなく、インフレーションを起こす真空のエネルギー密度を生み出すような粒子や場（インフラトン）の正体については謎のままである。インフレーション理論は主として、高温の初期宇宙の初期条件について理論が詳細に予言する部分のみが理解されており、その背後にある素粒子物理学についてはアドホックなモデル化が行なわれているに留まっている。 インフレーションの時代の後には、初期宇宙の高温の放射を生み出した再加熱 (reheating) の時代が存在したはずである。この再加熱の原因についてはほとんど分かっていないが、最近ではインフレーションの終了期にインフラトンが他の粒子に崩壊する過程が共鳴的に起きたことで再加熱が起きたとするパラメータ共振モデルなどが提唱されている。 最近の宇宙マイクロ波背景放射の観測では、様々な競合理論よりもインフレーション理論をより強く支持する結果が得られている [3]。インフレーションモデルに残されている理論的問題点の一つは、インフレーションを引き起こす場のポテンシャルを微調整しなければならないという点である。もしインフラトンが大きな真空のエネルギーを持つとすれば、その質量は小さく（またそのコンプトン波長は大きく）なければならない。しかし高エネルギー領域の物理学では数多くのスカラー場が存在すると考えられており、超弦理論に限っても、インフラトンやインフラトン場の候補となる粒子やスカラー場は数多く存在している。一方、現実世界で、スカラー場が見つかっていないことを考慮すれば、インフラトンの候補として必ずしもスカラー場に限定する必要はないのかもしれない。例えば、ゲージ理論に出現する多重項を実効的な「インフラトン」とするモデルも近年提唱されている。

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