为解释大爆炸宇宙模型最初一刹那所存在的问题，1979-1981 年由美国古斯（A . Guth）、温伯格( S . w einberg）和威尔茨克印．w ilczek ）根据粒子物理大统一理论首先提出的一种仍属半经典理论的宇宙模型。认为宇宙早期“真空”中有超光速物质存在，宇宙在最初10 - - “七1 丁32 秒按指数攀胀，其间温度急剧下降后回升，视界距离急增，物质向现有粒子形式转化。其余演化过程和大爆炸模型一致，有奇点，但可观测范围总小于视界距离。

理论形成

模型提出

发展

暴胀宇宙模型与标准宇宙学(视界疑难 平直性疑难 磁单极疑难)

理论形成

宇宙学成为一门学科始于爱因斯坦在1917年用他刚建立的广义相对论来考察宇宙结构。直到1980年代，根植于人们头脑中的宇宙演化模型是热大爆炸（Hot Big Bang）模型，特别是微波背景辐射的发现及宇宙中轻元素丰度的测定极大地支持了热大爆炸模型。可这一模型存在一些明显的缺陷，如：宇宙演化起源于一个奇点，在那里，所有物理学定律都失效；此模型无法解释宇宙大尺度的均匀性和小尺度的非均匀性；无法解释宇宙空间平坦性；无法解释所谓的视界问题，即现在观测到的均匀宇宙是由早期许多非因果关联区域演化而来，这违背基本物理学定律；无法解释超重质量粒子稀少等问题。

1980年古思(A. Guth)提出，宇宙在极早期曾经历过一个极短的（约10-32秒）加速膨胀时期。这一所谓的暴胀模型一举解决了大爆炸模型中许多无法克服的困难。这一模型还特别提供了关于宇宙大尺度结构形成的物理机制。自1991年美国COBE (Cosmic Background Explorer) 卫星首次观测到源于宇宙早期密度扰动的各向异性后，越来越多、越来越精确的天文观测支持了暴胀模型。可是正像著名宇宙学家特纳(M. Turner)所言：“给暴胀模型戴上皇冠还为时尚早。”

模型提出

自热大爆炸宇宙模型之后，宇宙学的重大发展之一就是暴胀模型的提出。可是暴胀模型与其说是一个模型，毋宁说是一种解决问题的方法。暴胀模型通常在爱因斯坦引力框架中假定一个标量场的势驱动宇宙的加速膨胀。然而基本粒子的标准模型中并没有这样一个标量场，超对称和超引力中也没有这样一个合适的标量场。另一方面，自古思提出老暴胀模型20多年以来，人们构造了许许多多暴胀模型，可这些模型都存在这样或那样的问题。因此可以公平地说，到目前为止还没有一个完全成功的暴胀模型。

大爆炸模型认为，宇宙由一个高温高密状态演化而来。高能粒子物理、有限温度场论、量子引力等基本物理理论在描述这一系列演化过程中起着极其关键的作用。因此，这些基本理论的发展将推动宇宙学的研究，宇宙学的研究也将反过来进一步促进这些理论的深入发展。近十年来，在理论物理领域已经形成了粒子宇宙学、弦宇宙学等许多交叉学科。粒子宇宙学是将微观世界与宇观世界、高能粒子物理学与天体物理学、天文学相结合，研究早期宇宙高温高密这一极端条件下的物理规律，进而研究其对于形成现今宇宙大尺度结构的物理过程的影响。弦宇宙学则是将量子引力最有希望的候选者——超弦理论应用于极早期宇宙研究的一个交叉学科。

发展

宇宙微波背景辐射的观测强有力地支持了暴胀模型，可是在粒子物理的标准模型里，还未找到能充当暴胀场的标量场，这使理论物理学家不得不打开更广的思路，产生更“疯狂的”(crazy)新思想(著名宇宙学家特纳语)。近十年来，膜世界绘景、外维度、超弦理论中的稳定和非稳定延展物体(膜)等新思维为构造一个成功的暴胀模型提供了理论基础，这也是近些年构造暴胀模型的主要领域。

暴胀宇宙模型与标准宇宙学

以宇宙大爆炸为基础的标准宇宙学作为现今天文学界及物理学界公认的理论体系,其条理非常清晰,物理基础很强,并且可以很好的符合观测事实.但是标准宇宙学也存在着一些基本型的困难.其中最主要的是所谓视界疑难、平直性疑难和磁单极疑难.

宇宙在大统一时代以前.T>>Tc,真空处于对称态(φ=0).当温度降到T=Tc时,达到对称态向破缺态(φ=σ)相变的条件,但由于存在较大的势垒,使宇宙得以暂时继续停留在对称态.随着宇宙的膨胀,温度降到Tc以下,破缺态成为真的真空.在势垒仍较大的情况下,宇宙还会再在对称假真空态上继续停留一段时间.因此,这段时间宇宙所处的亚稳对称假真空态的能量密度不为零有方程:

R∝exp[(8πGρv/3)t]

和标准模型中早期宇宙的膨胀规律相比,它的膨胀是极其快速的,称为暴胀阶段.按照大统一理论,可以估算出过冷对称相的真空能量密度.由此可知(8πGρv/3)约为10秒,暴胀阶段约可持续10秒以上时间.因此在这短短的10秒时间内,宇宙尺度R膨胀了e≈10倍以上.因此,现在所观测到的尺度相对应的大统一时代的尺度不过是视界中的很小一部分而已,视界疑难就不存在了.同样,在考虑暴胀相后,今天所观测到的宇宙只不过是来自暴胀前破缺产生的一个均匀真空小区域内的一小部分.作为不同真空区域交界点的磁单极自然就少到几乎不存在了.

从现在宇宙出发,由于ρ反比于R或者R.当反推到宇宙早期时,(1-1/Ω)将非常小.但是,在暴胀相,ρ≈ρv为常数.由于式(1-1/Ω)=3kc/8πGρR中R的存在,使宇宙经过暴胀阶段,R猛烈的增大了e≈10倍.这样小的值即使随宇宙膨胀到今天, (1-1/Ω)值仍然非常小.就是说,在暴胀宇宙中,不仅在早期Ω非常接近于1,而且其现在值也非常接近于1.因此,暴胀宇宙学暗示应严格地有Ω=1,表明宇宙应是平直的(k=0),或者说,应是爱因斯坦-德西特宇宙.

视界疑难

所谓视界 lhor(t)≈ct是指宇宙刚诞生时发出的信号在t时刻最多能走多远,也就是具有相互影响的空间两点间的最大距离,这个视界距离与宇宙年龄成正比,

另一方面,宇宙的尺度因子R与t的比例关系为

R(t) ∝t1/2 (对于辐射为主)

R(t) ∝t2/3 (对于物质为主)

而lhor随t增长得比R快得多.这样的结果就是与今天人类所观测到的尺度相对应的大统一时代的尺度(R(tG)～3厘米)要比大统一时代的视界(lhor (tG)～3X10)大了26个量级.就是说,在大统一时代,这个尺度范围内包括了(10)=10个无因果联系的区域.今天观测到的尺度范围内的物质分布是几乎均匀的,均匀只可能同过互相影响而达到平衡.而这10个无因果联系的区域怎么可能获得相同的密度?

平直性疑难

宇宙的膨胀可用下式来表示:

k=(R/c){(8πG/3)ρ-H}

k=0对应于临界情形,即平直空间的情形.这是订出的密度就是临界密度 ρc=3H/8πG,代入上式可得k=(8πG/3c)( ρ-ρc)

于是用Ω=ρ/ρc,可知

(1-1/Ω)=3kc/8πGρR

由于物质为主时期主要物质状态是非相对论的,ρ∝R,而辐射为主时期主要物质状态是相对论的, ρ∝R，因此,上式右边应正比于R或R.在大统一时代R非常小,上式右边将小到只有10量级.也就是说,宇宙早期的物质密度非常接近于临界密度: (tG)=1±0(10).偏差惊人的小.除非有特别的机制加以保证,否则很难想象会有如此接近于1的偶然性.

磁单极疑难

大统一时代的视界尺度约为10厘米,那时一个真空区域的体积不可能大于(10)=10厘米.由于磁单极处于不同真空态区域的交界处,它的数目与这些区域的数目大致相同.因此,那时磁单极数密度n约为10厘米.由此可算出今天的磁单极数密度约为2X10厘米

这个数值只比重子数密度小一到两个数量级.如果这个结果正确,磁单极应该非常容易找到,事实却是一个也还没有找到.同时,考虑到磁单极的质量非常大,按此计算,磁单极对宇宙密度贡献将高达:ρ≈3X10克/厘米,这样的密度比使宇宙封闭的临界密度还高13个量级.按这样的密度来计算,宇宙的年龄将会年轻到十分荒谬的地步.