За (аргументы в пользу):
- Решает классические проблемы горячей Вселенной: горизонтную (однообразие CMB) — за счёт экспоненциального роста размера пространства; плоскостности (flatness) — притягивает $\Omega$ к $1$; монопольную проблему — разрежение дефектов.
- Объясняет происхождение первичных флуктуаций как квантовых флуктуаций поля, растянутых до космологических масштабов, что даёт предсказуемый спектр плотностных возмущений.
- Совместимо с высокоточными измерениями CMB (спектр, фаза акустических пиков, E‑поляризация) и LSS: предсказанные свойства возмущений согласуются с наблюдениями.
Против (слабые места и возражения):
- Модельная неоднозначность и тонкая настройка: существует множество моделей инфляции с разными потенциалами, нет единой несомненной теории.
- Проблемы начальных условий и «trans‑Planckian» вопрос (какие моды были квантовыми при начале инфляции).
- Мультивселенная и проблема меры: некоторые реализаций инфляции дают нематематически проверяемые предсказания (споровоспроизводимость).
- Некоторые альтернативы (боу́нс, экпиpотическая сценарии) предлагают другие механизмы генерации возмущений; окончательное экспериментальное различение остаётся сложным.
Ключевые предсказания инфляции (кратко, формально):
- Геометрическая плоскость: ${\Omega }_k\approx 0$.
- Спектр скалярных (плотностных) возмущений близок к масштабно‑инвариантному: $$P_s(k)=A_s{\left(\frac{k}{k_{\ast }}\right)}^{n_s-1},$$ где наблюдаемая наклонность $n_s\ne 1$ (малое отклонение). Примеры измерений: $n_s\approx 0.965$ и амплитуда $A_s\approx 2.1\times 10^{-9}$.
- Наличие первичных тензорных возмущений (гравитационных волн) с отношением тензор/скаляр $r$; для простых одно-поле‑slow‑roll моделей есть соотношение согласованности $$r=-8n_t.$$
- Возмущения преимущественно адiabатические и близки к гауссовским: малые невырожденности $f_{\mathrm{NL}}\sim 0$.
- Малый «running» наклона: $d{n}_s/d\ln k$ должен быть близок к нулю в простых моделях.
- Отсутствие большого числа топологических дефектов (монополи, струны) после инфляции (они разрежены или отсутствуют).
Ключевые наблюдения и инструменты проверки:
- CMB температурная анизотропия и E‑поляризация (Planck, WMAP, ACT, SPT) — измеряют $A_s$, $n_s$, ограничения на изокурсы, $f_{\mathrm{NL}}$ и ${\Omega }_k$. Текущие ограничения: $n_s\approx 0.965\pm 0.004$, $|{\Omega }_k|\lesssim 10^{-3}$.
- CMB B‑моды поляризации (BICEP/Keck, Simons Observatory, CMB‑S4, LiteBIRD) — прямой тест на примордильные тензоры → измерение или предел на $r$. Современный верхний предел: $r_{0.05}\lesssim 0.036$ (95% CL). Наблюдение B‑модов на больших углах — «золотой» признак инфляционных гравитационных волн.
- Нелинейность/негауссовость: измерения $f_{\mathrm{NL}}$ из CMB и LSS; большое локальное $f_{\mathrm{NL}}\gg 1$ отвергло бы одно‑полевая slow‑roll инфляция. Сейчас $f_{\mathrm{NL}}^{\mathrm{local}}$ ограничено порядка единиц.
- Большая‑масштабная структура и BAO (DESI, Euclid) — подтверждают первоначальные условия и помогают ограничивать изокурсы и $f_{\mathrm{NL}}$ (через эффект масштаб‑зависимого смещения).
- 21‑cm томография (HERA, SKA) — чувствительна к малым масштабам флуктуаций и может сильно улучшить ограничения на спектр и негауссовость.
- Спектральные искажения CMB ($\mu$- и $y$-тип) — чувствительны к маломасштабной мощности и могут выявить отклонения от простых моделей.
- Прямые/псевдопрямые поиски примордильного СГВ: PTA (для низких частот), LISA/конкурирующие детекторы (для специфичных моделей или космических струн) — обычно не чувствительны к стандартной инфляции в диапазоне частот, но могут исключить альтернативы.
- Поиск топологических дефектов (космические струны) — их обнаружение укажет на пост‑инфляционную фазовую динамику или альтернативные сценарии.
Критические сигналы, которые могли бы опровергнуть простую инфляцию:
- Наблюдение значительных изокурсовых мод или большого локального $f_{\mathrm{NL}}$.
- Явная, статически значимая кривизна $|{\Omega }_k|\gg 10^{-3}$.
- Отсутствие примордильных тензоров при уровнях, где конкретные классы моделей предсказывают $r$ выше предела (исключает те модели).
- Совокупность малых, но систематических несоответствий CMB и LSS, несовместимых с квантово‑генерированными адiabатическими гауссовскими флуктуациями.
Коротко: инфляция даёт простое, проверяемое в рамках наблюдений объяснение начальных условий и флуктуаций, но остаётся несколько теоретических и модельных проблем; окончательное подтверждение ждёт детектирования примордильных B‑модов (непосредственный сигнал тензоров) и дальнейшего строгого ограничения на негауссовость и изокурсы.