inflation
關於極早期宇宙的一組模型的通稱，這些模型包括一個短暫的(指數的)快速膨脹，在遠遠不到一秒鐘的時間內，將現在已成為可觀測宇宙的東西，從一個比質子還小很多的體積，炸開到大約柚子那么大。這個過程應該能夠抹平時空而使宇宙平坦(見平坦性問題)，也應該能解決視界問題。
暴漲在1980年代被承認為極早期宇宙的標準模型。它取得這樣的成功，不僅僅因為它解決了有關宇宙本質的許多難題，而且由於它解決這些難題時套用了大統一理論(GUT)和與宇宙學研究毫無關係的粒子物理學家發展出來的量子理論知識。發展這些關於粒子世界的理論時並未想到它們可能套用於宇宙學(它們決不是為了處理後來竟然解決了的所有問題而‘設計’的)；很多人認為，這些理論在宇宙學領域的成功，說明它們確實得到了對於宇宙的真正重要的了解。
粒子物理學(研究最細微之物)和宇宙學(研究最龐大之物)的聯姻，看來已經解釋了宇宙如何起源和如何演變成當前的樣子。因此，暴漲可視為自最早暗示宇宙起源於大爆炸的宇宙膨脹被發現以來，宇宙學思想的最重大進展。
宇宙大爆炸(大霹靂)-奇點觀測到的宇宙膨脹暗示，它是150-200億年前從一個密度無窮大的奇點起源的。量子物理學認為這種極端的說法沒有意義，應該改為膨脹起始於直徑不超過普朗克長度
(米)的一個區域，因而當時的密度不是無窮大，而是‘只有’大約克每立方厘米。第一個難題是，如此緻密的東西怎么能夠膨脹——它應該擁有極其強大的引力場，在它剛剛誕生後就會把它變成黑洞並(重新轉為奇點)歸於消失(見免費午餐宇宙)。
暴漲模型提出前，大爆炸理論的其他問題涉及時空的極度平坦(意味著宇宙的膨脹和引力的反抗達到平衡，致使宇宙精確地處在永遠膨脹和終將發生坍縮至大崩塌這兩者的分界線上；見密度參數)，以及宇宙顯示的極度均勻性和各向同性，這種性質以背景輻射的均勻性展現得最清楚。
當宇宙仍如普朗克長度那么大時，如果給它一個猛烈的向外推動(其作用猶如反引力)，所有這些問題都能得到解決。如此小的一個空間區域真是太小，開始時不可能包含不規則結構，所以最初它是均勻和各向同性的。以光速傳播的信號有非常充裕的時間在難以置信的微小體積內互相交叉，所以不存在視界問題——胚胎宇宙的兩邊彼此‘知曉’對方。而時空本身因膨脹而變得平坦，就像放入水中的梅乾泡發後，布滿皺紋的梅乾表皮變得平滑。與標準大爆炸模型一樣，我們仍然可以把宇宙類比於膨脹氣球的外膜，但現在必須把它看成在其存在的最初瞬間大大暴漲了的實在的巨大氣球。
大統一理論在套用於宇宙學時造成如此大的轟動，是因為它預言存在的機理正是進行這種工作所需要的，這就是所謂的標量場。標量場與大統一的原始力在宇宙開始膨脹和冷卻時分裂成我們今天所知的基本力有關。引力應該在普朗克時間——
宇宙大暴漲圖奇妙的是，時空的這種指數膨脹，可用威廉·德西特在1917年根據廣義相對論提出的首批宇宙模型之一加以準確描述。德西特的這個模型僅僅被當成與現實宇宙無關的數學珍品達半個多世紀；現在卻成了暴漲宇宙學的基石之一。
暴漲的特質之一是，它似乎進行得比光速更快。即使是光也要10億分之3秒(3×暴漲10^-^9秒)才能走完l米，而暴漲只用了大約5×暴漲10^-^3^3秒就把宇宙從遠小於一個質子的大小擴大到直徑10厘米。這種情形之所以可能，是因為膨脹的是時空本身，物質只是被它帶動而已；不論在暴漲期間或是自暴漲發生以來，沒有任何東西通過時空的運動可以比光更快。確實，正是由於膨脹是如此快速，物質才沒有來得及在膨脹進行期間運動，這個過程在變成我們今日宇宙的原始量子泡最初的均勻性中‘凝固’了。
暴漲劇本在其不長的歷史中已經歷了好幾個發展階段。第一個暴漲模型是莫斯科朗道理論物理研究所的阿列克謝·斯塔羅賓斯基(Alexei Starobinsky)在1970年代末提出的——不過當時不叫‘暴漲’。那是一個基於量子引力理論的極其複雜的模型，後來稱之為‘斯塔羅賓斯基宇宙模型’，在當時的蘇聯宇宙學家中引起了轟動。可惜，蘇聯科學家那時仍然很難出國旅行或與蘇聯勢力範圍以外的同行通訊，有關訊息未能傳播到蘇聯以外。
1981年，當時在麻省理工學院的艾倫·古斯，在對斯塔羅賓斯基的工作毫不知情的情況下，發表了一個不同的暴漲理論版本(《物理學評論》，32卷，347頁，1981年1月)。這個版本影響更大，原因有二，其一是比較明白易懂，其二是身在美國的古斯能夠和全世界的同行自由探討他的觀點。而古斯給他描述的過程所起的名稱‘暴漲’極富感染力，也給他帶來了意外的好運。雖然古斯的原始模型在一些細節上有明顯缺陷(他當時也承認這點)，但正是這一版本的觀點使所有宇宙學家明白了暴漲的威力。
1981年10月，在莫斯科召開了一次以暴漲為主題的國際會議。史蒂芬·霍金提交了一篇論文，聲稱暴漲根本不能成立；安得列·林德則公布了一份叫做‘新暴漲’的改進版本，避開了古斯模型遇到的困難。有趣的是，林德是霍金談話時的正式翻譯，承擔了給聽眾傳達與他自己對立的觀點這一令人為難的任務！但在正式發言之後，霍金終於相信林德是對的，暴漲也可能成立。幾個月後，賓夕法尼亞大學的安德里亞斯·亞布勒希特(Andreas Albrecht)和保羅·斯坦哈特 (Paul Steinhardt)發表了他們的新暴漲理論；到1982年底，暴漲已經穩固地確立了它的地位。
此後，林德參與了大多數重大理論發展。下一步進展是認識到不必對膨脹成我們這個宇宙的普朗克大小的時空區做任何特別的規定。如果那是一切標量場均成立的某個更大時空區的一部分，那么只有標量場能引發暴漲的那些時空區才能導致出現我們自己這樣的宇宙。林德把這叫做‘混沌暴漲’，因為標量場在早期的超級宇宙的不同地點可取任何數值；這是今天的暴漲理論標準版本，可視為與人擇原理有關的理論思維的一個例子(注意，這裡使用‘混沌’一詞和日常所指的一團糟意義相似，與稱為‘混沌理論’的數學科目無關)。
混沌暴漲思想導致暴漲理論(迄今)最重大的進展。標準大爆炸宇宙學未能回答的主要問題是，奇點‘之前’是什麼。人們常說這個問題沒有意義，因為時間是從奇點開始的。但混沌暴漲認為，我們的宇宙是在某個預先存在的時空區中、由量子漲落生長而成的，而且在我們自己的宇宙內部也能經由完全等效的過程創造出暴漲區。總之，新宇宙可以從我們的宇宙分離出來，我們的宇宙本身可能是從另一個宇宙分離出來，這是一個沒有起始也不會終結的過程。關於這個話題的一種說法是，‘分離’過程是通過黑洞進行的，每當一個黑洞坍縮為奇點，它會‘跳’出來並進入另一組時空維度，創造出一個新的暴漲宇宙——這就是稱為嬰兒宇宙的情景。
永遠暴漲及自我生產宇宙的思想，與弗雷德·霍伊爾及加揚·納里卡提出的穩恆態假說版本，有一些相似之處。在這個版本的穩恆態假說中，創造場扮演著發動暴漲的標量場的角色。1994年12月，在倫敦召開的一次皇家天文學會會議上，霍伊爾曾經牽強附會地指出，暴漲理論的有關方程式與他的穩恆態理論版本中的完全一樣，只不過將字母‘C’換成了希臘字母‘φ’而已(譯註：英文‘創造’一詞的首字母是‘C’，所以創造場又叫做C場。在數理科學中，希臘字母‘φ’常代表標量，所以有時稱標量為φ場。兩個稱謂的差別就是‘C’和‘φ’的不同，故霍伊爾如是說。)。‘這’，霍伊爾(很不老實地)說，‘就是全部分歧所在’。
暴漲理論的當代支持者得出的這些方程式與霍伊爾的方法完全無關，他們不願意接受這種抽掉了他們的大爆炸模型之宇宙學精髓的類比。確實，當1980年古斯被問及當時全新的暴漲概念與穩恆態理論有何關係時，據說古斯的反應是‘什麼是穩恆態理論？’不過，雖然一般認為暴漲是大爆炸宇宙學的發展，但更恰當的是把它看成大爆炸和穩恆態兩種理論的最佳特點的結合。
所有這些好像一場無謂的哲學爭論，它和論證多少個天使可以在一個針尖上跳舞一樣手事無補，惟一說明問題的是COBE衛星的背景輻射觀測資料，這些資料揭示的微小不規則結構圖景與暴漲理論預言的完全一致。對暴漲概念最早期(早在1981年)的擔心之一是，它也許太過完美以致難以信其為真。特別是，如果這個過程能如此高效地抹平宇宙，那么像星系、星系團等等那樣大的不規則結構怎么能夠產生？但是，當研究者更仔細考察這些方程式後，他們認識到，甚至在我們宇宙的直徑大約是
暴漲10^-^2^5厘米——比普朗克長度大1億倍——時，量子漲落應該仍然能在宇宙結構中引起微小的漣漪。理論認為，暴漲之後這些漲落被擴大，表現為宇宙中物質和能量分布的不規則性。這些密度擾動應該在物質和輻射解耦時期(約在大爆炸30萬年後)給背景輻射留下印記，使背景輻射正好具有先由cobe衛星、後由其他儀器探測到的那種不均勻性。解耦以後，密度漲落增長為當前星系分布所顯示的宇宙大尺度結構。這意味著COBE衛星的觀測確實提供了宇宙年齡不到
暴漲10^-^3^0秒鐘時，究竟發生過什麼事情的信息。
沒有其他理論能夠解釋何以宇宙總體上如此均勻，卻又包含了以星系空間分布和背景輻射變化為代表的這種‘漣漪’。這並不證明暴漲理論正確，但值得記住，如果COBE衛星發現的漲落是另一種圖景(或者根本沒有發現漲落)，那就證明暴漲理論是錯的。從最佳科學傳統來看，暴漲理論的毫不含糊的主要預言已經‘成為現實’。暴漲還預言原始擾動可能留下了具有特殊性質的引力輻射的痕跡，未來10-20年內有望研製成功靈敏度足夠辨認這一特徵輻射的探測器。
