暴漲機制
空間膨脹
空間的指數膨脹指處於兩個慣性系中的觀測者之間的距離以越來越快的速度加大。在一個觀測者的靜態參考系中，暴脹中的宇宙區域具有的極坐標度規公式如下 ：
暴脹理論
暴脹理論
暴脹理論
暴脹理論 暴脹理論這種穩態指數膨脹的時空稱為德西特空間。要維持該狀態，必須要有宇宙常數，即在空間各處都和 成正比的真空能量。這種情況下的狀態方程為 。物理條件從一個時刻到下一個時刻是穩定的：膨脹的速率（即哈勃參數）幾乎恆定，而宇宙的比例係數則和e 成正比。暴脹有時也被稱為加速膨脹階段，因為兩個慣性觀測者間的距離以指數形式加大（即以不斷加快的速度互相遠離），而 可以近似保持不變。
時間條件
暴脹的一個重要條件是，它必須持續足夠長的時間。今天的整個可見宇宙都是從單個哈勃體積暴脹而來的。只有符合這一條件，宇宙才會在最大尺度上顯得具有平坦性、均勻性和各向同性。一般認為，宇宙要在暴脹階段以超過e （≈10 ）的比例膨脹，才能符合此條件。
再加熱過程
暴脹是一個過冷膨脹階段，膨脹期間宇宙的溫度降低了100,000倍（實際的下降程度在不同模型之間具有差異，一般認為在最早期的模型中溫度從10 K降至10 K）暴脹期間溫度都保持在相對低溫的狀態。當暴脹結束後，溫度再恢復到暴脹前的水平，這一過程稱為“再加熱”或“熱化”。這是因為暴脹場所具有的巨大勢能衰變成各種粒子，使宇宙充滿標準模型粒子。這包括電磁輻射，因而展開了輻射主導時期。由於科學家仍未了解暴脹的性質，所以對這一過程所知甚少，但一般認為是通過參量震盪機制進行的。
消除作用
宇宙暴脹的一個重要作用就是消除非均勻性、各向異性和平滑空間的彎曲程度。這使宇宙趨向於一種非常簡單的狀態：它完全由暴脹場主導，且暴脹場微小的量子漲落是唯一重要的不均勻性。物理學家利用暴脹理論，計算出暴脹階段的量子漲落在宇宙各區域所造成的細微溫度差異，這已經通過了觀測的驗證。暴脹還能夠降低大質量奇異粒子的數密度，例如粒子物理學標準模型的不少衍生理論所預測存在的磁單極子。如果宇宙只在暴脹期之前具有足夠溫度形成這些粒子的話，暴脹就會使它們的密度降到很低，以致在今天的可見宇宙範圍內並不存在。綜合起來，這些效應可被稱作暴脹“無毛定理”，與黑洞無毛定理相似。
無毛定理之所以在此適用，是因為宇宙視界和黑洞視界實際上沒有差別，而唯一的不同就只在於“視界的另一端存在著什麼”這種哲學上的問題。無毛定理意味著宇宙（包括可見和不可見宇宙）在暴脹階段以極為巨大的比例膨脹。當宇宙膨脹時，能量密度整體上會隨著容積的增加而降低。普通“冷”物質的密度和容積成反比，能量密度和容積的三次方成反比，輻射能量則和容積的四次方成反比。在暴脹過程中，暴脹場的能量密度大致不變；而非均勻性、各向異性、空間曲率以及各種奇異粒子的數量密度則會降低，連同光子的數量密度都會降低，並在足夠的暴脹之後降低到可以忽略的程度。這使得暴漲結束後再加熱開始前，產生了一個接近真空、平坦、對稱的宇宙 。
動機
視界問題
視界問題，即按照宇宙學原理，如何解釋宇宙所表現出來的統計上的均勻性和各向同性 。以一個盛滿氣體的盒子為例，這些氣體粒子要經過足夠的時間進行相互作用，才會逐漸去除不均勻處和不對稱處，才能達到熱平衡狀態表現出均勻性和各向同性。然而在一個缺乏暴脹過程的宇宙中，兩個相隔遙遠的區域不可能達到平衡，因為二者的膨脹速度遠快於光速，沒有機會與對方發生“接觸”或聯繫，所以難以解釋他們具有相同的溫度（即處於熱平衡）。這種接觸需要信息的傳遞，而傳遞速度又不能超過光速，因此這一矛盾成了所謂標準大爆炸模型的一大難題。歷史上查爾斯·米斯納（Charles Misner）曾提出過Mixmaster宇宙論 來解釋宇宙的統計均勻性和各向同性暴脹理論，但由於過於混亂最終被證實為錯誤理論。
平坦性問題
另一項問題是平坦性問題。這問題有時被稱為兩個迪克巧合（Dicke coincidences）中的一個，另一個迪克巧合為宇宙學常數問題 。一個宇宙的巨觀幾何可以是雙曲幾何（開放宇宙）、球面幾何（閉合宇宙）以及處於兩者之間的歐幾里得幾何（平坦宇宙），而這是由宇宙的物質密度所決定的。我們的宇宙中物質的密度非常接近平坦宇宙所需的臨界密度 。
無論宇宙的形狀是什麼，空間曲率對宇宙膨脹的貢獻不會比物質的貢獻大太多。但是隨著宇宙不斷膨脹，曲率的紅移比物質和輻射的紅移更慢。如此向過去推算，就會造成一個微調問題，因為曲率對宇宙的貢獻必須極小（例如，它比太初核合成時的輻射密度低16個數量級）。從宇宙微波背景取得的觀測數據驗證了宇宙是平坦的，誤差值在百分之十以內，這使得平坦性問題更加顯著：是什麼原因讓宇宙變得平坦 。
磁單極子問題
磁單極子問題涉及到大爆炸理論與大統一理論，有時也被稱為“奇異遺蹟問題”（exotic-relics problem）。大統一理論提出，假設早期宇宙的溫度超過大統一溫度（大約為10K），則電磁力、強核力和弱核力會統一成為“大統一力”。由於宇宙膨脹，溫度會持續降低，當溫度低於大統一溫度時，會發生自發對稱性破缺，電弱力與強核力的物理性質開始變得不同，因此出現相變。這現象類似水與冰之間的相變，當水的溫度低於冰點時，會出現相變，水會變為冰；在相變之前，水分子具有旋轉對稱性，在相變之後，冰晶體變得具有各向異性，對稱性被自發性打破。
由於對稱性被打破而產生的相變，通常會造成“拓撲缺陷”。對於冰晶體的形成，由於幾個形核位置所生長出的冰晶體具有不同方向的對稱軸，因此會產生二維拓撲缺陷，稱為疇壁。大統一理論預測，大統一相變會產生一種零維的類點拓撲缺陷，其物理性質就如同磁單極子。大統一理論預測，大統一相變不但會產生這種磁單極子，由於極為穩定，這種磁單極子還會存留至今，甚至還可能成為宇宙的主要成分。然而，今天的宇宙並沒有充斥著磁單極子，科學家甚至從沒有發現過任何磁單極子，這為宇宙中磁單極子的密度值設下了很低的上限。
暴漲理論說明了宇宙的迅速膨脹會使磁單極子在空間中的密度驟然下降，降低至以目前儀器無法探測到的數量級。因此按照該理論，在磁單極子形成之後，如果發生一段暴脹期，這一問題就可以被解決。然而有宇宙學家卻對此表示懷疑，如馬丁·里斯所說：“對於懷疑奇異物理學的人來說，一個用來解釋假想粒子不存在的理論性原因可能並沒有多么了不起。用來預防不存在的疾病的藥物當然是百分之百有效的！” 。
歷史
早期暴漲模型
最早的暴脹理論由艾拉斯特·格林納（Erast Gliner）於1965年提出，但理論並未獲得廣泛重視 。1980年，阿蘭·固斯又獨立提出了暴脹機制，以解釋為什麼宇宙中不存在磁單極子。同時，斯塔羅賓斯基認為對於引力的量子修正可以將指數膨脹的德西特階段代替宇宙的原初奇點。1980年10月，德莫斯忒內斯·卡扎納斯（Demosthenes Kazanas）提出，指數膨脹可以消除粒子視界，甚至有可能解決視界問題；佐藤勝彥也提出，指數膨脹可以消除弦理論中的疇壁（另一種奇異遺蹟）。1981年，馬丁·愛因霍恩（Martin Einhorn）和佐藤勝彥發表了一個與固斯相似的模型，並論證了該模型可以解決大統一理論中充斥著磁單極子的問題。他們得出的結論和固斯的相似：這種模型不但需要各個宇宙學常數的微調，而且很可能會引致“顆粒狀”的宇宙，即泡沫壁碰撞所造成的巨觀密度差異。
固斯提出，當早期宇宙溫度下降時，它正處於一個具有高能量密度的假真空當中，而假真空與宇宙學常數的效應十分相似。極早期宇宙在降溫的時候，它處於一種亞穩態（過冷狀態）。要從該狀態衰變出來，必須經過量子隧穿效應所造成的宇宙泡成核過程。真空泡在假真空背景中自發形成，並迅速開始以光速膨脹。固斯意識到這一模型的問題：再加熱過程並不正確。當宇宙泡成核時，它並沒有產生任何輻射；輻射只是在泡沫碰撞時才會產生。但為了解決初始條件問題，暴脹持續的時間必須足夠長，這時泡沫碰撞的機率就已經降到很低的程度。這樣的宇宙就不會充斥著輻射。
慢滾暴脹
安德烈·林德（Andrei Linde）以及安德烈斯·阿爾布雷希特（Andreas Albrecht）和保羅·斯泰恩哈特（Paul Steinhardt）分別獨立找到了泡沫碰撞問題的解決方法 。這一模型被稱為“新暴脹”或“慢滾暴脹”（slow-roll inflation），而固斯的模型則被稱為“舊暴脹”。新暴脹模型中，從假真空狀態衰變出來的機制不再是量子隧穿效應，而是類似於一個標量場從勢能峰上滾下。如果標量場以相對宇宙膨脹慢許多的速度滾下勢能峰，暴脹就會發生。一旦勢能峰變得更陡峭，暴脹就會結束，再加熱過程就會開始。
不對稱性對暴漲的影響
最終人們發現，暴脹並不會產生完全對稱的宇宙，暴脹場中會形成細小的量子漲落。這些漲落成了日後所有宇宙結構的萌芽。在分析斯塔羅賓斯基模型的過程中，蘇聯的維亞切斯拉夫·穆哈諾夫（Viatcheslav Mukhanov）和G·V·奇比索夫（G. V. Chibisov）首次計算了這些漲落。曾在劍橋大學所舉辦的為期三個星期的“1982年納菲爾德極早期宇宙研討會”（1982 Nuffield Workshop on the Very Early Universe）也單獨計算出了這一量子漲落。研討會上共有四組科學家分別進行計算：史蒂芬·霍金；斯塔羅賓斯基；固斯和皮瑞英（So-Young Pi）；以及詹姆士·M·巴丁（James M. Bardeen）、保羅·斯泰恩哈特和米高·特納。
今天宇宙不是以暴脹的方式膨脹。這樣，必須有一種機制，它可以消去這一非常大的有效宇宙常數，從而使膨脹率從加速的狀態，改變為正如同今天這樣由引力減慢下的樣子。人們可以預料，在宇宙暴脹時不同力之間的對稱最終會被破壞，正如過冷的水最終會凝固一樣。這樣，未破缺的對稱態的額外能量就會釋放，並將宇宙重新加熱到剛好低於使不同力對稱的臨界溫度。以後，宇宙就以標準的大爆炸模式繼續膨脹並變冷。但是，現在找到了何以宇宙剛好以臨界速率膨脹，並在不同的區域具有相同溫度的解釋。
批判
從1980年由阿蘭·固斯提出暴漲理論起，該理論已經被科學界廣泛接受。但是仍然有許多物理學家、數學家以及哲學家表達出反對的聲音，認為暴漲理論缺乏實踐檢驗和經驗支撐。1999年，哲學家約翰·厄爾曼（John Earman）和赫蘇斯·莫斯德林（Jesús Mosterín）發表了一篇批判暴脹宇宙學的論文，指出”我們認為暫且沒有充分的理由把任何暴脹模型納入到宇宙學的標準核心當中” 。
如羅傑·潘洛斯（Roger Penrose）從1986年開始提出的，暴漲需要極度特定的初始條件，因此該理論並不能自身所需的初始條件問題。換言之，初始條件的“微調”問題不但不能解決，甚至還會因為暴漲變得更加嚴重。另一項針對暴漲理論的批判，是暴脹所需的暴脹場並不對應於任何已知的場，且勢能曲線似乎可以與幾乎任何的觀測數據相吻合，即缺乏可證性。該批評正式來自暴漲理論創始人之一的保羅·斯泰恩哈特 。
