Inflation (cosmology) (original) (raw)
Inflace je teorie z oboru kosmologie, podle níž v raném vesmíru nastala fáze, kdy se prostor exponenciálně rozpínal. Toto rozpínání začalo 10−36 sekund po okamžiku, kdy se velký třesk nacházel ve fázi singularity, a skončilo 10−33 až 10−32 sekund po singularitě. V důsledku toho celý dnes viditelný vesmír pochází z původně malé oblasti, která byla kauzálně spojená. To vysvětluje jeho dnešní vysokou homogenitu. Po počátečním období rychlé inflace pokračuje vesmír v dalším rozpínání, jen výrazně pomalejším tempem.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | التضخم الكوني (بالإنجليزية: cosmic inflation) هو مرحلة زمنية قصيرة بعد الانفجار العظيم اشتد خلالها انتفاخ الكون وتضخم تضخماً كبيراً جداً، ويقترح حدوثها العلماء لكي يتفادوا عدم انكفاء الكون الناشئء على نفسه ثانيةً ويضيع إلى الفناء. فنظراً لكبر الكتلة الأولى المتكونة وعظمتها بالإضافة إلى صغر المقاييس صغراً عظيماً بين أجزائها أيضاً، فإن قوى الجاذبية -حسب معرفتنا الحالية للطبيعة- تصبح لا نهائية مما يجعل الكون الناشئ ينكفئ على نفسه في لحظة نشأته وينتهي. لهذا اقترح أحد الفيزيائيين وهو آلان غوث مرحلة قصيرة يفترض فيها حدوث تضخم كوني غير عادي أبعد الأجزاء عن بعضها البعض لفترة وجيزة تكفي للتغلب على قوة الجاذبية وتؤدي إلى نشأة الكون. بعد تلك المرحلة القصيرة التي قد تكون قد حدثت عندما كان عمر الكون أقل من ثانية تفترض النظرية أن تمدد الكون استمر ولكن بمعدل منخفض جداً بحيث يسمح بتكون الجسيمات الأولية من بروتونات والكترونات، ثم تكون منها الهيدروجين والهيليوم. وطبقاً للخط الزمني للانفجار العظيم تكونت النجوم الأولى والمجرات من سحابات الهيدروجين والهيليوم. وبدأت المرحلة الأولى لتكون تلك التجمعات النجمية والمجرات وأشباه النجوم الضخمة نحو 380000 سنة بعد الانفجار العظيم، ثم استمر تطور تلك الأنظمة الهائلة إلى وقتنا هذا. وقد تكون بداية التأكيد العملي لنظرية الانفجار العظيم قد بدأت مع رصد الفلكي الأمريكي هابل للمجرات ومما قام به من أرصاد للمجرات، وأوضح شيئين من نتائجه في عام 1929: أن مجرة درب التبانة التي نعيش فيها ليست المجرة الوحيدة في الكون، بل توجد مجرات كثيرة في جميع أرجاء الكون، والتيجة الثانية التي استخلصها «هابل» من قياساته أن المجرات حولنا تبتعد عنا، وأن سرعة ابتعادها عنا تزداد بزيادة بعدها عنا. (ar) En cosmologia, la inflació còsmica (també coneguda com a univers inflacionari) és un model cosmològic que teoritza que l'Univers, poc després del seu naixement, passà per una fase d'expansió exponencial extremadament ràpida i accelerant (entre 10-36 i 10-33 segons després del Big Bang), a causa d'una energia del buit positiva (que ofereix una pressió negativa; vegeu també relativitat general, teoria quàntica de camps). Contràriament al model tradicional proposat per la teoria del big bang, que preveu una expansió convencional descelerant en el temps, l'expansió inflacionista allunya dos objectes a un ritme sempre més ràpid fins a superar la barrera de la velocitat de la llum. Aquesta expansió es pot introduir en els models amb una constant cosmològica no nul·la. Una conseqüència directa d'aquesta rapidíssima expansió és que tot l'univers observable s'hauria desenvolupat d'una regió causalment connectada, tan petita que la llum era capaç de travessar-la per complet en el curt temps transcorregut entre el naixement de l'univers i el començament de la fase inflacionista i, per tant, tenia les mateixes característiques, com la temperatura i la densitat.Les fluctuacions quàntiques microscòpiques en aquesta regió que s'ha "engrandit" per la inflació a dimensió còsmica són així des de l'origen de les petites deshomogeneïtats gravitacionals que creixeran fins a donar lloc a les estructures observables en l'univers (galàxies, les agrupacions de galàxies, etc.). (ca) Inflace je teorie z oboru kosmologie, podle níž v raném vesmíru nastala fáze, kdy se prostor exponenciálně rozpínal. Toto rozpínání začalo 10−36 sekund po okamžiku, kdy se velký třesk nacházel ve fázi singularity, a skončilo 10−33 až 10−32 sekund po singularitě. V důsledku toho celý dnes viditelný vesmír pochází z původně malé oblasti, která byla kauzálně spojená. To vysvětluje jeho dnešní vysokou homogenitu. Po počátečním období rychlé inflace pokračuje vesmír v dalším rozpínání, jen výrazně pomalejším tempem. (cs) Στη φυσική κοσμολογία, κοσμικός πληθωρισμός, κοσμολογικός πληθωρισμός, ή απλά πληθωρισμός είναι μια θεωρία της εκθετικής διαστολής του χώρου στο πρώιμο σύμπαν. Η πληθωριστική εποχή διήρκεσε από τα 10-36 δευτερόλεπτα μετά την εικαζόμενη Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang) σε κάποια στιγμή μεταξύ 10-33 και 10-32 δευτερόλεπτα μετά τη μοναδικότητα. Μετά την πληθωριστική περίοδο, το Σύμπαν συνεχίζει να επεκτείνεται, αλλά με λιγότερο έντονο ρυθμό. (el) Als kosmologische Inflation wird eine Phase extrem rascher Expansion des Universums bezeichnet, von der man annimmt, dass sie unmittelbar nach dem Urknall stattgefunden hat. Dieser sehr kurze Zeitabschnitt wird auch GUT-Ära genannt. (de) Inflazioa kosmologiaren eredu estandarraren, hots, Big Bang beroaren teoriaren eranspenik garrantzitsuenetakoa da. Inflazioa Unibertsoak oso gaztea zenean jasandako zabalkunde esponentziala eta oso bortitza da. Teoria hau zenbait arazo konpontzeko sortu zen, besteak beste , eta . Inflazio garaia Big Bang beroko singularitatetik segundura hasi eta segundura bitartean amaitu zen. Inflazio garai honetan Unibertsoko gutxienez faktoreaz handitu zen. Ondoren, Unibertsoak zabaltzen jarraitu du energia ilunari esker, baina erritmo geldoago batean. (eu) La inflación cósmica es un conjunto de propuestas en el marco de la física teórica para explicar la expansión ultrarrápida del universo en los instantes iniciales y resolver el llamado problema del horizonte. (es) In physical cosmology, cosmic inflation, cosmological inflation, or just inflation, is a theory of exponential expansion of space in the early universe. The inflationary epoch lasted from 10−36 seconds after the conjectured Big Bang singularity to some time between 10−33 and 10−32 seconds after the singularity. Following the inflationary period, the universe continued to expand, but at a slower rate. The acceleration of this expansion due to dark energy began after the universe was already over 7.7 billion years old (5.4 billion years ago). Inflation theory was developed in the late 1970s and early 80s, with notable contributions by several theoretical physicists, including Alexei Starobinsky at Landau Institute for Theoretical Physics, Alan Guth at Cornell University, and Andrei Linde at Lebedev Physical Institute. Alexei Starobinsky, Alan Guth, and Andrei Linde won the 2014 Kavli Prize "for pioneering the theory of cosmic inflation." It was developed further in the early 1980s. It explains the origin of the large-scale structure of the cosmos. Quantum fluctuations in the microscopic inflationary region, magnified to cosmic size, become the seeds for the growth of structure in the Universe (see galaxy formation and evolution and structure formation). Many physicists also believe that inflation explains why the universe appears to be the same in all directions (isotropic), why the cosmic microwave background radiation is distributed evenly, why the universe is flat, and why no magnetic monopoles have been observed. The detailed particle physics mechanism responsible for inflation is unknown. The basic inflationary paradigm is accepted by most physicists, as a number of inflation model predictions have been confirmed by observation;however, a substantial minority of scientists dissent from this position. The hypothetical field thought to be responsible for inflation is called the inflaton. In 2002 three of the original architects of the theory were recognized for their major contributions; physicists Alan Guth of M.I.T., Andrei Linde of Stanford, and Paul Steinhardt of Princeton shared the prestigious Dirac Prize "for development of the concept of inflation in cosmology". In 2012 Guth and Linde were awarded the Breakthrough Prize in Fundamental Physics for their invention and development of inflationary cosmology. (en) L'inflation cosmique est un modèle cosmologique s'insérant dans le paradigme du Big Bang lors duquel une région de l'Univers comprenant l'Univers observable a connu une phase d'expansion très rapide qui lui aurait permis de grossir d'un facteur considérable : au moins 1026 en un temps extrêmement bref, compris entre 10-36 et 10-33 secondes après le Big Bang. Ce modèle cosmologique offre une solution à la fois au problème de l'horizon et au problème de la platitude. Cette phase d'expansion, nommée « inflation » en 1979 par son premier théoricien, le physicien américain Alan Guth, se serait produite très tôt dans l'histoire de l'Univers, à l'issue de l'ère de Planck ou peu après, de l'ordre de 10-35 seconde après le Big Bang. (fr) Is éard atá i mboilsciú cosmeolaíoch teoiric faoi bhorradh easpónantúil an spáis sa chruinne luath. Mhair an ré bhoilscithe idir 10−36 soicind i ndiaidh shingilteacht theoiriciúil na hOllphléisce go dtí am éigin idir 10−33 agus 10−32 soicind i ndiaidh na . Ina dhiaidh sin lean an chruinne uirthi ag boilsciú, cé gur níos moille é. Cheap an fisicí teoiriciúil Alan Guth teoiric an bhoilscithe in 1979 ag Ollscoil Cornell agus rinneadh níos mó oibre uirthi sna hochtóidí luatha. Tugann sí éachtaint ar thús strúchtúr mórscála an chosmais. Is éard a chuir tús le fás an struchtúir sa chruinne iomlaoid chandamach sa réigiún boilscithe micreascópach, réigiún a bhorr go méid chosmach. Is dóigh le mórán fisiceoirí go míníonn an boilsciú cén fáth a bhfuil an chuma chéanna ar an gcruinne i ngach treo, cén fáth a bhfuil radaíocht an chúlra chosmaigh mhicreathonnaigh chomh cothrom sin, cén fáth a bhfuil an chruinne comhréidh agus cén fáth nach bhfeictear . Níl eolas ag fisiceoirí ar mhion-innealra an bhoilscithe maidir le fisic cháithníní. Glacann formhór na bhfisiceoirí le teoiric an bhoilscithe, mar tá roinnt léirshamhlacha boilscithe deimhnithe ag an ngrinniú. Tá a lán fisiceoirí ann nach n-aontaíonn leis an teoiric. Is minic a cháintear í toisc nach ionann an bunréimse boilscithe agus aon réimse eile is eol dúinn agus nach bhfuil ina chuar fuinnimh phoitéinsiúil ach gléas ad hoc atá oiriúnach do shonraí ar bith beagnach. Tá an boilsciú lochtaithe ag féin, fisicí a bhí orthu siúd ba thúisce a chuir teoiric an bhoilscithe chun cinn. Deir sé nach dócha go mbeadh cruinne chomhréidh ann, tríd is tríd. Luann sé Roger Penrose, fisicí nótáilte a dúirt gur dóichí go mbeadh cruinne comhréidh ann gan bhoilsciú. Tá argóintí i bhfabhar an bhoilscithe déanta ag na fisiceoirí Alan Guth, David Kaiser agus Yasunori Nomura, agus ag Andrei Linde. (ga) Dalam kosmologi fisik, inflasi kosmik atau inflasi adalah pengembangan eksponensial alam semesta muda dengan faktor 1078 untuk volume, yang didorong oleh kepadatan energi vakum bertekanan negatif. meliputi bagian pertama setelah . Periode ini berlangsung dari 10−36 detik setelah Ledakan Dahsyat hingga 10−33 dan 10−32 detik. Setelah periode inflasioner, alam semesta terus mengembang, namun dengan laju yang lebih lambat. Istilah "inflasi" juga merujuk kepada hipotesis bahwa inflasi pernah terjadi. Hipotesis ini pertama kali diusulkan pada tahun 1980 oleh fisikawan Amerika Serikat . Teori ini juga diusulkan oleh Katsuhiko Sato pada tahun 1981. Teori inflasi menjawab permasalahan klasik dalam kosmologi Ledakan Dahsyat: mengapa alam semesta tampak datar, seragam, dan isotropik, sementara berdasarkan fisika Ledakan Dahsyat, alam semesta seharusnya melengkung dan beragam? Inflasi juga menjelaskan asal usul struktur kosmos yang besar. Sementara mekanisme fisika partikel yang menyebabkan terjadinya inflasi masih belum diketahui, gambaran dasarnya memungkinkan beberapa prediksi yang telah dipastikan melalui pengamatan. Maka, inflasi saat ini dianggap sebagai bagian dari kosmologi Ledakan Dahsyat. Partikel atau medan dasar yang diduga menyebabkan terjadinya inflasi disebut . (in) 물리 우주론에서 급팽창 이론((急膨脹理論, inflation theory), 우주 급팽창(cosmic inflation) 또는 우주론적 급팽창(cosmological inflation)은 초기 우주에서 지수 함수적 공간 팽창의 이론이다. 급팽창 시대(inflationary epoch)는 추측된 대폭발 특이점 이후 10-36초에서 특이점 이후 10-33초와 10-32초 사이의 시간 동안 지속되었다. 급팽창 시대 이후 우주는 계속 팽창했지만 그 속도는 느려졌다. 암흑 에너지로 인한 팽창의 가속은 우주의 나이가 이미 77억 년(61억 년 전)이 넘은 이후에 시작되었다. 급팽창 이론은 란다우 이론물리학 연구소(Landau Institute for Theoretical Physics)의 알렉세이 스타로빈스키Alexei Starobinsky, 코넬 대학교의 앨런 구스, 레베데프 물리 연구소(Lebedev Physical Institute)의 안드레이 린데를 비롯한 여러 이론물리학자들의 주목할만한 공헌으로 1970년대 후반과 80년대 초반에 개발되었다. 알렉세이 스타로빈스키, 앨런 구스와 안드레이 린데는 "우주 급팽창 이론을 개척한" 공로로 2014년 카블리상(Kavli Prize)을 수상했다. 이 이론은 1980년대 초에 더욱 발전되었고, 우주의 거대구조의 기원을 설명한다. 우주적 크기로 확대된 미세한 급팽창 영역 내의 양자 요동(quantum fluctuation)이 우주 구조 성장의 씨앗이 된다(은하의 형성 및 진화 및 구조 형성structure formation 참조). 많은 물리학자들은 또한 급팽창 이론이 우주가 모든 방향(등방성)으로 보이는 이유, 우주 마이크로파 배경 복사가 고르게 분포하는 이유, 및 우주가 평평한 이유 및 자기 홀극들이 관찰되지 않은 이유 등을 설명한다고 믿는다. 급팽창 이론에 대한 자세한 입자 물리학적 메커니즘은 알려져 있지 않다. 많은 급팽창 모형 예측이 관찰에 의해 확인되었기 때문에 기본적인 급팽창 패러다임은 대부분의 물리학자들에 의해 받아 들여지고 있지만 그러나 상당한 수의 과학자들은 이 입장에 반대한다. 급팽창에 책임이 있다고 생각되는 가상의 장은 인플라톤inflaton이라고 불린다. 2002년에 그 이론의 원래 건축가들 중 3명이 그들의 주요 공헌으로 인정받아, 물리학자들인 MIT의 앨런 구스, 스탠퍼드 대학교의 안드레이 린데 및 프린스턴 대학교의 폴 슈타인하르트Paul Steinhardt "우주론의 급팽창 이론 개념 개발에 대해서" 권위있는 디랙상(Dirac Prize)를 공동수상했다. 2012년 구스와 린데는 급팽창 이론 우주론의 창안과 개발로 기초물리학상(Breakthrough Prize in Fundamental Physics)을 수상했다. (ko) Kosmische inflatie is de theorie dat het heelal vrijwel direct na de oerknal gedurende 10−35 seconde een fase van exponentiële uitbreiding heeft doorgemaakt. Gedurende dit minuscule tijdsinterval zou het heelal tussen de 1030 en 10100 keer zo groot zijn geworden. De reden hiervoor was een vacuümenergie met negatieve druk. De theorie werd in 1981 door Alan Guth opgesteld en werd later verder ontwikkeld door onder meer Andrei Linde. (nl) 宇宙のインフレーション（うちゅうのインフレーション、（英: cosmic inflation）とは、初期の宇宙が指数関数的な急膨張（インフレーション）を引き起こしたという、初期宇宙の進化モデルである。ビッグバン理論のいくつかの問題を一挙に解決するとされる。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。この理論は、1981年に佐藤勝彦、次いでアラン・グースによって提唱された。インフレーションという命名は、宇宙の急膨張を物価の急上昇になぞらえたものである。 (ja) In cosmologia l'inflazione (dal termine inglese inflation, che ha conservato anche l'originario significato di "gonfiaggio" derivato dal latino inflatio) è una teoria che ipotizza che l'universo, poco dopo il Big Bang, abbia attraversato una fase di espansione estremamente rapida, dovuta a una grande pressione negativa. Si stima che l'inflazione sia avvenuta intorno a 10-35 secondi dal Big Bang, sia durata intorno a 10−30 s e abbia aumentato il raggio dell'universo di un fattore enorme, superiore a 1030 (circa mille miliardi di miliardi di miliardi di volte). L'ipotesi prevalente è che sia stata generata da un campo di energia chiamato inflatone, forse originato da uno stato instabile dovuto alla non immediata rottura spontanea di simmetria delle forze fondamentali dopo una transizione di fase quantistica; tale campo, caratterizzato da una grande energia di punto zero, avrebbe assunto il ruolo di costante cosmologica, provocando l'espansione quasi esponenziale dell'universo. Al termine della breve fase inflazionaria l'espansione sarebbe ripresa al ritmo precedente secondo la cosmologia standard. La teoria è stata proposta inizialmente da in Unione Sovietica e contemporaneamente da Alan Guth negli Stati Uniti d'America all'inizio degli anni ottanta. (it) A inflação cósmica é uma teoria proposta inicialmente por Alan Guth (1981), que postula que o universo, no seu momento inicial, passou por uma fase de crescimento exponencial. De acordo com a teoria, a inflação foi produzida por uma densidade de energia do vácuo negativa ou uma espécie de . Esta expansão pode ser modelada com uma constante cosmológica não nula. Consequentemente todo o universo observável poderia ter-se originado numa pequena região. Teorias atuais apontam o hipotético campo escalar (e sua partícula associada) ínflaton como responsável pela inflação do universo durante seus primeiros instantes. (pt) Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения. Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, однако ключевой вклад в её создание внесли советские астрофизики Алексей Старобинский, Андрей Линде, Вячеслав Муханов и ряд других. (ru) Inflation är ett begrepp som används inom kosmologi som hypotetisk förklaring av hur det kan komma sig att universum ser ut att vara likformigt i alla riktningar. Detta har en ren Big Bang-modell annars svårt att förklara. Inflationshypotesen skulle även förklara varför universum är så platt som det förefaller. Principen är att universum under någon bråkdels sekund nästan direkt efter att Big Bang inleddes expanderade extremt fort - storleken beräknas ha ökat ungefär 1028 gånger. (sv) Inflacja kosmologiczna – hipoteza kosmologiczna zaproponowana przez Alana Gutha (1981). Według niej wczesny Wszechświat przeszedł przez fazę szybkiego rozszerzenia się spowodowanego ujemnym ciśnieniem (dodatnią gęstością energii próżni). Ekspansja ta może być modelowana przez niezerową stałą kosmologiczną. Bezpośrednią konsekwencją jest wniosek, że cały obserwowalny Wszechświat początkowo był skoncentrowany w bardzo małym obszarze połączonym więzami przyczynowo-skutkowymi. Kwantowe fluktuacje w tym mikroskopijnym obszarze urosły do rozmiarów kosmicznych i stały się zaczątkami struktur kosmicznych. Epoka kosmologicznej inflacji rozpoczęła się po epoce Wielkiej Unifikacji, tj. 10−36 s po Wielkim Wybuchu i trwała prawdopodobnie do 10−33–10−32 s po Wielkim Wybuchu, zwiększając liniowe rozmiary Wszechświata o czynnik co najmniej 1026, a jego objętość o czynnik co najmniej 1078. Pod jej koniec wyzwolona olbrzymia energia pola inflatonowego wypełniła przestrzeń gęstą, gorącą mieszaniną kwarków, antykwarków i gluonów (okres ten nazywany jest epoką oddziaływań elektrosłabych). Czas końca epoki inflacji nie jest dokładnie znany, jednak dobre wyniki standardowej teorii pierwotnej nukleosyntezy wskazują, że inflacja zakończyła się przed nią. (pl) 在物理宇宙學中，宇宙暴脹，簡稱暴脹，是早期宇宙的一種呈加速度狀態的過程。暴脹時期在大爆炸後10−36秒開始，持續到大爆炸後10−33至10−32秒之間。暴脹之後，宇宙繼續膨脹，但速度則低得多。 「暴脹」一詞可以指有關暴脹的假說、暴脹理論或者暴脹時期。這一假說以及「暴脹」一詞，最早於1980年由美國物理學家阿蘭·古斯提出。 在微觀暴脹時期的量子漲落，經過暴脹放大至宇宙級大小，成為宇宙結構成長的種子，這解釋了宇宙宏觀結構的形成。很多宇宙學者認為，暴脹解釋了一些尚未有合理答案的難題：為什麼宇宙在各個方向都顯得相同，即各向同性，為甚麼宇宙微波背景輻射會那麼均勻分佈，為甚麼宇宙空間是那麼平坦，為甚麼觀測不到任何磁單極子？ 雖然造成暴脹的詳細粒子物理學機制還沒有被發現，但是基本繪景所作出了多項預測已經被觀測所證實。導致暴脹的假想粒子稱為暴脹子，其伴隨的場稱為暴脹場。 2014年3月17日，BICEP2科學家團隊宣佈在B模中可能探測到暴脹所產生的重力波。這為暴脹理論提供了強烈的證據，對於標準宇宙學來說是一項重要的發現 。可是，BICEP2團隊於6月19日在《物理評論快報》發佈的論文承認，觀測到的信號可能大部分是由銀河系塵埃的前景效應造成的，對於這結果的正確性持保留態度。必需要等到十月份普朗克衛星數據分析結果發佈之後，才可做定論。9月19日，在對普朗克衛星數據進行分析後，普朗克團隊發佈報告指出，銀河系內塵埃也可能會造成這樣的宇宙信號，但是並沒有排除測量到有意義的宇宙信號的可能性。 除了暴脹理論之外，還有非標準宇宙學理論，包括前大爆炸理論和旋量時空理論等。 (zh) Космічна інфляція або ж космологічна інфляція або просто інфляція — гіпотетичне надзвичайно швидке (експоненційне) розширення (збільшення в об'ємі) раннього Всесвіту принаймні в 1078 разів, зумовлене від'ємним тиском густини енергії вакууму інфлатонного поля. Воно тривало, починаючи з 10−36 секунд після Великого Вибуху, до якогось моменту між 10−33 і 10−32 секунд. Після інфляційного періоду з інфляційного поля були народжені інші частинки (поля), з яких складається матерія сьогодні, а розширення Всесвіту продовжилось за законом, відмінним від експоненційного. Терміном «інфляція» називають як гіпотезу того, що інфляція відбулась, так і теорію інфляції, а також ту епоху, коли ця гіпотетична інфляція могла відбутися. Інфляційна гіпотеза була спочатку запропонована в 1980 році американським фізиком Аланом Гутом, який і дав їй назву. За гіпотезою інфляції весь спостережуваний Всесвіт виник з малого причинно-зв'язаного регіону. Інфляція дає відповідь на класичну загадку космології Великого вибуху: чому наш Всесвіт виявився плоским, і ізотропним відповідно до космологічного принципу, коли можна було б очікувати на основі фізики Великого вибуху дуже викривленого, неоднорідного Всесвіту? Гіпотеза інфляції також пояснює походження великомасштабної структури Всесвіту. Флуктуації в мікроскопічній інфляційній області, збільшені до космічних розмірів, стали зародками формування структури Всесвіту (див. також утворення та еволюція галактик та ). (uk) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/History_of_the_Universe.svg?width=300 |
| dbo:wikiPageExternalLink | https://web.archive.org/web/20061002183844/http:/www.symmetrymag.org/cms/%3Fpid=1000045 https://archive.org/details/principlesofphys00pjep https://archive.org/details/manyworldsinoneo00vile https://archive.today/20121216135256/http:/skyandtelescope.com/news/article_1697_1.asp http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Guth/Guth_contents.html http://space.mit.edu/home/tegmark/pdf/inflation_excerpt.pdf http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/mar/HQ_06097_first_trillionth_WMAP.html https://web.archive.org/web/20041120175509/http:/www2.iap.fr/Conferences/Colloque/col2004/Docs/20040628_liddle.pdf https://web.archive.org/web/20061002193415/http:/www.symmetrymag.org/cms/%3Fpid=1000037 |
| dbo:wikiPageID | 5382 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 108208 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1122975236 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Potential_energy dbr:Princeton_University dbr:Quadrupole_moment dbr:Quantum_field_theory dbr:Quantum_fluctuation dbr:Roger_Penrose dbr:Scalar_field dbr:Scalar_potential dbr:Scale_invariance dbr:Boundary_condition dbr:Energy_conservation dbr:Energy_density dbr:Mixmaster_universe dbr:Multiverse dbr:Metastability dbr:Particle_horizon dbr:Big_Bang dbr:Black_hole dbr:De_Sitter_space dbr:Andreas_Albrecht_(cosmologist) dbr:Anisotropy dbr:Horizon dbr:Paul_Steinhardt dbr:Renormalization dbr:Robert_Brandenberger dbr:Cyclic_model dbr:Universe dbr:University_of_Cambridge dbr:Vacuum_state dbr:Viatcheslav_Mukhanov dbr:David_Kaiser dbr:Inflationary_epoch dbr:Inflaton dbr:Instanton dbr:Light_cone dbr:Warm_inflation dbr:Null_hypothesis dbr:Nuclear_force dbr:Nucleation dbr:Spectral_index dbr:Transversality_(mathematics) dbr:Cornell_University dbr:Cosmic_Background_Explorer dbr:Cosmic_microwave_background_radiation dbr:Cosmological_constant dbr:Cosmology dbr:Massachusetts_Institute_of_Technology dbr:Max_Tegmark dbr:Gauge_theory dbr:Gaussian_random_field dbr:Planck_energy dbr:Radiation-dominated_era dbr:Edwin_Hubble dbr:Einstein–Hilbert_action dbr:Electromagnetic_force dbr:Electromagnetic_radiation dbr:Electroweak_interaction dbr:Entropy dbr:General_Relativity dbr:General_relativity dbr:Geometry dbr:Georges_Lemaître dbr:Googolplex dbr:Grand_Unified_Theory dbr:Gravitational_radiation dbr:Cosmic_microwave_background dbr:Cosmological_constant_problem dbr:Cosmological_horizon dbr:Cosmological_principle dbr:Equation_of_state_(cosmology) dbr:Planck_density dbc:1980_in_science dbr:Andrei_Linde dbr:Angular_momentum dbr:Loop_quantum_gravity dbr:Magnetic_monopole dbr:Magnetic_monopoles dbr:Sidney_Coleman dbr:Standard_Model dbr:Stanford dbr:Stephen_Hawking dbr:String_theory dbr:Subatomic_particle dbr:Compactification_(physics) dbr:Horizon_problem dbr:Parametric_oscillator dbr:Particle_physics dbr:Perturbation_theory dbr:Theoretical_physics dbr:Space dbr:BKL_singularity dbr:Adiabatic dbr:Time dbr:Dark_flow dbr:Dark_matter dbr:Wilkinson_Microwave_Anisotropy_Probe dbr:Willem_de_Sitter dbr:Domain_wall_(string_theory) dbr:Galaxy_formation_and_evolution dbr:Hartle–Hawking_state dbr:Landau_Institute_for_Theoretical_Physics dbr:Our_Mathematical_Universe dbr:3-sphere dbr:Accelerating_expansion_of_the_universe dbr:Alan_Guth dbr:Albert_Einstein dbr:Alexander_Markovich_Polyakov dbr:Alexander_Vilenkin dbr:Alexei_Starobinsky dbr:Cumrun_Vafa dbr:D-brane dbr:Dark_energy dbr:Early_universe dbr:Earth dbr:Expansion_of_the_universe dbr:False_vacuum dbr:Fine-tuned_universe dbr:First_law_of_thermodynamics dbr:Brane_cosmology dbr:Breakthrough_Prize_in_Fundamental_Physics dbr:No_hair_theorem dbr:Non-Euclidean_geometry dbr:Normal_distribution dbr:Causal_contact dbr:Dicke dbr:Dirac_spinor dbr:Gravitational_collapse dbr:Isentropic_process dbr:Kaluza–Klein_theory dbr:Critical_density_(cosmology) dbr:Physical_cosmology dbr:Tensor_field dbr:Quantum dbr:Quantum_gravity dbr:Radiation dbr:Radio_frequency dbr:Isotropic dbr:James_M._Bardeen dbr:Hyperbolic_geometry dbr:Statistical_mechanics dbc:Astronomical_events dbc:Physical_cosmology dbc:Concepts_in_astronomy dbr:Kavli_Prize dbr:Kelvin dbr:Lebedev_Physical_Institute dbr:Big_Bang_nucleosynthesis dbr:Big_Bounce dbr:Big_Crunch dbr:Supergravity dbr:Effective_field_theory dbr:Einstein–Cartan_theory dbr:Hierarchy_problem dbr:Homogeneity_(physics) dbr:Quantum_tunneling dbr:Three-torus_model_of_the_universe dbr:Torsion_tensor dbr:Dirac_Prize dbr:Don_Page_(physicist) dbr:Arrow_of_time dbr:BICEP_and_Keck_Array dbc:Inflation_(cosmology) dbr:Martin_Rees dbr:Photon dbr:Planck_(spacecraft) dbr:Planck_unit dbr:Plane_of_the_ecliptic dbr:Spacetime dbr:Spectral_density dbr:Speed_of_light dbr:Spontaneous_symmetry_breaking dbr:Field_(physics) dbr:Fine-tuning dbr:Hubble's_law dbr:Hubble_volume dbr:Metric_tensor dbr:Michael_Turner_(cosmologist) dbr:Observable_universe dbr:Redshift dbr:Second_law_of_thermodynamics dbr:Shape_of_the_universe dbr:Yasunori_Nomura dbr:Publication_bias dbr:Higgs_field dbr:Loop_quantum_cosmology dbr:Matter dbr:Sloan_Digital_Sky_Survey dbr:Semiclassical_gravity dbr:Variable_speed_of_light dbr:Wavelength dbr:Thermal_equilibrium dbr:Euclidean_geometry dbr:F(R)_gravity dbr:Structure_formation dbr:Metric_(mathematics) dbr:Non-minimally_coupled_inflation dbr:Supersymmetry dbr:Vacuum_energy dbr:Flatness_problem dbr:Chaotic_inflation_theory dbr:Population_III_star dbr:Nonlinear_optics dbr:Quantum_cosmology dbr:Spherical_geometry dbr:BICEP2 dbr:Orders_of_magnitude dbr:Ekpyrotic dbr:Supersymmetric dbr:Oscillatory_universe dbr:Galaxy_survey dbr:Fourier_modes dbr:Charles_Misner dbr:Fine_tuned_universe dbr:Fine_tuning dbr:Flat_universe dbr:Einstein_static_universe dbr:GeV dbr:Grand_unification dbr:Khalatnikov dbr:Richard_Chace_Tolman dbr:Richard_Chase_Tolman dbr:Abraham_Loeb dbr:21_centimeter_radiation dbr:Zeldovich dbr:No-boundary_proposal dbr:String_landscape dbr:Strong_nuclear_force dbr:Weak_nuclear_force dbr:File:History_of_the_Universe.svg dbr:File:Horizonte_inflacionario.svg |
| dbp:colwidth | 15 (xsd:integer) 20 (xsd:integer) |
| dbp:content | * * * * * * * * * * * (en) * Brane cosmology * Conservation of angular momentum * Cosmology * Dark flow * Hubble's law * Non-minimally coupled inflation * Nonlinear optics * Three-torus model of the universe * Warm inflation (en) |
| dbp:date | June 2014 (en) |
| dbp:p | 61 (en) |
| dbp:reason | the inflaton particle has not been defined. From the note, it seems that the second condition should be that the inflaton potential should be large (en) |
| dbp:style | ama (en) |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:10^ dbt:= dbt:Authority_control dbt:Cite_book dbt:Cite_journal dbt:Clarify dbt:Div_col dbt:Efn dbt:Further dbt:Main dbt:Mvar dbt:Notelist dbt:Nowrap_begin dbt:Nowrap_end dbt:Portal_bar dbt:Pp-semi-indef dbt:Quote dbt:Redirect2 dbt:Reflist dbt:Rp dbt:See_also dbt:Sfrac dbt:Short_description dbt:Sub dbt:Sup dbt:Unreferenced_section dbt:Use_dmy_dates dbt:Why dbt:Wikiquote dbt:Cosmology dbt:Unsolved |
| dcterms:subject | dbc:1980_in_science dbc:Astronomical_events dbc:Physical_cosmology dbc:Concepts_in_astronomy dbc:Inflation_(cosmology) |
| gold:hypernym | dbr:Theory |
| rdf:type | owl:Thing dbo:Work |
| rdfs:comment | Inflace je teorie z oboru kosmologie, podle níž v raném vesmíru nastala fáze, kdy se prostor exponenciálně rozpínal. Toto rozpínání začalo 10−36 sekund po okamžiku, kdy se velký třesk nacházel ve fázi singularity, a skončilo 10−33 až 10−32 sekund po singularitě. V důsledku toho celý dnes viditelný vesmír pochází z původně malé oblasti, která byla kauzálně spojená. To vysvětluje jeho dnešní vysokou homogenitu. Po počátečním období rychlé inflace pokračuje vesmír v dalším rozpínání, jen výrazně pomalejším tempem. (cs) Στη φυσική κοσμολογία, κοσμικός πληθωρισμός, κοσμολογικός πληθωρισμός, ή απλά πληθωρισμός είναι μια θεωρία της εκθετικής διαστολής του χώρου στο πρώιμο σύμπαν. Η πληθωριστική εποχή διήρκεσε από τα 10-36 δευτερόλεπτα μετά την εικαζόμενη Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang) σε κάποια στιγμή μεταξύ 10-33 και 10-32 δευτερόλεπτα μετά τη μοναδικότητα. Μετά την πληθωριστική περίοδο, το Σύμπαν συνεχίζει να επεκτείνεται, αλλά με λιγότερο έντονο ρυθμό. (el) Als kosmologische Inflation wird eine Phase extrem rascher Expansion des Universums bezeichnet, von der man annimmt, dass sie unmittelbar nach dem Urknall stattgefunden hat. Dieser sehr kurze Zeitabschnitt wird auch GUT-Ära genannt. (de) Inflazioa kosmologiaren eredu estandarraren, hots, Big Bang beroaren teoriaren eranspenik garrantzitsuenetakoa da. Inflazioa Unibertsoak oso gaztea zenean jasandako zabalkunde esponentziala eta oso bortitza da. Teoria hau zenbait arazo konpontzeko sortu zen, besteak beste , eta . Inflazio garaia Big Bang beroko singularitatetik segundura hasi eta segundura bitartean amaitu zen. Inflazio garai honetan Unibertsoko gutxienez faktoreaz handitu zen. Ondoren, Unibertsoak zabaltzen jarraitu du energia ilunari esker, baina erritmo geldoago batean. (eu) La inflación cósmica es un conjunto de propuestas en el marco de la física teórica para explicar la expansión ultrarrápida del universo en los instantes iniciales y resolver el llamado problema del horizonte. (es) Kosmische inflatie is de theorie dat het heelal vrijwel direct na de oerknal gedurende 10−35 seconde een fase van exponentiële uitbreiding heeft doorgemaakt. Gedurende dit minuscule tijdsinterval zou het heelal tussen de 1030 en 10100 keer zo groot zijn geworden. De reden hiervoor was een vacuümenergie met negatieve druk. De theorie werd in 1981 door Alan Guth opgesteld en werd later verder ontwikkeld door onder meer Andrei Linde. (nl) 宇宙のインフレーション（うちゅうのインフレーション、（英: cosmic inflation）とは、初期の宇宙が指数関数的な急膨張（インフレーション）を引き起こしたという、初期宇宙の進化モデルである。ビッグバン理論のいくつかの問題を一挙に解決するとされる。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。この理論は、1981年に佐藤勝彦、次いでアラン・グースによって提唱された。インフレーションという命名は、宇宙の急膨張を物価の急上昇になぞらえたものである。 (ja) Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения. Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, однако ключевой вклад в её создание внесли советские астрофизики Алексей Старобинский, Андрей Линде, Вячеслав Муханов и ряд других. (ru) Inflation är ett begrepp som används inom kosmologi som hypotetisk förklaring av hur det kan komma sig att universum ser ut att vara likformigt i alla riktningar. Detta har en ren Big Bang-modell annars svårt att förklara. Inflationshypotesen skulle även förklara varför universum är så platt som det förefaller. Principen är att universum under någon bråkdels sekund nästan direkt efter att Big Bang inleddes expanderade extremt fort - storleken beräknas ha ökat ungefär 1028 gånger. (sv) التضخم الكوني (بالإنجليزية: cosmic inflation) هو مرحلة زمنية قصيرة بعد الانفجار العظيم اشتد خلالها انتفاخ الكون وتضخم تضخماً كبيراً جداً، ويقترح حدوثها العلماء لكي يتفادوا عدم انكفاء الكون الناشئء على نفسه ثانيةً ويضيع إلى الفناء. فنظراً لكبر الكتلة الأولى المتكونة وعظمتها بالإضافة إلى صغر المقاييس صغراً عظيماً بين أجزائها أيضاً، فإن قوى الجاذبية -حسب معرفتنا الحالية للطبيعة- تصبح لا نهائية مما يجعل الكون الناشئ ينكفئ على نفسه في لحظة نشأته وينتهي. لهذا اقترح أحد الفيزيائيين وهو آلان غوث مرحلة قصيرة يفترض فيها حدوث تضخم كوني غير عادي أبعد الأجزاء عن بعضها البعض لفترة وجيزة تكفي للتغلب على قوة الجاذبية وتؤدي إلى نشأة الكون. (ar) En cosmologia, la inflació còsmica (també coneguda com a univers inflacionari) és un model cosmològic que teoritza que l'Univers, poc després del seu naixement, passà per una fase d'expansió exponencial extremadament ràpida i accelerant (entre 10-36 i 10-33 segons després del Big Bang), a causa d'una energia del buit positiva (que ofereix una pressió negativa; vegeu també relativitat general, teoria quàntica de camps). Contràriament al model tradicional proposat per la teoria del big bang, que preveu una expansió convencional descelerant en el temps, l'expansió inflacionista allunya dos objectes a un ritme sempre més ràpid fins a superar la barrera de la velocitat de la llum. (ca) In physical cosmology, cosmic inflation, cosmological inflation, or just inflation, is a theory of exponential expansion of space in the early universe. The inflationary epoch lasted from 10−36 seconds after the conjectured Big Bang singularity to some time between 10−33 and 10−32 seconds after the singularity. Following the inflationary period, the universe continued to expand, but at a slower rate. The acceleration of this expansion due to dark energy began after the universe was already over 7.7 billion years old (5.4 billion years ago). (en) Is éard atá i mboilsciú cosmeolaíoch teoiric faoi bhorradh easpónantúil an spáis sa chruinne luath. Mhair an ré bhoilscithe idir 10−36 soicind i ndiaidh shingilteacht theoiriciúil na hOllphléisce go dtí am éigin idir 10−33 agus 10−32 soicind i ndiaidh na . Ina dhiaidh sin lean an chruinne uirthi ag boilsciú, cé gur níos moille é. Níl eolas ag fisiceoirí ar mhion-innealra an bhoilscithe maidir le fisic cháithníní. Glacann formhór na bhfisiceoirí le teoiric an bhoilscithe, mar tá roinnt léirshamhlacha boilscithe deimhnithe ag an ngrinniú. (ga) Dalam kosmologi fisik, inflasi kosmik atau inflasi adalah pengembangan eksponensial alam semesta muda dengan faktor 1078 untuk volume, yang didorong oleh kepadatan energi vakum bertekanan negatif. meliputi bagian pertama setelah . Periode ini berlangsung dari 10−36 detik setelah Ledakan Dahsyat hingga 10−33 dan 10−32 detik. Setelah periode inflasioner, alam semesta terus mengembang, namun dengan laju yang lebih lambat. (in) L'inflation cosmique est un modèle cosmologique s'insérant dans le paradigme du Big Bang lors duquel une région de l'Univers comprenant l'Univers observable a connu une phase d'expansion très rapide qui lui aurait permis de grossir d'un facteur considérable : au moins 1026 en un temps extrêmement bref, compris entre 10-36 et 10-33 secondes après le Big Bang. Ce modèle cosmologique offre une solution à la fois au problème de l'horizon et au problème de la platitude. (fr) In cosmologia l'inflazione (dal termine inglese inflation, che ha conservato anche l'originario significato di "gonfiaggio" derivato dal latino inflatio) è una teoria che ipotizza che l'universo, poco dopo il Big Bang, abbia attraversato una fase di espansione estremamente rapida, dovuta a una grande pressione negativa. La teoria è stata proposta inizialmente da in Unione Sovietica e contemporaneamente da Alan Guth negli Stati Uniti d'America all'inizio degli anni ottanta. (it) 물리 우주론에서 급팽창 이론((急膨脹理論, inflation theory), 우주 급팽창(cosmic inflation) 또는 우주론적 급팽창(cosmological inflation)은 초기 우주에서 지수 함수적 공간 팽창의 이론이다. 급팽창 시대(inflationary epoch)는 추측된 대폭발 특이점 이후 10-36초에서 특이점 이후 10-33초와 10-32초 사이의 시간 동안 지속되었다. 급팽창 시대 이후 우주는 계속 팽창했지만 그 속도는 느려졌다. 암흑 에너지로 인한 팽창의 가속은 우주의 나이가 이미 77억 년(61억 년 전)이 넘은 이후에 시작되었다. 급팽창 이론에 대한 자세한 입자 물리학적 메커니즘은 알려져 있지 않다. 많은 급팽창 모형 예측이 관찰에 의해 확인되었기 때문에 기본적인 급팽창 패러다임은 대부분의 물리학자들에 의해 받아 들여지고 있지만 그러나 상당한 수의 과학자들은 이 입장에 반대한다. 급팽창에 책임이 있다고 생각되는 가상의 장은 인플라톤inflaton이라고 불린다. (ko) Inflacja kosmologiczna – hipoteza kosmologiczna zaproponowana przez Alana Gutha (1981). Według niej wczesny Wszechświat przeszedł przez fazę szybkiego rozszerzenia się spowodowanego ujemnym ciśnieniem (dodatnią gęstością energii próżni). Ekspansja ta może być modelowana przez niezerową stałą kosmologiczną. Bezpośrednią konsekwencją jest wniosek, że cały obserwowalny Wszechświat początkowo był skoncentrowany w bardzo małym obszarze połączonym więzami przyczynowo-skutkowymi. Kwantowe fluktuacje w tym mikroskopijnym obszarze urosły do rozmiarów kosmicznych i stały się zaczątkami struktur kosmicznych. (pl) A inflação cósmica é uma teoria proposta inicialmente por Alan Guth (1981), que postula que o universo, no seu momento inicial, passou por uma fase de crescimento exponencial. De acordo com a teoria, a inflação foi produzida por uma densidade de energia do vácuo negativa ou uma espécie de . Esta expansão pode ser modelada com uma constante cosmológica não nula. Consequentemente todo o universo observável poderia ter-se originado numa pequena região. (pt) Космічна інфляція або ж космологічна інфляція або просто інфляція — гіпотетичне надзвичайно швидке (експоненційне) розширення (збільшення в об'ємі) раннього Всесвіту принаймні в 1078 разів, зумовлене від'ємним тиском густини енергії вакууму інфлатонного поля. Воно тривало, починаючи з 10−36 секунд після Великого Вибуху, до якогось моменту між 10−33 і 10−32 секунд. Після інфляційного періоду з інфляційного поля були народжені інші частинки (поля), з яких складається матерія сьогодні, а розширення Всесвіту продовжилось за законом, відмінним від експоненційного. (uk) 在物理宇宙學中，宇宙暴脹，簡稱暴脹，是早期宇宙的一種呈加速度狀態的過程。暴脹時期在大爆炸後10−36秒開始，持續到大爆炸後10−33至10−32秒之間。暴脹之後，宇宙繼續膨脹，但速度則低得多。 「暴脹」一詞可以指有關暴脹的假說、暴脹理論或者暴脹時期。這一假說以及「暴脹」一詞，最早於1980年由美國物理學家阿蘭·古斯提出。 在微觀暴脹時期的量子漲落，經過暴脹放大至宇宙級大小，成為宇宙結構成長的種子，這解釋了宇宙宏觀結構的形成。很多宇宙學者認為，暴脹解釋了一些尚未有合理答案的難題：為什麼宇宙在各個方向都顯得相同，即各向同性，為甚麼宇宙微波背景輻射會那麼均勻分佈，為甚麼宇宙空間是那麼平坦，為甚麼觀測不到任何磁單極子？ 雖然造成暴脹的詳細粒子物理學機制還沒有被發現，但是基本繪景所作出了多項預測已經被觀測所證實。導致暴脹的假想粒子稱為暴脹子，其伴隨的場稱為暴脹場。 除了暴脹理論之外，還有非標準宇宙學理論，包括前大爆炸理論和旋量時空理論等。 (zh) |
| rdfs:label | Inflation (cosmology) (en) تضخم كوني (ar) Inflació còsmica (ca) Inflace (kosmologie) (cs) Inflation (Kosmologie) (de) Πληθωρισμός (κοσμολογία) (el) Inflación cósmica (es) Inflazio kosmiko (eu) Boilsciú (cosmeolaíocht) (ga) Inflasi (kosmologi) (in) Inflation cosmique (fr) Inflazione (cosmologia) (it) 급팽창 이론 (ko) 宇宙のインフレーション (ja) Inflatie (kosmologie) (nl) Inflacja kosmologiczna (pl) Инфляционная модель Вселенной (ru) Inflação cósmica (pt) Inflation (kosmologi) (sv) 宇宙暴脹 (zh) Інфляція (космологія) (uk) |
| rdfs:seeAlso | dbr:Expansion_of_the_universe |
| owl:sameAs | freebase:Inflation (cosmology) yago-res:Inflation (cosmology) wikidata:Inflation (cosmology) dbpedia-af:Inflation (cosmology) dbpedia-an:Inflation (cosmology) dbpedia-ar:Inflation (cosmology) dbpedia-be:Inflation (cosmology) dbpedia-bg:Inflation (cosmology) http://bn.dbpedia.org/resource/মহাজাগতিক_স্ফীতিশীলতা http://bs.dbpedia.org/resource/Kosmička_inflacija dbpedia-ca:Inflation (cosmology) dbpedia-cs:Inflation (cosmology) http://cv.dbpedia.org/resource/Инфляци_(космологи) dbpedia-de:Inflation (cosmology) dbpedia-el:Inflation (cosmology) dbpedia-es:Inflation (cosmology) dbpedia-et:Inflation (cosmology) dbpedia-eu:Inflation (cosmology) dbpedia-fa:Inflation (cosmology) dbpedia-fi:Inflation (cosmology) dbpedia-fr:Inflation (cosmology) dbpedia-ga:Inflation (cosmology) dbpedia-gl:Inflation (cosmology) dbpedia-he:Inflation (cosmology) dbpedia-hr:Inflation (cosmology) dbpedia-hu:Inflation (cosmology) http://hy.dbpedia.org/resource/Տիեզերքի_ինֆլյացիոն_մոդել http://ia.dbpedia.org/resource/Inflation_cosmic dbpedia-id:Inflation (cosmology) dbpedia-it:Inflation (cosmology) dbpedia-ja:Inflation (cosmology) http://jv.dbpedia.org/resource/Inflasi_kosmik dbpedia-ko:Inflation (cosmology) http://lt.dbpedia.org/resource/Infliacija_(astronomija) http://ml.dbpedia.org/resource/ഇൻഫ്ളേഷൻ_സിദ്ധാന്തം http://my.dbpedia.org/resource/မဟာဖောင်းပွမှု dbpedia-nl:Inflation (cosmology) dbpedia-nn:Inflation (cosmology) dbpedia-no:Inflation (cosmology) dbpedia-pl:Inflation (cosmology) dbpedia-pt:Inflation (cosmology) dbpedia-ro:Inflation (cosmology) dbpedia-ru:Inflation (cosmology) dbpedia-simple:Inflation (cosmology) dbpedia-sk:Inflation (cosmology) dbpedia-sv:Inflation (cosmology) dbpedia-th:Inflation (cosmology) http://tl.dbpedia.org/resource/Inplasyon_(kosmolohiya) dbpedia-tr:Inflation (cosmology) http://tt.dbpedia.org/resource/Галәмнең_инфляциясе dbpedia-uk:Inflation (cosmology) http://ur.dbpedia.org/resource/افراط_(کونیات) dbpedia-vi:Inflation (cosmology) dbpedia-zh:Inflation (cosmology) https://global.dbpedia.org/id/2Yy4B |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Inflation_(cosmology)?oldid=1122975236&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/History_of_the_Universe.svg wiki-commons:Special:FilePath/Horizonte_inflacionario.svg |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Inflation_(cosmology) |
| is dbo:knownFor of | dbr:Alexei_Starobinsky dbr:Shamit_Kachru |
| is dbo:wikiPageDisambiguates of | dbr:Inflation_(disambiguation) |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Cosmology/Inflation dbr:Cosmic_inflation dbr:Cosmological_inflation dbr:Cosmic_Inflation dbr:Magnetic_monopole_problem dbr:Monopole_problem dbr:Inflation_(astrophysics) dbr:Inflation_model dbr:Inflation_theory dbr:Inflation_(Cosmology) dbr:Inflation_(physics) dbr:Inflationary_Theory dbr:Inflationary_cosmology dbr:Inflationary_era dbr:Inflationary_expansion dbr:Inflationary_model dbr:Inflationary_models dbr:Inflationary_phase dbr:Inflationary_theory dbr:Inflationary_universe dbr:Inflationary_universe_cosmology dbr:Inflationary_universe_theory dbr:Space_inflation |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Carolina_Ödman-Govender dbr:Scalar_field dbr:Scale_invariance dbr:Entropic_gravity dbr:Multiverse dbr:Lyth_bound dbr:MIT_Department_of_Physics dbr:Past_hypothesis dbr:Cosmology/Inflation dbr:Bharat_Ratra dbr:Big_Bang dbr:Bimetric_gravity dbr:List_of_particles dbr:Robert_Brandenberger dbr:Curvaton dbr:Cycles_of_Time dbr:David_Tong_(physicist) dbr:De_Sitter_invariant_special_relativity dbr:De_Sitter–Schwarzschild_metric dbr:Degree_Angular_Scale_Interferometer dbr:Incompatible-properties_argument dbr:Index_of_physics_articles_(I) dbr:Inflationary_epoch dbr:Inflaton dbr:Institute_of_Cosmology_and_Gravitation,_University_of_Portsmouth dbr:Intensity_mapping dbr:Inflation_(disambiguation) dbr:Timeline_of_cosmological_theories dbr:Cosmic_inflation dbr:Cosmogony dbr:Cosmological_inflation dbr:Cosmology dbr:Max_Tegmark dbr:SPHEREx dbr:Genesis_1:4 dbr:Orders_of_magnitude_(time) dbr:Sergei_Odintsov dbr:Redshift_quantization dbr:Rachel_Bean dbr:Scale_factor_(cosmology) dbr:Tzimtzum dbr:Timeline_of_the_early_universe dbr:Entropy dbr:Future_of_an_expanding_universe dbr:Georges_Lemaître dbr:Gravitational-wave_astronomy dbr:Gravitational_wave dbr:Moscow_Institute_of_Physics_and_Technology dbr:Cosmic_microwave_background dbr:Andrei_Linde dbr:Licia_Verde dbr:Loop_quantum_gravity dbr:Magnetic_monopole dbr:Standard_Model dbr:Stephen_Hawking dbr:Density_contrast dbr:Zero-point_energy dbr:Fudge_factor dbr:Horndeski's_theory dbr:John_M._Kovac dbr:Joshua_A._Frieman dbr:Leonardo_Senatore_(physicist) dbr:Space dbr:Spider_(polarimeter) dbr:Tachyonic_field dbr:String_phenomenology dbr:Axion dbr:Through_the_Wormhole dbr:Dark_fluid dbr:Wilkinson_Microwave_Anisotropy_Probe dbr:Cosmic_Inflation dbr:Heat_death_paradox dbr:Is_There_a_God? dbr:Laser_Interferometer_Space_Antenna dbr:No-hair_theorem dbr:Accelerating_expansion_of_the_universe dbr:Alejandro_Jenkins dbr:Alexander_Vilenkin dbr:Alexei_Starobinsky dbr:Amundsen–Scott_South_Pole_Station dbr:Expansion_of_the_universe dbr:False_vacuum_decay dbr:Fang_Lizhi dbr:Barth_Netterfield dbr:Brief_Answers_to_the_Big_Questions dbr:Chronology_of_the_universe dbr:Graceful_exit_problem_(cosmology) dbr:Gravitational-wave_observatory dbr:Gravitational_wave_background dbr:History_of_physics dbr:History_of_the_Big_Bang_theory dbr:Physical_cosmology dbr:List_of_Equinox_episodes dbr:List_of_Russian_Americans dbr:2014_in_science dbr:GroundBIRD dbr:Heat_death_of_the_universe dbr:Hiranya_Peiris dbr:Asymptotic_safety_in_quantum_gravity dbr:JAXA dbr:The_Existence_of_God_(book) dbr:The_First_Three_Minutes dbr:Jennie_Traschen dbr:Magnetic_monopole_problem dbr:Starobinsky_inflation dbr:Affleck–Dine_mechanism dbr:Chanda_Prescod-Weinstein dbr:John_H._Brodie dbr:Kavli_Prize dbr:Large_numbers dbr:Larry_Guth dbr:Big_Bounce dbr:Einstein–Cartan_theory dbr:Theory_of_everything dbr:Tsutomu_Yanagida dbr:Monopole_problem dbr:BICEP_and_Keck_Array dbr:Marc_Kamionkowski dbr:Bunch–Davies_vacuum dbr:CERN_Axion_Solar_Telescope dbr:Planck_(spacecraft) dbr:Hubble's_law dbr:Inflation_(astrophysics) dbr:Inflation_model dbr:Inflation_theory dbr:Michele_Limon dbr:Minimal_coupling dbr:Negative_mass dbr:New_Brunswick,_New_Jersey dbr:Raul_Jimenez_Tellado dbr:Redshift dbr:Shamit_Kachru dbr:Wormhole dbr:Measure_problem_(cosmology) dbr:Vacuum dbr:Tomalla_Foundation dbr:Eternal_inflation dbr:Extended_theories_of_gravity dbr:F(R)_gravity dbr:List_of_unsolved_problems_in_astronomy dbr:List_of_unsolved_problems_in_physics dbr:LiteBIRD dbr:Matthew_Kleban dbr:Special_relativity_(alternative_formulations) dbr:Structure_formation dbr:Timeline_of_the_far_future dbr:Pocket_universe dbr:Thomas_Hertog dbr:Physics_applications_of_asymptotically_safe_gravity dbr:String_cosmology dbr:Non-standard_cosmology dbr:The_Inflationary_Universe dbr:Topological_defect dbr:Ultimate_fate_of_the_universe dbr:Inflation_(Cosmology) dbr:Inflation_(physics) dbr:Inflationary_Theory dbr:Inflationary_cosmology dbr:Inflationary_era dbr:Inflationary_expansion dbr:Inflationary_model dbr:Inflationary_models dbr:Inflationary_phase dbr:Inflationary_theory dbr:Inflationary_universe dbr:Inflationary_universe_cosmology dbr:Inflationary_universe_theory dbr:Space_inflation |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Inflation_(cosmology) |
