Теория горячего Большого взрыва, о которой шла речь в предыдущих разделах, имеет внутренние трудности. Часть из них связана с тем, что в рамках этой теории для успешного описания ранней и современной Вселенной требуется наложить определенные начальные условия для космологической эволюции, причем эти начальные условия имеют весьма специальный и «неестественный» вид. Мы будем детально обсуждать проблему начальных данных в теории горячей Вселенной в дальнейших статьях и разделах теории, а здесь приведем лишь одно соображение, поясняющее, о проблемах какого рода идет речь.

Как мы уже говорили, современная Вселенная — «теплая», и, следовательно, она может характеризоваться энтропией. Плотность энтропии по порядку величины равна плотности числа фотонов; в современной Вселенной $$ s\sim 10^3 cm^{-3}. $$

Оценим энтропию видимой части Вселенной, которая имеет размер $R_0\sim 10^4$ Мпк $\sim 10^{28}$ см: $$ S\sim sR_0^3 \sim 10^{88}. $$

Это огромное безразмерное число — одна из характеристик нашей Вселенной. Почему Вселенная имеет столь большую энтропию? В теории горячего Большого взрыва на этот вопрос ответа нет, поскольку в ее рамках энтропия сохраняется (или, точнее, почти сохраняется). Огромную энтропию Вселенной приходится закладывать «руками» в качестве начального данного. Это неудовлетворительное положение дел получило название «проблемы энтропии». Таких трудностей в теории горячего Большого взрыва несколько; на качественном уровне все они сводятся к тому, что эта теория не объясняет, почему Вселенная такая большая, горячая, пространственно-плоская, однородная и изотропная.

Другая трудность теории горячего Большого взрыва — проблема начальных неоднородностей. На горячей стадии Вселенная не была абсолютно однородной: неоднородности плотности в ней составляли величину $\delta\rho /\rho\sim 10^{-5}$. В рамках теории горячего Большого взрыва механизма образования начальных неоднородностей нет: их также приходится закладывать «руками» в качестве начального данного космологической эволюции.

Оба этих круга проблем находят изящное решение в инфляционной теории. Согласно этой теории, горячей стадии развития Вселенной предшествовала стадия экспоненциально быстрого расширения (стадия инфляции). Во время этой стадии первоначально малая область Вселенной (размер которой был сравним, скажем, с планковской длиной $l_{Pl}$) растянулась до огромных размеров: вполне возможно, что современный размер этой области на много порядков превышает всю наблюдаемую часть Вселенной! Это в конечном итоге и объясняет плоскостность, однородность и изотропию наблюдаемой Вселенной. Благодаря экспоненциальному характеру расширения достаточно, чтобы инфляционная стадия продолжалась короткое время: первый круг проблем теории горячего Большого взрыва находит свое решение, если длительность инфляции составляла $(50 \div 70)H^{-1}_{infl}$, где $H_{infl}\sim 10^{-4}M_{Pl}$ — параметр Хаббла во время инфляции ($H_{infl}$ может быть и заметно меньше $10^{-4}M_{Pl}$). Таким образом, минимальная длительность инфляции — порядка $10^6t_{Pl}\sim 10^{-37}$ с. Скорее всего, инфляционная стадия продолжалась гораздо дольше, но в любом случае вполне вероятно, что мы имеем дело с микроскопическим временным масштабом.

Для реализации режима экспоненциального расширения требуется, чтобы плотность энергии во Вселенной очень слабо зависела от времени. Плотность энергии обычной материи — газа частиц — таким свойством не обладает. Поэтому все модели инфляции используют гипотетические новые поля (Другая возможность — включение новых слагаемых в действие гравитационного поля, — как правило, эквивалентна введению новых полей.).

При определенных условиях это новое поле — инфлатон — является пространственно-однородным и достаточно медленно меняется со временем в области, испытывающей инфляцию. Медленно меняется и потенциальная энергия инфлатона, что и обеспечивает экспоненциальный режим расширения.

В некоторый момент условия, необходимые для экспоненциального расширения, нарушаются, и инфляционная стадия заканчивается. Наступает период разогрева Вселенной, в течение которого энергия инфлатона переходит в энергию обычного вещества. В итоге Вселенная разогревается до высокой температуры и входит в горячую стадию. Процессы разогрева сопровождаются генерацией энтропии, что дает решение упомянутой выше проблемы энтропии.

Первоначально инфляционная теория была предложена для решения первого круга упомянутых выше проблем, но довольно скоро выснилось, что в ней находит решение и проблема начальных неоднородностей. Изначальным источником неоднородностей служат вакуумные флуктуации полей, в простых вариантах — флуктуации самого инфлатонного поля. На инфляционной стадии эти вакуумные флуктуации многократно усиливаются благодаря быстрому изменению гравитационного поля Вселенной во времени. По окончании инфляции они перерабатываются в возмущения плотности вещества. Амплитуда возмущений плотности зависит от неизвестных параметров модели, однако спектр (зависимость от длины волны) однозначно вычисляется в каждой конкретной модели инфляции. Замечательно, что большинство моделей предсказывают спектр, близкий к плоскому (т. е. к спектру Гаррисона— Зельдовича), что соответствует наблюдательным данным по анизотропии реликтового излучения и крупномасштабной структуре Вселенной. В то же время, характерным для инфляционных моделей является предсказание небольшого наклона спектра (т.е. отличие от спектра Гаррисона—Зельдовича), который может быть обнаружен космологическими наблюдениями.

Другим предсказанием многих моделей инфляции является наличие реликтовых гравитационных волн. Они также возникают в результате усиления на инфляционной стадии вакуумных флуктуации, в этом случае гравитационного поля. Во многих моделях амплитуды гравитационных волн с длинами, сравнимыми с размером видимой части Вселенной, составляют величину порядка $10^{-5}-10^{-6}$. Такие гравитационные волны оказывают влияние на свойства реликтового излучения — его анизотропию и поляризацию. Эти эффекты еще не обнаружены, но будут доступны наблюдению в будущих экспериментах. Открытие эффектов, обусловленных реликтовыми гравитационными волнами, не только будет служить сильнейшим аргументом в пользу инфляционной теории, но и позволит определить важнейшие параметры инфляционной стадии, такие как темп расширения Вселенной $H_{infl}$.