b'\n_START_ARTICLE_\nKosmiline inflatsioon\n_START_SECTION_\nVarajane areng\n_START_PARAGRAPH_\nJuba 1910ndate l\xc3\xb5pul v\xc3\xb5ttis Albert Einstein kasutusele kosmoloogilise konstandi, mille abil ta saavutas \xc3\xbcldrelatiivsusteooria staatilise lahendi. Hiljem avastati, et Einsteini universum on ebastabiilne ning ka v\xc3\xa4ikesed fluktatsioonid sunniksid universumi kokku varisema de Sitteri universumiks _NEWLINE_1970ndate alguses avastas Jakov Zeldovit\xc5\xa1 horisondi ja tasasuse probleemid, mis oli \xc3\xbcheks p\xc3\xb5hjuseks, miks N\xc3\xb5ukogude Liidus Vladimir Belinski ja Issaak Halatnikov hakkasid uurima singulaarsust Albert Einsteini \xc3\xbcldrelatiivsusteoorias, mis t\xc3\xb5i kaasa Belinski-Halatnikovi-Lif\xc5\xa1itsi singulaarsuse mudeli. 1978. aastal Jakov Zeldovit\xc5\xa1 t\xc3\xb5i v\xc3\xa4lja magnetilise monopoli probleemi, mida v\xc3\xb5ib pidada horisondi probleemi edasiarenduseks._NEWLINE_1979. aastal avaldas N\xc3\xb5ukogude Liidu teadlane Aleksei Starobinski oma t\xc3\xb6\xc3\xb6, kus juhtis t\xc3\xa4helepanu, et kvantparandused \xc3\xbcldrelatiivsuses peaksid olema kasutusel ka universumi arengu varajastes etappides. Starobinski inflatsiooni mudel pakkus lahendust kosmoloogilistele probleemidele. 1980. aastal avaldas Alan Guth oma avastuse, et valevaakumi k\xc3\xb5dumine lahendaks k\xc3\xb5ik J. Zeldovit\xc5\xa1i v\xc3\xa4ljatoodud probleemid, kaasaarvatud monopoli probleemi, mida Starobinski mudel teha ei suutnud. Alan Guthi idee keskmeks sai skalaarse suuruse inflatsioon, mis ennustas, nagu ka Starobinski inflatsioon, de Sitteri faasi, mida Guth hakkas kutsuma inflatsiooniks. _NEWLINE_1981. aastal avaldasid Martin Einhorn ja Katsuhiko Sato artikli, milles kirjeldasid Guthi mudeliga sarnast mudelit ning n\xc3\xa4itasid, et see lahendaks magnetilise monopoli probleemi. Nagu ka Guth j\xc3\xb5udsid nad j\xc3\xa4reldusele, et inflatsiooni mudel omab ka puuduj\xc3\xa4\xc3\xa4ke nagu liigne konstantide h\xc3\xa4\xc3\xa4lestamine vaatlustulemuste j\xc3\xa4rgi ja suurt tiheduste variatsiooni universumis, mis ei ole aga koosk\xc3\xb5las vaatlustega. Guth ise pakkus v\xc3\xa4lja lahenduse, et p\xc3\xa4rast varajase universumi jahtumist sattus see valevaakumisse, kust sai v\xc3\xa4ljuda ainult tunneliefekti abil, mis tekitaks t\xc3\xb5elise vaakumimulli, mis saigi inflatsiooni tekitajaks. Guth ise t\xc3\xb5i ka v\xc3\xa4lja antud mudeli suure puuduj\xc3\xa4\xc3\xa4gi \xe2\x80\x93 kui inflatsioon kestaks piisavalt kaua, et paisumine vastaks vaatlustele, siis oleks kiirguse osakaal universumis oleks palju v\xc3\xa4iksem tegelikust.\n_START_SECTION_\nAeglane veeremine\n_START_PARAGRAPH_\nGuthi mudeli probleemid lahendasid Andrei Linde ning paralleelselt ka Andreas Albrecht ja Paul Steinhardt avaldades uut mudelit, mis sai nime uus inflatsioon v\xc3\xb5i siis aeglase veeremise inflatsioon. Uues mudelis konstantide t\xc3\xa4pse h\xc3\xa4\xc3\xa4lestamise asemel v\xc3\xb5eti kasutusele skalaarne v\xc3\xa4li, mis \xe2\x80\x9eveereb\xe2\x80\x9c m\xc3\xb6\xc3\xb6da v\xc3\xa4ikese langusega potentsiaalse energia. Aeglase veeremise ajal toimub inflatsioon, mis annab oma panuse universumi paisumisse, kusjuures potentsiaalse energia j\xc3\xa4rsule langusele vastab v\xc3\xa4lja k\xc3\xb5dumine, mis p\xc3\xb5hjustab universumi soojenemist. T\xc3\xa4nu kvantfluktuatsioonidele ei ole uue inflatsiooni ennustatav universum s\xc3\xbcmmeetriline, mis v\xc3\xb5imaldab areneda k\xc3\xb5igil keerulistel struktuuridel universumis.\n_START_SECTION_\nMotivatsioon\n_START_PARAGRAPH_\nInflatsiooni mudel lahendab palju Suure Paugu teooria probleeme, mis olid avaldatud kosmoloogias 1970ndatel.\n_START_SECTION_\nHorisondi probleem\n_START_PARAGRAPH_\nVarajases universumis oli paisumine valguskiirusest kiirem, mille t\xc3\xb5ttu universumi erinevad piirkonnad ei omanud v\xc3\xb5imalust interakteeruda omavahel. Seep\xc3\xa4rast on keeruline seletada, miks kosmilise taustkiirgusest saadud andmete p\xc3\xb5hjal oli varajane universum soojuslikus tasakaalus v\xc3\xa4ga v\xc3\xa4ikse temperatuurilise erinevusega. Inflatsiooniteooria aga lahendab selle probleemi tutvustades inflatsiooniperioodi, millal paisumine oli palju suurem, mis t\xc3\xa4hendab, et piirkonnad olid piisavalt l\xc3\xa4hedal, et interakteeruda ja saavutada soojuslik tasakaaluolek.\n_START_SECTION_\nLameduse probleem\n_START_PARAGRAPH_\nLameduse probleem (samuti nimetatakse seda ka tasasuse probleemiks) seisneb selles, et universumil on v\xc3\xa4ga v\xc3\xa4ike k\xc3\xb5verus l\xc3\xa4htudes \xc3\xbcldrelatiivsusteooriast. Tasane universum n\xc3\xb5uab v\xc3\xa4ga t\xc3\xa4pset kiirguse ja aine h\xc3\xa4\xc3\xa4lestamist, sest m\xc3\xb5lema liiga suur tihedus viiks universumi geomeetria tasasusest eemale. Inflatsioonimudel pakub probleemile lahenduse, tuues sisse muidu tugevalt kiirguse domineerival perioodil sisse inflatsiooni, mis aga viib universumi tasasuse poole t\xc3\xa4nu negatiivsele r\xc3\xb5hule.\n_START_SECTION_\nMagnetiliste monopolide probleem\n_START_PARAGRAPH_\nUniversumi paisudes temperatuur alaneb, osakesed liituvad ning mateeria energiatihedus hakkab domineerima kiirgusliku energiatiheduse \xc3\xbcle. Teoreetiliselt oleks selles faasis pidanud tekkima ka stabiilsed massiivsed magnetilised monopolid. Need monopolid peaksid olema s\xc3\xa4ilinud t\xc3\xa4nap\xc3\xa4evani, kuid siiani pole neid eksperimentaalselt veel avastatud.\n_START_SECTION_\nTeooria\n_START_PARAGRAPH_\nInflatsiooniteooria v\xc3\xa4idab, et p\xc3\xa4rast Suurt Pauku oli periood, mil iflaton oli domineeriv. Iflaton kiirendas universumi paisumist ja muutis universumi tasasemaks. Teadllased on eriarvamusel inflatoni omaduste asjus ja ka selles, mis osakeste v\xc3\xa4ljaga v\xc3\xb5ib olla tegu. On v\xc3\xa4lja pakutud rohkesti erinevaid mudeleid, mis vastavad vaatlustele, kui valida \xc3\xb5igesti parameetreid. Iflaton peab olema negatiivse r\xc3\xb5huga, et inflatsiooniperiood suurendaks paisumist ja v\xc3\xa4hendaks universumi k\xc3\xb5verust.\n_START_SECTION_\n\xc3\x9clessoojenemine\n_START_PARAGRAPH_\nInflatsiooni perioodi l\xc3\xb5puks toimub inflatoni potentsiaalse energia k\xc3\xb5dumine, paisates standardmudeli osakesi ja kiirgust keskkonda, millega algab kiirguse dominantne universum.'