급팽창 이론(急膨脹理論, 영어: inflation theory)은 물리우주론에서 우주가 매우 평탄한 이유를 초기 우주의 기하급수적인 팽창으로 설명하는 이론이다.
이 팽창은 인플라톤이라고 불리는, 아직 발견되지 않은 스칼라 장에 의한 암흑 에너지에 의하여 진행되며, 대략 대폭발 뒤 10−36~10−34초 사이에 일어났다고 여겨진다.
우주론적 동기
급팽창 이론은 기존의 대폭발 이론의 여러 문제점들을 해결한다.
이 문제점에는 관측된 우주가 매우 평탄하다는 평탄성 문제(flatness problem).
우주 공간의 양극단에 있어 정보 교환이 불가능하여 인과율적인 관계를 갖지 않는 두 지점에 등방성이 있다는 지평선 문제(horizon problem).
초기 우주에서 다수로 생성되었을 자기 홀극들이 관측하기 힘들 정도로 희석화되었다는 자기 홀극 문제(magnetic monopole problem)등이 있다.
급팽창 이론의 표준 모형에서는 우주가 기하학적으로 평탄함을 예측하고있다.
이러한 예측은 WMAP 등에 의한 우주 마이크로파 배경의 정밀한 관측 등에서 얻은 은하 분포의 데이터로 확인할 수 있다.
입자 물리학적 동기
약 1015GeV의 대통일 이론 에너지 영역을 다루기 위해서 급팽창 이론은 소립자 물리학에 있어서도 중요하다.
1980년대에는 급팽창 이론의 바탕이 되는 암흑 에너지를 만들어내는 경우를 대통일 이론이 예측하는 장소로 연결하거나, 실제 우주의 관측결과를 이용하여 대통일 이론 모형에 제한을 두려는 시도가 활발하게 이루어졌다. 이러한 연구는 대부분 성과를 얻지 못해, 급팽창을 일으킬 암흑 에너지 밀도를 발생시키는 입자의 정체는 밝혀지지 않았다.
급팽창 시대 이후 초기 우주에는 고온의 방사선을 방출하는 재가열 시대가 있었다.
이 재가열의 원인에 대해서는 거의 알려져 있지 않다가, 최근에는 급팽창의 종료시기에 인플라톤이 다른 입자로 붕괴하는 과정으로 인해 재가열이 일어났다는 매개변수 공진 모형이 제창되었다.
최근 우주 마이크로파 배경의 관측에서는 다양한 경쟁 이론보다는 급팽창 이론을 강하게 지지하는 결과를 얻었다. 급팽창 모형에 남아있는 이론적인 문제 중 하나는 급팽창을 일으킬 퍼텐셜을 조정해야한다는 것이다.
만약 인플라톤이 강한 암흑 에너지를 가질 경우 그 질량은 작고 콤프턴 파장은 크게 해야 한다.
그러나 고에너지 영역의 물리학에서는 수많은 스칼라 장이 존재하는 것으로 여겨지고 있으며, 끈 이론의 경우에도 인플라톤과 인플라톤 장의 후보 입자와 스칼라 장은 많이 존재한다.
한편, 실제로 스칼라 장이 발견되지 않는 것을 고려하면, 인플라톤의 후보로 반드시 스칼라 장에 한정할 필요가 없을 수도 있다.
관측
관측 분야에서는 현재 우주 마이크로파 배경의 관측 정밀도를 향상시켜, 급팽창에 대한 더 많은 정보를 얻을 수 있게 될 것으로 기대된다.
특히. 우주 마이크로파 배경의 편광을 높은 정밀도로 측정하여 현재 예측되고 있는 급팽창의 에너지 규모가 올바른지의 여부를 밝히려고 하고 있다.
2006년까지는 우주의 급팽창 시대와 현재 관측되는 가속팽창, 암흑 에너지가 관계가 있는지, 만약 있다면 어떤 관계에 있는지에 대해서는 밝혀져 있지 않은 상황이었다.
암흑 에너지는 급팽창과 많은 점에서 유사하지만, 현재 우주의 팽창은 10−12GeV보다 훨씬 낮은 에너지에서 일어나고 있으며, 급팽창의 에너지 규모의 자릿수도 엇갈리는 상태이다.
2014년 3월 17일에 BICEP2 공동 연구에서 에너지 밀도의 텐서 요동을 발견하였다고 발표하였다.
많은 급팽창 모형들이 비교적 큰 규모의 텐서 요동을 예측하므로, 만약 이 발표가 참이라면 이는 일부 급팽창 모형에 대한 증거가 된다.
그러나 현재 (2014년 중순) BICEP2의 발표가 얼마나 확실한지는 아직 논쟁에 휩싸여 있다.
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