Инфляционный сценарий ранней Вселенной, впервые количественно разработанный в 1979–1982 гг., основан на гипотезе, которая в геометрической форме выражается следующим образом: в далеком прошлом (около 14 миллиардов лет тому назад) наша Вселенная в течение некоторого времени была в (почти) максимально симметричном состоянии. В частности, ее четырехмерная геометрия приближенно описывалась пространством-временем постоянной кривизны — пространством-временем де Ситтера 1-го рода, что соответствует изотропной космологический модели Фридмана с (квази) экспоненциальной зависимостью масштабного фактора от времени. Материя на де-ситтеровской (инфляционной) стадии эволюции Вселенной имела положительную и очень большую плотность энергии, а ее давление было почти равно минус плотности энергии. Такую структуру тензора-энергии импульса имеют как вакуумные состояния в квантовой теории поля, так и космологическая постоянная.

Инфляционный сценарий имеет много конкретных реализаций (моделей), отличающихся друг от друга количеством физических полей, кроме гравитационного, участвующих в создании де-ситтеровской стадии и видом их взаимодействия. Простейший класс моделей содержит одно феноменологическое скалярное поле (инфлатон) с некоторым потенциалом взаимодействия. Физическая его природа различна в разных моделях и остается пока неизвестной. Однако сильным аргументом в пользу самой возможности существования материи в таком «вакуумоподобном» виде является то, что как стало ясно в последние 3 года, основная доля плотности энергии в современной Вселенной — «темная энергия» (о которой пойдет речь во второй лекции) — имеет качественно именно такие же свойства, хотя сама величина плотности энергии намного меньше. Наиболее замечательным свойством инфляционного сценария, кроме его исключительной эстетической элегантности и простоты, является то, что он приводит к наблюдательным предсказаниям относительно современного состояния Вселенной, которые не зависят от неизвестных физических процессов, происходивших во Вселенной в период между инфляционной стадией и обычной фридмановской радиационно-доминированной стадией.

Для класса простейших инфляционных моделей с одним инфлатонным полем, медленно эволюционирующим на инфляционной стадии, четыре наиболее важных универсальных предсказания есть:

1) полная плотность энергии негравитационной материи во Вселенной приближенно равна критической, с точностью до характерной амплитуды неоднородностей во Вселенной;

2) пространственные неоднородности во Вселенной в линейном режиме принадлежат к растущей моде скалярных (адиабатических) возмущений по классификации Лифшица;

3) спектр мощности начальных неоднородностей является приближенно плоским (спектром Харрисона-Зельдовича);

4) статистика начальных неоднородностей является гауссовой.

В последние годы все эти предсказания подтверждены независимыми наблюдательными данными как по угловым флуктуациям температуры реликтового теплового электромагнитного излучения, так и по корреляционным свойствам пространственного распределения больших выборок галактик и их скоплений.

В настоящее время основными экспериментальными и теоретическими задачами, связанными с инфляционным сценарием, являются:

1) измерение и восстановление соответствующего потенциала инфлатона;

2) поиск реликтового фона гравитационных волн, возникших (как и начальные адиабатические возмущения) на инфляционной стадии;

3) поиск возможных (хотя и не обязательных) локальных особенностей в начальном спектре возмущений, которые свидетельствовали бы о необходимости введения более сложного класса инфляционных моделей, в частности, с фазовыми переходами во время инфляционной стадии;

4) выяснение физической природы инфлатонного поля и установление связи между инфляционным сценарием и современными вариантами единой квантовой теории физических полей (супергравитация, теория струн, М-теория).