[8] Estos problemas vienen de la observación que para parecerse a como es el universo hoy, el universo tendría que haber empezado de unas condiciones iniciales "especiales" o muy puestas a punto cerca del Big Bang.
La inflación resuelve estos problemas proporcionando un mecanismo dinámico que conduce al universo a este estado especial, de esta manera formando un universo como el nuestro mucho más natural en el contexto de la teoría del Big Bang.
La inflación cósmica tiene el efecto importante de resolver heterogeneidades, anisotropía y la curvatura del espacio.
Esto deja un universo vacío, plano y simétrico que es llenado de radiación cuando la inflación termina.
Esto es necesario para asegurar que el universo parece plano, homogéneo e isótropo en las escalas observables mayores.
(obviamente localmente esto no se cumple, especialmente cerca de estrellas supermasivas o agujeros negros).
La situación es bastante diferente en el modelo del Big Bang sin inflación, porque la expansión gravitacional no da al Universo primigenio suficiente tiempo para equilibrarse.
En un Big Bang en el que solo hay la materia y la radiación conocida en el modelo estándar, dos regiones ampliamente separadas del universo observable no pueden haberse equilibrado porque nunca han entrado en contacto causal: en la historia del universo, volviendo a los primeros tiempos, no ha sido posible enviar una señal de luz entre las dos regiones.
Pero según se expande el universo, la curvatura del desplazamiento hacia el rojo es más lenta que la materia y la radiación.
[22] Estas teorías predicen varias partículas pesadas estables que no se han observado todavía en la naturaleza.
[23][24] Los monopolos se espera que sean copiosamente producidos en la Teoría de la gran unificación a altas temperaturas y deberían haber persistido hasta la actualidad.
[25][26] Para precisiones muy altas, los monopolos magnéticos parecen no existir en la naturaleza,[27] mientras que de acuerdo a la teoría del Big Bang (sin la inflación cósmica) deberían haber sido copiosamente producidos en el caliente y denso universo primigenio, ya que se convirtió en el constituyente primario del universo.
Pero si la inflación duró lo suficiente como para solucionar los problemas de las condiciones iniciales, las colisiones entre las burbujas llegaron a ser excesivamente raras.
Estas fluctuaciones fueron por primera vez calculadas por Viatcheslav Mukhanov y G. V. Chibisov en la Unión Soviética analizando el modelo similar de Starobinsky.
La forma detallada del espectro de perturbaciones llamado un Campo Gaussiano aleatorio casi invariante (o espectro Harrison-Zel'dovich) es muy específico y tiene solo dos parámetros libres, la amplitud del espectro y el índice espectral que mide las ligeras desviaciones de la invarianza escala predicha por la inflación (la escala con invarianza perfecta se corresponte con el Universo idealizado de Sitter).
[42] Estos experimentos han demostrado que una parte entre 10 000 de las heterogeneidades observadas tienen exactamente la forma predicha por la teoría.
[43][44] Como modelo físico, sin embargo, la inflación es más valorable al predecir robustamente las condiciones iniciales del Universo basándose en solo dos parámetros ajustables: el índice espectral (que solo puede cambiar en un pequeño rango) y la amplitud de las perturbaciones.
Ocasionalmente, los efectos se observa que parecen contradecir los modelos más simples de inflación.
[44][45] Estas medidas se esperaba que fueran realizadas por el Planck, aunque no está claro que la señal sea visible o si la contaminación de las fuentes de fondo interferirán con estas medidas.
Como tal, a pesar de las estrictas pruebas observacionales que la inflación ha pasado, hay muchas preguntas abiertas sobre la teoría.
[60] Algunos físicos han intentado evitar este problema proponiendo modelos para un Universo eternamente inflacionista sin origen.
[61][62][63][64] Estos modelos proponen una hipersuperficie "inicial" especial cuando el Universo tiene un tamaño mínimo y en el que el tiempo empieza.
Otras propuestas intentan describir la creación nihilista del Universo de la cosmología cuántica y la consiguiente inflación.
[55] Hartle y Hawking propusieron el Estado de Hartle-Hawking para la creación inicial del Universo en que la inflación sucede naturalmente.
Recientemente, Lisa Dyson, Matthew Kleban y Leonard Susskind discutieron la utilizando el Principio Holográfico que la inflación espontánea es excesivamente improbable.
El final de la inflación es conocido como recalentamiento o termalización porque la gran energía potencial se descompone en partículas y rellena el Universo con radiación.
[78] Este modelo se centra en la dinámica del Universo primigenio considerada como un gas caliente de cuerdas.
Por tanto, se discute que el número más probable de grandes dimensiones espaciales no-compactas es tres.
En este sentido hay reminiscencias del "universo oscilante" propuesto por Richard Chace Tolman: sin embargo, en el modelo de Tolman la edad total del Universo es necesariamente finita, mientras que en estos modelos no es tan necesaria.
Una crítica recurrente se refiere a la arbitrariedad de la curva del potencial de energía del inflatón, que parece ser un mero artilugio ad hoc para acomodar cualesquiera datos que podamos encontrar.