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Inflationäres Universum bezeichnet eine Phase extrem rascher Expansion des Universums, von der man annimmt, dass sie unmittelbar nach dem Urknall stattgefunden hat.
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Je nach zugrunde liegenden Annahmen begann sie zwischen 10-43 s, d.h. der Planck-Zeit, und damit dem Beginn des Urknalls selbst, und 10-35 s und dauerte bis zu einem Zeitpunkt zwischen 10-33 s und 10-30 s nach dem Urknall. In dieser Zeit soll sich das Universum um einen Faktor zwischen 1030 und 1050 ausgedehnt haben. Dennoch hätte der Bereich des heute sichtbaren Universums danach nur einen Durchmesser der Größenordnung 1 m gehabt. Anschließend setzte das Universum seine Expansion im Rahmen des Standard-Urknall-Modells fort wie von den Friedmann-Gleichungen beschrieben.
Die Hypothese von dieser inflationären Expansion wurde 1981 von Alan H. Guth vorgeschlagen und ist kein Element des ursprünglichen Urknallmodells. Anlass war die Feststellung, dass die relativistische Kosmologie zur Erklärung einiger fundamentaler Beobachtungen (siehe unten) eine Feinabstimmung („fine tuning“) von kosmologischen Parametern erfordert, die ihrerseits wiederum einer Erklärung bedurfte. Die Inflationshypothese bietet einen physikalischen Mechanismus, aus dem sich einige grundlegende Eigenschaften des Universums zwanglos ergeben.
Danach ist die Ursache dieser Expansion die Zustandsänderung des Inflatonfeldes, einem skalaren Feld mit einem extrem flachen Potential. Dieses skalare Feld hat eine Zustandsgleichung mit negativem Druck, was nach der Allgemeinen Relativitätstheorie zu einer abstoßenden Kraft und damit zu einer Ausdehnung des Universums führt. Die Zustandsänderung des Feldes während der inflationären Phase ist mit einem Phasenübergang 1. Ordnung vergleichbar, kontrolliert wird er im Rahmen der großen vereinheitlichen Theorien durch die Higgs-Felder.
Die Annahme einer derartigen inflationären Expansion ist einerseits extrem, andererseits löst sie elegant mehrere größere kosmologische Probleme:
Zur Erklärung der Dynamik der Inflation wird ein skalares Quantenfeld benötigt, welches räumlich homogen ist und eine endliche Energiedichte aufweist. Wenn sich das Feld zeitlich genügend langsam ändert (nämlich in Richtung einer Verringerung der Energiedichte), so hat es negativen Druck und verhält sich effektiv wie eine kosmologische Konstante, führt also zu einer beschleunigten Expansion des Universums. Die Expansion ist exponentiell, wenn die Energiedichte des Quantenfeldes die dominante Komponente im Universum darstellt. Derzeit ist kein konkreter Kandidat für dieses Quantenfeld bekannt; „Inflaton“ ist die generische Bezeichnung für Felder, die die erforderlichen Eigenschaften besitzen, um inflationäre Expansion zu bewirken.
Ein einfaches Modell für ein Inflatonfeld Φ ist durch das Potential
Veff(Φ,T) = λ | Φ | 4 − b | Φ | 3 + aT2 | Φ | 2
gegeben, wobei die Temperaturabhängigkeit durch die Wechselwirkung mit den thermischen Fluktuationen der übrigen Teilchen und Felder im Universum zustande kommt. Bei hoher Temperatur hat dieses Potential ein einziges Minimum bei | Φ | = 0. Sinkt die Temperatur durch die Expansion des Universums unter eine erste kritische Temperatur T1, so erscheint ein zweites lokales Minimum der Potentialfunktion bei 
. Zunächst hat das Potential bei diesem sekundären Minimum einen höheren Wert als in dem globalen Minimum Φ = 0, in dem sich das Feld befindet. Wenn die Temperatur aber einen zweiten kritischen Wert T2 unterschreitet, so hat das Potential im sekundären Minimum einen niedrigeren Wert als im primären Minimum. Man bezeichnet das globale Minimum der Potentialfunktion als das wahre Vakuum und das lokale Minimum als das falsche Vakuum.
Um vom falschen in das energetisch bevorzugte wahre Vakuum überzugehen, muss das Feld eine Energiebarriere überwinden, dies ist durch den quantenmechanischen Tunneleffekt möglich. Da sich auch bei einer Expansion des Weltraums die Energiedichte des falschen Vakuums nicht ändert, vorausgesetzt der quantenmechanische Tunnelprozess läuft genügend langsam ab, muss der Druck des falschen Vakuums negativ sein und führt gemäß den Friedmann-Gleichungen zu einer exponentiellen Expansion.
Die Theorie des inflationären Universums ist eine Theorie, die auch Ereignisse vor dem großen Knall berücksichtigt. Durch die gigantische Ausdehnung könnte das gesamte Universum theoretisch aus einer verschwindend geringen Masse (< 10 kg) mit sehr geringer Ausdehnung entstanden sein; allerdings bedarf es aufgrund des falschen Vakuumzustands einer extrem hohen Dichte. Diese These ist allerdings hochspekulativ, gibt aber eine mögliche Erklärung unter Berücksichtigung heutiger physikalischer Gesetzmäßigkeiten, auch wenn die Theorie des falschen Vakuumzustands bis heute nicht verstanden ist.
Weiterführende Theorien, die sich mit der Entstehung aus dem Nichts beschäftigen, sind unter den Begriffen der Vakuumfluktuationen (Tryon) oder des quantenmechanischen Tunnelprozesses (Vilenkin) bekannt geworden.
Die Hypothese von einer inflationären Expansion ist ein Forschungsgebiet, auf dem noch zahlreiche Varianten diskutiert werden. Insbesondere ist die Natur der Teilchen bzw. Felder, die den erforderlichen Vakuumzustand verursacht haben könnten, noch völlig ungeklärt.
Ob es in der Frühzeit unseres Universums tatsächlich eine inflationäre Phase gab, muss durch Beobachtungen entschieden werden; dies ist Gegenstand aktueller Forschung. Derzeitige Beobachtungen etwa der Temperaturschwankungen in der kosmischen Hintergrundstrahlung durch die US-amerikanische Raumsonde WMAP sind mit der Inflationshypothese kompatibel, erlauben aber noch kein abschließendes Urteil.
Die derzeitige beschleunigte Expansion des Universums, auf die insbesondere aus Beobachtungen von weit entfernten Supernovae geschlossen wird, wird auf das Vorhandensein von Dunkler Energie mit negativem Druck zurückgeführt und damit auf einen physikalischen Mechanismus, der dem der eigentlichen Inflation in der Frühzeit des Universums verwandt ist. Jedoch ist noch immer umstritten, ob die vorliegenden Daten tatsächlich als beschleunigte Expansion interpretiert werden können.
