Как решить эти проблемы? Мы не можем отказаться от того, что Вселенная расширяется от какого-то очень плотного состояния. Значит нужно подумать о характере расширения. До сих пор рассматривалось состояние вещества с положительным давлением, как в обычной жизни, Однако для физики, тем более для физики в искривлённом пространстве–времени, ситуация с уравнением состояния вещества, в котором давление отрицательно, не является чем-то экстраординарным, она ничему не противоречит. Именно эта возможность была проанализирована. Было предложено много вариантов, моделирующих такое состояния. Общим для всех моделей является использование подзабытой космологической постоянной (см. Дополнение 4). Разница с величиной, введённой Эйнштейном, в том, что в этих сценариях она является эффективной, то есть её присутствие в уравнениях Эйнштейна обеспечивается тем или иным полем или коррекциями самой геометрической теории. Формально именно такая космологическая постоянная имитирует вещество с отрицательным давлением.

Если предположить, что в послепланковскую эпоху вещество имело отрицательное давление, или что-то имитировало такое вещество, то расширение будет проходить не по степенному закону с замедлением, а по экспоненциальному a(t) ~ e^Ht, с «бешеным» ростом масштабного фактора, с очень большим ускорением. Особенность такого расширения в том, что, несмотря на увеличение объёма, плотность заполняющей его энергии остаётся постоянной! Это расширение ведёт к быстрому раздуванию малых объёмов и поэтому называется инфляцией (аналогично раздуванию денежной массы). Продолжительность инфляции определяется временем существования эффективной космологической постоянной. В разных версиях длительность инфляции варьируется, она должна быть более 70–100 планковских времён (10–4³ с). Чаще рассматривают модели со значительно большей длительностью, например, инфляция продолжительностью 10–3⁵ с раздувает «зародыш» размером 10–3³ см в 10^{1000000000000} раз (это число с триллионом нулей). Этого более чем достаточно, чтобы успешно решить все три основных проблемы фридмановской космологии.

Начнём с проблемы крупномасштабной однородности и изотропии Вселенной. С учётом инфляции весь современный наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной планковской причинносвязанной области доинфляционной эпохи, а не 10⁹⁰ таких областей. Формально это происходит потому, что при экстраполяции назад по времени мы используем вместе с фридмановским ещё и инфляционный закон расширения. Таким образом, первая проблема решается. Далее, во время инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что его последующее увеличение до современного значения путём фридмановского расширения как раз с необходимой точностью соответствует плоскому пространству. И современная плотность оказывается близкой к критическому значению с необходимой точностью. Таким образом, решается вторая проблема. И наконец, в ходе инфляционного расширения произвольные флуктуации плотности приобретают в конце инфляции как раз такие специфические свойства, что в результате послеинфляционного развития они превращаются в наблюдаемую структуру при сохранении крупномасштабной однородности и изотропии То есть разрешается и последняя проблема.

Разрешив проблемы стандартной фридмановской космологии, инфляция, как ранняя стадия в эволюции Вселенной, стала общепризнанной. Впервые эти идеи были высказаны в 1979–1980 годах в работах известного космолога Алексея Старобинского. К настоящему времени существует масса вариантов возникновения и развития инфляции, детали и следствия этого периода эволюции Вселенной очень активно изучаются.

Кроме решения проблем фридмановской космологии, инфляция снимает вопрос: что и почему «взорвалось»? Ничего не взорвалось! Это инфляция разогнала вещество до огромных скоростей. После прекращения инфляции вещество разбегается «по инерции» и фридмановским законам. Таким образом, понятие Большого взрыва в современной интерпретации обычно означает период от образования квантового «зародыша» до завершения инфляции, хотя иногда определяют и более продолжительный период.

Конец инфляционного расширения соответствует моменту прекращения действия механизма, обеспечивающего существование эффективной космологической постоянной.