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El proceso que hemos descrito es igual al del agua cuando se transforma en hielo a 0° C, el campo escalar puede pasar a un estado de energía inferior, en que la diferencia energética se transforma en energía térmica. Pero un enfriamiento extremadamente rápido retarda el inicio de esta transición. En consecuencia, el cosmos en su totalidad pasa entonces a un estado de sobrefusión cuántica. La fuerza repulsiva asociada a este campo acelera significativamente la expansión. La temperatura cae vertiginosamente. Se trata de la primera fase de la era. Pero la transición termina por suceder. La energía del campo se transforma en térmica. Esta fase de recalentamiento engendra un gran número de fotones. A continuación, el universo retoma la tasa de expansión FLRW.
El otro mecanismo que se debe observar para entender la inflación, tiene que ver con la expansión del espacio y el crecimiento de los horizontes hasta nuestros días. El horizonte es un círculo imaginario que siempre crece con la velocidad de la luz, por lo tanto, crece linealmente con la edad del universo. Entonces, al principio de la inflación, cuando t = 10-35 [s], su radio es: ct = 3 x 10-25 [cm], ya que c = 3 x 1010 [cm/s]. Dentro de este horizonte se piensa que existe homogeneidad ya que sus puntos están conectados causalmente. Este tamaño lo podemos comparar con el de un átomo, 5xl0-9 [cm] o el mucho más pequeño de un núcleo atómico o un nucleón, 10-13 [cm]. ¡El horizonte era entonces muchísimo más pequeño que un protón (una billonésima parte de su tamaño)!
 Para imaginarnos una situación cósmica de esa naturaleza podemos conjeturar que el universo, en esos primitivos períodos de su evolución, se asemejaba a una minúscula burbuja de jabón que en un brevísimo espacio de tiempo se torna gigantesca. De ahí, que usaremos el nombre de burbuja de universo para una región así definida, que tenía conexión causal antes de la inflación. Ahora, un crecimiento abrupto como de la naturaleza del que hablamos, obvio que tiene implicaciones cosmológicas. Una expansión acelerada del espacio implica que los horizontes se van quedando rezagados durante el proceso, porque en el período de inflación ellos crecen sólo en un factor de 103 veces, proporcional al tiempo transcurrido entre 10-35 y 10-32 segundos que dura la inflación, mientras el espacio lo hizo en 1050 veces (fig. 13.03.02.03). Entonces, al final del período inflacionario el tamaño de un horizonte es sólo 10-22 [cm], mientras que la burbuja llega a 1024 [cm], al aplicarle el factor de expansión (aquí nos olvidamos del factor 3, despreciable frente a los otros números). Luego el tamaño del horizonte es nada comparado con las dimensiones de la burbuja al final de la inflación. Pero ahora la materia de la burbuja es homogénea, porque así empezó. Notemos que ya en esa época su tamaño es muy grande y corresponde a un diezmilésimo del radio actual del universo visible.
Ahora bien, cuando la era inflacionaria finaliza, los horizontes retoman su expansión en la forma como se le conoce a la velocidad de la luz. Así, el diminuto horizonte de esa época alcanza su tamaño actual de aproximadamente 1028 [cm] (unos 15.000 millones de al o t = 5 x 1017 [s]. Por su parte, la burbuja también sigue aumentando de radio, pero con una evolución distinta porque crece con el espacio según el correspondiente modelo Einstein-de Sitter. Lo hace más lentamente que el horizonte, aumentando como t 1/2 o t 2/3 (eras dominadas por radiación o materia), desde su tamaño original de 1024 [cm] hasta la época actual. Esto hace que la burbuja tenga hoy un tamaño aproximado de 1052 [cm], bastante más grande que el universo visible (1028 [cm]).
Por su parte, la parte del universo situada dentro de horizonte actual, ha crecido lentamente como parte de la burbuja. Ahora, si calculamos el tamaño que debe haber tenido al fin de la era inflación, nos encontramos que era aproximadamente de unos 50 cm, o sea, de un tamaño considerablemente mayor que un horizonte de la época (esta observación general era la base del enigma de la homogeneidad). Si hacemos el cálculo del tamaño que tenía antes de la inflación aplicándole su factor de expansión, nos encontramos con un horizonte extremadamente minúsculo para la época, de unos 10 -48 [cm]. Aquí, encontramos la razón por la cual el universo visible se observa tan homogéneo. El universo que hoy vemos proviene en su totalidad de una región que antes de la inflación fue una pequeñísima parte del horizonte. Como todo el horizonte estaba causalmente conectado al inicio de la burbuja, con mayor razón lo está una parte tan pequeña de ella como la calculada.
Lo descrito implica que, lo que almacenaba el horizonte del cosmos primigenio al principio de la era inflacionaria, posteriormente es lo que se transforma en una enorme región del universo con características iguales. Por ello, regiones que después aparecen desconectadas, limitadas por sus horizontes, pueden tener iguales propiedades, porque provienen de un volumen que antes de la inflación estuvo conectado. Se encuentra así una solución natural al problema de la homogeneidad e isotropía del universo observado.
Pero hay soluciones para otros problemas. Según el escenario de Friedmann-Lemaître, el universo antiguo debía ser perfectamente plano. La geometría del espacio no presentaba entonces curvatura. ¿Cómo la inflación puede permitirnos comprender esta propiedad particular de nuestro cosmos primigenio? ¿En qué influye en la curvatura del espacio?
La gigantesca inflación hace que el espacio aparezca casi plano al concluir el fenómeno. Es similar a encontrarse en la superficie de un pequeño globo, que se aprecia con su superficie esférica, y que de súbito se expande hacia magnitudes gigantesca. No importa la curvatura inicial del globo, si lo inflamos 1050 veces, la curvatura de una pequeña región será plana (es como tener una naranja en la mano que de repente se nos transforma en la Tierra). Es decir, el proceso de inflación produce un universo plano alrededor nuestro. Además, como consecuencia de las relaciones entre densidad y curvatura en los modelos FLRW, de la planicie del espacio se concluye que la densidad del universo debe ser exactamente la densidad crítica. Si hubiera sido cualquier otro su valor inicial, al término de la inflación queda el espacio plano con densidad crítica, es decir, un modelo de Einstein-de Sitter.
Para comprender lo que queremos decir, imaginemos una hormiga geómetra que recorre a paso calmo la superficie de una pequeña burbujita de jabón. Su desplazamiento puede permitirle sentir y evaluar las curvaturas de la superficie. Pero al inflarse la burbuja hasta una dimensión gigantesca, su superficie parecerá plana a nuestra hormiga. Se le hará imposible decidir si está sobre una esfera o sobre un plano...
Transpongamos esta discusión de la superficie de la burbuja (dos dimensiones) al volumen del universo (tres dimensiones espaciales). El episodio inflacionario aumenta todas las distancias asociadas al cosmos, incluido su radio de curvatura. En consecuencia, «aplana» el espacio.
Digámoslo de otra manera. El escenario de Friedmann-Lemaître nos lleva a suponer una geometría inicial extraordinariamente plana. En el escenario inflacionario, a la inversa, no se requiere ninguna hipótesis de este tipo. La curvatura inicial puede tener casi cualquier valor. Cuando el episodio inflacionario haya pasado su «rollo compresor», todo será nivelado. Después de la inflación, la geometría del espacio será y seguirá siendo perfectamente plana. En un universo sin curvatura, las galaxias se alejan indefinidamente sin volver nunca sobre sí mismas. Esta expansión en constante desaceleración permite al cosmos durar muchísimo tiempo, lo que explica su gran longevidad.
Pero siguiendo nuestra descripción para ver como el modelo de un universo inflacionario resuelve el problema de la planitud del espacio, recordemos que Aland Guth determinó los detalles básicos de su modelo inflacionario a partir de la GUT's SU(5) y los posteriores perfeccionamientos como el introducido por Andrei Linde, se sostienen en las mismas fundaciones teóricas. En consecuencia, podemos señalar que la teoría de un universo inflacionario reposa sobre las propiedades hipotéticas de la gran fuerza unificada (que ya discutimos en las primeras secciones del capítulo XII), lo que abre un enorme abanico de posibilidades, entre ellas, permitir la aparición de otras burbujas paralelas, que darían origen a otras regiones causalmente independientes del universo. Veamos brevemente un par de estas posibilidades.
Aceptemos aquí que la inflación puede generar burbujas del tamaño del horizonte a la edad de t = 10-35[s], que son independientes unas de otras, ya que no tienen conexión causal. Por lo mismo, las diversas burbujas que se forman pueden poseer propiedades muy diferentes de la nuestra. En particular, el horizonte inicial es del tamaño de un objeto cuántico, para el cual valen leyes probabilísticas, las que pueden haber influido en sus condiciones al inicio de la inflación. Es entonces lícito pensar que nuestra burbuja de universo (gigantesca con respecto al horizonte visible) puede estar acompañada a enormes distancias de otras regiones paralelas formadas por otras burbujas. En ellas el resultado de los fenómenos que han llevado a la formación de los elementos químicos y las estrellas pudiera ser de naturaleza muy distinta. Por ejemplo, si la densidad en ellos fue distinta, pueden haber colapsado muy pronto en su evolución. Todo sería parte de un único universo complejo, con regiones en que hubo inflación, como la nuestra, y otras donde quizás no hubo o fue diferente. Nosotros sólo podremos conocer observacionalmente un minúsculo pedacito de nuestra burbuja en el universo, las demás quedan en la teoría.
En una forma un poco especulativa, se ha hecho usual que a cada burbuja de universo que, en principio, podría tener características muy diversas de las otras que existan, se la considere como un «universo». Con esta restricción del significado de esa palabra, se habla de las posibilidades descritas en el párrafo anterior como de la existencia de universos paralelos. Todas las burbujas o universos pertenecen al mismo universo complejo, pero ellos se podrían desarrollar en forma totalmente independiente y aleatoria.
La inflación también resuelve el tercer problema: el de los monopolos. Recordemos que los monopolos se producían como giros topológicos cuando se hallaban en contacto regiones del espacio causalmente desconectadas en que había campos de ruptura de simetría con orientaciones distintas. Pero si todo el universo hoy observado nace de una sola región causalmente conectada y no de varias regiones, no debería haber en él ningún monopolo. Los que hubieran podido formarse en la fase preinflacionaria del universo se habrían expandido hasta esfumarse: habrían quedado tan diluidos, que prácticamente no existirían luego.
He ahí una propiedad primordial de la inflación: diluye el universo. Toda partícula cuántica especifica producida antes de la inflación o durante ella desaparecerían con la expansión: la inflación limpia la casa del universo.
Hasta aquí, hemos presentado una hermosa serie de resultados. De un «golpe de inflación», el cosmólogo resuelve tres enigmas: la homogeneidad, la planitud del cosmos y el de los monopolos. Estos efectos curativos provienen de la primera fase del episodio; resultan del formidable estiramiento de todas las distancias. Pero igual es importante señalar que aunque las teorías inflacionarias, en sus diversas versiones, explican naturalmente algunos de los enigmas del modelo estándar del Big Bang, introducen por su lado otros factores desconocidos, que se refieren a la propia teoría de partículas y sus parámetros, como se discutirá luego.
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