Естественная инфляция: открытая и закрытая, последствия и причины – Инфляция, виды и причины, составляющие и последствия инфляции в России, что такое индекс инфляции

Содержание

что это такое, виды, плюсы, минусы, особенности и последствия

— это переполнение каналов денежного обращения избыточной , проявляемое в росте товарных .

Реально, как экономический феномен, инфляция возникла в XX в., хотя периоды заметного роста цен бывали и ранее, например, в периоды войн. Сам термин «инфляция» возник в связи с массовым переходом национальных к обращению неразменных бумажных денег. Первоначально в экономический смысл инфляции был вложен феномен избыточности бумажных денег и в связи с этим их обесценение . Обесценение денег ведет к росту товарных цен. В этом и проявляется инфляция (это слово переводится с латыни как «разбухание»).

В инфляция возникает как следствие целого комплекса причин (факторов), что подтверждает, что инфляция — не чисто денежное явление, а также экономический и социально-политический феномен. Инфляция зависит также от социальной психологии и общественных настроений. В этой связи справедлив термин «инфляционные ожидания» : если ожидает инфляцию, она неизбежно возникнет. В CC в. инфляция стала постоянным элементом рыночной экономики. Этому способствовал целый ряд факторов глобального порядка: быстрый рост товарного производства, усложнение его структуры; системы цен и социальных трансфертов стали универсальными; изменилась практика ценообразования под влиянием монополистических предприятий, резко снизилась сфера ценовой конкуренции. Повышение эффективности производства проявляется, как правило, не в снижении цен, а в росте массы прибыли и доходов участников производства.

Динамика цен в сторону их увеличения — предпосылка, а зачастую уже и сама инфляция.

Рост госрасходов и, как следствие, — также причина инфляции.

Решающая характеристика инфляции — ее величина. Историческая практика показывает, что чем выше инфляция, тем хуже для общества. Ползучая («нормальная») инфляция характеризуется ростом цен на 3-5% в год; галопирующая — на 30-100% в год; гиперинфляция — на тысячи и десятки тысяч процентов в год.

Определение, измерение и виды инфляции

— это долговременный процесс снижения покупательной способности денег (повышение общего уровня цен).

— это повышение общего уровня цен, сопровождаемое соответствующим снижением покупательной способности денег (обесцениванием денег) и ведущее к перераспределению национального дохода.

Дефляция — это снижение общего уровня цен.

Инфляция является основным дестабилизирующим фактором . Чем выше ее уровень тем, она опаснее.

Инфляция оказывает сильное влияние на экономических агентов, кто-то из-за неё выигрывает, кто-то проигрывает, но большинство считают инфляцию серьезнейшей проблемой.

Если сравнивать характер инфляционных процессов в условиях денежной системы и в современных условиях, когда функционирую бумажные и электронные деньги, то в период инфляция возникала периодически: при резком возрастании спроса, связанном, прежде всего, с войнами. В современных условиях процесс инфляции стал постоянными и периоды снижения цен наблюдаются теперь все реже и реже.

Индекс цен

Инфляция измеряется с помощью . Существуют различные методы расчета данного индекса: индекс потребительских цен, индекс цен производителей, индекс-дефлятор ВВП. Эти индексы различаются составом благ, входящих в оцениваемый набор, или корзину. Для того чтобы рассчитать индекс цен, необходимо знать стоимость рыночной корзины в данном (текущем) году и ее же стоимость в базовом году (году, принятом за точку отсчета). Общая формула индекса цен выглядит следующим образом:

Предположим, что за базовый принят 1991 г. В этом случае нам необходимо рассчитать стоимость рыночного набора в текущих ценах, т.е. в ценах данного года (числитель формулы) и стоимость рыночного набора в базовых ценах, т.е. в ценах 1991 г. (знаменатель формулы).

Поскольку уровень (или темп) инфляции показывает, на сколько цены выросли за год, то его можно рассчитать следующим образом:

  • ИЦ 0 — индекс цен предыдущего года (например, 1999),
  • ИЦ 1 — индекс цен текущего года (например, 2000).

В экономической науке широко применяется понятие номинального и реального дохода. Под номинальным доходом понимают фактический доход полученный экономическим агентом в виде , прибыли, процентов, ренты и т.д. Реальный доход определяется количеством товаров и услуг, которые можно приобрести на сумму номинального дохода. Таким образом, чтобы получить значение реального дохода необходимо номинальный доход разделить на индекс цен:

Реальный доход = Номинальный доход / Индекс цен

Учет инфляции

Пусть — величина потребительских цен в момент , а — в момент .

Обозначим , тогда

Величина называется темпом роста индекса цен,

а величина — темпом прироста индекса цен или темпом прироста инфляции, или просто инфляцией за период от до .

Будем обозначать ее и рассматривать, как правило, или ежемесячную, или годовую инфляцию.

Пусть годовая инфляция в какой-то период времени постоянна и равна , а некоторый банк начисляет сложные проценты 1 раз в году по ставке . Тогда наращенная сумма с учетом инфляции:

Причём функция является возрастающей при , а при постоянной.

Аналогично можно определить и в случае начисления процентов раз в году.

Для компенсации влияния инфляции на стоимость денег прибегают к индексации либо процентной ставки , либо суммы первоначального платежа .

Годовая процентная ставка с поправкой на инфляцию называется брутто-ставкой и определяется из уравнения эквивалентности.

Виды инфляции

В зависимости от темпов (скорости протекания) выделяют следующие виды инфляции:

  • Ползучая (умеренная) — рост цен не более 10% в год. Сохраняется стоимость денег, контракты подписываются в номинальных ценах.
    Экономическая теория такую инфляцию рассматривает как наилучшую, поскольку она идет за счет обновляемости ассортимента, она дает возможность корректировать цены, сменяющиеся условями спроса и предложения. Эта инфляция управляемая, поскольку ее можно регулировать.
  • Галопирующая (скачкообразная) — рост цен от 10-20 до 50-200% в год. В контрактах начинают учитывать рост цен, население вкладывает деньги в материальные ценности. Инфляция трудно управляемая, часто проводятся . Данные изменения свидетельствуют о больной экономике, ведущей к стагнации, то есть к экономическому кризису.
  • Гиперинфляция — рост цен более 50% в месяц. Годовая норма более 100%. Благосостояние даже обеспеченных слоев общества и нормальные экономические отношения разрушаются. Неуправляемая и требует чрезвычайных мер. В результате гиперинфляции производство и обмен останавливаются, снижается реальный объем национального производства, растет , закрываются предприятия и происходит .

Гиперинфляция означает крах , паралич всего денежного механизма. Наиболее высокий из всех известных уровень гиперинфляции наблюдался в Венгрии (август 1945 — июль 1946 г.), когда уровень цен за год вырос в 3,8*10 27 раз при среднемесячном росте в 198 раз.

В зависимости от характера проявления различают следующие виды инфляции:

  • Открытая — положительный рост уровня цен в условиях свободных, нерегулируемых государством цен.
  • Подавленная (закрытая) — усиление товарного дефицита, в условиях жесткого государственного контроля за ценами.

В зависимости от причин вызывающих инфляцию выделяют:

  • Инфляцию спроса
  • Инфляцию издержек
  • Структурную и институциональную инфляцию

Прочие виды инфляции:

  • Сбалансированная — цены разных товаров меняются в одинаковой степени и одновременно.
  • Несбалансированная — цены на товары растут неодинаково, что может привести к нарушению ценовых пропорций.
  • Ожидаемая — позволяет предпринять меры защиты. Обыноч рассчитывается государсвенными органами статистики.
  • Неожидаемая
  • Импортируемая — развивается под воздействием внешних факторов.

Причины инфляции

Инфляция вызывается монетарными и структурными причинами:

  • м онетарные : несоответствие денежного спроса и товарной массы, когда спрос на товары и услуги превышает размер товарооборота; превышение доходов над потребительскими расходами; дефицит государственного бюджета; чрезмерное инвестирование — объем инвестиций превышает возможность экономики; опережающий рост заработной платы по сравнению с ростом производства и повышением производительности труда;

определение, уровень, виды, социально-экономические последствия инфляции. Инфляционная спираль. Условия её возникновения.

Инфляция— обесценивание денег, падение их покупательной способности, проявляющееся в устойчивом росте общего уровня цен (Р).

ВИДЫ ИНФЛЯЦИИ:

  1. По форме проявления:

открытая- выражается в росте общего уровня цен и падении покупательной способности денег

скрытая- выражается в товарном дефиците при неизменном (постоянном) уровне цен. На легальных рынках, где цены «заморожены» товаров нет, либо очень мало. Однако на «чёрном рынке» товары продаются, но по более высокой цене.

2. По причине возникновения:

инфляция спроса-возникает при превышении совокупного спроса над совокупным предложением

инфляция предложения- выражается в росте цен в результате увеличения издержек производства

3. По согласованности изменения цен:

сбалансированная- выражается в том, что цены (Р) на все товарные группы растут приблизительно одинаково, а соотношение между ценами остаются постоянными(неизменными)

несбалансированная-проявляется в том, что цены на разные группы товаров растут разными темпами, что приводит к изменению соотношения между ними.

4. По времени наступления:

ожидаемая- прогнозируемая, планируемая инфляция.

неожиданная-выражается внезапным скачком цен

5. В зависимости от темпа роста цен:

умеренная-(ползучая)- её суть состоит в том, что цены увеличиваются не более чем на 10% за год, а темпы роста доходов, как правило, соответствует темпу роста цен

галопирующая-проявляется в темпе роста цен до 200%, а темпы роста дохода существенно отстаёт от темпа роста цен

гиперинфляция- цены возрастают в сотни, тысячи раз, деньги практически перестают выполнять свои функции, товарно-денежное обращение будет заменяться покупательным.

Показатели инфляции.

ИПЦ— рост цен измеряется путём сопоставления стоимости определённого набора благ в данном периоде и её стоимости в базовом периоде, с которым сравниваются цены.

ИПЦ=

Повышение ИПЦ свидетельствует об инфляции и, наоборот.

Темп роста цен (темп инфляции) — процентное отношение разности между ИПЦ2и ИПЦ1. Характеризует темп возрастания цен в %.

t=

ПРИЧИНЫ ИНФЛЯЦИИ.

1.Превышение государственных расходов над доходами- то есть бюджетный дефицит, покрываемый за счёт денежной эмиссии.

2.Милитаризация экономики- Военное производство поглощает материальные и трудовые ресурсы, которые изымаются из сферы производства потребительских товаров.

3.Несовершенство конкуренции и монополизация рынка- создающая возможность для производителя сокращать предложение (S) и увеличивать цены (Р).

4. Инфляционные ожидания-обусловленные самоподдерживающим характером инфляции, которая сама себя генерирует. То есть люди ожидая роста цен, увеличивают спрос (D), (ожидаемый спрос) стимулируя действительный рост цен (Р)

5.Падение курса национальной валюты- рост цен на импортируемую продукцию.

Социально-экономические последствия инфляции.

Невысокие темпы роста инфляции способствуют увеличению прибыли и снижению рыночной конъюнктуры, потому умеренная инфляция может положительно сказываться на экономическом развитии. Однако при высоком темпе и длительном характере роста цен инфляция превращается в экономику зла.

Падение реальных доходов населения- обесценивание накопленных сбережений, падение уровня жизни.

Расслоение общества на бедных и богатых

Утрата стимулов к накоплению и падение инвестиций, что отрицательно сказывается на экономическом росте

Замедление обновления производительности и старение производственного аппарата страны

Усиление диспропорций в экономике вследствие неправомерного роста цен

Искажение структуры потребительского спроса

Падение курса национальной валюты.

Если инфляция идёт умеренными темпами, она не опасна для экономики, ибо в любое время можно оценить ситуацию, скоррелировать уровень доходов с уровнем инфляции. Но бывают моменты, когда инфляция становится неуправляемой и превращается в гиперинфляцию. В этом случае отмечаются крайне высокие темпы роста инфляции, которые сопровождаются разрушительным воздействием на производство и занятость. Следствием этого является то, что население начинает стремиться как можно быстрее расстаться со своими номинальными доходами, скупая нужные и ненужные материальные ценности. Предприятия ведут себя подобным же образом, покупая инвестиционные товары. «Инфляционный психоз» давит на цены, и инфляция начинает «кормить сама себя». Рабочие начинают требовать повышения заработной платы, а последняя давит на цены. Развивается кумулятивная инфляционная спиральзаработной платы и цен, которые подкармливают друг друга. На этой основе гиперинфляция перерастает в галопирующую инфляцию. Вслед за экономическим наступает финансовый и политический хаос. Государство должно прибегать к экстремальным мерам по борьбе с инфляцией и поиску путей выхода из глубокого кризиса, охватившего теперь всю систему.

К

сущность, характерные свойства, причины. Виды инфляции.

Инфляция – это обесценение денег, снижение их покупательной способности, дисбаланс спроса и предложения. В буквальном переводе термин «инфляция» (от лат. inflatio) означает «вздутие», т.е. переполнение каналов обращения избыточными бумажными деньгами, не обеспеченными соответствующим ростом товарной массы. Обычно инфляция имеет в своей основе не одну, а несколько взаимосвязанных причин, и проявляется она не только в повышении цен – наряду с открытой, ценовой имеет место скрытая, или подавленная, инфляция, проявляющаяся, прежде всего, в дефиците, ухудшении качества товаров.

С определенной долей условности можно выделить следующие формы инфляции по скорости протекания:

1. Инфляционный фон экономики – характеризуется незначительным, в пределах нескольких процентов, ростом цен в течение года и связан с колебанием конъюнктуры, активностью предпринимателей на рынке, стремящихся максимизировать свою прибыль. Этот уровень инфляции не несет угрозы рыночной экономике и при необходимости может быть легко ликвидирован с помощью правительственных мер.

2. Инфляция в границах двух-трех десятков процентов – является первым симптомом в растройстве денежного хозяйства. Ее принято называть «ползучей» (регулируемой) инфляцией. В целом в этих условиях экономика страны может свободно развиваться.

3. Галопирующая (быстрая) инфляция – свидетельствует не только о расстройстве денежного обращения, но и о серьезных нарушениях в кредитно-денежной сфере. Галопирующая инфляция измеряется одной-двумя сотнями процентов за год. В целом в условиях быстрой инфляции развитие экономики страны затруднено, хотя и возможно.

4. Гиперинфляция характеризуется астрономическим ростом цен – от нескольких сотен процентов в год и выше. Верхнего предела гиперинфляция не имеет: известен случай годовых темпов роста цен в 3,8х1027(Венгрия, август 1945 – июль 1946 г.). Главный признак гиперинфляции – «уход» населения от денег, переход на «товарные» деньги – альтернативные ценности. В условиях гиперинфляции развитие производства невозможно.

В современной экономике инфляционные процессы накладываются на цикличность деловой активности, и если инфляция развивается на фоне экономического спада, ее принято называть стагфляцией, а если на фоне роста налогообложения (реакция государства на обесценение денег) – таксфляцией.

Если темпы роста инфляции в стране замедляются, то такой процесс называется дезинфляцией. Более того, инфляция может вообще прекратиться, и ей на смену придет обратный процесс общего снижения цен – дефляция. Дефляционный механизм в конечном счете ведет к тем же результатам, что и инфляция – деформирует все хозяйственные связи в экономике.

Инфляция спроса и предложения. В современной западной экономической теории все проявления инфляции сведены к факторам на стороне покупателей (инфляция спроса) и факторам на стороне продавца (инфляция издержек).

Инфляция спроса – нарушение равновесия между спросом и предложением со стороны спроса.

Инфляция издержек – нарушение равновесия между спросом и предложением со стороны предложения.

Инфляционная модель Вселенной — Википедия

Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.

Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, однако ключевой вклад в её создание внесли советские астрофизики Алексей Старобинский, Андрей Линде[1][2], Вячеслав Муханов и ряд других.

Недостатки модели горячей Вселенной[править | править код]

Стандартная модель горячей Вселенной предполагает очень высокую степень однородности и изотропности Вселенной. На временно́м интервале от планковской эпохи (tPlanck≈10−43{\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}} сек, ρPlanck≈1093{\displaystyle \rho _{\mathrm {Planck} }\approx 10^{93}} г/см³) до эпохи рекомбинации её поведение определяется уравнением состояния, близким к следующему:

p=ε/3,{\displaystyle p=\varepsilon /3,}

где p{\displaystyle p} — давление, ε{\displaystyle \varepsilon } — плотность энергии. Масштабный фактор R(t){\displaystyle R(t)} изменялся на указанном интервале времени по закону R(t)∼t1/2{\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}}, а затем, до настоящего времени, по закону R(t)∼t2/3{\displaystyle R(t)\sim t^{2/3}}, соответствующему уравнению состояния:

p≪ε=ρc2,{\displaystyle p\ll \varepsilon =\rho c^{2},}

где ρ{\displaystyle \rho } — средняя плотность Вселенной.

Недостатком такой модели являются крайне высокие требования к однородности и изотропности начального состояния, отклонение от которых приводит к ряду проблем.

Проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной[править | править код]

Размер наблюдаемой области Вселенной l0{\displaystyle l_{0}} по порядку величины совпадает с хаббловским расстоянием rH=c/H0≈1028{\displaystyle r_{H}=c/H_{0}\approx 10^{28}} см (где H — постоянная Хаббла), то есть в силу конечности скорости света и конечности возраста Вселенной можно наблюдать лишь области (и находящиеся в них объекты и частицы), находящиеся сейчас друг от друга на расстоянии l≤l0{\displaystyle l\leq l_{0}}. Однако в планковскую эпоху Большого взрыва расстояние между этими частицами составляло:

l′=l0R(tPlanck)/R(t0)≈10−3{\displaystyle l’=l_{0}R(t_{\mathrm {Planck} })/R(t_{0})\approx 10^{-3}} см,

а размер причинно-связанной области (горизонта) определялся расстоянием:

lPlanck=ctPlanck≈10−33{\displaystyle l_{\mathrm {Planck} }=ct_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-33}} см,

(планковское время (tPlanck≈10−43{\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }\approx 10^{-43}} сек), то есть, в объёме l′{\displaystyle l’} содержалось ~1090 таких планковских областей, причинная связь (взаимодействие) между которыми отсутствовала. Идентичность начальных условий в таком количестве причинно несвязанных областей представляется крайне маловероятной. Кроме того, и в более поздние эпохи Большого взрыва проблема идентичности начальных условий в причинно несвязанных областях не снимается: так, в эпоху рекомбинации, наблюдаемые сейчас фотоны реликтового излучения, приходящие к нам с близких направлений (отличающихся на угловые секунды), должны были взаимодействовать с областями первичной плазмы, между которыми, согласно стандартной модели горячей Вселенной, не успела установиться причинная связь за всё время их существования от tPlanck.{\displaystyle t_{\mathrm {Planck} }.} Таким образом, можно было бы ожидать существенной анизотропности реликтового излучения, однако наблюдения показывают, что оно в высокой степени изотропно (отклонения не превышают ~10−4).

Проблема плоской Вселенной[править | править код]

Согласно данным наблюдений, средняя плотность Вселенной ρ{\displaystyle \rho } близка к т. н. критической плотности ρcrit{\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }}, при которой кривизна пространства Вселенной равна нулю. Однако, согласно расчётным данным, отклонение плотности ρ{\displaystyle \rho } от критической плотности ρcrit{\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }} со временем должно увеличиваться, и для объяснения наблюдаемой пространственной кривизны Вселенной в рамках стандартной модели горячей Вселенной приходится постулировать отклонение плотности в планковскую эпоху ρPlanck{\displaystyle \rho _{\mathrm {Planck} }} от ρcrit{\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }} не более, чем на 10−60.

Проблема крупномасштабной структуры Вселенной[править | править код]

Крупномасштабное распределение материи во Вселенной представляет собой иерархию «Сверхскопления галактик — скопления галактик — галактики». Однако для образования такой структуры из первичных малых флуктуаций плотности необходима определённая амплитуда и форма спектра первичных возмущений. Эти параметры в рамках стандартной модели горячей Вселенной тоже приходится постулировать.

Инфляционное расширение на ранних стадиях эволюции Вселенной[править | править код]

Предполагается, что в период времени с 10-42 сек до 10-36 сек Вселенная находилась в инфляционной стадии своего развития. Её основной особенностью является максимально сильное отрицательное давление вещества, приводящее к экспоненциальному увеличению кинетической энергии Вселенной и её объема на много порядков[3].

Инфляционная модель предполагает замену степенного закона расширения R(t)∼t1/2{\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}} на экспоненциальный закон:

R(t)∼eH(t)t,{\displaystyle R(t)\sim e^{H(t)t},}

где H(t)=(1/R)dR/dt{\displaystyle H(t)=(1/R)dR/dt} — постоянная Хаббла инфляционной стадии, в общем виде зависящая от времени.

Значение постоянной Хаббла на стадии инфляции составляет 1042 сек−1 > H > 1036 сек−1, то есть гигантски превосходит её современное значение. Такой закон расширения может быть обеспечен состояниями физических полей («инфлатонного поля»), соответствующих уравнению состояния p=−ε{\displaystyle p=-\varepsilon }, то есть отрицательному давлению; эта стадия получила название инфляционной (лат. inflatio — раздувание), так как несмотря на увеличение масштабного фактора R(t){\displaystyle R(t)}, плотность энергии ε{\displaystyle \varepsilon } остаётся постоянной.

В ходе дальнейшего расширения энергия ε{\displaystyle \varepsilon } поля, обусловливающего инфляционную стадию расширения, превращается в энергию обычных частиц[4]: большинство инфляционных моделей связывают такое преобразование с нарушениями симметрии, приводящими к образованию барионов. Вещество и излучение приобретают высокую температуру, и Вселенная переходит на радиационно-доминированный режим расширения R(t)∼t1/2{\displaystyle R(t)\sim t^{1/2}}.

Разрешение проблем модели горячей Вселенной в рамках инфляционной модели[править | править код]

  • Благодаря крайне высоким темпам расширения на инфляционной стадии разрешается проблема крупномасштабной однородности и изотропности Вселенной: весь наблюдаемый объём Вселенной оказывается результатом расширения единственной причинно-связанной области доинфляционной эпохи.
  • На инфляционной стадии радиус пространственной кривизны увеличивается настолько, что современное значение плотности ρ{\displaystyle \rho } автоматически оказывается весьма близким к критическому ρcrit{\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }}, то есть разрешается проблема плоской Вселенной.
  • В ходе инфляционного расширения должны возникать флуктуации плотности с такой амплитудой и формой спектра (т. н. плоский спектр возмущений), что в результате возможно последующее развитие флуктуаций в наблюдаемую структуру Вселенной при сохранении крупномасштабной однородности и изотропности, то есть разрешается проблема крупномасштабной структуры Вселенной.
  • Однако, последние исследования (Александр Виленкин. Мир множества миров — физики в поисках иных вселенных. М.; 2018. ISBN 978-5-17-111013-0 ; Alex Vilenkin. Many Worlds in One: The Search for Other Universes. Hill and Wang, 2018.) решений инфляционной модели, приводят к выводу, что инфляционная модель не позволяет родиться только одной Вселенной,а только «сразу» или «последовательно» огромному множеству ( порядка 10 в 90 степени только за время существования нашей Вселенной ). При этом инфляция, порождающая вселенные, не заканчивается, а продолжается непрерывно в области «ложного» вакуума. Граница нашей Вселенной отделяет постоянно инфляцирующую область «ложного» вакуума от истинного вакуума нашей Вселенной. А расширение нашей Вселенной интерпретируется как преобразование внешнего «ложного» вакуума в истинный вакуум нашей Вселенной с сопутствующим наполнением её энергией, которая поддерживает плотность Вселенной в точности равной критической. Таким образом, можно считать, что Большой Взрыв продолжается, пока расширяется наша вселенная, так как его причина — преобразование «ложного» вакуума в истинный вакуум продолжает существовать.

Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Аргументы противников сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, являются лишь «заметанием сора под ковёр». Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Все эти сложности носят название «проблемы начальных значений». Также пока не обнаружены реликтовые гравитационные волны, предсказываемые теорией инфляции и служащие дополнительным источником горячих и холодных пятен реликтового излучения[5].

Реликтовые гравитационные волны и поляризация реликтового излучения[править | править код]

Из инфляционной модели следует, что должны существовать реликтовые (первичные) гравитационные волны всех длин до громадной — равной размеру Вселенной в её нынешнем состоянии. Вопрос их существования может быть однозначно решён по особенностям поляризации реликтового излучения. Если их обнаружат, инфляционная модель будет окончательно подтверждена[6]:50.

В 2014 году были получены косвенные доказательства инфляционной модели — поляризация реликтового излучения, которая могла быть вызвана первичными гравитационными волнами[7]. Однако, более поздний анализ (опубликован 19 сентября 2014), проведённый другой группой исследователей с использованием данных обсерватории «Планк», показал, что результат можно полностью отнести на счёт галактической пыли[источник не указан 405 дней].

По состоянию на 2019 год реликтовые гравитационные волны не обнаружены, и инфляционная модель остаётся хорошей гипотезой[6]:50.

Инфляция на поздних стадиях эволюции Вселенной[править | править код]

Наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project, показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом (ускорение расширения во времени), что даёт повод говорить об инфляционном характере расширения Вселенной на современном этапе её эволюции. Загадочный фактор, способный вызвать такое поведение, получил название тёмная энергия. Ускоренное расширение Вселенной на современном этапе началось 6—7 млрд лет назад. В настоящее время (конец 2010-х гг.) Вселенная расширяется таким образом, что расстояния в ней увеличиваются в два раза за 10 млрд лет, и в доступном для прогноза будущем этот темп будет меняться мало[6]:48.

По мнению американского астрофизика Лоуренса Краусса, проверка инфляционной модели Вселенной станет возможна после измерения профиля (сигнатуры) инфляционных гравитационных волн, что позволит существенно приблизить исследования к моменту Большого Взрыва и разрешить другие насущные проблемы теоретической физики и космологии [8].

  • Лоуренс Краусс. Почему мы существуем. Величайшая из когда-либо рассказанных историй = Krauss. The Greatest Story Ever Told — So Far: Why Are We Here?. — М.: Альпина Нон-фикшн, 2018. — ISBN 978-5-91671-948-2.

Стагфляция — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Стагфляция (словослияние стагнация + инфляция) — ситуация, в которой экономический спад и депрессивное состояние экономики (стагнация и рост безработицы) сочетаются с ростом цен — инфляцией.[1]

Изобретение термина приписывают британскому политику, министру финансов начала 1970-х годов Иану Маклеоду. Выражение было впервые употреблено Маклеодом в парламентской речи в 1965 г.[2][3][4][5]

До второй половины 1960-х годов для циклически развивающейся экономики характерным являлось то, что спад производства и депрессия вызывали, как правило, понижение цен (дефляцию) или, по крайней мере, тормозили их повышение. Явление стагфляции впервые достаточно чётко обозначилось в конце 1960-х годов. Так, в 1970 году безработица и инфляция в США достигли рекордного за послевоенный период уровня 6 % и 5,5 % (до середины 1960-х годов инфляция не превышала 1–1,5 %, а безработица — 2–2,5 %). Второй всплеск стагфляции проявился в 1974–1976 годах, когда темп роста цен в США составил более 10 %, а безработица достигла 7,6 %. Аналогичная ситуация наблюдалась во время экономического спада 1981–1982 годов. В целом за 16 лет с 1949 по 1965 год розничные цены в США выросли на 29 %, а за последующие 17 лет с 1965 по 1982 годы — на 100 %, то есть средний уровень инфляции в указанный период вырос в 3–4 раза, а уровень безработицы вырос как минимум в 2–3 раза. Аналогичные тенденции в этот период происходили во всех других развитых странах Запада — в ФРГ, Франции, Великобритании, Италии, Нидерландах, Канаде и т. д.[6][7][8][9]

Позднее, начиная с 1983–1984 годов, уровень инфляции во всех этих странах резко понизился, и стагфляция в явной форме исчезла.

Ещё одним ярким примером стагфляции может служить состояние экономики России в 1991–1996 годах, когда при росте цен в десятки раз произошло падение ВВП почти в три раза[источник не указан 1883 дня].

Экономисты называют две основные причины стагфляции.

Во-первых, к стагфляции может привести снижение производства из-за резкого изменения цены на сырье, важного для данной экономики (т.н. ценовой шок). Например, это может быть резкое повышение цены на нефть для страны-импортера или снижение — для страны-экспортера[10][11][12]

Во-вторых, одновременное замедление роста производства (стагнация) и рост цен (инфляция) может быть результатом неверной экономической политики правительства. Например, центробанк страны может вызвать инфляцию, выпуская в обращение слишком много денег[13], в то время как слишком активное регулирование рынка труда и производства со стороны государства может привести к замедлению деловой активности (стагнации)[14].

Именно указанными выше причинами была вызвана глобальная стагфляция 70-х годов XX в. Толчком к началу процесса послужил резкий подъем цен на нефть со стороны стран ОПЕК. Ситуация усугубилась из-за неверной реакции национальных центробанков, попытавшихся стимулировать рост за счет закачки в экономику денег (см. Кейнсианство), что привело лишь к бесконтрольному росту цен и зарплат[15]

  1. ↑ Финансовый словарь: Стагфляция
  2. ↑ Online Etymology Dictionary. Douglas Harper, Historian. http://dictionary.reference.com/browse/stagflation (accessed 5 May 2007).
  3. ↑ British House of Commons’ Official Report (also known as Hansard), 17 November 1965, page 1,165.
  4. ↑ Edward Nelson & Kalin Nikolov (2002), , Bank of England Working Paper, <http://www.bankofengland.co.uk/publications/workingpapers/wp155.pdf>  Introduction, page 9.
  5. Mankiw, N. Gregory. Principles of Macroeconomics (неопр.). — 2008. page 464
  6. ↑ Иванян Э. «История США». М., 2008, с. 498
  7. ↑ Social Trends 19, 1989. Central Statistical Office, London, UK, p. 79
  8. ↑ International Financial Statistics. IMF, Washington
  9. ↑ Кузовков Ю. «Мировая история коррупции». М., 2010, п. 20.1
  10. J. Bradford DeLong. Supply Shocks: The Dilemma of Stagflation (неопр.) (недоступная ссылка). University of California at Berkeley (3 октября 1998). Дата обращения 24 января 2008. Архивировано 9 мая 2008 года.
  11. Burda, Michael; Wyplosz, Charles. Macroeconomics: A European Text, 2nd ed (неопр.). — Oxford University Press, 1997. — С. 338—339.
  12. Hall, Robert; John Taylor. Macroeconomics: Theory, Performance, and Policy (англ.). — Norton, 1986. — ISBN 0-393-95398-X.
  13. ↑ Blanchard (2000), op. cit., Ch. 9, pp. 172–173, and Ch. 23, pp. 447–450.
  14. ↑ Blanchard (2000), op. cit., Ch. 22-2, pp. 434–436.
  15. Barsky, Robert; Kilian, Lutz. A Monetary Explanation of the Great Stagflation of the 1970s (англ.) : journal. — University of Michigan, 2000.[1]
  • Каменецкий Игорь Альбертович. «Стагфляция в переходной экономике России (Причины, последствия, движущие силы)». Диссертация на соискание учёной степени кандидата экономических наук. — СПб., 1997.
  • В. Я. Иохин. «Экономическая теория». М., 2001.

Хаотическая теория инфляции — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Хаотическая теория инфляции — сценарий развития Вселенной для инфляционной модели Вселенной. Теория предлагает простой способ описания инфляции Вселенной с помощью осциллирующего скалярного поля. При некоторых предположениях появляется возможность существования во Вселенной областей с различными элементарными частицами и законами их взаимодействия.

Сценарий хаотической инфляции впервые описан в работе А. Линде 1983 года[1]. До этого в инфляционной теории использовались сценарии c различной сложностью, однако сценарий хаотической инфляции оказался очень простым по сравнению с предыдущими. Для него не требовалось ни термодинамическое равновесие, ни сверхохлаждение, ни расширение в состоянии ложного вакуума.

Для объяснения хаотической теории инфляции рассматривают скалярное поле с квадратичной плотностью потенциальной энергии:

V(ϕ)=m22ϕ2{\displaystyle V(\phi )={m^{2} \over 2}\phi ^{2}}

Функция энергии имеет минимум при ϕ=0{\displaystyle \phi =0}, вблизи которого можно ожидать осцилляции скалярного поля. Однако это верно только для нерасширяющейся Вселенной. Для быстро расширяющейся Вселенной скалярное поле медленно уменьшается («скатывается вниз»), при этом чем быстрее расширяется Вселенная, тем медленнее уменьшение потенциальной энергии поля.

Для описания эволюции данного поля используются два уравнения — уравнение поля и уравнение Эйнштейна:

ϕ¨+3Hϕ˙=−m2ϕ{\displaystyle {\ddot {\phi }}+3H{\dot {\phi }}=-m^{2}\phi }
h3+ka2=8π3Mp2(12ϕ˙+V(ϕ)){\displaystyle H^{2}+{\frac {k}{a^{2}}}={\frac {8\pi }{3M_{p}^{2}}}\left({{\frac {1}{2}}{\dot {\phi }}+V\left(\phi \right)}\right)}

где H=a˙/a{\displaystyle H={\dot {a}}/a} — постоянная Хаббла для Вселенной с масштабным фактором a(t){\displaystyle a(t)} (размер Вселенной), k=−1,0,1{\displaystyle k=-1,0,1} соответственно для открытой, плоской и закрытой моделей, Mp{\displaystyle M_{p}} — планковская масса, Mp−2=G{\displaystyle M_{p}^{-2}=G}, где G{\displaystyle G} — гравитационная постоянная. Первое уравнение напоминает уравнение движения гармонического осцилятора, где вместо x(t) используется ϕ(t){\displaystyle \phi (t)}, а 3Hϕ˙{\displaystyle 3H{\dot {\phi }}} описывает вязкость окружающей среды для осциллятора.

В качестве начальных условий предполагается большое значение скалярного поля ϕ{\displaystyle \phi }, в результате чего на начальной стадии (до 10−35{\displaystyle 10^{-35}} секунд) размер Вселенной a(t){\displaystyle a(t)} растёт экспоненциально. Как только, из-за роста размера Вселенной, скалярное поле ϕ{\displaystyle \phi } становится достаточно малым, инфляция заканчивается и поле начинает осциллировать возле минимума V(ϕ){\displaystyle V(\phi )}. Далее теория предполагает, что как и для любого быстро осцилирующего классического поля, оно начнёт терять энергию за счёт рождения пар частиц. Эти частицы, в результате взаимодействия между собой, придут в термодинамическое равновесие, и начиная с этого момента часть описывается стандартной теорией горячей вселенной.

Главным отличием новой теории является быстрая скорость роста размеров инфляционной Вселенной — за 10−35{\displaystyle 10^{-35}} секунды от планковской длины до огромных размеров 101012{\displaystyle 10^{10^{12}}} см. Хотя размеры зависят от используемой модели, однако во всех реалистичных из них размер Вселенной оказывается намного больше размеров наблюдаемой Вселенной.

Если рассмотреть Вселенную с большим количеством областей со скалярным полем ϕ{\displaystyle \phi }, распределённым случайным образом, то в некоторых областях поле будет слишком малым для начала инфляции, в других же — достаточно большим. Именно из последних областей из первоначального хаоса будут формироваться области вселенных, при этом размеры областей будут значительно превышать размер наблюдаемой Вселенной. Именно поэтому автор назвал данную теорию теорией хаотической инфляции.

Важным для рассмотрения является вариант, когда скалярное поле имеет более сложный вид, из-за чего возможно существование нескольких минимумов. Тогда если из этих различных минимумов образуются области стабильности из первоначального хаоса, массы элементарных частиц и законы взаимодействий в них также будут различны.