В настоящий время простейшие инфляционные модели, основанные либо на\r\nскалярных полях в общей теории относительности, либо на модифицированной\r\nf(R) гравитации, которые наилучшим образом соответствуют всем существующим\r\nнаблюдательным данным, содержат только один свободный безразмерный\r\nпараметр, который однозначно фиксируется измеренной величиной спектра\r\nмощности первичных скалярных возмущений. Эти модели включают пионерскую\r\nR+R^2 модель (1980), инфляционную модель с полем Хиггса, неминимально и\r\nсильно связанным с гравитацией, и смешанную модель R^2 – Хиггса, которая,\r\nкак было показано, также является однопараметрической при описании\r\nинфляционной стадии. Они предсказывают гладкие и близкие к\r\nмасштабно-инвариантным спектры мощности первичных скалярных и тензорных\r\nвозмущений, генерируемых во время инфляции. Их предсказание для величины\r\nотношения спектров мощности тензорных возмущений к скалярным есть\r\nr=3(1-n_s)^2 = 0,004, что все еще примерно на порядок меньше нынешней\r\nверхней границы. Однако будущие наблюдения, в частности открытие первичных\r\nчерных дыр, могут доказать, что первичный спектр мощности скалярных\r\nвозмущений имеет дополнительные локальные пики и провалы, что требует\r\nвведения новых, как минимум двух, феноменологических констант. Я обсуждаю\r\nмеханизмы возникновения таких спектров, включая тот, который возникает в\r\nмногополевой инфляции с большим неминимальным кинетическим членом одного\r\nиз инфлатонов, который выходит из режима медленного скатывания до ее\r\nокончания [1]. <...далее текст не сохранен...>