Содержание

15.История зарождения инфляции. Сущность инфляции.

Термин «инфляция» (от лат. inflatio — вздувание) впервые стал употребляться в Северной Америке в период Гражданской войны 1861-1865 гг. и обозначал процесс разбухания бумажно-денежного обращения. В XIX в. он употреблялся уже и в Великобритании, и во Франции. В экономической литературе XX столетия он получил широкое распространение после Первой мировой воины. Инфляция — кризисное состояние денежной системы, обусловленное диспропорциональностью развития общественного производства, проявляющееся, прежде всего в общем и неравномерном росте цен на товары и услуги, что ведет к перераспределению национального дохода а пользу определенных социальных групп. ФОРМЫ ПРОЯВЛЕНИЯ.

1. Неравномерный рост цен на товары и услуги, что приводит к обесцениванию денег, снижению их покупательной способности.

2. понижение курса национальной денежной Единицы По отношению к иностранным.

3. увеличение цены золота, выраженной в национальной денежной единице.

Природа возникновения — несоответствие между обращением товарной и денежной массы, порождаемое чаще всего выпуском в обращение избыточных наличных и безналичных денег, не обеспеченных товарами. В некоторых случаях применяется специальный термин инфляционная экономика, чтобы подчеркнуть многогранность инфляционного воздействия на различные стороны и сферы народного хозяйства и Самоподдерживающийся характер инфляционных процессов.

ВНЕШНИЕ ПРИЧИНЫ: рост цен на мировом рынке на топливо и благородные металлы, неблагоприятная конъЮНктура на зерновом рынке в условиях значительного импорта зерновых.

ВНУТРЕННИЕ ПРИЧИНЫ: деформация народнохозяйственной структуры, дефицит бюджета, эмиссия и увеличение скороСТи Обращения денег.

Инфляция неизбежна и в том случае, когда расходы государства превышают его доходы. Если уж в бюджете дефицит, то, как его ни финансируй, от инфляции не уйти. Но вот скорость ее нарастания зависит от способа покрытия дефицитных расходов: если государство прибегает к денежной эмиссии, то инфляция будет развиваться очень быстро.

16. Виды инфляции

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

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

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 условиями 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 денежные реформы. 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

    безработица, закрываются предприятия и происходит банкротство.

Гиперинфляция означает крах денежной системы, 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*1027 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. Обычно рассчитывается государственными органами статистики.

— Неожидаемая

— Импортируемая — развивается под воздействием внешних факторов.

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 430 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.

Инфляция в США — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

До Второй мировой войны уровень цен в США был относительно стабильным, за исключением эпизодов гиперинфляции, связанных с финансированием Войны за независимость США (1775—1783)[1] и Гражданской войны (1861—1865)[2]. Характерными были также периоды отрицательной инфляции (дефляции) во время экономических кризисов, в частности 1840-x, 1870-x, Великой депрессии. После Второй мировой войны наблюдается неуклонный рост индекса цен. Период значительной инфляции продолжался с 1973 года до начала 1980-х[3]. Обычно его связывают с нефтяным эмбарго со стороны стран OPEC. Но чуть раньше (в 1971 году) произошёл отказ от обмена долларов на золото по фиксированному курсу, произведена девальвация доллара почти на 8 % и начался переход к плавающим обменным курсам валют (см. Кризис Бреттон-Вудской валютной системы).

Динамика изменения Индекса потребительских цен США (с 1913 года): абсолютное значение (синяя кривая), процентное изменение (красная кривая)

Индекс потребительских цен США (United States Consumer Price Index, CPI) считается одним из основных показателей инфляции, и вычисляется путём измерений уровня цен на потребительские продукты и услуги. Данные ежемесячно публикуются статистическим бюро Департамента труда США с 1919 года. Индекс вычисляется по наблюдениям изменения цен на широкий набор продуктов в городских районах, средневзвешенных по доли общего дохода, которую потребители тратят на их покупку.

За время своего существования метод расчёта индекса неоднократно изменялся, адаптируясь к текущим условиям, как например к сокращению потребления отдельных видов продуктов в военные годы, новым данным переписи населения, изменению привычек потребления. Последнее исследование было проведено специально созданной в 1995 году сенатской комиссией (комиссия Боскина) для установления предполагаемой систематической погрешности расчёта CPI. Результаты комиссии были опубликованы 4 декабря 1996 года, согласно которым CPI был переоценен на 1,1 % в 1996 году и на 1,3 % в период предшествующий 1996 году[4].

Индекс потребительских цен в период с 1957 по 2007 год увеличился более чем в 7 раз, хотя на отдельные товары и услуги цифры могут быть больше, например:

  • почтовая марка в 1950-е стоила 3 цента, в 2007 году — 41 цент (в 13,6 раза больше)[5];
  • Гамбургер Биг-Мак, впервые появившись в сети McDonald’s в 1967 году по цене 45 центов
    [6]
    сейчас стоит 3,22 доллара (рост в 7,1 раза. Кстати, журнал «The Economist» использует так называемый индекс Биг-Мака для сравнения покупательной способности различных валют в 120 странах)[7][8];
  • В момент основания сети мотелей Motel 6 в Санта-Барбаре, Калифорния, в 1962 году номер стоил 6 долларов (что отражено в названии сети), сейчас стоимость номера — 110 долларов (в 18,3 раза в районе в Санта-Барбары на август 2007 года, тем не менее, сеть остается одной из самых доступных, со стоимостью номера от 30 долларов в зависимости от места и сезона, так, например, в Бэйкерсфилде, Калифорния, в августе 2007 года цена номера была 34 доллара, что соответствует увеличению лишь в 5,6 раза)[9].

Минимальная установленная законом зарплата в США выросла с 75 центов в час (в 1950 году) до 7,25 доллара (в 2009 году).

Инфляция в США — это… Что такое Инфляция в США?

История инфляции в США

До Второй мировой войны уровень цен в США был относительно стабильным, за исключением эпизодов гиперинфляции, связанных с финансированием Войны за независимость США (1775—1783)[1] и Гражданской войны (1861—1865) [2]. Характерными были также периоды отрицательной инфляции (дефляции) во время экономических кризисов, в частности 1840-x, 1870-x, Великой депрессии. После Второй мировой войны наблюдается неуклонный рост индекса цен. Период значительной инфляции продолжался с 1973 года до начала 1980-х. Обычно его связывают с нефтяным эмбарго со стороны стран OPEC[3]. Но чуть раньше (в 1971 году) произошёл отказ от обмена долларов на золото по фиксированному курсу, произведена девальвация доллара почти на 8 % и начался переход к плавающим обменным курсам валют (см. Кризис Бреттон-Вудской валютной системы).

Индекс потребительских цен США

Динамика изменения Индекса потребительских цен США (1913—2006), абсолютное значение(синяя кривая), процентное изменение (красная кривая)

Индекс потребительских цен США (United States Consumer Price Index, CPI) считается одним из основных показателей инфляции, и вычисляется путем измерений уровня цен на потребительские продукты и услуги. Данные ежемесячно публикуются статистическим бюро Департамента труда США с 1919 года. Индекс вычисляется по наблюдениям изменения цен на широкий набор продуктов в городских районах, средневзвешенных по доли общего дохода, которую потребители тратят на их покупку. Статистические данные, на конец месяца, в котором они опубликованным, служат наиболее популярным методом измерения инфляции в США, однако данный индекс служит прежде всего целям определения стоимости жизни, нежели как общий индекс цен

[4].

За время своего существования метод расчета индекса неоднократно изменялся, адаптируясь к текущим условиям, как например к сокращению потребления отдельных видов продуктов в военные годы, новым данным переписи населения, изменению привычек потребления. Последнее исследование было проведено специально созданной в 1995 году сенатской комиссией (комиссия Боскина) для установления предполагаемой систематической погрешности расчета CPI. Результаты комиссии были опубликованы 4 декабря 1996 годa, согласно которым CPI был прееоценен на 1.1 процента в 1996 году и на 1.3 процента в период предшествующий 1996 году [5].

Примеры абсолютного изменения цен

Индекс потребительских цен в период с 1957 по 2007 год увеличился более чем в 7 раз, хотя на отдельные товары и услуги цифры могут быть больше, например:

  • почтовая марка в 1950-е стоила 3 цента, в 2007 году — 41 цент (в 13,6 раза)[6];
  • Гамбургер Биг-Мак впервые появившись в сети McDonald’s в 1962 году стоил 45 центов, сейчас 3,22 доллара (в 7,1 раза. Интересным фактом является то, что журнал «The Economist» использует так называемый индекс Биг-Мака для сравнения покупательной способности различных валют в 120 странах)[7][8];
  • В момент основания сети мотелей Motel 6 в Санта-Барбаре, Калифорния, в 1962 году номер стоил 6 долларов (что отражено в названии сети), сейчас стоимость номера — 110 долларов (в 18,3 раза в районе в Санта-Барбары на август 2007 года, тем не менее сеть остается одной из самых доступных, со стоимостью номера от 30 долларов в зависимости от места и сезона, так например в Бэйкерсфилде, Калифорния в августе 2007 года цена номера была 34 доллара, что соответствует увеличению лишь в 5,6 раза)
    [9]
    .

Минимальная, установленная законом, зарплата в США выросла с 75 центов в час (1950) до 5,85 долларов в час (2007) (увеличение в 7,80 раза, с запланированным повышением до 6,55 долларов в 2008 году и до 7,25 долларов в 2009 году).

Источники

Ссылки

См. также




Отправить ответ

avatar
  Подписаться  
Уведомление о