Перви́чные возмуще́ния (первичные флуктуации), малые начальные отклонения геометрии ранней Вселенной от пространственно-плоской модели Фридмана. Геометрия ранней Вселенной, описываемая моделью Фридмана и первичными возмущениями в рамках общей теории относительности, является основой Стандартной космологической модели.

Первичные возмущения разделяются на три независимые в 1-м порядке теории возмущений моды – скалярную, тензорную и вихревую. Скалярная мода описывает первичные возмущения плотности материи, рост которых вследствие гравитационной неустойчивости приводит к образованию галактик, скоплений галактик и крупномасштабной структуры Вселенной. Тензорная мода представляет собой космологические гравитационные волны. Пример вихревой моды – космологические магнитные поля. Во фридмановской (однородной и изотропной) Вселенной в 1-м порядке теории возмущений генерируются только скалярная и тензорная моды.

Пространственное распределение галактик и карты реликтового излучения предоставляют информацию о поле возмущений плотности в современную эпоху (красное смещение $z≈0$) и о совместном распределении всех мод первичных возмущений в эпоху рекомбинации водорода ($z≈1100$) соответственно. Эти и другие наблюдательные данные при их сопоставлении с теорией и результатами численного моделирования позволяют восстановить начальные космологические условия (геометрию ранней Вселенной) и условия развития возмущений (состав Вселенной) независимо друг от друга. Первичные возмущения распределены в пространстве случайным образом и детерминированы по временнóй фазе (выделена «растущая» ветвь возмущений). Безразмерная амплитуда скалярной моды на космологическом горизонте составляет 10^–5, а спектр неоднородностей близок к масштабно-инвариантному. Тензорная и вихревая моды возмущений сильно подавлены относительно скалярной.

Первичные (космологические) гравитационные волны характеризуются большой длиной волны, сравнимой с размером горизонта Вселенной. Их прямая регистрация практически невозможна из-за того, что при входе «под горизонт» они быстро затухают. Наиболее перспективным способом непрямого детектирования первичных гравитационных волн представляется анализ поляризации реликтового излучения. Непрямое детектирование первичных гравитационных волн по их вкладу в анизотропию реликтового излучения оказалось невозможным из-за невысокой амплитуды космологических гравитационных волн и высокой статистической ошибки измерений спектра (англ. cosmic variance) на больших масштабах.

Первичные возмущения обязаны своим существованием эффекту их параметрического усиления в переменном гравитационном поле. Этот эффект присущ не только возмущениям плотности и гравитационным волнам, но и любым безмассовым степеням свободы, связанным с нестационарным фоном (рождение частиц). Это физическое свойство обеспечивает квантово-гравитационное (спонтанное) рождение возмущений из вакуумных флуктуаций геометрии в ранней Вселенной. Амплитуда рождённых неоднородностей зависит от интенсивности и частоты внешнего поля и пропорциональна первой производной масштабного фактора Вселенной. В силу того, что тензорная и скалярная моды первичных возмущений по-разному связаны с эволюцией масштабного фактора, их отношение зависит от его второй производной. Из наблюдаемой малости тензорной моды следует, что в период существования и эволюции первичных возмущений Вселенная расширялась ускоренно (инфляционная стадия расширения Вселенной) и плотность энергии не превышала энергию Великого объединения.

Эффект параметрического усиления объясняет все наблюдательные характеристики космологических возмущений плотности и является общепризнанным генератором структуры Вселенной. Это позволяет предсказать наличие пока не обнаруженных первичных гравитационных волн с определёнными свойствами. Если прогресс наблюдательной космологии приведёт к открытию тензорной моды первичных возмещений с требуемыми свойствами, это подтвердит справедливость Стандартной космологической модели и общей теории относительности на космологических масштабах и прольёт свет на физику ранней Вселенной.