Кто считал что вселенная евклидова

Как образовалась Вселенная

Что же такое Вселенная? Если емко, то это сумма всего существующего. Это все время, пространство, материя и энергия, образовавшиеся и расширяющиеся вот уже 13.8 миллиардов лет. Никто не может точно сказать, насколько обширны просторы нашего мира и пока нет точных предсказаний финала.

Определение Вселенной

Само слово «Вселенная» происходит от латинского «universum». Впервые его использовал Цицерон, а уже после него оно стало общепринятым у римских авторов. Понятие обозначало мир и космос. На тот момент люди в этих словах видели Землю, все известные живые существа, Луну, Солнце, планеты (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн) и звезды.

Иногда вместо «Вселенная» используют «космос», которое с греческого переводится как «мир». Кроме того, среди терминов фигурировали «природа» и «все».

В современном понятии вмещают все, что существует во Вселенной – наша система, Млечный Путь и прочие структуры. Также сюда входят все виды энергии, пространство-время и физические законы.

Одним из основных вопросов, которые не выходят из сознания человека, всегда был и является вопрос: «как появилась Вселенная?». Конечно же, однозначного ответа на данный вопрос нет, и вряд ли будет получен в скором времени, однако наука работает в этом направлении и формирует некую теоретическую модель зарождения нашей Вселенной.

Теории происхождения Вселенной

Креационизм: все создал Господь Бог

Среди всех теорий о происхождении Вселенной эта появилась самой первой. Очень хорошая и удобная версия, которая, пожалуй, будет иметь актуальность всегда. Кстати, многие ученые физики, несмотря на то что наука и религия часто представляются понятиями противоположными, верили в Бога.

Например, Альберт Эйнштейн говорил:

«Каждый серьезный естествоиспытатель должен быть каким-то образом человеком религиозным. Иначе он не способен себе представить, что те невероятно тонкие взаимозависимости, которые он наблюдает, выдуманы не им.»

Теория Большого Взрыва (модель горячей Вселенной)

Пожалуй, самая распространенная и наиболее признанная модель происхождения нашей Вселенной. Отвечает на вопрос — каким образом образовались химические элементы и почему распространённость их именно такая, какая сейчас наблюдается.

Согласно этой теории, около 14 миллиардов назад, пространства и времени не было, а вся масса вселенной была сосредоточена в крохотной точке с невероятной плотностью – в сингулярности. Однажды из-за возникшей в ней неоднородности, произошел так называемый Большой Взрыв. И с тех пор Вселенная постоянно расширяется и остывает.

Теория Большого взрыв

Первые 10 -43 секунды после Большого Взрыва называют этапом квантового хаоса. Природа мироздания на этом этапе существования не поддается описанию в рамках известной нам физики. Происходит распад непрерывного единого пространства-времени на кванты.

Спустя 10 000 лет энергия вещества постепенно превосходит энергию излучения и происходит их разделения. Вещество начинает доминировать над излучением, возникает реликтовый фон.

Теория Большого Взрыва тверже встала на ноги после открытия космологического красного смещения и реликтового излучения. Два этих явления — самые весомые доводы в пользу правильности теории.

Также разделение вещества с излучением значительно усилило изначальные неоднородности в распределении вещества, в результате чего начали образовываться галактики и сверхгалактики. Законны Вселенной пришли к тому виду, в котором мы наблюдаем их сегодня.

Модель расширяющейся Вселенной

Сейчас доподлинно известно, что Галактики и иные космические объекты удаляются друг от друга, а значит, Вселенная расширяется.

Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит общая теория относительности и её геометрический взгляд на природу гравитации.

Красное смещение – это наблюдаемое для далеких источников понижение частот излучения, которое объясняется отдалением источников (галактик, квазаров) друг от друга. Данный факт свидетельствует о том, что Вселенная расширяется.

Реликтовое излучение – это как бы отголоски большого взрыва. Ранее Вселенная представляла собой горячую плазму, которая постепенно остывала. Еще с тех далеких времен во Вселенной остались так называемые блуждающие фотоны, которые образуют фоновое космическое излучение. Ранее при более высоких температурах Вселенной данное излучение было гораздо мощнее. Сейчас же его спектр соответствует спектру излучения абсолютно твердого тела с температурой всего 2,7 Кельвин.

Теория эволюции крупномасштабных структур

Как показывают данные по реликтовому фону, в момент отделения излучения от вещества Вселенная была фактически однородна, флуктуации вещества были крайне малыми, и это представляет собой значительную проблему.

Вторая проблема — ячеистая структура сверхскоплений галактик и одновременно сфероподобная — у скоплений меньших размеров. Любая теория, пытающаяся объяснить происхождение крупномасштабной структуры Вселенной, в обязательном порядке должна решить эти две проблемы.

Современная теория формирования крупномасштабной структуры, как впрочем и отдельных галактик, носит названия «иерархическая теория».

Суть — вначале галактики были небольшие по размеру (примерно как Магеллановы облака ), но со временем они сливаются, образуя всё большие галактики.

В последнее время верность теории поставлена под вопрос.

Теория струн

Эта гипотеза в некоторой степени опровергает Большой взрыв в качестве начального момента возникновения элементов открытого космоса.

Согласно теории струн, Вселенная существовала всегда. Гипотеза описывает взаимодействие и структуру материи, где существует определенный набор частиц, которые делятся на кварки, бозоны и лептоны. Говоря простым языком, эти элементы являются основой мироздания, поскольку их размер настолько мал, что деление на другие составляющие стало невозможным.

Отличительной чертой теории о том, как образовалась Вселенная, становится утверждение о вышеупомянутых частицах, которые представляют собой ультрамикроскопические струны, которые постоянно колеблются. Поодиночке они не имеют материальной формы, являясь энергией, которая в совокупности создает все физические элементы космоса.

Примером в данной ситуации послужит огонь: глядя на него, он кажется материей, однако он неосязаем.

Хаотическая теория инфляции — теория Андрея Линде

Согласно данной теории существует некоторое скалярное поле, которое неоднородно во всем своем объеме. То есть в различных областях вселенной скалярное поле имеет разное значение. Тогда в областях, где поле слабое – ничего не происходит, в то время как области с сильных полем начинают расширяться (инфляция) за счет его энергии, образуя при этом новые вселенные.

Такой сценарий подразумевает существование множества миров, возникших неодновременно и имеющих свой набор элементарных частиц, а, следовательно, и законов природы.

Теория Ли Смолина

Эта теория достаточно известна и предполагает, что Большой Взрыв не является началом существования Вселенной, а – лишь фазовым переходом между двумя ее состояниями. Так как до Большого Взрыва Вселенная существовала в форме космологической сингулярности, близкой по своей природе к сингулярности черной дыры, Смолин предполагает, что Вселенная могла возникнуть из черной дыры.

Эволюция Вселенной

Как происходил процесс развития и эволюции Вселенной? В течение следующих миллиардов лет гравитация заставила более плотные области притягиваться. В этом процессе формировались газовые облака, звезды, галактические структуры и прочие небесные объекты.

Этот период именуют Структурной Эпохой, так как именно в этот временной отрезок зарождалась современная Вселенная. Видимое вещество распределялось на различные формирования (звезды в галактики, а те в скопления и сверхскопления).

Что было до появления Вселенной

Сложно представить время за 13,7 миллиардов лет до сегодняшнего дня, когда вся Вселенная представляла собой сингулярность. Согласно теории Большого взрыва, один из главных претендентов на роль объяснения того, откуда появилась Вселенная и вся материя в космосе — все было сжато в точку, меньшую, чем субатомная частица. Но если это еще можно принять, задумайтесь вот о чем: что же было до того, как случился Большой взрыв?

Этот вопрос современной космологии уходит корнями еще в четвертое столетие нашей эры. 1600 лет назад теолог Августин Блаженный как и один из лучших физиков 20 века Альберт Эйнштейн пытались понять природу до сотворения Вселенной. Они пришли к выводу , что просто не было никакого «до».

В настоящее время человеком выдвигаются различные теории.

Теория Мультивселенной

Что если наша Вселенная является потомком другой, старшей Вселенной? Некоторые астрофизики полагают, что пролить свет на эту историю поможет реликтовое излучение, оставшееся от большого взрыва.

Согласно этой теории, в первые мгновения своего существования Вселенная начала чрезвычайно быстро расширяться. Также теория объясняет температуру и плотность флуктуаций реликтового излучения и подсказывает, что эти флуктуации должны быть одинаковыми.

Но, как выяснилось, нет. Последние исследования дали понять, что Вселенная на самом деле однобока, и в некоторых областях флуктуаций больше, чем в других. Некоторые космологи считают, что это наблюдение подтверждает, что у нашей Вселенной была «мать»(!)

В теории хаотической инфляции эта идея приобретает размах: бесконечный прогресс инфляционных пузырьков порождает обилие вселенных, и каждая из них порождает еще больше инфляционных пузырьков в огромном количестве Мультивселенных.

Теория белых и черных дыр

Тем не менее, существуют модели, которыми пытаются объяснить образование сингулярности до большого взрыва. Если вы думаете о черных дырах как о гигантских мусоросборниках, они являются главными кандидатами первоначального сжатия, поэтому наша расширяющаяся Вселенная вполне может быть белой дырой — выходным отверстием черной дыры, и каждая черная дыра в нашей Вселенной может вмещать в себя отдельную вселенную.

Большой скачок

Другие ученые считают, что в основе формирования сингулярности лежит цикл под названием «большой скачок», в результате которого расширяющаяся вселенная в итоге коллапсирует сама в себя, порождая другую сингулярность, которая, опять же, порождает другой большой взрыв.

Этот процесс будет вечным, и все сингулярности и все схлопывания не будут представлять собой ничего другого, кроме как переход в другую фазу существования Вселенной.

Теория циклической Вселенной

Последнее объяснение, которое мы рассмотрим, использует идею циклической Вселенной, порожденной теорией струн. Она предполагает, что новая материя и потоки энергии появляются каждые триллионы лет, когда две мембраны или браны, лежащие за пределами наших измерений, сталкиваются между собой.

Что было до Большого взрыва? Вопрос остается открытым. Может быть, ничего. Может, другая Вселенная или другая версия нашей. Может, океан Вселенных, в каждой из которых — свой набор законов и констант, диктующих природу физической реальности.

Проблемы современных моделей рождения и эволюции Вселенной

Многие теории, касающиеся Вселенной в последнее время сталкиваются с проблемами, как теоретического, так и, что более важно, наблюдательного характера:

1. Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска трёхмерного пространственного сечения Вселенной, то есть такой фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной.
2. Неизвестно, является ли Вселенная глобально пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах.
3. Также неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели расширения, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно конечна.
4. Существуют предположения, что Вселенная изначально родилась вращающейся. Классическим представлением о зарождении является идея об изотропности Большого взрыва, то есть о распространении энергии одинаково во все стороны. Однако появилась и получила некоторое подтверждение конкурирующая гипотеза о наличии изначального момента вращения Вселенной.

Видео

Источник

Космологические модели Вселенной: этапы становления современной системы, особенности

Космологическая модель Вселенной — это математическое описание, которое пытается объяснить причины ее нынешнего существования. А также оно обрисовывает эволюцию во времени.

Современные космологические модели Вселенной основаны на общей теории относительности. Это то, что в настоящее время дает наилучшее представление для крупномасштабного объяснения.

Первая научно-обоснованная космологическая модель Вселенной

Из своей теории общей относительности, которая является гипотезой гравитации, Эйнштейн пишет уравнения, управляющие космосом, заполненном материей. Но Альберт думал, что тот должен быть статичным. Таким образом, Эйнштейн ввел термин, называемый постоянной космологической моделью Вселенной, в свои уравнения, чтобы получить результат.

Впоследствии, с учетом системы Эдвина Хаббла, он вернется к этой идее и признает, что космос может эффективно расширяться. Именно так выглядит Вселенная в космологической модели А. Эйнштейна.

Новые гипотезы

Вскоре после него голландец де Ситтер, русский разработчик космологической модели Вселенной Фридман и бельгийский Леметр представляют на суд знатоков нестатические элементы. Они необходимо для решения уравнений относительности Эйнштейна.

Если космос де Ситтера соответствует пустой постоянной, то согласно космологической модели Фридмана Вселенная зависит от плотности вещества внутри нее.

Основная гипотеза

У Земли нет оснований стоять в центре космоса или в каком-либо привилегированном месте.

Это первая теория классической космологической модели Вселенной. Согласно этой гипотезе мироздание рассматривается как:

1. Однородное, то есть обладает одними и теми же свойствами повсюду в космологическом масштабе. Конечно, в меньшем плане бывают разные ситуации, если посмотреть, например, на Солнечную систему или куда-либо вне Галактики.
2. Изотропное, то есть всегда имеет одинаковые свойства в каждом направлении, где бы не смотрел человек. Тем более, что космос не сплющен в одном направлении.

Вторая необходимая гипотеза — универсальность законов физики. Эти правила одинаковы в любом месте и в каждое время.

Рассматривать содержание Вселенной как совершенной жидкости — это еще одна гипотеза. Характерные размеры ее составляющих незначительны перед расстояниями, которые их разделяют.

Параметры

Многие просят: «Опишите космологическую модель Вселенной». Чтобы это сделать в соответствие с предыдущей гипотезой системы Фридмана-Леметра используют три параметра, которые полностью характеризуют эволюцию:

• Константа Хаббла, которая представляет скорость расширения.
• Параметр плотности массы, который измеряет соотношение между ρ исследуемой Вселенной и определенной плотности, называется критической ρ_c, связанной с постоянной Хаббла. Текущее значение этого параметра отмечено Ω₀.
• Космологическая постоянная, отмеченная Λ, представляет собой силу, противоположную гравитации.

Плотность материи является ключевым параметром для предвидения ее эволюции: если она очень непроницаемая (Ω₀> 1), гравитация сможет победить расширение, и космос вернется в свое первоначальное состояние.

В противном случае увеличение будет продолжаться вечно. Чтобы это проверить, опишите космологическую модель Вселенной согласно теории.

Интуитивно понятно, что человек может осознать эволюцию космоса в соответствии с количеством вещества внутри.

Большое число приведет к закрытой Вселенной. Это закончится в своем начальном состоянии. Небольшое количество вещества приведет к открытой вселенной с бесконечным расширением. Значение Ω₀ = 1 приводит к частному случаю плоского космоса.

Смысл критической плотности ρ_c составляет около 6 х 10 –27 кг/м 3 , то есть два атома водорода на кубический метр.

Эта очень низкая цифра объясняет, почему современная космологическая модель строения Вселенной предполагает пустой космос, и это не так плохо.

Закрытое или открытое мироздание?

Плотность вещества внутри вселенной определяет ее геометрию.

Для высокой непроницаемости можно получить замкнутый космос с положительной кривизной. Но с плотностью ниже критической выйдет открытая Вселенная.

Необходимо отметить, что закрытый тип обязательно имеет законченный размер, тогда как плоская или открытая Вселенная может быть конечной или бесконечной.

Во втором случае сумма углов треугольника меньше 180°.

В замкнутой (например, на поверхности Земли) эта цифра всегда больше 180°.

Все измерения до сих пор не позволили выявить искривление космоса.

Космологические модели Вселенной кратко

Измерения ископаемого излучения с помощью шара Бумеранга вновь подтверждают гипотезу плоского космоса.

Гипотеза о плоском космосе наилучшим образом согласуется с экспериментальными данными.

Измерения, выполненные WMAP и спутником Планка, подтверждают эту гипотезу.

Итак, Вселенная была бы плоской. Но этот факт ставит человечество перед двумя вопросами. Если она плоская, это означает, что плотность вещества равна критической Ω₀=1. Но, самая большая, видимая материя во Вселенной составляет только 5 % этой непроницаемости.

Так же, как и при рождении Галактик, необходимо снова обратиться к темной материи.

Возраст Вселенной

Ученые могут показать, что он пропорционален обратной величине постоянной Хаббла.

Таким образом, точное определение этой константы является критической проблемой для космологии. Недавние измерения показывают, что сейчас космосу от 7 до 20 миллиардов лет.

Но Вселенная обязательно должна быть старше, чем ее самые старые звезды. А они оцениваются в возрасте от 13 до 16 млрд лет.

Около 14 миллиардов лет назад Вселенная начала расширяться во всех направлениях от бесконечно малой плотной точки, известной как особенность. Это событие известно как Большой взрыв.

В течение первых нескольких секунд после начала быстрой инфляции, которая продолжалась в следующие сотни тысяч лет, появились фундаментальные частицы. Которые позже составили бы материю, но она, как знает человечество, еще не существовала. В этот период Вселенная была непрозрачной, наполненной чрезвычайно горячей плазмой и мощным излучением.

Однако по мере расширения ее температура и плотность постепенно снижались. Плазму и излучение в конечном итоге заменили водород и гелий, самые простые, легкие и наиболее распространенные элементы во Вселенной. Гравитации потребовалось несколько сотен миллионов дополнительных лет, чтобы объединить эти свободноплавающие атомы в первичный газ, из которого появились первые звезды и галактики.

Это объяснение о начале времени было получено из стандартной модели космологии Большого взрыва, также известной как система Лямбда — холодная темная материя.

Космологические модели Вселенной основаны на прямых наблюдениях. Они способны делать прогнозы, которые могут быть подтверждены последующими исследованиями, и полагаются на общую относительность, потому что эта теория дает наилучшее согласие с наблюдаемыми крупномасштабными поведениями. Космологические модели также основаны на двух фундаментальных предположениях.

Земля не расположена в центре Вселенной и не занимает особого места, поэтому космос выглядит одинаково во всех направлениях и из всех мест в большом масштабе. И одни и те же законы физики, действующие на Земле, применяются во всем космосе независимо от времени.

Следовательно, то, что человечество наблюдает сегодня, может быть использовано для объяснения прошлого, настоящего или для помощи в прогнозировании будущих событий в природе, независимо от того, насколько далеко расположено это явление.

Невероятно, чем дальше люди вглядываются в небеса, тем дальше они смотрят в прошлое. Это позволяет проводить общий обзор Галактик, когда они были намного моложе, чтобы можно лучше понять, как они эволюционировали по отношению к тем, которые ближе и, следовательно, намного старше. Конечно, человечество не может видеть одни и те же Галактики на разных этапах своего развития. Но могут возникнуть хорошие гипотезы, группируя Галактики по категориям на основе того, что они наблюдают.

Считается, что первые звезды образовались из газовых облаков вскоре после начала Вселенной. Стандартная модель большого взрыва предполагает, что можно найти самые ранние Галактики, заполненные молодыми горячими телами, которые придадут этим системам синий оттенок. Модель также предсказывает, что первые звезды были более многочисленными, но меньше по размеру, чем современные. И что системы иерархически выросли до своего текущего размера, поскольку маленькие Галактики со временем образовывали большие островные вселенные.

Интересно, что многие из этих прогнозов были подтверждены. Например, еще в 1995 году, когда космический телескоп Хаббла впервые посмотрел глубоко в начало времени, он обнаружил, что молодая Вселенная была заполнена слабыми синими Галактиками, которые были в тридцать — пятьдесят раз меньше Млечного пути.

Стандартная модель большого взрыва также предсказывает, что эти слияния все еще продолжаются. Поэтому человечество должно найти доказательства этой активности и в соседних Галактиках. К сожалению, до недавнего времени было мало доказательств энергичности слияний среди звезд около Млечного Пути. Это было проблемой со стандартной моделью большого взрыва, потому что предполагало, что понимание Вселенной может быть неполным или ошибочным.

Только во второй половине XX века было накоплено достаточно физических доказательств, чтобы сделать разумные модели процесса формирования космоса. Нынешняя стандартная система большого взрыва была разработана на основе трех основных экспериментальных данных.

Расширение Вселенной

Как и в случае с большинством моделей природы, она претерпела последовательные усовершенствования и создала значительные трудности, которые подпитывают дальнейшие исследования.

Один из увлекательных аспектов космологического моделирования заключается в том, что он выявляет ряд балансов параметров, которые должны поддерживаться достаточно точно для Вселенной.

Вопросы

Стандартная космологическая модель Вселенной — это большой взрыв. И хотя доказательства, подтверждающие ее, огромны, она не без проблем. Трефил в книге «Момент творения» хорошо показывает эти вопросы:

1. Проблема антивещества.
2. Сложность формирования Галактики.
3. Проблема горизонта.
4. Вопрос плоскостности.

Проблема антивещества

После начала эры частиц. Не существует никакого известного процесса, который мог бы изменить чистое число крупиц Вселенной. К тому времени, когда космос устарел на миллисекунды, баланс между веществом и антивеществом был исправлен навсегда.

Основной частью стандартной модели материи во Вселенной является идея парного производства. Это демонстрирует рождение электрон-позитронных дублей. Обычный тип взаимодействия между рентгеновскими лучами высокой жизни или гамма-излучением и типичными атомами преобразует большую часть энергии фотона в электрон и его античастицу, позитрон. Массы крупиц следуют соотношению Эйнштейна E = mc 2 . Произведенная бездна имеет равное количество электронов и позитронов. Поэтому если бы все процессы массового производства были парными, во Вселенной было бы точно такое же количество вещества и антивещества.

Ясно, что в том, как природа относится к материи, есть некоторая асимметрия. Одним из перспективных направлений исследования является нарушение СР-симметрии при распаде частиц слабым взаимодействием. Основным экспериментальным доказательством является разложение нейтральных каонов. Именно они показывают небольшое нарушение симметрии СР. При распаде каонов на электроны человечество имеет четкое различие между веществом и антивеществом, и это может быть одним из ключей к преобладанию материи во Вселенной.

Новое открытие на большом адронном коллайдере — разница в скорости распада D-мезона и его античастицы — 0,8 %, что может стать еще одним вкладом в решение вопроса антивещества.

Проблема формирования Галактики

Случайных неоднородностей в расширяющейся Вселенной недостаточно для образования звезд. При наличии быстрого расширения гравитационное притяжение слишком медленное, чтобы Галактики могли сформироваться с какой-либо разумной моделью турбулентности, созданной самим расширением. Вопрос о том, как могла возникнуть крупномасштабная структура Вселенной, был главной нерешенной проблемой в космологии. Поэтому ученые вынуждены смотреть на период до 1 миллисекунды, чтобы объяснить существование галактик.

Проблема горизонта

Микроволновое фоновое излучение с противоположных направлений в небе характеризуется той же самой температурой в пределах 0,01 %. Но области пространства, из которого они были излучаемы, на 500 тыс. лет было более светлым временем транзита. И поэтому они не могли быть сообщены друг с другом, чтобы установить видимое тепловое равновесие — они были за пределами горизонта.

Эта ситуация также называется «проблемой изотропии», поскольку фоновое излучение, двигающееся со всех сторон в космосе, является почти изотропным. Один из способов выразить вопрос состоит в том, чтобы сказать, что температура частей пространства в противоположных от Земли направлениях почти одинакова. Но как они могут находиться в тепловом равновесии друг с другом, если они не могут общаться? Если кто-либо рассматривал предельное время возврата в 14 миллиардов лет, полученное из постоянной Хаббла 71 км/с на мегапарсек, как это было предложено WMAP, то замечал, что эти отдаленные части Вселенной находятся на расстоянии 28 миллиардов световых лет друг от друга. Так, почему у них точно такая же температура?

Для того чтобы понять проблему горизонта, достаточно быть вдвое больше возраста Вселенной, но, как указывает Шрамм, если посмотреть на эту проблему с более ранних перспектив, она станет еще более серьезной. В то время, когда фотоны были фактически испущены, они были бы в 100 раз больше возраста Вселенной или 100 раз причинно отключены.

Эта проблема является одним из направлений, которое привело к инфляционной гипотезе, выдвинутой Аланом Гутом в начале 80-х годов прошлого столетия. Ответ на вопрос горизонта с точки зрения инфляции заключается в том, что в самом начале процесса Большого взрыва был период невероятно быстрой инфляции, который увеличил размер Вселенной на 10 20 или 10 30 . Это значит, что наблюдаемый космос в настоящее время внутри этого расширения. Излучение, которое можно увидеть, является изотропным, потому что все это пространство «надувается» из крошечного объема и имеет практически идентичные начальные условия. Это способ объяснить, почему части Вселенной настолько далеки, что они никогда не могли общаться друг с другом, выглядят одинаково.

Проблема плоскостности

Становление современной космологической модели Вселенной очень обширно. Наблюдения показывают, что количество вещества в космосе, несомненно, больше, чем одна десятая и, конечно, меньше критического количества, необходимого для прекращения расширения. Здесь есть хорошая аналогия — мяч, брошенный из земли, замедляется. С той же скоростью, что и у маленького астероида, он никогда не остановится.

В начале этого теоретического броска с системы может показаться, что он был брошен с правильной скоростью, чтобы двигаться вечно, замедляясь до нуля на бесконечном расстоянии. Но с течением времени это становилось все более очевидным. Если бы кто-либо пропустил окно скоростей даже на небольшую величину, то после 20 миллиардов лет путешествий все равно казалось, что мяч бросили с правильной скоростью.

Любые отклонения от плоскостности со временем преувеличиваются, и на этой стадии Вселенной крошечные неровности должны были значительно усилиться. Если плотность нынешнего космоса кажется очень близкой к критической, то она должна была быть еще ближе к плоской в более ранние эпохи. Алан Гут считает лекцию Роберта Дике одним из факторов влияния, которое поставило его на путь инфляции. Роберт указал, что плоскостность современной космологической модели Вселенной потребует, чтобы она была плоской до одной части в 10–14 раз в секунду после большого взрыва. Кауфманн предполагает, что сразу после него плотность должна была быть равна критической, то есть до 50 знаков после запятой.

В начале 1980-х Алан Гут предположил, что после планковского времени, составляющего 10 –43 секунды, был короткий период чрезвычайно быстрого расширения. Эта инфляционная модель была способом решения как проблемы плоскостности, так и вопросы горизонта. Если Вселенная раздулась на 20–30 порядков, то свойства чрезвычайно маленького объема, который можно было бы считать тесно связанным, распространялись сегодня по всей известной Вселенной, что вносило вклад как в крайнюю плоскостность, так и в чрезвычайно изотропную природу.

Именно так можно описать современные космологические модели Вселенной кратко.

Источник