Открытая модель вселенной это

Модели Вселенной

Описание существующих моделей нашей Вселенной от статистической Вселенной Эйнштейна до Теории Большого взрыва и Горячей Вселенной

В настоящее время доминирующими моделями Вселенной считаются: Теория большого взрыва (модель горячей Вселенной), которая описывает химический состав Вселенной и модель расширяющейся Вселенной (модель Фридмана). Инфляционная модель, описывающая причины расширения, вызывает больше споров в ученом мире.

Модель «Холодной вселенной»

Столкнувшись с некоторыми нерешаемыми вопросами моделью «горячей вселенной» ученые стали искать иные физические модели «начала». В 1961 году академик Я.Б. Зельдович выдвинул альтернативную холодную модель Вселенной, согласно которой первоначальная плазма состояла из смеси холодных (с температурой ниже абсолютного нуля) вырожденных частиц — протонов, электронов и нейтрино. [далее…]

Инфляционная модель Вселенной

Инфляционная модель Вселенной – научная космологическая теория о законе и состоянии расширения Вселенной на раннем этапе Большого взрыва. В отличие от стандартной модели горячей Вселенной, данная теория предполагает ускоренный период расширения Вселенной на раннем этапе при температуре выше 1028 Кельвинов. [далее…]

Теория Большого взрыва

Модель «Горячей вселенной» и теория Большого взрыва

Как известно, в 1929 американский астроном Эдвин Хаббл (1889–1953) открыл, что большинство галактик удаляется от нас, причем тем быстрее, чем дальше расположена галактика (закон Хаббла). Это было интерпретировано как всеобщее расширение Вселенной, начавшееся примерно 15 млрд. лет назад. Встал вопрос о том, как выглядела Вселенная в далеком прошлом, когда галактики только начали удаляться друг от друга, и даже еще раньше. [далее…]

Модель расширяющейся Вселенной (Вселенная Фридмана, нестационарная Вселенная)

В 1922 году советский физик и математик А. Фридман на основе строгих расчетов показал, что Вселенная Эйнштейна не может быть стационарной, неизменной. При этом Фридман опирался на сформулированный им космологический принцип, который строится на двух предположениях: об изотропности и однородности Вселенной. Изотропность Вселенной понимается как отсутствие выделенных направлений, одинаковость Вселенной по всем направлениям. Однородность Вселенной понимается как одинаковость всех точек Вселенной: мы можем проводить наблюдения в любой из них и везде увидим изотропную Вселенную. [далее…]

Релятивистская модель Вселенной Эйнштейна (статистическая)

Новая модель Вселенной была создана в 1917 г. А. Эйнштейном. Ее основу составила релятивистская теория тяготения — общая теория относительности. Эйнштейн отказался от постулатов абсолютности и бесконечности пространства и времени, однако сохранил принцип стационарности, неизменности Вселенной во времени и ее конечности в пространстве. Свойства Вселенной, по мнению Эйнштейна, определяются распределением в ней гравитационных масс, Вселенная безгранична, но при этом замкнута в пространстве. [далее…]

Читать онлайн

книги о тайнах и загадках истории, а также о необъяснимых явлениях на нашем сайте

Источник

§ 30. Расширяющаяся Вселенная

1. Опишите пространственное распределение галактик во Вселенной.

Галактики образуют группы, скопления и большие системы галактик. Из 40 ближайших галактик наиболее массивная — Местная группа галактик. В эту группу входят наша Галактика и туманность Андромеды. Они образуют систему галактик, размер которых достигает нескольких сотен килопарсек.

Системы галактик могут объединять до тысячи галактик, а их размеры достигают нескольких мегапарсек. Ближайшее такое крупное объединение находится в направлении созвездия Девы на расстоянии около 20 Мпк., имеет размер примерно в 5 Мпк.

Комплексы скоплений галактик содержат десятки скоплений и имеют размеры 30-60 Мпк. Такие комплексы называют сверхскоплениями галактик. Наша Местная группа галактик входит в скопление в созвездии Девы разером 60 Мпк, которое объединяет около 2000 галактик. Всего известно около 50 сверхскоплений.

2. Как объясняется красное смещение и о чём оно свидетельствует?

Красное смещение в спектрах галактик свидетельствует о постоянном расширении Вселенной, «разлёту» скоплений галактик.

3. В чём состоит сущность теории расширяющейся Вселенной?

Сущность теории состоит в том, что Вселенная не может быть стационарна — она должна либо расширяться, либо сжиматься. Расширение Вселенной обнаружил Э. Хаббл, когда зафиксировал разбегание галактик.

4. К каким выводам о стационарности Вселенной пришёл А. А. Фридман?

Из расчётов Фридмана вытекали три возможных следствия: Вселенная и её пространство расширяются с течением времени; Вселенная через определённое время начнёт сжиматься; во Вселенной чередуются через большие промежутки времени циклы сжатия и расширения.

5. Что такое критическая плотность Вселенной? В какой взаимосвязи критическая плотность находится с расширением или сжатием Вселенной?

Существует значение критической плотности $ρ_<кр>$ Вселенной, определяемое по формуле:

где $G$ — гравитационная постоянная, $Н$ — постоянная Хаббла. Расчёты по данной формуле дают, что $ρ_ <кр>= 10-26\, кг/м^3.$

Критическая плотность — это максимальная плотность вещества Вселенной, которой она якобы может достичь. При достижении максимальной плотности (критической) Вселенная должна перестать расширяться и начать сжиматься. Если плотность меньше критической, то Вселенная продолжит расширяться. По последним оценкам, плотность Вселенной близка к критической (либо немного меньше, либо больше).

6. Опишите модель горячей Вселенной.

Согласно модели, которую выдвинули Ж. Леметр и Г. А. Гамов, на ранних стадиях развития Вселенная имела очень высокую плотность вещества и высокую температуру. Эта гипотеза получила название Большого взрыва.

Суть теории заключается в том, что вселенная возникла в результате взрыва: материя с очень высокой плотностью и огромной энергией начала своё расширение. Такое состояние материи получило название сингулярность — точечный объём с бесконечной плотностью. По мере расширение температура будущей Вселенной постепенно снижалась, что способствовало образованию звёзд и галактик. Хотя процесс образования Вселенной нельзя рассматривать как расширение в окружающее пространство, т.к. его вовсе не было. Вселенная — это всё существующее.

7. Что понимается под закрытой и открытой моделями Вселенной?

Существуют две теоретические модели будущего Вселенной — закрытая и открытая.

Закрытая. Вселенная может быть закрытой системой, которая испытывает множество эволюционных циклов. После цикла расширения Вселенная начнёт процесс сжатия, пока не вернётся в первоначальное состояние — сингулярное — затем снова будет взрыв. Длительность полного цикла составляет 100 млрд лет. Начиная каждый новый цикл, Вселенная теряет «память» и может «родиться» с совершенно новым набором физических констант.

Открытая. Эта модель рассматривает варианты «тепловой смерти» Вселенной. Звёзды в системе постепенно будут остывать и через $10^14$ лет многие их них пропадут, что приведёт к отрыву планет от своих звёзд. Планеты покинут галактики. Сами галактики прекратят своё существование, превратившись в чёрные дыры.

Источник

Модель Вселенной

Наверное, первые философские и даже научные вопросы о мире и самой жизни появились у человека очень давно. К слову сказать, еще тогда, когда он эволюционировал до Homo Sapiens. Уже в то далёкое время его интересовало, что находится за пределами видимости и как это выглядит.

Что такое
геоцентрическая модель Вселенной?

Собственно говоря, это космологическая модель вселенной, в центре которой расположена шарообразная Земля. А вокруг неё вращаются все остальные планеты.

Геоцентрическая модель Вселенной

Как оказалось, данное представление о мире поддерживали многие древние учёные. Большой вклад в развитие и поддержание геоцентрической модели вселенной внесли работы Аристотеля и Птолемея.

Модель вселенной по Аристотелю

Более целостное представление о мире, его форме и развитии предложил Аристотель.

Аристотель

Стоит отметить, что в своих работах Аристотель объединил свои знания по физике и философские идеи.

По мнению учёного, вселенная представляла собой материю. В её состав входили земля, вода, огонь и воздух. То есть четыре стихии.

Пять элементов по мнению Аристотеля

Между прочим, он верил, что присутствует пятый элемент эфир. Все части движутся. Для каждого движения существует конечная цель.

«Откуда взялось бы что-нибудь, если бы в самой действительности не было причины?»

В понимании Аристотеля космос не пустое пространство. Он утверждал, что пустоты не существует в природе. Передвижение есть, а пустоты нет. Стало быть, само пространство состоит из мест и тел. А граница это край, которое имеет только тело.

По его представлениям, вселенная не подвластна времени. Хотя он не отрицал связь между ним и движением.

Само время определяет движение, а оно, в свою очередь, определяет время. В этом противоречии заключен «круг времени».

На основе наблюдений Аристотель сделал вывод, что Земля неподвижно находится в центре вселенной. А вокруг неё движутся небесные тела.

Учёный был противником представления о том, что кто-то поддерживал планеты. Типа сказок про Атлантов и трёх китов.

Модель вселенной Птолемея

В Теорию Аристотеля поддержал и обосновал Платон. Именно поэтому её еще называют моделью вселенной Аристотеля-Птолемея.

Скульптура Платона

Его картина вселенной была построена на математических расчётах. В её основе также лежала шарообразная Земля и ее движение во вселенной.

Модель вселенной Птолемея также подразумевала неподвижность нашей планеты, но описывала движение тел вокруг Земли.

Безусловно, модель вселенной Аристотеля-Птолемея стала важным шагом в изучении и понимании Вселенной. Такая космологическая картина была актуальна до 16 века.

Модели вселенной

Космологические модели вселенной это представления о её формировании и развитии.

Впрочем, выделяют три основные идеи.

Теория Большого Взрыва

Описывает начальное зарождение вселенной. Её появление связывают со взрывом материи и образовании сингулярного состояния. Считается, что взрыв породил пространство. А его расширение привело к появлению Вселенной.

Большой взрыв

На сегодняшний день, данная теория признана общепринятой.

Модель расширяющейся Вселенной

По сути, описывает само расширение и рост вселенной. В основе лежит увеличение размера и объема пространства относительно наблюдателя. Главным вопросом данного представления о мире является бесконечность пространства.

Такая модель наиболее приближена к современной науке. Сформировалась она на основе теории относительности. Которую, как известно, предложил ещё Альберт Эйнштейн.

По принципу данной модели, вселенная может как сжиматься, так и расширяться. К сожалению, является она только теорией. Никаких научно-обоснованных подтверждений не несёт.

Теория стадии инфляции

Содержит пояснения появления и расширения вселенной.
Она ориентирована на быстротечное расширение вселенной на нулевой момент времени.

Более того, теория стадии инфляции имеет большое количество возможных идей развития вселенной.
К тому же, в своей основе содержит начальный этап развития пространства после Большого Взрыва.

С точки зрения учёных, сначала вселенная была горячей и плотной. А уже в результате своего расширения она остыла. Затем появилась гравитация и электромагнитное поле. В результате начали образовываться тела, планеты, спутники и др.

Какую модель вселенной предлагает современная наука?

Как мы знаем, наша планета входит в состав галактики Млечный путь. Кроме того, она состоит в Солнечной системе.

За основу современные учёные берут модель Фридмана.
Его теория объясняет, что вселенная однородная и изотропная. Состоит она из вещества с постоянной кривизной. Которая может быть положительной, отрицательной, либо нулевой.

В разные времена человек по-разному представлял себе мир. Сначала все строилось на догадках. Сейчас же, учёные основываются на выведенные наукой законы, наблюдения и доказательства.

Но остаётся ещё много загадок и предположений о Вселенной. И главное, что ждёт нас в будущем?

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