Пять возрастов Вселенной

Так в чем же здесь проблема? Сложность возникает из-за того, что отношение , которое представляет собой меру того, насколько Вселенная далека от критического плоского случая, со временем изменяется. Если плотность Вселенной не достигает критического значения (что означает, что  < 1) в данный момент космологического времени, то расширение Вселенной побеждает в битве с гравитацией. С течением времени быстрое расширение делает Вселенную еще менее плотной, приводя к тому, что значение  становится еще меньше. Таким образом, если в некоторый данный момент времени значение плотности Вселенной ниже критического, через относительно короткое время значение  становится чрезвычайно малым, намного меньше критического значения, равного единице. Чтобы в настоящее время значение  находилось где-то вблизи единицы, в прошлом Вселенная должна иметь значение  чрезвычайно близкое к критическому единичному значению, но чуть-чуть его не достигающее. Если вернуться в самое начало, когда закладывались начальные условия для Вселенной, когда истекло менее 10 ^-43секунд, значение  должно было быть пугающе близким к единице, с невероятной точностью порядка одной из 10 ⁶⁰. Сложно понять, почему во Вселенной должно было возникнуть такое невероятно точное значение плотности энергии, которое необходимо, чтобы сегодня , имела значение, близкое к единице. Точно так же, если Вселенная будет иметь плотность, чуть превышающую критическое значение, гравитация выиграет сражение с расширением и отношение  быстро и намного превысит единицу.

Однако космологическая проблема плоскостности также смягчается в том случае, если колоссальное инфляционное расширение Вселенной действительно имело место. Чтобы проиллюстрировать решение проблемы плоскостности, надуем шарик и рассмотрим его поверхность в качестве двумерной модели Вселенной. Поверхность шарика искривлена, и эта кривизна представляет собой кривизну пространства-времени. Если мы надуем шар до некоторого невероятно раздутого состояния, так что его радиус будет, скажем, в 10 ²⁸раз больше, то поверхность этого шара будет казаться куда более плоской. Если в начале мы возьмем обычный шарик, радиусом около десяти сантиметров, то конечный размер раздутого шара будет превышать размер всей видимой в настоящее время Вселенной. Точно так же, как поверхность шарика становится более плоской под действием колоссального расширения, так и кривизна пространства-времени выравнивается, когда Вселенная раздувается в огромное число раз (см. рисунок 2).

Рис. 2. На этих четырех рисунках изображена поверхность сферы, причем ее кривизна представляет кривизну пространства-времени Вселенной. Радиус сферы возрастает в три раза на каждом последующем снимке. На первом рисунке изображена маленькая сферическая поверхность, кривизна которой хорошо заметна, тогда как поверхность на четвертом, и последнем, снимке трудно отличить от плоскостности. Расширение Вселенной во время инфляции разглаживает Вселенную аналогичным образом, а значит, разрешает проблему плоскости. Однако во время инфляции Вселенная увеличивается более чем в 1028 раз, что не идет ни в какое сравнение с ничтожным 27-кратным увеличением, изображенным здесь

Расширяющаяся Вселенная

В 1920-е годы Эдвин Хаббл с помощью стодюймового телескопа в Маунт-Вилсоновской обсерватории показал, что Вселенная расширяется. Это было эпохальное открытие. До прорыва Хаббла, который, фактически, являл собой продолжение чуть более ранней работы Весто Слифера, ученые, в большинстве своем, считали Вселенную статической и неизменной. Осознание того, что мы живем в расширяющейся Вселенной, значительно преобразовало наш взгляд на космос.

Хаббл заметил, что от нашей Галактики — Млечного Пути — удаляются все галактики, кроме самых близких. Кроме того, Хаббл показал, что чем дальше находится галактика, тем быстрее она от нас удаляется. Сейчас это отношение между расстоянием и скоростью называется законом Хабблаи является естественным следствием расширяющейся Вселенной, рассматриваемой изнутри.