Το κοσμολογικό μοντέλο του Σύμπαντος είναι μια μαθηματική περιγραφή που επιχειρεί να εξηγήσει τους λόγους της τρέχουσας ύπαρξής του. Απεικονίζει επίσης την εξέλιξη με την πάροδο του χρόνου.
Τα σύγχρονα κοσμολογικά μοντέλα του Σύμπαντος βασίζονται στη γενική θεωρία της σχετικότητας. Αυτό είναι που παρέχει αυτήν τη στιγμή την καλύτερη αναπαράσταση για μια εξήγηση μεγάλης κλίμακας.
Το πρώτο επιστημονικό κοσμολογικό μοντέλο του Σύμπαντος
Από τη θεωρία του για τη γενική σχετικότητα, η οποία είναι μια υπόθεση της βαρύτητας, ο Αϊνστάιν γράφει εξισώσεις που διέπουν ένα σύμπαν γεμάτο με ύλη. Αλλά ο Άλμπερτ σκέφτηκε ότι θα έπρεπε να είναι στατικό. Έτσι ο Αϊνστάιν εισήγαγε στις εξισώσεις του έναν όρο που ονομάζεται σταθερό κοσμολογικό μοντέλο του σύμπαντος για να πάρει το αποτέλεσμα.
Στη συνέχεια, δεδομένου του συστήματος του Edwin Hubble, θα επιστρέψει σε αυτήν την ιδέα και θα αναγνωρίσει ότι ο κόσμος μπορεί να επεκταθεί αποτελεσματικά. Ακριβώςτο Σύμπαν μοιάζει με το κοσμολογικό μοντέλο του Α. Αϊνστάιν.
Νέες υποθέσεις
Λίγο μετά από αυτόν, ο Ολλανδός de Sitter, ο Ρώσος δημιουργός του κοσμολογικού μοντέλου του Σύμπαντος Friedman και ο Βέλγος Lemaitre παρουσιάζουν μη στατικά στοιχεία στην κρίση των γνώστες. Χρειάζονται για την επίλυση των εξισώσεων της σχετικότητας του Αϊνστάιν.
Αν ο κόσμος de Sitter αντιστοιχεί σε μια κενή σταθερά, τότε σύμφωνα με το κοσμολογικό μοντέλο Friedmann, το Σύμπαν εξαρτάται από την πυκνότητα της ύλης μέσα σε αυτό.
Κύρια υπόθεση
Δεν υπάρχει λόγος η Γη να βρίσκεται στο κέντρο του διαστήματος ή σε οποιαδήποτε προνομιακή τοποθεσία.
Αυτή είναι η πρώτη θεωρία του κλασικού κοσμολογικού μοντέλου του σύμπαντος. Σύμφωνα με αυτή την υπόθεση, το σύμπαν θεωρείται ως:
- Ομογενές, δηλαδή έχει τις ίδιες ιδιότητες παντού σε κοσμολογική κλίμακα. Φυσικά, σε ένα μικρότερο επίπεδο, υπάρχουν διαφορετικές καταστάσεις εάν κοιτάξετε, για παράδειγμα, το Ηλιακό Σύστημα ή κάπου έξω από τον Γαλαξία.
- Ισοτροπικό, δηλαδή έχει πάντα τις ίδιες ιδιότητες προς κάθε κατεύθυνση, όπου κι αν κοιτάξει κάποιος. Ειδικά επειδή ο χώρος δεν ισοπεδώνεται προς μία κατεύθυνση.
Η δεύτερη απαραίτητη υπόθεση είναι η καθολικότητα των νόμων της φυσικής. Αυτοί οι κανόνες είναι οι ίδιοι παντού και ανά πάσα στιγμή.
Η θεώρηση του περιεχομένου του σύμπαντος ως τέλειου υγρού είναι μια άλλη υπόθεση. Οι χαρακτηριστικές διαστάσεις των συστατικών του είναι ασήμαντες σε σχέση με τις αποστάσεις που τα χωρίζουν.
Παράμετροι
Πολλοί ρωτούν: «Περιγράψτε το κοσμολογικό μοντέλοΣύμπαν. Για να γίνει αυτό, σύμφωνα με την προηγούμενη υπόθεση του συστήματος Friedmann-Lemaitre, χρησιμοποιούνται τρεις παράμετροι που χαρακτηρίζουν πλήρως την εξέλιξη:
- Σταθερά Hubble που αντιπροσωπεύει το ρυθμό επέκτασης.
- Η παράμετρος πυκνότητας μάζας, η οποία μετρά την αναλογία μεταξύ του ρ του διερευνούμενου Σύμπαντος και μιας ορισμένης πυκνότητας, ονομάζεται κρίσιμη ρc, η οποία σχετίζεται με τη σταθερά Hubble. Η τρέχουσα τιμή αυτής της παραμέτρου επισημαίνεται με Ω0.
- Η κοσμολογική σταθερά, με την ένδειξη Λ, είναι η αντίθετη δύναμη της βαρύτητας.
Η πυκνότητα της ύλης είναι μια βασική παράμετρος για την πρόβλεψη της εξέλιξής της: εάν είναι πολύ αδιαπέραστη (Ω0> 1), η βαρύτητα θα μπορέσει να νικήσει τη διαστολή και την ο κόσμος θα επιστρέψει στην αρχική του κατάσταση.
Διαφορετικά η αύξηση θα συνεχιστεί για πάντα. Για να το ελέγξετε αυτό, περιγράψτε το κοσμολογικό μοντέλο του Σύμπαντος σύμφωνα με τη θεωρία.
Είναι διαισθητικά σαφές ότι ένα άτομο μπορεί να συνειδητοποιήσει την εξέλιξη του σύμπαντος σύμφωνα με την ποσότητα της ύλης μέσα.
Ένας μεγάλος αριθμός θα οδηγήσει σε ένα κλειστό σύμπαν. Θα τελειώσει στην αρχική του κατάσταση. Μια μικρή ποσότητα ύλης θα οδηγήσει σε ένα ανοιχτό σύμπαν με άπειρη διαστολή. Η τιμή Ω0=1 οδηγεί σε μια ειδική περίπτωση επίπεδου χώρου.
Η σημασία της κρίσιμης πυκνότητας ρc είναι περίπου 6 x 10–27 kg/m3, δηλαδή δύο άτομα υδρογόνου ανά κυβικό μέτρο.
Αυτός ο πολύ χαμηλός αριθμός εξηγεί γιατί είναι μοντέρνοτο κοσμολογικό μοντέλο της δομής του σύμπαντος υποθέτει κενό χώρο, και αυτό δεν είναι τόσο κακό.
Κλειστό ή ανοιχτό σύμπαν;
Η πυκνότητα της ύλης μέσα στο σύμπαν καθορίζει τη γεωμετρία της.
Για υψηλή στεγανότητα, μπορείτε να αποκτήσετε έναν κλειστό χώρο με θετική καμπυλότητα. Αλλά με πυκνότητα κάτω από την κρίσιμη, θα αναδυθεί ένα ανοιχτό σύμπαν.
Πρέπει να σημειωθεί ότι ο κλειστός τύπος έχει απαραίτητα τελικό μέγεθος, ενώ ένα επίπεδο ή ανοιχτό σύμπαν μπορεί να είναι πεπερασμένο ή άπειρο.
Στη δεύτερη περίπτωση, το άθροισμα των γωνιών του τριγώνου είναι μικρότερο από 180°.
Σε ένα κλειστό (για παράδειγμα, στην επιφάνεια της Γης) αυτός ο αριθμός είναι πάντα μεγαλύτερος από 180°.
Όλες οι μετρήσεις μέχρι στιγμής απέτυχαν να αποκαλύψουν την καμπυλότητα του χώρου.
Κοσμολογικά μοντέλα του Σύμπαντος εν συντομία
Μετρήσεις της ακτινοβολίας απολιθωμάτων χρησιμοποιώντας τη σφαίρα Μπούμερανγκ επιβεβαιώνουν και πάλι την υπόθεση του επίπεδου χώρου.
Η υπόθεση του επίπεδου χώρου συμφωνεί καλύτερα με τα πειραματικά δεδομένα.
Μετρήσεις που έγιναν από το WMAP και τον δορυφόρο Planck επιβεβαιώνουν αυτήν την υπόθεση.
Έτσι το σύμπαν θα ήταν επίπεδο. Όμως αυτό το γεγονός θέτει την ανθρωπότητα μπροστά σε δύο ερωτήματα. Αν είναι επίπεδη, σημαίνει ότι η πυκνότητα της ουσίας είναι ίση με την κρίσιμη Ω0=1. Όμως, η μεγαλύτερη, ορατή ύλη στο σύμπαν είναι μόνο το 5% αυτής της αδιαπερατότητας.
Ακριβώς όπως με τη γέννηση των γαλαξιών, είναι απαραίτητο να στραφούμε ξανά στη σκοτεινή ύλη.
Ηλικία του Σύμπαντος
Οι επιστήμονες μπορούνδείξτε ότι είναι ανάλογο με το αντίστροφο της σταθεράς Hubble.
Έτσι, ο ακριβής ορισμός αυτής της σταθεράς είναι ένα κρίσιμο πρόβλημα για την κοσμολογία. Πρόσφατες μετρήσεις δείχνουν ότι ο Κόσμος είναι πλέον ηλικίας μεταξύ 7 και 20 δισεκατομμυρίων ετών.
Αλλά το σύμπαν πρέπει απαραίτητα να είναι παλαιότερο από τα παλαιότερα αστέρια του. Και υπολογίζεται ότι είναι μεταξύ 13 και 16 δισεκατομμυρίων ετών.
Πριν από περίπου 14 δισεκατομμύρια χρόνια, το σύμπαν άρχισε να διαστέλλεται προς όλες τις κατευθύνσεις από ένα απείρως μικρό πυκνό σημείο γνωστό ως ιδιομορφία. Αυτό το γεγονός είναι γνωστό ως Big Bang.
Μέσα στα πρώτα δευτερόλεπτα από την έναρξη του ραγδαίου πληθωρισμού, ο οποίος συνεχίστηκε για τις επόμενες εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια, εμφανίστηκαν θεμελιώδη σωματίδια. Η οποία αργότερα θα αποτελούσε την ύλη, αλλά, όπως γνωρίζει η ανθρωπότητα, δεν υπήρχε ακόμη. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, το Σύμπαν ήταν αδιαφανές, γεμάτο με εξαιρετικά καυτό πλάσμα και ισχυρή ακτινοβολία.
Ωστόσο, καθώς επεκτάθηκε, η θερμοκρασία και η πυκνότητά του μειώθηκαν σταδιακά. Το πλάσμα και η ακτινοβολία αντικατέστησαν τελικά το υδρογόνο και το ήλιο, τα απλούστερα, ελαφρύτερα και πιο άφθονα στοιχεία στο σύμπαν. Η βαρύτητα χρειάστηκε αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια επιπλέον χρόνια για να συνδυάσει αυτά τα ελεύθερα επιπλέοντα άτομα στο αρχέγονο αέριο από το οποίο αναδύθηκαν τα πρώτα αστέρια και γαλαξίες.
Αυτή η εξήγηση της αρχής του χρόνου προήλθε από το τυπικό μοντέλο της κοσμολογίας του Big Bang, γνωστό και ως σύστημα Λάμδα - ψυχρή σκοτεινή ύλη.
Τα κοσμολογικά μοντέλα του Σύμπαντος βασίζονται σε άμεσες παρατηρήσεις. Είναι ικανοί να κάνουνπροβλέψεις που μπορούν να επιβεβαιωθούν από μεταγενέστερες μελέτες και βασίζονται στη γενική σχετικότητα επειδή αυτή η θεωρία δίνει την καλύτερη εφαρμογή με παρατηρούμενες συμπεριφορές μεγάλης κλίμακας. Τα κοσμολογικά μοντέλα βασίζονται επίσης σε δύο θεμελιώδεις υποθέσεις.
Η Γη δεν βρίσκεται στο κέντρο του σύμπαντος και δεν καταλαμβάνει κάποια ιδιαίτερη θέση, επομένως το διάστημα φαίνεται το ίδιο προς όλες τις κατευθύνσεις και από όλα τα μέρη σε μεγάλη κλίμακα. Και οι ίδιοι νόμοι της φυσικής που ισχύουν στη Γη ισχύουν σε όλο το σύμπαν ανεξαρτήτως χρόνου.
Επομένως, αυτό που παρατηρεί η ανθρωπότητα σήμερα μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να εξηγήσει το παρελθόν, το παρόν ή να βοηθήσει στην πρόβλεψη μελλοντικών γεγονότων στη φύση, ανεξάρτητα από το πόσο μακριά είναι αυτό το φαινόμενο.
Απίστευτο, όσο πιο μακριά κοιτάζουν οι άνθρωποι στον ουρανό, τόσο περισσότερο κοιτάζουν το παρελθόν. Αυτό επιτρέπει μια γενική επισκόπηση των Γαλαξιών όταν ήταν πολύ νεότεροι, ώστε να μπορούμε να κατανοήσουμε καλύτερα πώς εξελίχθηκαν σε σχέση με αυτούς που είναι πιο κοντά και επομένως πολύ μεγαλύτεροι. Φυσικά, η ανθρωπότητα δεν μπορεί να δει τους ίδιους Γαλαξίες σε διαφορετικά στάδια της ανάπτυξής της. Αλλά μπορούν να προκύψουν καλές υποθέσεις, ομαδοποιώντας τους Γαλαξίες σε κατηγορίες με βάση αυτά που παρατηρούν.
Τα πρώτα αστέρια πιστεύεται ότι σχηματίστηκαν από νέφη αερίων λίγο μετά την αρχή του σύμπαντος. Το Πρότυπο Μοντέλο Μεγάλης Έκρηξης προτείνει ότι είναι δυνατό να βρεθούν οι πρώτοι γαλαξίες γεμάτοι με νεαρά καυτά σώματα που δίνουν σε αυτά τα συστήματα μια μπλε απόχρωση. Το προβλέπει επίσης το μοντέλοτα πρώτα αστέρια ήταν πιο πολλά, αλλά μικρότερα από τα σύγχρονα. Και ότι τα συστήματα μεγάλωσαν ιεραρχικά στο σημερινό τους μέγεθος καθώς μικροί γαλαξίες σχημάτισαν τελικά μεγάλα νησιωτικά σύμπαντα.
Είναι ενδιαφέρον ότι πολλές από αυτές τις προβλέψεις έχουν επιβεβαιωθεί. Για παράδειγμα, το 1995, όταν το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble κοίταξε για πρώτη φορά βαθιά στην αρχή του χρόνου, ανακάλυψε ότι το νεαρό σύμπαν ήταν γεμάτο με αμυδρά μπλε γαλαξίες τριάντα έως πενήντα φορές μικρότερους από τον Γαλαξία.
Το Standard Big Bang Model προβλέπει επίσης ότι αυτές οι συγχωνεύσεις εξακολουθούν να βρίσκονται σε εξέλιξη. Επομένως, η ανθρωπότητα πρέπει να βρει στοιχεία αυτής της δραστηριότητας και σε γειτονικούς γαλαξίες. Δυστυχώς, μέχρι πρόσφατα, υπήρχαν ελάχιστα στοιχεία ενεργειακών συγχωνεύσεων μεταξύ των αστεριών κοντά στον Γαλαξία. Αυτό ήταν ένα πρόβλημα με το τυπικό μοντέλο της Μεγάλης Έκρηξης επειδή πρότεινε ότι η κατανόηση του σύμπαντος θα μπορούσε να είναι ελλιπής ή λανθασμένη.
Μόνο στο δεύτερο μισό του 20ου αιώνα συγκεντρώθηκαν αρκετά φυσικά στοιχεία για να γίνουν λογικά μοντέλα για το πώς σχηματίστηκε ο κόσμος. Το τρέχον τυπικό σύστημα big bang αναπτύχθηκε με βάση τρία κύρια πειραματικά δεδομένα.
Διέκταση του Σύμπαντος
Όπως συμβαίνει με τα περισσότερα μοντέλα της φύσης, έχει υποστεί διαδοχικές βελτιώσεις και έχει δημιουργήσει σημαντικές προκλήσεις που τροφοδοτούν περαιτέρω έρευνα.
Μία από τις συναρπαστικές πτυχές του κοσμολογικούΗ μοντελοποίηση είναι ότι αποκαλύπτει μια σειρά από ισορροπίες παραμέτρων που πρέπει να διατηρούνται με αρκετή ακρίβεια για το σύμπαν.
Ερωτήσεις
Το τυπικό κοσμολογικό μοντέλο του σύμπαντος είναι μια μεγάλη έκρηξη. Και ενώ τα στοιχεία που την υποστηρίζουν είναι συντριπτικά, δεν είναι χωρίς προβλήματα. Ο Trefil στο βιβλίο "The Moment of Creation" δείχνει καλά αυτές τις ερωτήσεις:
- Το πρόβλημα της αντιύλης.
- Η πολυπλοκότητα του σχηματισμού του Γαλαξία.
- Πρόβλημα Horizon.
- Μια ερώτηση επιπεδότητας.
Το πρόβλημα της αντιύλης
Μετά την έναρξη της εποχής των σωματιδίων. Δεν υπάρχει καμία γνωστή διαδικασία που θα μπορούσε να αλλάξει τον τεράστιο αριθμό των σωματιδίων στο σύμπαν. Όταν ο χώρος ήταν χιλιοστά του δευτερολέπτου ξεπερασμένος, η ισορροπία μεταξύ ύλης και αντιύλης είχε σταθεροποιηθεί για πάντα.
Το κύριο μέρος του τυπικού μοντέλου της ύλης στο σύμπαν είναι η ιδέα της παραγωγής ζευγαριών. Αυτό δείχνει τη γέννηση των διπλασιών ηλεκτρονίων-ποζιτρονίων. Ο συνήθης τύπος αλληλεπίδρασης μεταξύ ακτίνων Χ ή ακτίνων γάμμα υψηλής διάρκειας ζωής και τυπικών ατόμων μετατρέπει το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειας του φωτονίου σε ηλεκτρόνιο και το αντισωματίδιο του, το ποζιτρόνιο. Οι μάζες των σωματιδίων ακολουθούν τη σχέση του Αϊνστάιν E=mc2. Η παραγόμενη άβυσσος έχει ίσο αριθμό ηλεκτρονίων και ποζιτρονίων. Επομένως, εάν όλες οι διαδικασίες μαζικής παραγωγής ζευγαρώνονταν, θα υπήρχε ακριβώς η ίδια ποσότητα ύλης και αντιύλης στο Σύμπαν.
Είναι σαφές ότι υπάρχει κάποια ασυμμετρία στον τρόπο με τον οποίο η φύση σχετίζεται με την ύλη. Ένας από τους πολλά υποσχόμενους τομείς έρευναςείναι η παραβίαση της συμμετρίας CP στη διάσπαση των σωματιδίων από την ασθενή αλληλεπίδραση. Η κύρια πειραματική απόδειξη είναι η αποσύνθεση ουδέτερων καονίων. Δείχνουν μια ελαφρά παραβίαση της συμμετρίας SR. Με τη διάσπαση των καονίων σε ηλεκτρόνια, η ανθρωπότητα έχει μια σαφή διάκριση μεταξύ ύλης και αντιύλης, και αυτό μπορεί να είναι ένα από τα κλειδιά για την επικράτηση της ύλης στο σύμπαν.
Νέα ανακάλυψη στον Μεγάλο Επιταχυντή Αδρονίων - η διαφορά στο ρυθμό διάσπασης του D-μεσονίου και του αντισωματιδίου του είναι 0,8%, κάτι που μπορεί να είναι άλλη μια συμβολή στην επίλυση του ζητήματος της αντιύλης.
Το πρόβλημα σχηματισμού γαλαξιών
Τυχαίες ανωμαλίες στο διαστελλόμενο σύμπαν δεν αρκούν για να σχηματίσουν αστέρια. Παρουσία ταχείας διαστολής, η βαρυτική έλξη είναι πολύ αργή για να σχηματιστούν οι γαλαξίες με οποιοδήποτε εύλογο σχέδιο αναταράξεων που δημιουργείται από την ίδια τη διαστολή. Το ερώτημα για το πώς θα μπορούσε να προκύψει η μεγάλης κλίμακας δομή του σύμπαντος ήταν ένα σημαντικό άλυτο πρόβλημα στην κοσμολογία. Επομένως, οι επιστήμονες αναγκάζονται να εξετάσουν μια περίοδο έως και 1 χιλιοστού του δευτερολέπτου για να εξηγήσουν την ύπαρξη γαλαξιών.
Πρόβλημα Horizon
Η ακτινοβολία υποβάθρου μικροκυμάτων από αντίθετες κατευθύνσεις στον ουρανό χαρακτηρίζεται από την ίδια θερμοκρασία εντός 0,01%. Αλλά η περιοχή του διαστήματος από την οποία εκπέμπονταν ήταν 500 χιλιάδες χρόνια ελαφρύτερος χρόνος διέλευσης. Και έτσι δεν μπορούσαν να επικοινωνήσουν μεταξύ τους για να δημιουργήσουν φαινομενική θερμική ισορροπία - ήταν έξωορίζοντας.
Αυτή η κατάσταση ονομάζεται επίσης «πρόβλημα ισοτροπίας» επειδή η ακτινοβολία υποβάθρου που κινείται από όλες τις κατευθύνσεις στο διάστημα είναι σχεδόν ισότροπη. Ένας τρόπος για να τεθεί το ερώτημα είναι να πούμε ότι η θερμοκρασία τμημάτων του διαστήματος σε αντίθετες κατευθύνσεις από τη Γη είναι σχεδόν η ίδια. Πώς όμως μπορούν να βρίσκονται σε θερμική ισορροπία μεταξύ τους αν δεν μπορούν να επικοινωνήσουν; Αν σκεφτεί κανείς το χρονικό όριο επιστροφής των 14 δισεκατομμυρίων ετών, που προέρχεται από τη σταθερά του Hubble των 71 km/s ανά megaparsec, όπως προτείνεται από το WMAP, παρατηρούσε ότι αυτά τα μακρινά μέρη του σύμπαντος απέχουν μεταξύ τους 28 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Γιατί λοιπόν έχουν ακριβώς την ίδια θερμοκρασία;
Χρειάζεται μόνο να έχετε διπλάσια ηλικία από το σύμπαν για να κατανοήσετε το πρόβλημα του ορίζοντα, αλλά όπως επισημαίνει ο Schramm, αν κοιτάξετε το πρόβλημα από παλαιότερη οπτική γωνία, γίνεται ακόμα πιο σοβαρό. Τη στιγμή που τα φωτόνια εκπέμπονταν στην πραγματικότητα, θα ήταν 100 φορές μεγαλύτερη από την ηλικία του σύμπαντος ή 100 φορές αιτιολογικά απενεργοποιημένα.
Αυτό το πρόβλημα είναι μία από τις κατευθύνσεις που οδήγησαν στην πληθωριστική υπόθεση που διατύπωσε ο Άλαν Γκουθ στις αρχές της δεκαετίας του 1980. Η απάντηση στο ερώτημα του ορίζοντα όσον αφορά τον πληθωρισμό είναι ότι στην αρχή της διαδικασίας του Big Bang υπήρξε μια περίοδος απίστευτα γρήγορου πληθωρισμού που αύξησε το μέγεθος του σύμπαντος κατά 1020 ή 1030 . Αυτό σημαίνει ότι ο παρατηρήσιμος χώρος βρίσκεται επί του παρόντος εντός αυτής της επέκτασης. Η ακτινοβολία που μπορεί να δει είναι ισότροπη,γιατί όλος αυτός ο χώρος είναι «φουσκωμένος» από έναν μικροσκοπικό όγκο και έχει σχεδόν πανομοιότυπες αρχικές συνθήκες. Είναι ένας τρόπος να εξηγήσουμε γιατί μέρη του σύμπαντος είναι τόσο μακριά που δεν θα μπορούσαν ποτέ να επικοινωνήσουν μεταξύ τους και φαίνονται ίδια.
Το πρόβλημα της επιπεδότητας
Ο σχηματισμός του σύγχρονου κοσμολογικού μοντέλου του Σύμπαντος είναι πολύ εκτεταμένος. Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι η ποσότητα της ύλης στο διάστημα είναι σίγουρα μεγαλύτερη από το ένα δέκατο και σίγουρα μικρότερη από την κρίσιμη ποσότητα που απαιτείται για να σταματήσει η διαστολή. Υπάρχει μια καλή αναλογία εδώ - μια μπάλα που πετάγεται από το έδαφος επιβραδύνει. Με την ίδια ταχύτητα με έναν μικρό αστεροειδή, δεν θα σταματήσει ποτέ.
Στην αρχή αυτής της θεωρητικής ρίψης από το σύστημα, μπορεί να φανεί ότι εκτοξεύτηκε με τη σωστή ταχύτητα για να πάει για πάντα, επιβραδύνοντας στο μηδέν σε μια άπειρη απόσταση. Με τον καιρό όμως γινόταν όλο και πιο εμφανές. Αν κάποιος έχασε το παράθυρο των ταχυτήτων έστω και κατά ένα μικρό ποσό, μετά από 20 δισεκατομμύρια χρόνια ταξιδιού, φαινόταν ότι η μπάλα πετάχτηκε με τη σωστή ταχύτητα.
Οποιεσδήποτε αποκλίσεις από την επιπεδότητα είναι υπερβολικές με την πάροδο του χρόνου, και σε αυτό το στάδιο του σύμπαντος, οι μικροσκοπικές ανωμαλίες θα έπρεπε να έχουν αυξηθεί σημαντικά. Εάν η πυκνότητα του σημερινού Κόσμου φαίνεται πολύ κοντά στο κρίσιμο, τότε θα πρέπει να ήταν ακόμη πιο κοντά στο επίπεδο σε παλαιότερες εποχές. Ο Alan Guth πιστώνει τη διάλεξη του Robert Dicke ως μία από τις επιρροές που τον έβαλαν στο μονοπάτι του πληθωρισμού. Ο Ρόμπερτ το επεσήμανεη επιπεδότητα του τρέχοντος κοσμολογικού μοντέλου του σύμπαντος θα απαιτούσε να είναι επίπεδο σε ένα μέρος σε 10-14 φορές το δευτερόλεπτο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Ο Κάουφμαν προτείνει ότι αμέσως μετά, η πυκνότητα θα έπρεπε να ήταν ίση με την κρίσιμη, δηλαδή έως και 50 δεκαδικά ψηφία.
Στις αρχές της δεκαετίας του 1980, ο Alan Guth πρότεινε ότι μετά τον χρόνο Planck των 10–43 δευτερολέπτων, υπήρξε μια σύντομη περίοδος εξαιρετικά γρήγορης επέκτασης. Αυτό το πληθωριστικό μοντέλο ήταν ένας τρόπος αντιμετώπισης τόσο του προβλήματος της επιπεδότητας όσο και του ζητήματος του ορίζοντα. Εάν το σύμπαν διογκώθηκε κατά 20 έως 30 τάξεις μεγέθους, τότε οι ιδιότητες ενός εξαιρετικά μικρού όγκου, ο οποίος θα μπορούσε να θεωρηθεί στενά δεσμευμένος, διαδόθηκαν σε όλο το γνωστό σύμπαν σήμερα, συμβάλλοντας τόσο στην ακραία επιπεδότητα όσο και στην εξαιρετικά ισότροπη φύση.
Έτσι μπορούν να περιγραφούν εν συντομία τα σύγχρονα κοσμολογικά μοντέλα του Σύμπαντος.
