Великий вибух: відмінності між версіями
| [неперевірена версія] | [неперевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
→Посилання: додав заборонену Ватиканом аудіокнигу Івана Франка |
м стиль |
||
Рядок 48:
=== Епоха космічної інфляції ===
{{main|Інфляція (космологія)}}
Однією з космологічних проблем є надзвичайна ізоторопність Всесвіту. Точки простору, що зараз знаходяться на протилежних кінцях видимого всесвіту, в кінці планківської епохи мали б знаходитися на відстані 10<sup>−3</sup> см. Але за планківський час світло може пройти лише 10<sup>−36</sup> сантиметрів, тобто, ці райони не могли впливати один на одного, і між ними не могла встановитися термодинамічна рівновага. Тим не менше, виміри показують, що умови на протилежних кінцях Всесвіту майже однакові з великою точністю. Тому, за сучасними уявленнями, після епохи великого об'єднання,
Також, інфляційна модель вирішує проблему пласкості простору Всесвіту: за космологічними рівняннями динаміки, відношення густини Всесвіту до критичної (що визначає кривизну простору) з часом віддаляється від одиниці. Але це означає, що у ранні епохи Всесвіт мав бути пласким з дуже високою точністю.<ref name="astronet">[http://www.astronet.ru/db/msg/1188458 Модель инфляционной Вселенной]{{ref-ru}}</ref> Інфляційна модель передбачає, що будь-яка кривизна Всесвіту, що існувала до неї, розгладжується майже до нуля.
| |||