แบบจำลองจักรวาลวิทยาของจักรวาล: ขั้นตอนของการก่อตัวของระบบที่ทันสมัย, คุณสมบัติ

2024 ผู้เขียน: Angel Austin | [email protected]. แก้ไขล่าสุด: 2023-12-17 05:43

แบบจำลองจักรวาลวิทยาของจักรวาลเป็นคำอธิบายทางคณิตศาสตร์ที่พยายามอธิบายเหตุผลของการดำรงอยู่ในปัจจุบัน นอกจากนี้ยังแสดงให้เห็นวิวัฒนาการเมื่อเวลาผ่านไป

แบบจำลองจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ของจักรวาลมีพื้นฐานมาจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป นี่คือสิ่งที่นำเสนอได้ดีที่สุดสำหรับคำอธิบายขนาดใหญ่ในปัจจุบัน

แบบจำลองจักรวาลวิทยาบนพื้นฐานวิทยาศาสตร์ตัวแรกของจักรวาล

จากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของเขา ซึ่งเป็นสมมติฐานของแรงโน้มถ่วง Einstein เขียนสมการที่ควบคุมจักรวาลที่เต็มไปด้วยสสาร แต่อัลเบิร์ตคิดว่ามันควรจะคงที่ ดังนั้นไอน์สไตน์จึงแนะนำคำศัพท์ที่เรียกว่าแบบจำลองจักรวาลวิทยาคงที่ของจักรวาลในสมการเพื่อให้ได้ผลลัพธ์

หลังจากนั้น เมื่อได้รับระบบของ Edwin Hubble เขาจะกลับไปใช้แนวคิดนี้และตระหนักว่าจักรวาลสามารถขยายตัวได้อย่างมีประสิทธิภาพ อย่างแน่นอนจักรวาลดูเหมือนในแบบจำลองจักรวาลวิทยาของ A. Einstein

สมมติฐานใหม่

หลังจากนั้นไม่นาน Dutchman de Sitter ผู้พัฒนาโมเดลจักรวาลวิทยาของ Universe Friedman และ Belgian Lemaitre ของรัสเซีย ได้นำเสนอองค์ประกอบที่ไม่คงที่ต่อการพิจารณาของผู้ชื่นชอบ จำเป็นสำหรับการแก้สมการสัมพัทธภาพของไอน์สไตน์

ถ้าจักรวาลผู้เลี้ยงสอดคล้องกับค่าคงที่ว่าง ตามแบบจำลองจักรวาลวิทยาของฟรีดมันน์ จักรวาลจะขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของสสารที่อยู่ภายในนั้น

สมมติฐานหลัก

ไม่มีเหตุผลใดที่โลกจะยืนอยู่ใจกลางอวกาศหรือในสถานที่พิเศษใดๆ

นี่คือทฤษฎีแรกของแบบจำลองจักรวาลวิทยาคลาสสิกของจักรวาล ตามสมมติฐานนี้ จักรวาลถือเป็น:

1. เหมือนกัน นั่นคือมีคุณสมบัติเหมือนกันทุกที่ในระดับจักรวาลวิทยา แน่นอน บนเครื่องบินลำที่เล็กกว่า มีหลายสถานการณ์ถ้าคุณดูที่ระบบสุริยะหรือที่อื่นนอกกาแล็กซี่
2. ไอโซโทรปิกคือมันมีคุณสมบัติเหมือนกันในทุกทิศทาง ไม่ว่าคนจะมองไปทางไหน โดยเฉพาะอย่างยิ่งเนื่องจากพื้นที่ไม่แบนในทิศทางเดียว

สมมติฐานที่จำเป็นประการที่สองคือความเป็นสากลของกฎฟิสิกส์ กฎเหล่านี้เหมือนกันทุกที่และทุกเวลา

การพิจารณาเนื้อหาของจักรวาลว่าเป็นของเหลวที่สมบูรณ์แบบเป็นอีกสมมติฐานหนึ่ง ขนาดที่เป็นลักษณะเฉพาะของส่วนประกอบนั้นไม่มีนัยสำคัญเมื่อเทียบกับระยะทางที่แยกจากกัน

พารามิเตอร์

หลายคนถามว่า: "อธิบายแบบจำลองจักรวาลวิทยาจักรวาล." ในการทำเช่นนี้ ตามสมมติฐานก่อนหน้าของระบบ Friedmann-Lemaitre มีการใช้พารามิเตอร์สามตัวที่อธิบายลักษณะวิวัฒนาการอย่างสมบูรณ์:

• ค่าคงที่ของฮับเบิลที่แสดงอัตราการขยายตัว
• พารามิเตอร์ความหนาแน่นมวล ซึ่งวัดอัตราส่วนระหว่าง ρ ของเอกภพที่ตรวจสอบกับความหนาแน่นหนึ่งเรียกว่าวิกฤต ρ_c ซึ่งสัมพันธ์กับค่าคงที่ฮับเบิล ค่าปัจจุบันของพารามิเตอร์นี้ถูกทำเครื่องหมาย Ω₀.
• ค่าคงที่จักรวาลที่ทำเครื่องหมาย Λ เป็นแรงตรงข้ามกับแรงโน้มถ่วง

ความหนาแน่นของสสารเป็นตัวแปรสำคัญในการทำนายวิวัฒนาการ: ถ้ามันผ่านเข้าไปไม่ได้มาก (Ω₀> 1) แรงโน้มถ่วงจะสามารถเอาชนะการขยายตัวและ จักรวาลจะกลับสู่สภาพเดิม

ไม่เช่นนั้นการเพิ่มขึ้นจะคงอยู่ตลอดไป เพื่อตรวจสอบสิ่งนี้ ให้อธิบายแบบจำลองจักรวาลวิทยาของจักรวาลตามทฤษฎี

เป็นที่ชัดเจนว่าบุคคลสามารถตระหนักถึงวิวัฒนาการของจักรวาลตามปริมาณของสสารที่อยู่ภายใน

จำนวนมากจะนำไปสู่จักรวาลปิด มันจะจบลงในสถานะเริ่มต้น สสารเล็กน้อยจะนำไปสู่จักรวาลเปิดที่มีการขยายตัวอย่างไม่สิ้นสุด ค่า Ω₀=1 นำไปสู่กรณีพิเศษของพื้นที่ราบ

ความหมายของความหนาแน่นวิกฤต ρ_c ประมาณ 6 x 10^–27 kg/m^{3นั่นคือไฮโดรเจนสองอะตอมต่อลูกบาศก์เมตร}

ตัวเลขต่ำมากนี้อธิบายว่าทำไมสมัยใหม่แบบจำลองจักรวาลวิทยาของโครงสร้างของจักรวาลถือว่าพื้นที่ว่างและนี่ก็ไม่เลวเลย

จักรวาลปิดหรือเปิด

ความหนาแน่นของสสารในจักรวาลเป็นตัวกำหนดเรขาคณิตของมัน

สำหรับการไม่ซึมผ่านสูง คุณจะได้พื้นที่ปิดที่มีความโค้งเป็นบวก แต่ด้วยความหนาแน่นที่ต่ำกว่าวิกฤต จักรวาลเปิดก็จะปรากฏขึ้น

ควรสังเกตว่าประเภทปิดจำเป็นต้องมีขนาดสำเร็จ ในขณะที่จักรวาลแบนหรือเปิดอาจมีขอบเขตหรือไม่มีที่สิ้นสุด

ในกรณีที่สอง ผลรวมของมุมของสามเหลี่ยมมีค่าน้อยกว่า 180°

ในที่ปิด (เช่น บนพื้นผิวโลก) ตัวเลขนี้จะมากกว่า 180° เสมอ

จนถึงตอนนี้การวัดทั้งหมดล้มเหลวในการเปิดเผยความโค้งของอวกาศ

สรุปแบบจำลองจักรวาลวิทยาของจักรวาล

การวัดรังสีฟอสซิลโดยใช้ลูกบอลบูมเมอแรงอีกครั้งยืนยันสมมติฐานของพื้นที่ราบ

สมมติฐานพื้นที่ราบมีความสอดคล้องดีที่สุดกับข้อมูลการทดลอง

การวัดโดย WMAP และดาวเทียมพลังค์ยืนยันสมมติฐานนี้

จักรวาลจะแบนราบ แต่ความจริงข้อนี้ทำให้มนุษยชาติมาก่อนคำถามสองข้อ หากแบน แสดงว่าความหนาแน่นของสารมีค่าเท่ากับค่าวิกฤต Ω₀=1 แต่สสารที่ใหญ่ที่สุดและมองเห็นได้ในจักรวาลมีเพียง 5% ของสิ่งที่ไม่สามารถผ่านเข้าไปได้

เช่นเดียวกับการเกิดของกาแล็กซี ก็จำเป็นต้องกลับไปสู่สสารมืดอีกครั้ง

อายุของจักรวาล

นักวิทยาศาสตร์สามารถแสดงว่าเป็นสัดส่วนกับส่วนกลับของค่าคงที่ฮับเบิล

ดังนั้น คำจำกัดความที่แน่นอนของค่าคงที่นี้จึงเป็นปัญหาที่สำคัญสำหรับจักรวาลวิทยา การวัดล่าสุดแสดงให้เห็นว่าจักรวาลมีอายุระหว่าง 7 ถึง 20 พันล้านปี

แต่จักรวาลต้องเก่ากว่าดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุด และคาดว่าจะมีอายุระหว่าง 13 ถึง 16 พันล้านปี

เมื่อประมาณ 14 พันล้านปีก่อน เอกภพเริ่มขยายตัวในทุกทิศทางจากจุดเล็ก ๆ หนาแน่นที่นับไม่ถ้วนที่เรียกว่าภาวะเอกฐาน งานนี้เรียกว่าบิ๊กแบง

ภายในไม่กี่วินาทีแรกของการเริ่มเกิดภาวะเงินเฟ้ออย่างรวดเร็ว ซึ่งดำเนินต่อไปเป็นเวลาหลายแสนปี อนุภาคพื้นฐานก็ปรากฏขึ้น ซึ่งต่อมาจะประกอบขึ้นเป็นสสาร แต่อย่างที่มนุษย์รู้ ยังไม่มีอยู่จริง ในช่วงเวลานี้ เอกภพทึบแสง เต็มไปด้วยพลาสมาที่ร้อนจัดและการแผ่รังสีอันทรงพลัง

เมื่อขยายตัว อุณหภูมิและความหนาแน่นค่อยๆ ลดลง ในที่สุดพลาสม่าและการแผ่รังสีเข้ามาแทนที่ไฮโดรเจนและฮีเลียม ซึ่งเป็นองค์ประกอบที่ง่ายที่สุด เบาที่สุด และมีอยู่มากที่สุดในจักรวาล แรงโน้มถ่วงใช้เวลาหลายร้อยล้านปีพิเศษในการรวมอะตอมที่ลอยอิสระเหล่านี้เข้ากับก๊าซยุคแรกเริ่มซึ่งดาวฤกษ์ดวงแรกและกาแลคซี่ได้เกิดขึ้น

คำอธิบายของการเริ่มต้นของเวลานี้ได้มาจากแบบจำลองมาตรฐานของจักรวาลวิทยาบิ๊กแบงหรือที่เรียกว่าระบบแลมบ์ดา - สสารมืดเย็น

แบบจำลองจักรวาลวิทยาของจักรวาลนั้นอิงจากการสังเกตโดยตรง พวกเขาทำได้การคาดคะเนที่สามารถยืนยันได้โดยการศึกษาในภายหลังและอาศัยทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเพราะทฤษฎีนี้ให้ความเหมาะสมที่สุดกับพฤติกรรมขนาดใหญ่ที่สังเกตได้ แบบจำลองจักรวาลวิทยาก็ขึ้นอยู่กับสมมติฐานพื้นฐานสองข้อเช่นกัน

โลกไม่ได้ตั้งอยู่ใจกลางจักรวาลและไม่ได้ครอบครองสถานที่พิเศษ ดังนั้นพื้นที่จึงดูเหมือนกันในทุกทิศทางและจากทุกแห่งในขนาดที่ใหญ่ และกฎฟิสิกส์เดียวกันกับที่ใช้บนโลกนี้มีผลทั่วทั้งจักรวาลโดยไม่คำนึงถึงเวลา

ดังนั้น สิ่งที่มนุษย์สังเกตเห็นในวันนี้สามารถใช้เพื่ออธิบายอดีต ปัจจุบัน หรือเพื่อช่วยทำนายเหตุการณ์ในอนาคตในธรรมชาติ ไม่ว่าปรากฏการณ์นี้จะอยู่ไกลแค่ไหน

ไม่น่าเชื่อ ยิ่งคนมองขึ้นไปบนฟ้า ยิ่งมองย้อนไปในอดีต ซึ่งช่วยให้เห็นภาพรวมทั่วไปของกาแลคซี่เมื่ออายุน้อยกว่ามาก เพื่อที่เราจะได้เข้าใจได้ดีขึ้นว่าวิวัฒนาการของกาแลคซีเหล่านี้สัมพันธ์กับกาแลคซีที่อยู่ใกล้และมีอายุมากขึ้นอย่างไร แน่นอน มนุษยชาติไม่สามารถเห็นกาแล็กซีเดียวกันในระยะต่าง ๆ ของการพัฒนาได้ แต่สมมติฐานที่ดีสามารถเกิดขึ้นได้ โดยจัดกลุ่มกาแล็กซีเป็นหมวดหมู่ตามสิ่งที่พวกเขาสังเกต

เชื่อกันว่าดาวดวงแรกก่อตัวขึ้นจากเมฆก๊าซหลังจากกำเนิดเอกภพได้ไม่นาน แบบจำลองสแตนดาร์ดบิ๊กแบงแนะนำว่า เป็นไปได้ที่จะพบกาแลคซีแรกสุดที่เต็มไปด้วยวัตถุร้อนอายุน้อยที่ทำให้ระบบเหล่านี้เป็นโทนสีน้ำเงิน นางแบบยังทำนายว่าดาวฤกษ์ดวงแรกมีจำนวนมากกว่า แต่มีขนาดเล็กกว่าดาวสมัยใหม่ และระบบก็ขยายเป็นลำดับขั้นจนถึงขนาดปัจจุบัน เนื่องจากกาแล็กซีขนาดเล็กได้ก่อตัวเป็นเอกภพของเกาะขนาดใหญ่ในที่สุด

น่าสนใจ คำทำนายมากมายได้รับการยืนยันแล้ว ตัวอย่างเช่น ย้อนกลับไปในปี 1995 เมื่อกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลมองลึกลงไปในจุดเริ่มต้นของเวลา พบว่าจักรวาลอายุน้อยเต็มไปด้วยกาแล็กซีสีน้ำเงินจางๆ ซึ่งเล็กกว่าทางช้างเผือกสามสิบถึงห้าสิบเท่า

The Standard Big Bang Model ยังคาดการณ์ว่าการควบรวมกิจการเหล่านี้ยังคงดำเนินต่อไป ดังนั้น มนุษยชาติจึงต้องค้นหาหลักฐานของกิจกรรมนี้ในกาแลคซีใกล้เคียงด้วย น่าเสียดาย จนกระทั่งเมื่อไม่นานนี้ มีหลักฐานเพียงเล็กน้อยของการควบรวมกิจการระหว่างดวงดาวที่อยู่ใกล้ทางช้างเผือก นี่เป็นปัญหาของโมเดลบิ๊กแบงมาตรฐานเพราะแนะนำว่าการเข้าใจจักรวาลอาจไม่สมบูรณ์หรือผิดพลาด

ในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 20 เท่านั้นที่มีหลักฐานทางกายภาพเพียงพอที่จะสร้างแบบจำลองที่สมเหตุสมผลว่าจักรวาลก่อตัวอย่างไร ระบบบิ๊กแบงมาตรฐานในปัจจุบันได้รับการพัฒนาโดยใช้ข้อมูลการทดลองหลักสามข้อมูล

การขยายตัวของจักรวาล

สำหรับแบบจำลองของธรรมชาติส่วนใหญ่ มันได้รับการปรับปรุงอย่างต่อเนื่องและได้สร้างความท้าทายที่สำคัญซึ่งกระตุ้นให้เกิดการวิจัยเพิ่มเติม

หนึ่งในแง่มุมที่น่าสนใจของจักรวาลวิทยาการสร้างแบบจำลองคือการเผยให้เห็นความสมดุลของพารามิเตอร์จำนวนหนึ่งที่ต้องได้รับการบำรุงรักษาอย่างถูกต้องเพียงพอสำหรับจักรวาล

คำถาม

แบบจำลองจักรวาลวิทยามาตรฐานของเอกภพเป็นแบบบิกแบง และในขณะที่หลักฐานสนับสนุนเธอมีมากมาย แต่เธอก็ไม่มีปัญหา Trefil ในหนังสือ "The Moment of Creation" แสดงคำถามเหล่านี้ได้ดี:

1. ปัญหาของปฏิสสาร
2. ความซับซ้อนของการก่อตัวของกาแล็กซี่
3. ปัญหาขอบฟ้า
4. คำถามเรื่องความแบน

ปัญหาปฏิสสาร

หลังยุคอนุภาคเริ่มต้น ไม่มีกระบวนการใดที่สามารถเปลี่ยนแปลงจำนวนอนุภาคที่แท้จริงในจักรวาลได้ เมื่อเวลาที่ล้าสมัยเป็นมิลลิวินาที ความสมดุลระหว่างสสารและปฏิสสารก็คงที่ตลอดไป

ส่วนหลักของแบบจำลองมาตรฐานของสสารในจักรวาลคือแนวคิดของการผลิตคู่ นี่แสดงให้เห็นถึงการเกิดของอิเล็กตรอน-โพซิตรอนสองเท่า ปฏิสัมพันธ์ตามปกติระหว่างรังสีเอกซ์ที่มีชีวิตสูงหรือรังสีแกมมาและอะตอมทั่วไปจะเปลี่ยนพลังงานส่วนใหญ่ของโฟตอนให้เป็นอิเล็กตรอนและปฏิปักษ์ของมันคือโพซิตรอน มวลอนุภาคเป็นไปตามความสัมพันธ์ของไอน์สไตน์ E=mc² เหวที่เกิดขึ้นมีจำนวนอิเล็กตรอนและโพสิตรอนเท่ากัน ดังนั้น หากกระบวนการผลิตจำนวนมากถูกจับคู่ สสารและปฏิสสารในจักรวาลจะมีปริมาณเท่ากันทุกประการ

เป็นที่ชัดเจนว่ามีความไม่สมมาตรในลักษณะที่เกี่ยวข้องกับสสาร หนึ่งในงานวิจัยที่มีแนวโน้มดีเป็นการละเมิดสมมาตร CP ในการสลายตัวของอนุภาคโดยปฏิกิริยาที่อ่อนแอ หลักฐานการทดลองหลักคือการสลายตัวของคาออนที่เป็นกลาง พวกเขาแสดงการละเมิดสมมาตร SR เล็กน้อย ด้วยการสลายตัวของคาออนเป็นอิเล็กตรอน มนุษยชาติจึงมีความแตกต่างที่ชัดเจนระหว่างสสารและปฏิสสาร และนี่อาจเป็นหนึ่งในกุญแจสู่ความเหนือกว่าของสสารในจักรวาล

การค้นพบใหม่ที่ Large Hadron Collider - ความแตกต่างของอัตราการสลายตัวของ D-meson และปฏิปักษ์ของมันคือ 0.8% ซึ่งสามารถช่วยแก้ปัญหาเรื่องปฏิสสารได้

ปัญหาการก่อตัวของกาแล็กซี่

ความผิดปกติแบบสุ่มในจักรวาลที่กำลังขยายตัวไม่เพียงพอที่จะสร้างดาวได้ เมื่อมีการขยายตัวอย่างรวดเร็ว แรงดึงโน้มถ่วงจะช้าเกินกว่าที่ดาราจักรจะก่อตัวขึ้นด้วยรูปแบบความปั่นป่วนที่สมเหตุสมผลซึ่งเกิดจากการขยายตัวเอง คำถามที่ว่าโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลสามารถเกิดขึ้นได้อย่างไรนั้นเป็นปัญหาสำคัญที่ยังไม่ได้แก้ไขในจักรวาลวิทยา ดังนั้น นักวิทยาศาสตร์จึงต้องดูระยะเวลา 1 มิลลิวินาทีเพื่ออธิบายการมีอยู่ของกาแลคซี่

ปัญหาขอบฟ้า

รังสีพื้นหลังไมโครเวฟจากทิศทางตรงกันข้ามบนท้องฟ้ามีอุณหภูมิเท่ากันภายใน 0.01% แต่พื้นที่ของอวกาศที่พวกมันแผ่ออกไปนั้นใช้เวลาขนส่งน้อยกว่า 500,000 ปี ดังนั้นพวกเขาจึงไม่สามารถสื่อสารกันเพื่อสร้างสมดุลความร้อนที่ชัดเจน - พวกเขาอยู่ข้างนอกขอบฟ้า

สถานการณ์นี้เรียกอีกอย่างว่า "ปัญหาไอโซโทรปี" เพราะรังสีพื้นหลังเคลื่อนที่จากทุกทิศทางในอวกาศเกือบจะเป็นไอโซโทรปิก วิธีหนึ่งในการตั้งคำถามคือการบอกว่าอุณหภูมิของส่วนต่าง ๆ ของอวกาศในทิศทางตรงกันข้ามกับโลกนั้นใกล้เคียงกัน แต่พวกเขาจะอยู่ในสภาวะสมดุลทางความร้อนได้อย่างไรหากพวกเขาไม่สามารถสื่อสารได้? หากพิจารณาถึงขีดจำกัดเวลาเดินทางกลับที่ 14 พันล้านปี ซึ่งได้มาจากค่าคงที่ฮับเบิลที่ 71 กม./วินาที ต่อเมกะพาร์เซก ตามที่ WMAP เสนอ เราสังเกตเห็นว่าส่วนที่ห่างไกลเหล่านี้ของจักรวาลนั้นห่างกัน 28 พันล้านปีแสง เหตุใดจึงมีอุณหภูมิเท่ากันทุกประการ

คุณต้องมีอายุมากกว่าจักรวาลถึง 2 เท่าจึงจะเข้าใจปัญหาขอบฟ้าได้ แต่ดังที่ Schramm ชี้ให้เห็น หากคุณมองปัญหาจากมุมมองก่อนหน้านี้ มันจะยิ่งร้ายแรงขึ้นไปอีก ในช่วงเวลาที่โฟตอนถูกปล่อยออกมาจริง ๆ พวกมันจะมีอายุ 100 เท่าของจักรวาล หรือ 100 เท่าของอายุของจักรวาล

ปัญหานี้เป็นแนวทางหนึ่งที่นำไปสู่สมมติฐานเงินเฟ้อที่ Alan Guth เสนอในช่วงต้นทศวรรษ 1980 คำตอบของคำถามขอบฟ้าในแง่ของอัตราเงินเฟ้อคือในช่วงเริ่มต้นของกระบวนการบิ๊กแบง มีช่วงเวลาของอัตราเงินเฟ้อที่รวดเร็วอย่างไม่น่าเชื่อซึ่งทำให้ขนาดของจักรวาลเพิ่มขึ้น 10²⁰ หรือ 10³⁰ . ซึ่งหมายความว่าขณะนี้พื้นที่ที่สังเกตได้อยู่ภายในส่วนขยายนี้ รังสีที่มองเห็นได้คือไอโซโทรปิกเพราะพื้นที่ทั้งหมดนี้ "พอง" จากปริมาตรขนาดเล็กและมีเงื่อนไขเริ่มต้นที่เกือบจะเหมือนกัน เป็นวิธีการอธิบายว่าทำไมส่วนต่างๆ ของจักรวาลจึงอยู่ไกลกันมากจนไม่สามารถสื่อสารกันให้เหมือนกันได้

ปัญหาความแบน

การก่อตัวของแบบจำลองจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ของจักรวาลนั้นกว้างขวางมาก การสังเกตพบว่าปริมาณของสสารในอวกาศมีมากกว่าหนึ่งในสิบอย่างแน่นอน และน้อยกว่าปริมาณวิกฤตที่จำเป็นต่อการหยุดการขยายตัวอย่างแน่นอน มีการเปรียบเทียบที่ดีที่นี่ - ลูกบอลที่โยนลงมาจากพื้นช้าลง ด้วยความเร็วเท่าดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็ก มันจะไม่หยุด

ในช่วงเริ่มต้นของทฤษฎีนี้จากระบบ อาจดูเหมือนว่ามันถูกโยนด้วยความเร็วที่เหมาะสมเพื่อที่จะไปตลอดกาล ช้าลงเป็นศูนย์ในระยะทางที่ไม่มีที่สิ้นสุด แต่เมื่อเวลาผ่านไปมันก็ชัดเจนขึ้นเรื่อยๆ หากใครพลาดความเร็วรอบแม้เพียงเล็กน้อย หลังจากการเดินทาง 20 พันล้านปี ก็ยังดูเหมือนลูกบอลถูกโยนด้วยความเร็วที่เหมาะสม

ความเบี่ยงเบนใด ๆ จากความแบนนั้นเกินจริงเมื่อเวลาผ่านไป และในระยะนี้ของจักรวาล สิ่งผิดปกติเล็กๆ น้อยๆ ควรเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ หากความหนาแน่นของเอกภพในปัจจุบันดูใกล้วิกฤตมาก แสดงว่าในยุคก่อนหน้านั้นความหนาแน่นของเอกภพต้องใกล้จะแบนมากขึ้น Alan Guth ให้เครดิตการบรรยายของ Robert Dicke ว่าเป็นหนึ่งในอิทธิพลที่ทำให้เขาอยู่บนเส้นทางของเงินเฟ้อ โรเบิร์ตชี้ให้เห็นว่าความเรียบของแบบจำลองจักรวาลวิทยาในปัจจุบันของเอกภพจะต้องแบนให้เหลือส่วนหนึ่งใน 10–14 ครั้งต่อวินาทีหลังจากเกิดบิ๊กแบง คอฟมันน์แนะนำว่าทันทีหลังจากนั้น ความหนาแน่นควรเท่ากับจุดวิกฤต นั่นคือทศนิยมสูงสุด 50 ตำแหน่ง

ในช่วงต้นทศวรรษ 1980 อลัน กัทแนะนำว่าหลังจากเวลาพลังค์ที่ 10^–43 วินาที มีช่วงสั้นๆ ของการขยายตัวอย่างรวดเร็วมาก โมเดลเงินเฟ้อนี้เป็นวิธีการจัดการกับปัญหาความเรียบและปัญหาขอบฟ้า หากเอกภพขยายตัวขึ้น 20 ถึง 30 ลำดับของขนาด คุณสมบัติของปริมาตรที่เล็กมากซึ่งถือได้ว่ามีความแน่นหนา ได้แพร่กระจายไปทั่วเอกภพที่เป็นที่รู้จักในปัจจุบัน ส่งผลให้ทั้งความราบเรียบสุดขั้วและธรรมชาติที่มีไอโซทรอปิกสูงมาก

นี่คือวิธีการอธิบายแบบจำลองจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ของจักรวาลโดยสังเขป