Уравнение Фридмана можно записать
В период, когда Вселенная замедляется становится больше по мере того, как мы экстраполируем в прошлое.
Мы знаем сегодня очень близко к нулю, так как наша Вселенная довольно плоская. Но если мы экстраполируем все вплоть до эпохи Планка или что-то в этом роде, мы получим это .
Теперь по какой-то причине говорят, что это создает проблему тонкой настройки.
Но я не понимаю, почему это так. Почему это не может быть просто это то, что просто есть?
Что мы имеем в виду, когда говорим, что это создает проблему тонкой настройки?
Проблема точной настройки является проблемой только в том случае, если мы требуем, чтобы рассматриваемая модель была хорошей или полной моделью того, как, по нашему мнению, ведет себя Вселенная.
В этом случае кажется, что мы требуем, чтобы плотность Вселенной была как можно ближе к 1 части в до точной плотности, которая сделает ее плоской вселенной, которая будет расширяться вечно, асимптотически останавливаясь на . Тем не менее рассматриваемая модель (модель горячего Большого взрыва) не дает предсказания того, почему плотность должна иметь именно это значение.
Если бы плотность лежала за этими пределами, то Вселенная либо снова быстро сжалась бы в большое сжатие, либо расширилась бы настолько, что мы не смогли бы увидеть другие галактики.
Это указывает на то, что у нас нет полной модели и что требуется что-то еще, чтобы дать нам эти начальные условия. Это, среди других проблем, вдохновило инфляционную теорию. Или, как вы говорите, мы могли бы просто прекратить поиски более полной теории того, почему начальные условия были именно такими, какие они были, и просто признать, что Вселенная устроена именно так?
Любопытный
ПрофРоб
Любопытный