Տիեզերքի տիեզերաբանական մոդելներ. ժամանակակից համակարգի ձևավորման փուլեր, առանձնահատկություններ

2024 Հեղինակ: Angel Austin | [email protected]. Վերջին փոփոխված: 2023-12-17 05:30

Տիեզերքի տիեզերաբանական մոդելը մաթեմատիկական նկարագրություն է, որը փորձում է բացատրել նրա ներկայիս գոյության պատճառները: Այն նաև պատկերում է էվոլյուցիան ժամանակի ընթացքում։

Տիեզերքի ժամանակակից տիեզերաբանական մոդելները հիմնված են հարաբերականության ընդհանուր տեսության վրա: Սա այն է, ինչ ներկայումս ապահովում է լայնածավալ բացատրության լավագույն ներկայացումը:

Տիեզերքի առաջին գիտության վրա հիմնված տիեզերաբանական մոդելը

Իր հարաբերականության ընդհանուր տեսությունից, որը գրավիտացիայի վարկած է, Էյնշտեյնը գրում է հավասարումներ, որոնք կառավարում են նյութով լցված տիեզերքը: Բայց Ալբերտը կարծում էր, որ այն պետք է ստատիկ լինի: Այսպիսով, Էյնշտեյնը իր հավասարումների մեջ ներմուծեց մի տերմին, որը կոչվում է տիեզերքի մշտական տիեզերական մոդել՝ արդյունքը ստանալու համար:

Հետագայում, հաշվի առնելով Էդվին Հաբլի համակարգը, նա կվերադառնա այս գաղափարին և կճանաչի, որ տիեզերքը կարող է արդյունավետորեն ընդլայնվել: Հենց ճիշտՏիեզերքը նման է Ա. Էյնշտեյնի տիեզերական մոդելին:

Նոր վարկածներ

Նրանից անմիջապես հետո հոլանդացի դե Սիտերը՝ Տիեզերքի տիեզերաբանական մոդելի ռուս մշակող Ֆրիդմանը և բելգիական Լեմետրը գիտակների դատողությանը ներկայացնում են ոչ ստատիկ տարրեր։ Դրանք անհրաժեշտ են Էյնշտեյնի հարաբերականության հավասարումները լուծելու համար։

Եթե դե Սիտերի տիեզերքը համապատասխանում է դատարկ հաստատունին, ապա ըստ Ֆրիդմանի տիեզերաբանական մոդելի, Տիեզերքը կախված է դրա ներսում գտնվող նյութի խտությունից:

Հիմնական վարկած

Ոչ մի պատճառ չկա, որ Երկիրը կանգնի տիեզերքի կենտրոնում կամ որևէ արտոնյալ վայրում:

Սա տիեզերքի դասական տիեզերաբանական մոդելի առաջին տեսությունն է: Համաձայն այս վարկածի՝ տիեզերքը համարվում է հետևյալը՝

1. Համասեռ է, այսինքն՝ տիեզերաբանական մասշտաբով ամենուր նույն հատկություններն ունի։ Իհարկե, ավելի փոքր հարթության վրա կան տարբեր իրավիճակներ, եթե նայեք, օրինակ, Արեգակնային համակարգին կամ Գալակտիկայից դուրս:
2. Իզոտրոպ, այսինքն՝ այն միշտ ունի նույն հատկությունները բոլոր ուղղությամբ, անկախ նրանից, թե ուր է նայում մարդը: Հատկապես, որ տարածությունը մեկ ուղղությամբ հարթեցված չէ։

Երկրորդ անհրաժեշտ վարկածը ֆիզիկայի օրենքների ունիվերսալությունն է: Այս կանոնները նույնն են ամենուր և բոլոր ժամանակներում։

Տիեզերքի բովանդակությունը որպես կատարյալ հեղուկ դիտարկելը ևս մեկ վարկած է: Նրա բաղադրիչների բնորոշ չափերը աննշան են դրանք բաժանող հեռավորությունների համեմատ։

Պարամետրեր

Շատերը հարցնում են. «Նկարագրեք տիեզերաբանական մոդելըՏիեզերք»: Դրա համար, Ֆրիդման-Լեմայթրի համակարգի նախորդ վարկածի համաձայն, օգտագործվում են էվոլյուցիան ամբողջությամբ բնութագրող երեք պարամետր՝

• Հաբլի հաստատուն, որը ներկայացնում է ընդլայնման արագությունը:
• Զանգվածի խտության պարամետրը, որը չափում է հետազոտվող Տիեզերքի ρ-ի և որոշակի խտության հարաբերակցությունը, կոչվում է կրիտիկական ρ_c, որը կապված է Հաբլի հաստատունի հետ: Այս պարամետրի ընթացիկ արժեքը նշված է Ω₀:
• Տիեզերական հաստատունը, որը նշված է Λ, գրավիտացիայի հակառակ ուժն է:

Նյութի խտությունը նրա էվոլյուցիան կանխատեսելու հիմնական պարամետրն է. եթե այն շատ անթափանց է (Ω₀> 1), ձգողականությունը կկարողանա հաղթահարել ընդարձակումը և Տիեզերքը կվերադառնա իր սկզբնական վիճակին։

Հակառակ դեպքում աճը կշարունակվի ընդմիշտ. Դա ստուգելու համար նկարագրեք Տիեզերքի տիեզերաբանական մոդելը ըստ տեսության:

Ինտուիտիվ պարզ է, որ մարդը կարող է գիտակցել տիեզերքի էվոլյուցիան՝ ներքևում գտնվող նյութի քանակին համապատասխան:

Մեծ թիվը կհանգեցնի փակ տիեզերքի: Այն կավարտվի իր սկզբնական վիճակում: Նյութի փոքր քանակությունը կհանգեցնի բաց տիեզերքի՝ անսահման ընդլայնմամբ: Ω₀=1 արժեքը հանգեցնում է հարթ տարածության հատուկ դեպքի:

Կրիտիկական խտության ρ_c է մոտավորապես 6 x 10^–27 կգ/մ^{3, այսինքն՝ երկու ջրածնի ատոմ մեկ խորանարդ մետրի համար։}

Այս շատ ցածր ցուցանիշը բացատրում է, թե ինչու է ժամանակակիցՏիեզերքի կառուցվածքի տիեզերաբանական մոդելը ենթադրում է դատարկ տարածություն, և դա այնքան էլ վատ չէ:

Փակ, թե՞ բաց տիեզերք

Տիեզերքի ներսում նյութի խտությունը որոշում է նրա երկրաչափությունը:

Բարձր անթափանցելիության համար կարող եք ստանալ փակ տարածություն՝ դրական կորությամբ։ Բայց կրիտիկականից ցածր խտությամբ կառաջանա բաց տիեզերք։

Պետք է նշել, որ փակ տեսակը անպայմանորեն ունի ավարտված չափ, մինչդեռ հարթ կամ բաց տիեզերքը կարող է լինել վերջավոր կամ անսահման:

Երկրորդ դեպքում եռանկյան անկյունների գումարը փոքր է 180°-ից։

Փակ (օրինակ՝ Երկրի մակերևույթի վրա) այս ցուցանիշը միշտ մեծ է 180°-ից:

Բոլոր չափումները մինչ այժմ չեն կարողացել բացահայտել տարածության կորությունը:

Տիեզերքի տիեզերաբանական մոդելները համառոտ

Բրածո ճառագայթման չափումները Բումերանգի գնդակի միջոցով կրկին հաստատում են հարթ տարածության վարկածը:

Հարթ տարածության վարկածը լավագույնս համապատասխանում է փորձարարական տվյալներին:

WMAP-ի և Planck արբանյակի կողմից կատարված չափումները հաստատում են այս վարկածը:

Այսպիսով, տիեզերքը հարթ կլիներ: Բայց այս փաստը մարդկությանը կանգնեցնում է երկու հարցի առաջ. Եթե այն հարթ է, նշանակում է նյութի խտությունը հավասար է կրիտիկական Ω₀=1: Սակայն տիեզերքի ամենամեծ տեսանելի նյութը կազմում է այս անթափանցելիության միայն 5%-ը:

Ինչպես գալակտիկաների ծնունդը, այնպես էլ անհրաժեշտ է նորից դիմել դեպի մութ նյութ:

Տիեզերքի տարիք

Գիտնականները կարող ենցույց տվեք, որ այն համաչափ է Հաբլի հաստատունի փոխադարձին:

Այսպիսով, այս հաստատունի ճշգրիտ սահմանումը տիեզերագիտության համար կարևոր խնդիր է: Վերջին չափումները ցույց են տալիս, որ տիեզերքն այժմ 7-ից 20 միլիարդ տարեկան է։

Բայց տիեզերքը պետք է անպայման ավելի հին լինի, քան իր ամենահին աստղերը: Եվ գնահատվում է, որ դրանք 13-ից 16 միլիարդ տարեկան են։

Մոտ 14 միլիարդ տարի առաջ տիեզերքը սկսեց ընդլայնվել բոլոր ուղղություններով անսահման փոքր խիտ կետից, որը հայտնի է որպես եզակիություն: Այս իրադարձությունը հայտնի է որպես Մեծ պայթյուն։

Արագ գնաճի սկզբի առաջին մի քանի վայրկյանների ընթացքում, որը շարունակվեց հաջորդ հարյուր հազարավոր տարիների ընթացքում, հիմնարար մասնիկներ հայտնվեցին: Ինչը հետագայում կկազմի նյութը, բայց, ինչպես գիտի մարդկությունը, այն դեռ գոյություն չուներ։ Այս ժամանակահատվածում Տիեզերքը անթափանց էր՝ լցված չափազանց տաք պլազմայով և հզոր ճառագայթմամբ։

Սակայն ընդլայնվելուն զուգընթաց նրա ջերմաստիճանն ու խտությունը աստիճանաբար նվազում էին։ Պլազման և ճառագայթումը ի վերջո փոխարինեցին ջրածնին և հելիումին՝ տիեզերքի ամենապարզ, ամենաթեթև և առատ տարրերին: Ձգողության ուժին մի քանի հարյուր միլիոն լրացուցիչ տարի պահանջվեց այս ազատ լողացող ատոմները միավորելու համար այն սկզբնական գազի մեջ, որտեղից ի հայտ եկան առաջին աստղերն ու գալակտիկաները:

Ժամանակի սկզբի այս բացատրությունը ստացվել է Մեծ պայթյունի տիեզերագիտության ստանդարտ մոդելից, որը նաև հայտնի է որպես Լամբդա համակարգ՝ սառը մութ նյութ:

Տիեզերքի տիեզերաբանական մոդելները հիմնված են ուղղակի դիտարկումների վրա: Նրանք ընդունակ են անելկանխատեսումներ, որոնք կարող են հաստատվել հետագա ուսումնասիրություններով և հիմնվել հարաբերականության ընդհանուր տեսության վրա, քանի որ այս տեսությունը լավագույնս համապատասխանում է դիտարկված լայնածավալ վարքագծին: Տիեզերական մոդելները նույնպես հիմնված են երկու հիմնարար ենթադրությունների վրա։

Երկիրը գտնվում է տիեզերքի կենտրոնում և առանձնահատուկ տեղ չի զբաղեցնում, ուստի տիեզերքը բոլոր ուղղություններով և մեծ մասշտաբով բոլոր վայրերից նույն տեսքն ունի: Եվ ֆիզիկայի նույն օրենքները, որոնք գործում են Երկրի վրա, գործում են ողջ տիեզերքում՝ անկախ ժամանակից:

Հետևաբար, այն, ինչ մարդկությունը նկատում է այսօր, կարող է օգտագործվել անցյալը, ներկան բացատրելու կամ բնության ապագա իրադարձությունները կանխատեսելու համար, անկախ նրանից, թե որքան հեռու է այս երևույթը:

Անհավատալի է, մարդիկ որքան հեռու են նայում դեպի երկինք, այնքան ավելի հեռու են նայում անցյալին: Սա թույլ է տալիս ընդհանուր պատկերացում կազմել Գալակտիկաների մասին, երբ նրանք շատ ավելի երիտասարդ էին, որպեսզի մենք ավելի լավ հասկանանք, թե ինչպես են դրանք զարգացել ավելի մոտ և, հետևաբար, շատ ավելի մեծերի համեմատ: Իհարկե, մարդկությունը չի կարող տեսնել նույն Գալակտիկաները իր զարգացման տարբեր փուլերում: Բայց կարող են լավ վարկածներ առաջանալ՝ խմբավորելով գալակտիկաները կատեգորիաների՝ հիմնվելով նրանց դիտածի վրա:

Ենթադրվում է, որ առաջին աստղերը գոյացել են գազային ամպերից՝ տիեզերքի սկզբից անմիջապես հետո: Մեծ պայթյունի ստանդարտ մոդելը ենթադրում է, որ հնարավոր է գտնել ամենավաղ գալակտիկաները, որոնք լցված են երիտասարդ տաք մարմիններով, որոնք այս համակարգերին տալիս են կապույտ երանգ: Մոդելը դա էլ է կանխատեսումառաջին աստղերն ավելի շատ էին, բայց ավելի փոքր, քան ժամանակակիցները: Եվ որ համակարգերը հիերարխիկորեն աճեցին մինչև իրենց ներկայիս չափերը, քանի որ փոքր գալակտիկաները ի վերջո ձևավորեցին մեծ կղզիների տիեզերքներ:

Հետաքրքիր է, որ այս կանխատեսումներից շատերը հաստատվել են: Օրինակ, դեռևս 1995 թվականին, երբ Hubble տիեզերական աստղադիտակն առաջին անգամ նայեց ժամանակի սկզբի խորքը, այն հայտնաբերեց, որ երիտասարդ տիեզերքը լցված է թույլ կապույտ գալակտիկաներով երեսուն-հիսուն անգամ ավելի փոքր, քան Ծիր Կաթինը:

:

Ստանդարտ Մեծ պայթյունի մոդելը նաև կանխատեսում է, որ այս միաձուլումները դեռ շարունակվում են: Ուստի մարդկությունը պետք է այս ակտիվության ապացույցներ գտնի նաև հարևան գալակտիկաներում: Ցավոք, մինչև վերջերս, Ծիր Կաթինի մոտակայքում գտնվող աստղերի էներգետիկ միաձուլման մասին քիչ ապացույցներ են եղել: Սա խնդիր էր ստանդարտ մեծ պայթյունի մոդելի հետ, քանի որ այն ենթադրում էր, որ տիեզերքի ըմբռնումը կարող է լինել թերի կամ սխալ:

Միայն 20-րդ դարի երկրորդ կեսին բավականաչափ ֆիզիկական ապացույցներ են կուտակվել տիեզերքի ձևավորման ողջամիտ մոդելներ ստեղծելու համար: Մեծ պայթյունի ներկայիս ստանդարտ համակարգը մշակվել է երեք հիմնական փորձարարական տվյալների հիման վրա։

Տիեզերքի ընդարձակում

Ինչպես բնության մոդելների մեծ մասի դեպքում, այն անցել է հաջորդական բարելավումներ և ստեղծել էական մարտահրավերներ, որոնք խթանում են հետագա հետազոտությունները:

Տիեզերագիտության հետաքրքրաշարժ կողմերից մեկըմոդելավորումն այն է, որ այն բացահայտում է պարամետրերի մի շարք հավասարակշռություններ, որոնք պետք է պահպանվեն տիեզերքի համար բավական ճշգրիտ:

Հարցեր

Տիեզերքի ստանդարտ տիեզերաբանական մոդելը մեծ պայթյուն է: Եվ չնայած նրան սատարող ապացույցները ճնշող են, նա առանց խնդիրների չէ: Թրեֆիլը «Արարման պահը» գրքում լավ է ցույց տալիս այս հարցերը՝

1. Հակամատերիայի խնդիրը.
2. Գալակտիկայի ձևավորման բարդությունը.
3. Հորիզոնի խնդիր.
4. հարթության հարց։

Հակամատերի խնդիր

Մասնիկների դարաշրջանի մեկնարկից հետո. Հայտնի գործընթաց չկա, որը կարող է փոխել տիեզերքի մասնիկների զգալի թիվը: Ժամանակի տարածությունը միլիվայրկյաններով հնացել էր, նյութի և հակամատերի միջև հավասարակշռությունը հավերժ ամրագրվեց:

Տիեզերքում նյութի ստանդարտ մոդելի հիմնական մասը զույգերի արտադրության գաղափարն է: Սա ցույց է տալիս էլեկտրոն-պոզիտրոն կրկնապատկման ծնունդը: Բարձր կյանքի ռենտգենյան ճառագայթների կամ գամմա ճառագայթների և բնորոշ ատոմների միջև փոխազդեցության սովորական տեսակը ֆոտոնի էներգիայի մեծ մասը փոխակերպում է էլեկտրոնի և նրա հակամասնիկի՝ պոզիտրոնի: Մասնիկների զանգվածները հետևում են Էյնշտեյնի E=mc² հարաբերությանը: Ստեղծված անդունդն ունի հավասար թվով էլեկտրոններ և պոզիտրոններ։ Հետևաբար, եթե զանգվածային արտադրության բոլոր գործընթացները զուգակցված լինեին, Տիեզերքում նյութի և հակամատերի ճիշտ նույն քանակությունը կլիներ:

Ակնհայտ է, որ կա որոշակի անհամաչափություն բնության հարաբերությունների մեջ նյութի հետ: Հետազոտության խոստումնալից ոլորտներից մեկըթույլ փոխազդեցությամբ մասնիկների քայքայման ժամանակ CP համաչափության խախտումն է։ Հիմնական փորձնական ապացույցը չեզոք կաոնների տարրալուծումն է։ Նրանք ցույց են տալիս SR համաչափության մի փոքր խախտում: Կաոնների էլեկտրոնների քայքայմամբ մարդկությունը հստակ տարբերակում է նյութի և հակամատերի միջև, և դա կարող է լինել տիեզերքում նյութի գերակշռության բանալիներից մեկը:

Նոր հայտնագործություն Մեծ հադրոնային կոլայդերում. D-մեզոնի և նրա հակամասնիկի քայքայման արագության տարբերությունը 0,8% է, ինչը կարող է ևս մեկ ներդրում լինել հակամատերիայի խնդրի լուծման գործում:

Գալակտիկայի ձևավորման խնդիրը

Ընդարձակվող տիեզերքում պատահական անկանոնությունները բավարար չեն աստղեր ձևավորելու համար: Արագ ընդարձակման առկայության դեպքում գրավիտացիոն ձգողականությունը չափազանց դանդաղ է, որպեսզի գալակտիկաները ձևավորվեն բուն ընդարձակման հետևանքով ստեղծված խառնաշփոթության որևէ ողջամիտ ձևով: Հարցը, թե ինչպես կարող էր առաջանալ տիեզերքի լայնածավալ կառուցվածքը, տիեզերագիտության հիմնական չլուծված խնդիր էր: Հետևաբար, գիտնականները ստիպված են դիտել մինչև 1 միլիվայրկյան ժամանակաշրջան՝ բացատրելու գալակտիկաների գոյությունը։

Հորիզոնի խնդիր

Միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթումը երկնքում հակառակ ուղղություններից բնութագրվում է նույն ջերմաստիճանով 0,01% սահմաններում: Բայց տարածության տարածքը, որտեղից դրանք ճառագայթվել են, 500 հազար տարով ավելի թեթև տարանցման ժամանակ է եղել: Եվ այսպես, նրանք չկարողացան շփվել միմյանց հետ՝ ակնհայտ ջերմային հավասարակշռություն հաստատելու համար. նրանք դրսում էինհորիզոն.

Այս իրավիճակը կոչվում է նաև «իզոտրոպիայի խնդիր», քանի որ տիեզերքի բոլոր ուղղություններից շարժվող ֆոնային ճառագայթումը գրեթե իզոտրոպ է: Հարցը դնելու ձևերից մեկն այն է, որ ասենք, որ տիեզերքի մասերի ջերմաստիճանը Երկրից հակառակ ուղղություններով գրեթե նույնն է: Բայց ինչպե՞ս կարող են նրանք միմյանց հետ ջերմային հավասարակշռության մեջ լինել, եթե չեն կարողանում հաղորդակցվել: Եթե դիտարկենք վերադարձի ժամկետը՝ 14 միլիարդ տարի, որը բխում է Հաբլի հաստատունից՝ 71 կմ/վ մեկ մեգապարսեկում, ինչպես առաջարկվում է WMAP-ի կողմից, ապա նկատում ենք, որ տիեզերքի այս հեռավոր մասերը միմյանցից 28 միլիարդ լուսային տարվա հեռավորության վրա են: Ուրեմն ինչու՞ նրանք ունեն նույն ջերմաստիճանը:

Հորիզոնի խնդիրը հասկանալու համար անհրաժեշտ է միայն տիեզերքից երկու անգամ մեծ լինել, բայց ինչպես նշում է Շրամը, եթե խնդրին նայենք ավելի վաղ տեսանկյունից, այն ավելի լուրջ է դառնում: Այն ժամանակ, երբ ֆոտոններն իրականում արտանետվել են, դրանք 100 անգամ մեծ կլինեն տիեզերքի տարիքից կամ 100 անգամ պատճառահետևանքային հաշմանդամ:

Այս խնդիրն այն ուղղություններից մեկն է, որը հանգեցրեց 1980-ականների սկզբին Ալան Գութի կողմից առաջ քաշված գնաճային վարկածին։ Գնաճի առումով հորիզոնի հարցի պատասխանն այն է, որ Մեծ պայթյունի գործընթացի հենց սկզբում տեղի ունեցավ աներևակայելի արագ գնաճի ժամանակաշրջան, որը տիեզերքի չափը մեծացրեց 10²⁰-ով կամ 10³⁰ . Սա նշանակում է, որ դիտարկվող տարածքը ներկայումս գտնվում է այս ընդլայնման ներսում: Այն ճառագայթումը, որը կարելի է տեսնել, իզոտրոպ է,քանի որ այս ամբողջ տարածությունը «փքված» է մի փոքրիկ ծավալից և ունի գրեթե նույնական սկզբնական պայմաններ։ Սա բացատրելու միջոց է, թե ինչու են տիեզերքի մասերն այնքան հեռու, որ նրանք երբեք չեն կարող միմյանց հետ շփվել միանման տեսք ունեն:

հարթության խնդիրը

Տիեզերքի ժամանակակից տիեզերաբանական մոդելի ձևավորումը շատ ընդարձակ է: Դիտարկումները ցույց են տալիս, որ տիեզերքում նյութի քանակությունը, անշուշտ, ավելի քան մեկ տասներորդն է և, իհարկե, ավելի քիչ, քան այն կրիտիկական քանակությունը, որն անհրաժեշտ է ընդարձակումը դադարեցնելու համար: Այստեղ մի լավ անալոգիա կա՝ գետնից նետված գնդակը դանդաղում է։ Նույն արագությամբ, ինչ փոքր աստերոիդը, այն երբեք կանգ չի առնի:

Համակարգից այս տեսական նետման սկզբում կարող է թվալ, որ այն նետվել է ճիշտ արագությամբ՝ ընդմիշտ գնալու համար՝ դանդաղեցնելով մինչև զրոյի անսահման հեռավորության վրա: Բայց ժամանակի ընթացքում դա ավելի ու ավելի ակնհայտ դարձավ։ Եթե ինչ-որ մեկը բաց է թողել արագությունների պատուհանը թեկուզ փոքր չափով, ապա 20 միլիարդ տարվա ճանապարհորդությունից հետո, այնուամենայնիվ, թվում է, թե գնդակը նետվել է ճիշտ արագությամբ:

Ցանկացած շեղում հարթությունից չափազանցված է ժամանակի ընթացքում, և տիեզերքի այս փուլում փոքր անկանոնությունները պետք է զգալիորեն ավելանան: Եթե ներկայիս տիեզերքի խտությունը շատ մոտ է կրիտիկականին, ապա ավելի վաղ դարաշրջաններում այն պետք է ավելի մոտ լինի հարթությանը: Ալան Գութը համարում է Ռոբերտ Դիկի դասախոսությունը որպես այն ազդեցություններից մեկը, որը նրան դրել է գնաճի ճանապարհին: Ռոբերտը նշել է, որՏիեզերքի ներկայիս տիեզերաբանական մոդելի հարթությունը կպահանջի, որ այն մեծ պայթյունից հետո վայրկյանում 10-14 անգամ մեկ մասով հարթ լինի: Կաուֆմանը առաջարկում է, որ դրանից անմիջապես հետո խտությունը պետք է հավասար լիներ կրիտիկականին, այսինքն՝ մինչև 50 տասնորդական տեղ։

1980-ականների սկզբին Ալան Գութն առաջարկեց, որ Պլանկի ժամանակից հետո 10^–43 վայրկյանից հետո տեղի ունեցավ չափազանց արագ ընդլայնման կարճ ժամանակաշրջան: Այս գնաճային մոդելը և՛ հարթության, և՛ հորիզոնի խնդրի լուծման միջոց էր։ Եթե տիեզերքն ուռել է 20-30 կարգով, ապա չափազանց փոքր ծավալի հատկությունները, որոնք կարելի է համարել ամուր կապված, տարածվել են այսօր ամբողջ հայտնի տիեզերքում՝ նպաստելով և՛ ծայրահեղ հարթությանը, և՛ ծայրահեղ իզոտրոպ բնույթին:

Այսպես կարելի է համառոտ նկարագրել Տիեզերքի ժամանակակից տիեզերական մոդելները։