Другая проблема, встающая перед космологией, в которой отсутствует инфляция, носит название проблемы плоскостности. В этом случае проблема состоит в следующем: мы видим, что пространственная геометрия пространства очень плоская, а это означает, что плотность Вселенной довольна близко к некоторому критическому значению. Плоская Вселенная имеет именно эту критическую плотность, и ей суждено расширяться вечно, но с постоянно уменьшающейся скоростью. Чтобы современная Вселенная обладала этим свойством, начальные условия расширения Вселенной должны были быть очень особенными, а следовательно, крайне маловероятно, чтобы они имели место быть.

Расширяющаяся Вселенная может быть открытой, замкнутой или плоской, причем плоская Вселенная представляет собой промежуточный случай, когда Вселенная расширяется вечно, но крайне медленно. Когда мы выполняем измерения, чтобы определить количество вещества во Вселенной, мы находим, что наша Вселенная близка к плоской. Плотность Вселенной имеет критическое значение — значение плотности, которое должна иметь Вселенная, чтобы быть плоской, — с точностью до множителя два-три. Точнее, отношение Ω ₀общей плотности энергии Вселенной к ее критическому значению, судя по всему, лежит в диапазоне 0,3 < Ω ₀< 2, который включает и случай плоской Вселенной Ω ₀= 1.

Так в чем же здесь проблема? Сложность возникает из-за того, что отношение Ω, которое представляет собой меру того, насколько Вселенная далека от критического плоского случая, со временем изменяется. Если плотность Вселенной не достигает критического значения (что означает, что Ω < 1) в данный момент космологического времени, то расширение Вселенной побеждает в битве с гравитацией. С течением времени быстрое расширение делает Вселенную еще менее плотной, приводя к тому, что значение Ω становится еще меньше. Таким образом, если в некоторый данный момент времени значение плотности Вселенной ниже критического, через относительно короткое время значение Ω становится чрезвычайно малым, намного меньше критического значения, равного единице. Чтобы в настоящее время значение Ω находилось где-то вблизи единицы, в прошлом Вселенная должна иметь значение Ω чрезвычайно близкое к критическому единичному значению, но чуть-чуть его не достигающее. Если вернуться в самое начало, когда закладывались начальные условия для Вселенной, когда истекло менее 10 ^-43секунд, значение Ω должно было быть пугающе близким к единице, с невероятной точностью порядка одной из 10 ⁶⁰. Сложно понять, почему во Вселенной должно было возникнуть такое невероятно точное значение плотности энергии, которое необходимо, чтобы сегодня Ω, имела значение, близкое к единице. Точно так же, если Вселенная будет иметь плотность, чуть превышающую критическое значение, гравитация выиграет сражение с расширением и отношение Ω быстро и намного превысит единицу.

Однако космологическая проблема плоскостности также смягчается в том случае, если колоссальное инфляционное расширение Вселенной действительно имело место. Чтобы проиллюстрировать решение проблемы плоскостности, надуем шарик и рассмотрим его поверхность в качестве двумерной модели Вселенной. Поверхность шарика искривлена, и эта кривизна представляет собой кривизну пространства-времени. Если мы надуем шар до некоторого невероятно раздутого состояния, так что его радиус будет, скажем, в 10 ²⁸раз больше, то поверхность этого шара будет казаться куда более плоской. Если в начале мы возьмем обычный шарик, радиусом около десяти сантиметров, то конечный размер раздутого шара будет превышать размер всей видимой в настоящее время Вселенной. Точно так же, как поверхность шарика становится более плоской под действием колоссального расширения, так и кривизна пространства-времени выравнивается, когда Вселенная раздувается в огромное число раз (см. рисунок 2).

В 1920-е годы Эдвин Хаббл с помощью стодюймового телескопа в Маунт-Вилсоновской обсерватории показал, что Вселенная расширяется. Это было эпохальное открытие. До прорыва Хаббла, который, фактически, являл собой продолжение чуть более ранней работы Весто Слифера, ученые, в большинстве своем, считали Вселенную статической и неизменной. Осознание того, что мы живем в расширяющейся Вселенной, значительно преобразовало наш взгляд на космос.

Хаббл заметил, что от нашей Галактики — Млечного Пути — удаляются все галактики, кроме самых близких. Кроме того, Хаббл показал, что чем дальше находится галактика, тем быстрее она от нас удаляется. Сейчас это отношение между расстоянием и скоростью называется законом Хабблаи является естественным следствием расширяющейся Вселенной, рассматриваемой изнутри.

Чтобы проиллюстрировать расширение по закону Хаббла, можно рассмотреть простую модель Вселенной. Представьте большой кекс с изюмом: пусть в этой модели изюминки будут галактиками. По мере расширения кекса, в процессе выпекания, каждая изюминка в кексе удаляется от всех остальных изюминок. Однако у Вселенной вообще нет краев; по крайней мере, нам таковые не известны. В результате Вселенную можно представить в виде гигантского кекса с изюмом, причем наша изюминка — Млечный Путь — находится на очень большом расстоянии от какого бы то ни было края.

Расширение и эволюцию Вселенной описывает общая теория относительности Эйнштейна, вводящая в фундаментальное описание пространства-времени гравитацию. Когда для описания Вселенной в целом используется общая теория относительности, расширение космоса становится естественным ее следствием. Когда Эйнштейн осознал, что его теория предполагает расширяющуюся Вселенную, сначала он решил, что это предсказание неверно. Астрономы еще не наблюдали хаббловское расширение, и почти все тогда придерживались допотопных представлений о статической и неизменяющейся Вселенной. Эйнштейн зашел настолько далеко, что без надобности усложнил свою теорию, допустив статическую (нерасширяющуюся) Вселенную. Однако после открытия расширения космологи быстро поняли, что оригинальные, неизмененные уравнения Эйнштейна служат наилучшим описанием нашей непрерывно растущей Вселенной.

Вселенная подчиняется базовой доктрине, называемой космологическим принципом. Это основной постулат, который систематизирует и упрощает возможное поведение космоса. Этот принцип утверждает, что Вселенная в целом одновременно однородна и изотропна. Однородной называется Вселенная, одинаковая во всех точках пространства; другими словами, Вселенная не имеет однозначно предпочтительных мест (см. правую часть рис. 3). Аналогично, изотропной называется Вселенная, которая выглядит одинаковой во всех направлениях; другими словами, Вселенная не выглядит другой, в каком бы направлении вы ни посмотрели из нашей Галактики (см. левую часть рис. 3). Космологический принцип — это естественное обобщение точки зрения Коперника. Коперник показал, что Земля, а следовательно и человечество, не имеет особого места в нашей Солнечной системе. В силу того что Вселенная однородна и изотропна, наша Галактика не занимает особого положения. В частности, мы живем совсем не в центре Вселенной.