Инфляция естественным образом разрешает эту проблему горизонта. Вообразите крошечную область Вселенной, которая находится в причинной связи с самой собой в момент, предшествующий началу инфляционного периода расширения. По определению, размер такой области должен быть меньше произведения скорости света и возраста Вселенной на тот момент. Теперь представим, что эта маленькая область увеличивает свой размер в безумно большое число раз. Если коэффициент роста достаточно велик, то вся видимая сегодня Вселенная может содержаться в пределах той причинно связанной области, с которой мы начали. При этом коэффициент роста должен равняться 1028 — тот же магический коэффициент, который мы встречали и раньше. Во Вселенной, переживающей инфляцию, размеры областей, которые уже вступали в причинную связь, областей с возможностью наличия одинаковых характеристик, гораздо больше, нежели размеры тех же областей во Вселенной, где инфляция отсутствует (см. рисунок 1).
Рис. 1. На этом рисунке показан размер Вселенной в соответствии как со стандартной теорией Большого взрыва, так и с ее усовершенствованным вариантом, включающим инфляционную фазу расширения. Инфляционная модель помогает решить проблему горизонта, поскольку разрешает гораздо меньший размер Вселенной в отдаленном прошлом. Эта маленькая Вселенная в некоторый ранний момент истории могла находиться в причинной связи с самой собой и тем самым обеспечить крайнюю однородность, которую мы наблюдаем в нашей Вселенной сегодня
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 Ω0 общей плотности энергии Вселенной к ее критическому значению, судя по всему, лежит в диапазоне 0,3 < Ω0 < 2, который включает и случай плоской Вселенной Ω0 = 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 10-43 секунд, значение Ω должно было быть пугающе близким к единице, с невероятной точностью порядка одной из 1060. 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.