Вес наблюдаемой части Вселенной — больше 10⁵⁰ тонн. Вес в момент рождения... а вот это вот самое интересное. Когда Вселенная родилась, если отсчитывать прямо от момента Большого взрыва, совсем вот во время t = 0, то ее вес должен был быть бесконечным. Если отсчитывать от какого-то другого момента... он называется планковский. Планковский момент — это момент 10 в степени минус... Ну вот, иногда все-таки буду писать на доске... Значит, t планковское — это примерно 10 в минус сорок третьей секунд (t_p ~ 10^–43 с). Это момент, начиная с которого впервые мы можем Вселенную рассматривать в терминах нормального пространства-времени, потому что если мы возьмем объекты на временах меньше, чем это, или на расстояниях меньше, чем планковское расстояние (это 10^–33 см), — если мы возьмем меньшее расстояние, то на меньших расстояниях пространство-время так сильно флуктуирует, что померить их будет нельзя: линейки гнутся, часы вращаются, как-то нехорошо... Поэтому нормальное рассмотрение начинается с этого момента. И в этот момент Вселенная имела вес необычайно большой. Я вам скажу, какой — немножечко погодя. А то, что сделала инфляционная Вселенная: мы научились объяснять, как можно всю Вселенную получить из меньше чем одного миллиграмма вещества. Всё, что мы сейчас видим...

И давайте дальше, предварительные данные. Простейшие модели Вселенной, то, что вошло в учебники, — это три возможных модели Фридмана. Первая — это замкнутая Вселенная, [вторая] — открытая Вселенная, и [третья] — плоская Вселенная. Эти картинки — тоже примерные только картинки. Смысл состоит в следующем.

Вот простейший вариант — плоская Вселенная. Геометрия плоской Вселенной такая же, как геометрия плоского стола, то есть параллельные линии остаются параллельными и нигде не пересекаются.