 |
Нестационарная модель Вселенной
|
|
|
|
Вселе́нная Фри́дмана (метрика Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера) — одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям общей теории относительности, первая из нестационарных моделей Вселенной. Получена Александром Фридманом в 1922. Модель Фридмана описывает однородную изотропную нестационарную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной. Эта работа учёного стала основным теоретическим развитием ОТО после работ Эйнштейна 1915—1917 гг.
116.Критическая плотность Вселенной
Крити́ческая пло́тность вселе́нной — значение массовой плотности материи (энергии) вселенной, от которого зависят глобальные геометрические свойства вселенной в космологических моделях. Значение критической плотности 
зависит от значения постоянной Хаббла: 
,
При значении постоянной Хаббла, равной 70,4 (км/с)/Мпк (или 2,282×10−18 c−1) критическая плотность равна 9,31×10−27 кг/м3 (или 9,31×10−30 г/см3). Вероятно, при превышении этой плотности, с точки зрения "внешнего" наблюдателя наша Вселенная будет являться черной дырой
117.Сценарий будущего и параметры Вселенной при ρ < ρ c
Фридмановская модель,. Расширение вселенной будет вечным, причём скорости галактик никогда не будут стремиться к нулю. Пространство в такой модели — бесконечное, имеет отрицательную кривизну, описывается геометрией Лобачевского. Через каждую точку такого пространства можно провести бесконечное множество прямых, параллельных данной, сумма углов треугольника меньше 180°, отношение длины окружности к радиусу больше 2π.
118.Сценарий будущего и параметры Вселенной при ρ = ρ c
|
|
|
Фридмановская модель,. Расширение вселенной будет вечным, но в бесконечности его скорость будет стремиться к нулю. Пространство в такой модели — бесконечное, плоское, описывается геометрией Евклида.
119.Сценарий будущего и параметры Вселенной при ρ > ρ c
Фридмановская модель,. Расширение вселенной сменится сжатием, коллапсом и закончится тем, что вселенная сожмётся в сингулярную точку (Большое сжатие). Пространство в такой модели — конечное, имеет положительную кривизну, по форме представляет собой трёхмерную гиперсферу, описывается сферической геометрией Римана. В таком пространстве нет параллельных прямых, сумма углов треугольника больше 180°, отношение длины окружности к радиусу меньше 2π.
Большой взрыв
Большо́й взрыв (англ. Big Bang) — космологическая теория начала расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.
Обычно сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселенной, но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения, и рассматривается далее.
Космическая инфляция и зарядовая асимметрия
Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.
Первый вариант теории был предложен в 1981 году Аланом Гутом, но он встретился с серьёзными трудностями, которые были преодолены различными видоизменениями сценария, начиная с предложенной Андреем Линде в 1982 модели хаотической инфляции.
Реликтовые нейтрино
|
|
|
Эпоха нуклеосинтеза
Приблизительно с 1 секунды после Большого Взрыва материя охладилась достаточно для образования стабильных нуклонов и начался процесс первичного нуклеосинтеза. Он длился до возраста Вселенной 3 минуты, и за это время образовался первичный состав звёздного вещества: около 25 % гелия-4, 1 % дейтерия, следы более тяжёлых элементов до бора, остальное — водород.
|
|
|
