Основные модели Вселенной: Модель де-Ситтера: Модель расширяющейся Вселенной, предложенная в 1917г., в которой не существует вещест

1948г. Эдвардом Милном. Это расширяющаяся, изотропная и однородная Вселенная не содержащая вещества. Она имеет отрицательную кривизну и незамкнута. Модель Фридмана: Модель Вселенной, которая может коллапсировать внутри себя. В 1922г. Советский математик А. А. Фридмин, анализирую уравнения общей теории относительности Эйнштейна, пришел к выводу, что Вселенная не может находиться в стационарном состоянии – она должна либо расширяться, либо пульсировать. Сначала это работа было полностью проигнорирована, но позже на нее обратили внимание в связи с моделью Леметра. Вселенная Фридмана может быть замкнутой, если плотность вещества в ней достаточно велика, чтобы остановить расширение. Этот факт привел к поиску, так называемой недостающей массы. В дальнейшем выводы Фридмана получили подтверждение в астрономических наблюдениях, обнаруживших в спектрах галактик так называемое красное смещение спектральных линий, что соответствует взаимному удалению этих звездных систем. Модель Эйнштейна-де Ситтера: самая простая из современных космологических моделей, в которой Вселенная имеет нулевое давление, нулевую кривизну и бесконечную протяженность, а ее расширение не ограничено в пространстве и во времени. Предложенная в 1932 г. эта модель является частным случаем(при нулевой кривизне) более общей Вселенной Фридмана.

Альберта Эйнштейна, в научном мире общепринятой была теория бесконечной в пространстве и во времени, однородной и статичной Вселенной. О безграничности Вселенной сделал предположение Исаак Ньютон (1642-1726), а философ Эммануил Кант (1724-1804) развил эту идею, допустив, что вселенная не имеет начала и во времени. Он объяснял все процессы во Вселенной законами механики, незадолго до его рождения описанными Исааком Ньютоном. 

несомненной, как и система Коперника. Однако вплоть до второй половины 1960-х она отнюдь не пользовалась всеобщим признанием, и не только потому, что многие ученые с порога отрицали саму идею расширения Вселенной. Просто у этой модели имелся серьезный конкурент. Через 11 лет космология как наука сможет отмечать свой столетний юбилей. В 1917 году Альберт Эйнштейн осознал, что уравнения общей теории относительности позволяют вычислять физически разумные модели мироздания. Классическая механика и теория гравитации такой возможности не дают: Ньютон пытался построить общую картину Вселенной, однако при всех раскладах она неизбежно схлопывалась под действием силы тяготения. Эйнштейн решительно не верил в начало и конец мироздания и поэтому придумал вечно существующую статичную Вселенную

по дважды встречающимся индексам осуществляется суммирование;

пространственный метрический тензор, описывающий геометрию однородного изотропного 3-мерного пространства

работы была завершена гораздо раньше. Календарь Вселенной Планковская эра 10–43 с. Планковский момент. Происходит отделение  гравитационного взаимодействия. Размер Вселенной  в этот момент равен 10–35 м (наз Планковская длина) 10–37 с. Инфляционное расширение Вселенной. Эра великого объединения 10–35 с. Разделение сильного и электрослабого взаимо- действий. 10–12 с. Отделение слабого взаимодействия  и окончательное разделение взаимодействий. Адронная эра 10–6 с. Аннигиляция протон-антипротонных пар. Ква- рки и антикварки перестают существовать, как  свободные частицы. Лептонная эра 1 с. Формируются ядра водорода.  Начинается ядерный синтез гелия.