Модели Вселенной

Основным постулатом классической научной космологии является то, что эволюция Вселенной определяется гравитационными силами. А. Фридман дополнительно к нему постулировал начальные и граничные условия: «Вселенная во время своей эволюции всегда однородна и изотропна». Эти постулаты подтверждаются многочисленными наблюдениями.

В теории однородной и изотропной Вселенной оказываются возможным две модели Вселенной:

. Модель первого типа. Вселенная неограниченно расширяется, вследствие чего при бесконечном расширении по прошествии многих миллиардов лет ожидается исчезновение всякой структуры Вселенной, и, как следствие, - тепловая смерть. Исчезновение структуры Вселенной описывается как затухание всех малых звёзд через 1012 лет, по прошествии ещё большего периода времени гравитационное коллапсирование центральных областей галактик в черные дыры, затем распад протонов и всех элементов, и, наконец, «испарение» чёрных дыр через излучение.

. Модель второго типа. Эта модель предсказывает, что расширение Вселенной через 100 млрд. лет сменится сжатием, которое соответствует её деградации. При сжатии температура Вселенной начнёт расти, а при сокращении её размеров до 0,01 современной величины фон излучения ночью станет таким же, как днём. При дальнейшем сжатии после 700 000 лет космическая температура достигнет 10 000 000 градусов, а звёзды и планеты начнут превращаться в космическую плазму, состоящую из ядер, электронов и излучения. Вся материя Вселенной превратится в огненный шар и исчезнет вместе с пространством и временем при «Большом схлопывании» при сингулярности.

К какому типу относится реальная Вселенная, зависит от средней плотности материи ρ. Если ρ меньше некоторого критического значения ρк, то Вселенной соответствует модель 1 типа. Если ρ больше ρк, то расширение Вселенной сменится сжатием. Оценка реальной плотности материи очень трудна, т.к. в неё входят все виды вещества и излучения. Современные данные свидетельствуют скорее о вечном расширении. Эта неопределённость никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, а влияет лишь на определение возраста Вселенной.