модели Вселенной, которые следуют из решенияуравнений тяготения А. Эйнштейна в применении ко Вселенной в целом. Дляизотропной и однородной в больших масштабах Вселенной эти уравнения даютразличные космологические модели в зависимости от величины среднейплотности ? материи во Вселенной. Если ? больше критического значения ?к,то Вселенная ""замкнута"" и наблюдаемое расширение Вселенной должносмениться в будущем сжатием модель( пульсирующей Вселенной), если ???к, тоВселенная ""открыта"" и будет все время расширяться. Данные наблюдений покане позволяют получить достаточно надежные оценки величины ??
|
