Научный руководитель: Розгачёва Ирина Кирилловна, К. Ф.-М. Н.

2. В 1908 г. Минковский дал геометрическую трактовку специальной теории относительности (СТО). Согласно Минковскому, мир имеет 4 измерения: временное и 3 пространственных. Минковсий обратил внимание на то, что если время t и координаты пространства x, y, z двух инерциальных систем связаны между собой преобразованиями Лоренца, то выражение

 (1)

где c - скорость света, не изменяется при переходе от одной инерциальной системы другой. Это означает, что величина ds является инвариантным интервалом, тогда как интервалы dt, dx, dy и dz изменяются в соответствии с преобразованиями Лоренца. Поэтому можно ввести четырёхмерное геометрическое множество М{S(t, x, y, z)}. Дифференциал расстояния между точками этого множества определяется выражением (1).

Из инвариантности выражения (1) следует, что при изменении времени t должно изменяться и пространство x, y, z. . Этот факт стимулировал работы Фридмана. В 1922 г. он построил первую модель нестационарного мира F{S}. С топологической точки зрения модель F{S} делят на два топологических типа: открытый мир F_o{S}, в котором объём пространства бесконечен, и закрытый мир F_с{S}, в котором пространство имеет конечный объём и не имеет границы. В обоих случаях пространство однородно и изотропно. Следуя Фридману, это пространство считают геометрически подобным псевдосфере для F_о{S} и сфере для F_с{S}. В этом случае оказывается, что оба мира F_o{S} и F_с{S} начинают свою эволюцию из так называемого сингулярного состояния, в котором обращается в бесконечность плотность энергии вещества, заполняющего модель F{S}. Это основная трудность горячей модели Вселенной.

3. Решение Эйнштейном уравнений ОТО в 1917 г. привело его к определению принципа стационарности Вселенной. Но, приняв его, Эйнштейн столкнулся со следующей проблемой: решение мировых уравнений не давало стационарной модели мира, пока Эйнштейн не ввёл в них дополнительный "космологический член" - постоянную величину (L ).