Научные теории, концепции, гипотезы, модели

Тео́рия Большо́го взры́ва, теория расширяющейся горячей Вселенной. В её основе лежит космологическая модель Фридмана, описывающая однородную и изотропную Вселенную. Согласно теории Большого взрыва (в сочетании с последними данными наблюдений), расширение Вселенной началось около 13,8 млрд лет назад из состояния космологической сингулярности, при этом Вселенная находилась в однородном, изотропном, сверхплотном и горячем состоянии. В ходе расширения плотность и температура Вселенной падали, вследствие чего состояние материи претерпело ряд качественных изменений. В первые доли секунды после начала расширения имели место электрослабый переход (разделение электрослабого взаимодействия на электромагнитное и слабое), конфайнмент кварков и рождение барионов. Затем в течение первых нескольких минут в результате термоядерных реакций образовались атомные ядра лёгких химических элементов – водорода, гелия и лития, включая их изотопы (первичный нуклеосинтез). На ранних этапах эволюции Вселенной вещество и электромагнитное излучение находились в состоянии теплового равновесия. Через 380 тыс. лет после начала расширения электроны были захвачены атомными ядрами, и образовались электрически нейтральные атомы, вследствие чего вещество стало прозрачным для электромагнитного излучения. С тех пор это первичное излучение распространяется почти свободно, остывая по мере расширения Вселенной, и в настоящее время наблюдается как реликтовое излучение. В течение следующего миллиарда лет из первичных возмущений вследствие гравитационной неустойчивости образовались первые звёзды, галактики и крупномасштабная структура Вселенной.

Космологи́ческая моде́ль Фри́дмана, теоретическая модель, описывающая глобальную эволюцию Вселенной на основе решения уравнений общей теории относительности для случая однородного и изотропного распределения плотности, температуры и давления вещества. Модель была создана в 1922–1924 гг. в работах А. А. Фридмана. Модель Фридмана получила первое наблюдательное подтверждение в 1929 г., когда на основе измеренных расстояний до галактик и их красных смещений было открыто расширение Вселенной в соответствии с законом Хаббла. Космологическая модель Фридмана – основа современной Стандартной космологической модели.

Те́нзорное исчисле́ние, математическая дисциплина, изучающая тензоры, их свойства и правила действий над ними. Тензорное исчисление является развитием и обобщением векторного исчисления и теории матриц. Тензорное исчисление широко применяется в дифференциальной геометрии, в теории римановых пространств, теории относительности, электродинамике и других областях науки. В тензорном анализе рассматриваются тензорные поля на произвольных дифференцируемых многообразиях и дифференциальные операторы, действующие на таких полях. Возникновение тензорного исчисления было подготовлено в 19 в. развитием теории алгебраических форм, с одной стороны, и теории квадратичных дифференциальных форм, с другой.