Основное требование к космогонической теории – она должна объяснять все существующие на определённый момент опытные данные. До Ньютона (1643 - 1727) это были наблюдаемые движения небесных тел.
Аристотель (384-322 до н.э). Вселенная Аристотеля – инженерное сооружение, состоящее из материальных сфер. В центре находится Земля. За пределами материальной Вселенной по Аристотелю не существует пространства. Пространство – это нечто, что уже было или могло быть заполнено материей.
Коперник (1473-1543). Вселенная также ограничена сферой неподвижных звёзд, в центре Солнце. Николай Кузанский (1401-1464) – Вселенная неограниченна, в противном случае необходимо допустить нечто существующее за её пределами, что противоречит определению Вселенной. Идея бесконечной Вселенной развита Джордано Бруно.
С ростом ядра науки появляется все большее число фактов, которые должна объяснять существующая космогоническая модель. Со временем появляются парадоксы – логические следствия из основных теорий, несоответствующие наблюдениям.
Парадокс конечной звёздной Вселенной, в которой вся масса должна объединиться в одно тело.
К концу XVII века Ньютон формулирует закон всемирного тяготения, согласно которому все тела притягиваются друг к другу. Распространив закон на Вселенную в целом, он пришел к выводу, что Вселенная должна быть бесконечной с множеством центров гравитации (Ньютон предположил, что только в этом случае возможно длительное существование астрономических объектов). Конечная Вселенная рано или поздно должна под действием собственной гравитации слиться в единое тело в центре мира.
Фотометрический парадокс.
Высказан Галлеем в начале XVIII в, Шезо 1744, развит 1826 Ольберсом. В бесконечной или конечной, но очень большой Вселенной, заполненной хаотически расположенными звёздами, взгляд в любом направлении должен упереться в поверхность какой-либо звезды, т.е. всё небо должно светиться примерно как поверхность Солнца. Долгое время способом преодоления фотометрического парадокса считалось наличие в межзвёздном пространстве темной поглощающей материи. Но 30 г XX в. Фесенков показал, что тёмная материя только рассеивает излучение. Парадокс преодолен только в современной модели Вселенной Фридмана-Леметра-Хаббла.
Гравитационный парадокс.
Оформлен Нейманом 1874, развит Зелигером 1895. В ньютоновской бесконечной Вселенной в каждой точке на материальное тело должны действовать бесконечные по величине разрывающие силы. Единственным выходом в то время было изменение формы закона тяготения.
Оригинальный способ преодоления гравитационного и фотометрического парадоксов предложил 1908 г. Шарлье. Он развил модель иерархической Вселенной Ламберта. Он предложил бесконечность иерархии вверх (планетные системы, галактики, скопления галактик и т.д.) и потребовал быстрого увеличения взаимных расстояний в сравнении с размерами структур.
В современной релятивистской космологии эти оба парадокса устраняются.
Парадокс “тепловой смерти” Вселенной.
Обнаружен в середине XIX в. Клаузиусом и Томсоном при попытке применить второе начало к Вселенной как целому – ньютоновскому бесконечному пространству, заполненному звёздами.
Энтропия.
Физическая величина, представляющая собой меру неупорядоченности в замкнутой термодинамической системе. Чем больше порядок частиц системы, тем меньше энтропия.
Рис
 |  |
Малая энтропия Большая энтропия
Чем выше вероятность Р состояния термодинамической системы, тем выше её энтропия S.
S=k*lnP, k=1,38*10-23 Дж/K – постоянная Больцмана.
Для изменения энтропии 
при переходе из одного состояния с вероятностью Р1 в другое с вероятностью Р2 справедлива формула
.
Второй закон термодинамики утверждает, что в замкнутой системе не может происходить уменьшения энтропии. Одна из возможных формулировок второго начала термодинамики: Природа стремится перейти из состояния с меньшей вероятностью в состояние с большей.
Применение второго начала к Вселенной как замкнутой системе приводит к выводу, что со временем она должна прийти в состояние с наибольшей вероятностью, то есть превратится в газовый шар.
Парадокс возник в рамках континуальной модели вещества. Не учитывалась роль фундаментальных взаимодействий, при их учёте равновесное состояние будет неустойчивым, образование флуктуаций (неоднородностей) будет неизбежным. Первым предложил способ преодоления парадокса посредством учёта флуктуаций Людвиг Больцман (1844-1906).