сингулярность космологическая

СИНГУЛЯРНОСТЬ КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ (от лат. singularis - отдельный, особый) - состояние нашей Вселенной в определённый момент времени в прошлом, когда плотность энергии материи е и кривизна пространства-времени были очень велики - порядка планковских значений ( эрг/см³, см^-4, где - кривизны тензор - )физическая сингулярность, или даже бесконечны - математическая С. к. Это состояние, вместе с последующим этапом эволюции Вселенной, пока плотность энергии материи оставалась высокой, называют также Большим Взрывом.

Тот факт, что Вселенная в прошлом проходила через состояние с темп-рой Т ~ 10³ К, следует из существования в настоящее время изотропного микроволнового фонового излучения (реликтового излучения) со строго тепловым (планковским) спектром, а наличие темп-р Т ~ 10⁹-10¹⁰ К (100 кэВ - 1 МэВ) в ещё более ранний момент - из теории космологич. нуклеосинтеза ,дающей правильные значения для наблюдаемых концентраций дейтерия, гелия-3, гелия-4 и лития-7. Дальнейшая экстраполяция в прошлое, в область более высоких энергий, плотностей энергии и темп-р, следует из ур-ний классич. теории гравитации - общей теории относительности (см. Тяготение ).Согласно этой теории, С. к. есть частный случай сингулярностей (особенностей), возникающих в решениях ур-ний Эйнштейна, а существование матем. С. к. неизбежно следует из факта изотропного расширения наблюдаемой части Вселенной в настоящее время и существования реликтового излучения. Для наиб. вероятной модели Вселенной, в к-рой плотность вещества равна критической (см. Космология ),а давление вещества много меньше его плотности энергии, С. к. имела место 2/(3H) = 13 (H/50 км/с*Мпк)^-1 млрд. лет назад (Н - Хаббла постоянная ).При наличии положительной космологич. постоянной или в случае отрицательности кривизны трёхмерного пространства возраст Вселенной может быть больше.

Сингулярности пространства-времени вообще и С. к. в частности являются естеств. границей применимости классич. теории гравитации. Эволюция Вселенной до выхода из физ. С. к. (а также, возможно, нек-рое время после) должна следовать из к--л. квантового обобщения теории гравитации (см. Квантовая теория гравитации). В частности, в общей теории относительности начальные условия в момент матем. С. к. для малых неоднородных возмущений метрики пространства-времени модели Фридмана, описывающей однородную изотропную Вселенную, могут быть произвольными ф-циями пространственных координат. Более фундаментальная квантовая теория, позволяющая рассчитать структуру физ. С. к., должна давать конкретные предсказания для этих начальных условий, к-рые могут быть проверены с помощью наблюдательных данных о крупномасштабной структуре Вселенной, анизотропии темп-ры реликтового эл--магн. излучения, спектре и статистике реликтового фона гравитационных волн в настоящее время. Напр., такого рода предсказания следуют из модели Вселенной с де-ситтеровской (инфляционной) стадией вблизи С. к. (см. Первичные флуктуации в ранней Вселенной). А. А. Старобинский.

   <<      Предметный указатель      >>