Космологи́ческая сингуля́рность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности (ОТО) и некоторыми другими теориями гравитации.
Возникновение этой сингулярности при продолжении назад во времени любого решения ОТО[1], описывающего динамику расширения Вселенной, было строго доказано в 1967 году Стивеном Хокингом[2]. Проблема существования космологической сингулярности является одной из наиболее серьезных проблем физической космологии. Дело в том, что никакие наши сведения о том, что произошло после космологической сингулярности, не могут дать нам никакой информации о том, что происходило до этого.
Попытки решения проблемы существования этой сингулярности идут в нескольких направлениях: во-первых, считается[источник?], что квантовая гравитация даст описание динамики гравитационного поля, свободного от сингулярностей, во-вторых, есть мнение[источник?], что учёт квантовых эффектов в негравитационных полях может нарушить условие энергодоминантности, на котором базируется доказательство Хокинга, в-третьих, предлагаются[источник?] такие модифицированные теории гравитации, в которых сингулярность не возникает, так как предельно сжатое вещество начинает расталкиваться гравитационными силами (так называемое гравитационное отталкивание), а не притягиваться друг к другу.
Сноски[]
- ↑ Не обязательно однородного и изотропного, как в решении Фридмана.
- ↑ Hawking S. W., The occurrence of singularities in cosmology, III. Causality and singularities, Proc. Roy. Soc. London, A300, 187—201 (1967).
Эта страница использует содержимое раздела Википедии на русском языке. Оригинальная статья находится по адресу: Космологическая сингулярность. Список первоначальных авторов статьи можно посмотреть в истории правок. Эта статья так же, как и статья, размещённая в Википедии, доступна на условиях CC-BY-SA .