СИНГУЛЯРНОСТЬ КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ

(от лат. singularis - отдельный, Вселенной в определённый момент временив прошлом, когда плотность энергии материи е и кривизна пространства-временибыли очень велики - порядка планковских значений (эрг/см ³,см ^-4, где - кривизны тензор) - физическая сингулярность, или даже бесконечны- математическая С. к. Это состояние, вместе с последующим этапом эволюцииВселенной, пока плотность энергии материи оставалась высокой, называюттакже Большим Взрывом.

Тот факт, что Вселенная в прошлом проходила через состояние с темп-рой Т~ 10³ К, следует из существования в настоящее времяизотропного 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 значениядля наблюдаемых концентраций дейтерия, гелия-3, гелия-4 и лития-7. Дальнейшаяэкстраполяция в прошлое, в область более высоких энергий, плотностей энергиии темп-р, следует из ур-ний классич. теории гравитации - общей теории относительности(см. Тяготение). Согласно этой теории, С. к. есть частный случайсингулярностей (особенностей), возникающих в решениях ур-ний Эйнштейна, время и существования реликтовогоизлучения.Для наиб. вероятной модели Вселенной, в к-рой плотность веществаравна критической (см. Космология), а давление вещества много меньшеего плотности энергии, С. к. имела место 2/(3H) = 13 (H/50 км/с*Мпк)^-1 млрд. лет назад ( Н - Хаббла постоянная). При наличии положительнойкосмологич. постоянной или в случае отрицательности кривизны трёхмерногопространства возраст Вселенной может быть больше.

Сингулярности пространства-времени вообще и С. к. в частности являютсяестеств. границей применимости классич. теории гравитации. Эволюция Вселеннойдо выхода из физ. С. к. (а также, возможно, нек-рое время после) должнаследовать из к.-л. квантового обобщения теории гравитации (см. Квантоваятеория гравитации). В частности, в общей теории относительности начальныеусловия в момент матем. С. к. для малых неоднородных возмущений метрикипространства-времени модели Фридмана, описывающей однородную изотропнуюВселенную, могут быть произвольными ф-циями пространственных координат. крупномасштабнойструктуре Вселенной, анизотропии темп-ры реликтового эл.-магн. излучения, гравитационных волн в настоящеевремя. Напр., такого рода предсказания следуют из модели Вселенной с де-ситтеровской(инфляционной) стадией вблизи С. к. (см. Первичные флуктуации вранней Вселенной). А. А. Старобинский.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1988.