Космологическая сингулярность (Tkvbklkincyvtgx vnuirlxjukvm,)
Космологи́ческая сингуля́рность — предполагаемое состояние Вселенной в начальный момент Большого взрыва, характеризующееся бесконечно большой плотностью и температурой вещества. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности (ОТО) и некоторыми другими теориями гравитации.
Неизбежность возникновения этой сингулярности при продолжении назад во времени любого решения ОТО[1], описывающего динамику расширения Вселенной, была строго доказана в 1967 году Стивеном Хокингом[2] (но только в рамках классической ОТО, без учёта квантовых эффектов). Также он писал:
Результаты наших наблюдений подтверждают предположение о том, что Вселенная возникла в определённый момент времени. Однако сам момент начала творения, сингулярность, не подчиняется ни одному из известных законов физики.
Например, не могут быть одновременно бесконечными плотность и температура, так как при бесконечной плотности мера хаоса стремится к нулю, что не может совмещаться с бесконечной температурой.
Проблема существования космологической сингулярности является одной из наиболее серьёзных проблем физической космологии. Дело в том, что никакие наши сведения о том, что произошло после сингулярности, не могут дать нам никакой информации о том, что происходило до этого.[источник не указан 1610 дней]
Попытки решения проблемы существования этой сингулярности идут в нескольких направлениях: во-первых, считается, что квантовая гравитация даст описание динамики гравитационного поля, свободного от сингулярностей[3], во-вторых, есть мнение, что учёт квантовых эффектов в негравитационных полях может нарушить условие энергодоминантности, на котором базируется доказательство Хокинга[3], в-третьих, предлагаются 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 ввиду своей сингулярности.
Примечания
[править | править код]- ↑ 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. L., A300, 187—201 (1967).
- ↑ 1 2 Гриб А. А., Мамаев С. Г., Мостепаненко В. М. Глава 10. ВЛИЯНИЕ ВАКУУМНЫХ КВАНТОВЫХ ЭФФЕКТОВ НА ЭВОЛЮЦИЮ КОСМОЛОГИЧЕСКИХ МОДЕЛЕЙ // Вакуумные квантовые эффекты в сильных полях. — 2-е. — М.: Энергоатомиздат, 1988. — 288 с. — ISBN 5283039552.
 |
|---|
| Первые три минуты после Большого взрыва | |
|---|---|
| Ранняя Вселенная | |
| Будущее Вселенной | |
| Базовые понятия и объекты | |
|---|---|
| История Вселенной | |
| Структура Вселенной | |
| Теоретические представления | |
| Эксперименты | |