Космологическая сингулярность

У этого термина существуют и другие значения, см. Сингулярность.

Космологи́ческая сингуля́рность в 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]. 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, т. к. 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 Большого Взрыва, 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, 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.

[править] Примечания

в‘ Не обязательно однородного и изотропного, как в решении Фридмана.
в‘ Hawking S. W., The occurrence of singularities in cosmology, III. Causality and singularities, Proc. Roy. Soc. London, A300, 187в201 (1967).
в‘ 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. в 2-ое. в М.: Энергоатомиздат, 1988. в 288 с. в ISBN 5283039552

[0] в‘ Не обязательно однородного и изотропного, как в решении Фридмана.

[1] в‘ Hawking S. W., The occurrence of singularities in cosmology, III. Causality and singularities, Proc. Roy. Soc. London, A300, 187в201 (1967).

[GMM-2] в‘ 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. в 2-ое. в М.: Энергоатомиздат, 1988. в 288 с. в ISBN 5283039552

[1]

[2]

[3]

Космологическая сингулярность

[править] Примечания

Личные инструменты

Пространства имён

Варианты

Просмотры

Действия

Поиск

Навигация

Участие

Печать/экспорт

Инструменты

На других языках