Kosmologisk singularitet

Kosmologisk singularitet - det påstådda tillståndet i universum vid det första ögonblicket av Big Bang , kännetecknat av en oändligt stor densitet och temperatur av materia. Den kosmologiska singulariteten är ett exempel på gravitationssingulariteter som förutsägs av allmän relativitet (GR) och några andra gravitationsteorier .

Det oundvikliga av förekomsten av denna singularitet när man fortsätter tillbaka i tiden med någon lösning av allmän relativitet [1] , som beskriver dynamiken i universums expansion , bevisades rigoröst 1967 av Stephen Hawking [2] (men bara inom ramen för klassisk allmän relativitetsteori, utan att ta hänsyn till kvanteffekter). Han skrev också:

Resultaten av våra observationer bekräftar antagandet att universum har sitt ursprung vid en viss tidpunkt. Men själva ögonblicket för skapelsens början, singulariteten, lyder inte någon av fysikens kända lagar.

Till exempel kan densitet och temperatur inte vara oändliga samtidigt, eftersom kaosmåttet vid oändlig densitet tenderar till noll, vilket inte kan kombineras med oändlig temperatur.

Problemet med existensen av en kosmologisk singularitet är ett av den fysiska kosmologins allvarligaste problem. Faktum är att ingen av vår kunskap om vad som hände efter singulariteten kan ge oss någon information om vad som hände innan.

Försök att lösa problemet med existensen av denna singularitet går i flera riktningar: för det första tror man att kvantgravitationen kommer att ge en beskrivning av dynamiken i ett gravitationsfält fritt från singulariteter [3] , och för det andra finns det en åsikt att att ta hänsyn till kvanteffekter i ickegravitationella fält kan bryta mot villkoret energidominans , som Hawkings bevis bygger på [3] , för det tredje föreslås sådana modifierade gravitationsteorier där singulariteten inte uppstår, eftersom den extremt komprimerade materien börjar trycka isär av gravitationskrafter (den så kallade gravitationsrepulsionen ), och attraherar inte varandra på grund av dess singularitet.

Anteckningar

1. ↑ Inte nödvändigtvis homogen och isotropisk , som i Friedmans lösning .
2. ↑ Hawking SW, Förekomsten av singulariteter i kosmologin, III. Kausalitet och singulariteter, Proc. Roy. soc. London, A300, 187-201 (1967).
3. ↑ 1 2 Grib A. A., Mamaev S. G., Mostepanenko V. M. Kapitel 10. EFFECT OF VACUUM QUANTUM EFFECTS ON THE EVOLUTION OF COSMOLOGICAL MODELS // Vakuum quantum effects in strong fields. - 2:a. — M .: Energoatomizdat, 1988. — 288 sid. — ISBN 5283039552 .