КРИТИ́ЧЕСКАЯ ПЛО́ТНОСТЬ ВСЕЛЕ́ННОЙ

КРИТИ́ЧЕСКАЯ ПЛО́ТНОСТЬ ВСЕЛЕ́Н­НОЙ, один из осн. па­ра­мет­ров в ре­ше­нии урав­не­ний Фрид­ма­на; зна­че­ние плот­но­сти ве­ще­ст­ва, оп­ре­де­ляе­мое вы­ра­же­ни­ем $ρ_c=3H^2/(8πG)$, где $H$ – по­сто­ян­ная Хабб­ла, $G$ – гра­ви­тац. по­сто­ян­ная. То­по­ло­гич. свой­ст­ва од­но­род­ной и изо­троп­ной Все­лен­ной с рав­ной ну­лю кос­мо­ло­гич. по­сто­ян­ной за­ви­сят от от­но­ше­ния ср. плот­но­сти Все­лен­ной $ρ$ к К. п. В. Ес­ли $ρ/ρ_c=1$ (ср. плот­ность Все­лен­ной рав­на К. п. В.), то трёх­мер­ное про­стран­ст­во яв­ля­ет­ся евк­ли­до­вым (пло­ским). Ес­ли $ρ/ρ_c<1$ (ср. плот­ность Все­лен­ной мень­ше К. п. В.), то трёх­мер­ное про­стран­ство об­ла­да­ет гео­мет­ри­ей Ло­ба­чев­ско­го и ха­рак­те­ри­зу­ет­ся от­ри­ца­тель­ной кри­виз­ной и бес­ко­неч­ным объ­ё­мом. В обо­их слу­ча­ях Все­лен­ная рас­ши­ря­ет­ся бес­ко­неч­но. Ес­ли $ρ/ρ_c>1$ (ср. плот­ность Все­лен­ной боль­ше К. п. В.), то трёх­мер­ное про­стран­ст­во име­ет по­ло­жи­тель­ную кри­виз­ну, яв­ля­ет­ся замк­ну­тым и его объ­ём ог­ра­ни­чен. В та­кой мо­де­ли рас­ши­ряю­щая­ся Все­лен­ная дос­ти­га­ет не­ко­то­ро­го макс. ра­диу­са, а за­тем её рас­ши­ре­ние сме­ня­ет­ся сжа­ти­ем. Ди­на­ми­ка Все­лен­ной, час­тич­но за­пол­нен­ной тём­ной энер­ги­ей (т. е. в слу­чае, ко­гда кос­мо­ло­гич. по­сто­ян­ная не рав­на ну­лю), опи­сы­ва­ет­ся бо­лее ши­ро­ким клас­сом ре­ше­ний. Совр. ис­сле­до­ва­ния по­ка­зы­ва­ют, что зна­че­ние ср. плот­но­сти Все­лен­ной рав­но К. п. В. в пре­де­лах ошиб­ки из­ме­ре­ний.