Критическая плотность Вселен­ной

КРИТИЧЕСКАЯ ПЛОТНОСТЬ ВСЕЛЕННОЙ, один из основных параметров в решении уравнений Фридмана; значение плотности вещества, определяемое выражением ρс = 3H2/(8πG), где Н – постоянная Хаббла, G – гравитационная постоянная. Топологические свойства однородной и изотропной Вселенной с равной нулю космологической постоянной зависят от отношения средней плотности Вселенной ρ к критической плотности Вселенной. Если ρ/ρс = 1 (средняя плотность Вселенной равна критической плотности Вселенной), то трёхмерное пространство является евклидовым (плоским). Если ρ/ρс < 1 (средняя плотность Вселенной меньше критической плотности Вселенной), то трёхмерное пространство обладает геометрией Лобачевского и характеризуется отрицательной кривизной и бесконечным объёмом. В обоих случаях Вселенная расширяется бесконечно. Если ρ/ρс > 1 (средняя плотность Вселенной больше критической плотности Вселенной), то трёхмерное пространство имеет положительную кривизну, является замкнутым и его объём ограничен. В такой модели расширяющаяся Вселенная достигает некоторого максимального радиуса, а затем её расширение сменяется сжатием. Динамика Вселенной, частично заполненной тёмной энергией (т. е. в случае, когда космология, постоянная не равна нулю), описывается более широким классом решений. Современные исследования показывают, что значение средней плотности Вселенной равно критической плотности Вселенной в пределах ошибки измерений.

М. В. Сажин.