Космологи́ческая сингуля́рность (от лат. singularis – отдельный, особый, единственный), начальное состояние Вселенной, когда кривизна пространства-времени и плотность энергии материи $ε$ были очень велики – порядка планковских значений:$\displaystyle \left|R^{\alpha\beta\gamma\delta}R_{\alpha\beta\gamma\delta}\right|\sim c^6/(G^2\hbar^2)\sim 10^{131}\ см^{-4},$$\displaystyle \varepsilon\sim c^7/(G^2\hbar)\sim10^{114}\ эрг/см^3,$где $R_{\alpha\beta\gamma\delta}$ – тензор кривизны пространства-времени (тензор Римана), $c$ – скорость света, $G$ – гравитационная постоянная, $ℏ$ – постоянная Планка. При таких малых размерах и больших энергиях определяющую роль играют квантовые флуктуации пространства-времени-материи, а имеющиеся модели Вселенной и частиц неприменимы.

Космологическая сингулярность предшествовала инфляционной стадии расширения Вселенной (первой из инфляционных стадий, если их было несколько), вследствие которой Вселенная стала в высокой степени однородной, изотропной и пространственно-плоской. Сингулярное состояние существовало в прошлом, около 13,8 млрд лет назад, оно имело иную симметрию и было существенно квантовым – физические степени свободы не разделялись на пространственно-временны́е и материальные. Такое разделение возникло при меньших энергиях в ходе эволюции квантовой системы. Теоретическим обоснованием существования сингулярности является общая теория относительности, правомерность выводов которой подтверждена наблюдательной космологией и физикой элементарных частиц.

Вопрос о появлении космологической сингулярности связан с гравитационным эффектом генерации самих сингулярных состояний. Таким генератором могут быть чёрные дыры, которые формируют астрофизические сингулярности при коллапсе массивной звезды.