Начальное состояние системы, такое как положение и скорость, с которого начинается её эволюция.Начальные условия — это полное задание состояния системы в начальный момент её эволюции: для частицы это её положение и скорость; для поля — значения в каждой точке. В детерминистической физике начальные условия однозначно определяют всю будущую траекторию системы через уравнения движения. Однако в хаотических системах малые различия в начальных условиях экспоненциально растут, делая долгосрочное предсказание невозможным, даже если физика полностью детерминистична — знаменитый «эффект бабочки».
Понятие начальных условий стало центральным в физике с формулировкой Исааком Ньютоном классической механики в 1687 году, где законы движения требуют как положения, так и скорости для предсказания будущего. Пьер-Симон Лаплас в 1814 году знаменито сформулировал идею «демона», который, зная все начальные условия и силы, мог бы предсказать всё будущее Вселенной.
Эволюция любой физической системы описывается дифференциальными уравнениями, которые принимают текущее состояние как вход и производят следующее состояние. Начальные условия предоставляют граничные значения, необходимые для однозначного решения этих уравнений. В квантовой механике начальная волновая функция полностью определяет распределение вероятностей всех будущих измерений. В космологии начальные условия Вселенной — флуктуации плотности, присутствовавшие вскоре после Большого взрыва, — запечатлены в реликтовом излучении и служат зародышами для формирования всех галактик и крупномасштабных структур, которые мы наблюдаем сегодня.
Прогноз погоды relies на измерении текущих атмосферных условий как начальных условий для численных моделей. В биологии начальные условия бактериальной колонии — плотность клеток и распределение питательных веществ — определяют пространственные паттерны роста колонии. В квантовых вычислениях точная подготовка начальных состояний кубитов необходима для надёжных вычислений.
Начальные условия Вселенной были столь тонко настроены, что флуктуации плотности составляли около одной части на 100 000 — если бы они были значительно больше, галактики коллапсировали бы в чёрные дыры; значительно меньше — и звёзды бы не образовались.



