Пульсирующая Вселенная - Николай Николаевич Горькавый

только известные науке компоненты, свойства которых изучены достаточно хорошо. В отличие от квантовых космологов, мы не можем задавать физические свойства компонент Вселенной, чтобы обеспечить желаемую картину мира. Из модели можно оценить лишь величины этих составляющих нашего мира. Следовательно, дальнейшее изучение αCDM-модели и применение ее для объяснения других космологических феноменов непременно выявит в модели непреодолимое противоречие или, наоборот, подтвердит ее работоспособность.

Мы воспринимаем локальную земную поверхность, по которой ходим и ездим, как плоскую (если мы только не находимся в горах или холмистой местности). Но глобально земная поверхность является поверхностью шара. Поэтому утверждения, что Вселенная локально (а наши наблюдения почти все локальны) является однородной и изотропной, не исключают того, что глобально она окажется неоднородной и анизотропной. Об этом говорят многие выдающиеся ученые. Например, Р. Толмен пишет в своей классической книге 1934 года: «...хотя мы и можем попытаться приписать свойства нашей ближайшей окрестности Вселенной в целом, однако законных оснований для этого нет. Вселенная в целом вовсе не обязана обладать теми же свойствами, что и видимая нами ее часть. Поэтому, хотя мы в дальнейшем будем постоянно пользоваться однородными моделями, тем не менее всегда нужно помнить, что это делается скорее для того, чтобы достаточно четко сформулировать задачу и преодолеть математические трудности, чем для того, чтобы добиться наибольшего сходства с реальностью». «Нужно все время иметь в виду, что гипотеза пространственной изотропии необязательно должна согласовываться со всеми фактами в реальной Вселенной и что, даже если полученная с ее помощью модель окажется в состоянии объяснить некоторые космологические явления, все равно нужно быть всегда готовым внести в нее поправки, которые могут улучшить теорию или сделать ее применимой к более широкому кругу явлений».

Очевидно, что изотропия и однородность являются самыми простыми предположениями, с которых логично начинать построение теории Вселенной, но класс неоднородных и анизотропных космологических моделей тоже существует и развивается многими исследователями.

Обсуждаемая нами αCDM-модель в первом приближении приводит к однородной и изотропной Вселенной, но во втором приближении в ней появляются новые свойства. В следующем приближении модифицированные уравнения Фридмана приобретают члены, которые отсутствуют в классических космологических уравнениях. Новые уравнения отвечают модели, обладающей, во-первых, слабой анизотропией, а во-вторых, неоднородностью. Анизотропия определяется новым членом с производной по времени от гравитационного воздействия переменной массы, который появился в модифицированном уравнении Фридмана (см.

и (27) в Приложении II). Величина нового члена составляет несколько процентов (см. (41) в Приложении II). Неоднородность обсуждаемой модели связана с тем, что влияние переменной массы зависит от расстояния до нее. Тем самым чем ближе к переменной центральной массе находится система, тем больше она будет подвержена ее влиянию.

Измерение глобальной неоднородности и анизотропии Вселенной осложняется двумя факторами: во-первых, эффекты неоднородности нарастают с расстоянием (так кривизна Земли становится заметнее на больших масштабах), а на больших расстояниях наблюдения затруднительны. Во-вторых, в космологических наблюдениях существует очевидная дипольная анизотропия, связанная с движением Земли, например, сквозь фон реликтового излучения. Эта анизотропия локального движения, складываясь с потенциальной глобальной анизотропией, маскирует ее.

Мы рассмотрим многочисленные наблюдательные данные в пользу глобальной неоднородности и анизотропии Вселенной в следующей части. Как следует из этого анализа, серьезной проблемой для получения таких данных является предубежденность в том, что Вселенная является плоской, однородной и изотропной. Очень часто теоретический анализ наблюдений базируется на таком априорном предположении и не дает возможности выйти за рамки этой упрощенной парадигмы.

Наблюдения показывают существование обширной популяции черных дыр, которую делят на три класса: аббревиатура SBH (Stellar-mass Black Hole) означает черные дыры звездных масс до 100 масс Солнца; IMBH (Intermediate-Mass Black Hole) — объекты промежуточной массы от 100 до 10⁵ солнечных масс; SMBH (SuperMassive Black Hole) — сверхмассивные черные дыры в 10⁵–10¹⁰ M_/ (илл. 8–11).

В центрах галактик расположены сверхмассивные черные дыры, а темная материя в гало галактик, возможно, состоит из черных дыр звездных масс. Дыр промежуточной массы известно мало — их нашли лишь в некоторых центрах шаровых звездных скоплений. Попробуем совместить это обилие и разнообразие черных дыр с концепцией циклической Вселенной. С одной стороны, циклическая модель упрощает проблему формирования темной материи из черных дыр, образовавшихся при взрывах сверхновых: они могут накапливаться из цикла в цикл. С другой стороны, черные дыры — это неразрушаемые объекты, которые могут только расти, причем их рост ускоряется с их размером. Как остановить рост этого прожорливого семейства с абсолютным аппетитом?

Пулковский астроном Кирилл Масленников в августе 2021 года выпустил на научно-популярном канале QWERTY прекрасную передачу про циклическую модель Вселенной с темной материей из черных дыр. Среди двух тысяч комментариев к этой передаче типичными были такие:

«Если бы черные дыры накапливались, то они бы уже заполнили всю Вселенную и сожрали всю временную материю».

″Даже если Вселенная циклична, все равно рано или поздно в ней ничего не останется, черные дыры все поглотят, это печально:(″.

«Очень интересная теория! Но разве количество черных дыр не будет постепенно накапливаться? И не перекочует ли, рано или поздно, все вещество Вселенной в черные дыры?»

Действительно, как достичь стационарного распределения неразрушаемых черных дыр, которые только образуются, растут и сливаются? Эта задача