Пульсирующая Вселенная - Николай Николаевич Горькавый

это поиск их чернотельного излучения, например, в данных по компактным рентгеновским источникам с неизменяющейся плотностью потока. В силу малой поверхности РНЗ их светимость мала, поэтому для обнаружения нужны инструменты с очень высокой чувствительностью. Чернотельное излучение РНЗ, если его удастся зарегистрировать, должно характеризоваться тем, что его максимум будет, скорее всего, в оптическом диапазоне. Если РНЗ входят в тесные двойные системы, то вследствие аккреции на поверхность нейтронной звезды она может превратиться в рентгеновский пульсар. Масса такого пульсара может быть аномально маленькой, если реликтовые нейтронные звезды теряют массу при прохождении этапа сжатой Вселенной.

Отметим, что важным следствием присутствия нейтронных звезд в сжатой Вселенной является образование черных дыр, возникающих при слиянии нейтронных звезд. Этот сценарий формирования черных дыр был подтвержден регистрацией гравитационных волн с помощью детектора LIGO. Эти наблюдения скоро дадут надежную оценку числа нейтронных звезд во Вселенной.

Глава 19. Черные дыры и предсказание реликтовых гравитационных волн

События, которые произошли до Большого взрыва, не могут иметь никаких последствий, касающихся нас, и поэтому не должны фигурировать в научной модели Вселенной. Следовательно, нужно исключить их из модели и считать началом отсчета времени момент Большого взрыва.

Стивен Хокинг (1990)

Хокинг считал, что ничто до Большого взрыва не может повлиять на нас. Мы полагаем, что он ошибался: история Вселенной до Большого взрыва имеет важное значение для нашего космологического цикла, и реликты прошлых циклов в изобилии рассеяны вокруг. И главными реликтовыми объектами являются массивные черные дыры.

19.1. Распределение черных дыр по массам

Проблема, что было до сингулярности (и было ли это «до»), даже не упоминалась на нашем симпозиуме. Это не значит, что этой проблемы нет!

Я. Б. Зельдович (1978)

Черные дыры звездных масс (SBH) доминируют в популяции черных дыр (BH) по суммарной массе, и их слияния, вызывающие гравитационные волны, регистрируются гравитационными антеннами LIGO. Сверхмассивные черные дыры (SMBH), лидирующие по индивидуальной массе, обнаруживаются в центрах любых галактик. Черные дыры промежуточных масс (IMBH) встречаются крайне редко, несмотря на активные поиски. Хорошо изучен и наблюдательно подтвержден только классический механизм образования дыр в результате эволюции массивных звезд и взрывов сверхновых. Но этот механизм не может объяснить обилие черных дыр звездных масс, обнаруженных LIGO. Образование сверхмассивных дыр, найденных астрономами на самых ранних стадиях Вселенной, также трудно объяснить аккрецией окружающего вещества. Может модель циклической Вселенной объяснить наблюдаемые свойства популяции черных дыр без дополнительных гипотез?

Если не рассматривать квантовое испарение, которое несущественно для дыр звездных масс, то черные дыры являются неразрушимыми объектами, способными уцелеть при максимальном сжатии Вселенной — только если они не сольются друг с другом, что сохраняет неразрушаемость черных дыр как популяции.

В разделе 12.1 была рассмотрена модель накопления черных дыр в циклической Вселенной. Горькавый и Тюльбашев (2021) показали, что без учета слияний всю наблюдаемую популяцию черных дыр благодаря их компактности можно разместить в сфере с диаметром около светового года. Рост черных дыр пропорционален их площади поверхности, то есть радиусу (и массе) в квадрате. Уменьшение числа черных дыр связано с их поглощением более крупными дырами. Эти процессы можно описать несложными уравнениями. В работе Горькавого и Тюльбашева (2021) рассчитано несколько моделей на основе итерационных формул (43) — (46) из Приложения II. На рис. 6 показаны результаты для Модели 1 из статьи Горькавого и Тюльбашева (2021). Данные для Моделей 1 и 4 из этой статьи приведены в табл. III (см. также Приложение II).

Таблица III. Популяция черных дыр в двух моделях циклической Вселенной

Параметры Модель 1 Модель 4 Доля уменьшения числа дыр за цикл (в %), D 5 % 2 % Параметр роста массы дыры за цикл, C (в 1/M/) 5 × 10–4 2 × 10–4 Максимальное число циклов в модели, tmax 401,41 1002,33 Циклы с массой растущих дыр меньше 100M/ 1–382 1–953 Суммарное число черных дыр SBH (<100M/), NSBH 1,9 × 1022 4,9 × 1022 Суммарное число черных дыр IMBH, NIMBH 4,5 × 1013 1,4 × 1014 Суммарное число черных дыр SMBH, NSMBH 2,6 × 1010 8,2 × 1010 Суммарная масса черных дыр SBH, MSBH (в M/) 1,0 × 1023 2,6 × 1023 Суммарная масса черных дыр IMBH, MIMBH (в M/) 2,1 × 1016 6,7 × 1016 Суммарная масса черных дыр SMBH, MSMBH (в M/) 3,1 × 1016 9,5 × 1016

Начальное количество черных дыр в модели было принято в n0  1021 с индивидуальными начальными массами m0  5M/ (отметим, что приведенные в таблице III суммарные численность и масса популяции линейно зависят от заданного n0, поэтому они легко пересчитываются для другого начального значения n0). Параметр D означает долю, на которую количество черных дыр уменьшается из-за слияний с более крупными дырами в течение одного космологического цикла. Параметр C характеризует скорость роста индивидуальных масс черных дыр за цикл — см. формулы (44) — (45) Приложения II. Значения интегральной численности N и общей массы M черных дыр конкретных классов получены суммированием количества и масс черных дыр в рассматриваемой популяции. Например, численность SBH в шестой строчке таблицы была получена суммированием всех ni для интервала масс SBH для 382 космологических циклов в Модели 1 и для 953 циклов в Модели 4. Численность IMBH получилась суммированием ni для масс IMBH для последующих 19 циклов в Модели 1 и 49 циклов в Модели 2. Суммарная масса каждого класса считается аналогично.

Характерной особенностью рассчитанных моделей является быстрый рост индивидуальной массы черных дыр после достижения величины в сотню солнечных масс, то есть перехода их в класс IMBH. В свою очередь, SMBH растут так