Первичные черные дыры

Происхождение всех известных нам черных дыр можно объяснить астрофизическими процессами: коллапсом тяжелых звезд и дальнейшим ростом за счет их слияния и падения на них вещества (аккреции). Но не могли ли какие-то черные дыры образоваться в первые мгновения существования Вселенной и даже дожить до нашего времени? Такие черные дыры астрофизики называют первичными. О них говорят уже десятки лет — это целый раздел космологии, пока подвешенный в воздухе. Первичные черные дыры остаются в статусе гипотетических объектов, реальное существование которых могло бы иметь много интереснейших последствий в астрофизике.

В данной статье мы рассмотрим, ­когда и откуда они могли бы появиться и нужны ли они для объяснения современных данных. Данная заметка в значительной степени опирается на обзор британского астронома Бернарда Карра (Bernard Carr) и немецкого астрофизика Флориана Кюнеля (Florian Kühnel) [1].

Для начала — важное замечание. Черные дыры испаряются через излучение Хокинга, причем чем меньше их масса, тем быстрей они испаряются. Это значит, что сейчас могут существовать только те черные дыры, чья изначальная масса была выше 1015 г (1 км3 воды) — более легкие уже испарились. Причем темп их испарения растет с уменьшением массы, а время жизни черной дыры пропорционально кубу массы. Это значит, что найти сейчас черную дыру, у которой начальная масса была 1015 г, а осталась, скажем, 1014 г, было бы маловероятно: они испаряются за одну тысячную времени жизни Вселенной. Поэтому можно смело считать, что подавляющее большинство первичных черных дыр в современной Вселенной (если они есть) не легче примерно 1015 г. Тем не менее, если такие черные дыры были, их испарение могло повлиять на состояние ранней Вселенной так, что это могло привести к наблюдаемым последствиям.

Другое важное замечание: масса черных дыр, образующихся в некий момент, не может превышать массу, содержащуюся в объеме горизонта Вселенной на тот же момент. Такая масса росла со временем: от планковской массы до килограмма во время инфляции, затем до массы Земли в одну наносекунду, далее до массы Солнца в десять микросекунд и т. д. (см. рис. 1).

Рис. 1. Масса первичных черных дыр в зависимости от времени их образования. Слева указаны астрофизические объекты с подобными массами. Надписи вдоль линии — основное наблюдательное ограничение на количество первичных черных дыр данной массы. Вертикальные линии — фазовые переходы.
Рис. 1. Масса первичных черных дыр в зависимости от времени их образования. Слева указаны астрофизические объекты с подобными массами. Надписи вдоль линии — основное наблюдательное ограничение на количество первичных черных дыр данной массы. Вертикальные линии — фазовые переходы.
Ограничения на концентрацию первичных черных дыр?

Самое популярное «применение» первичных черных дыр — темная материя. Действительно, они вполне могли бы заменить гипотетические частицы неизвестной природы, претендующие на роль холодной темной материи. Тогда не надо будет искать новые частицы, зато придется изобретать механизмы рождения первичных черных дыр нужной массы в достаточном количестве. Какая из этих возможностей лучше согласуется с принципом Оккама, трудно сказать.

Мое личное мнение — новые частицы типа WIMP (слабо взаимодействующие массивные частицы) — менее громоздкая новая сущность, хотя существует и противоположная точка зрения. К этому вопросу вернемся в наших финальных выводах, а сейчас определим F —допустимую долю первичных черных дыр через отношение плотности их массы, усредненной по пространству, к плотности темной материи. Напомним, что темная материя составляет около четверти полной плотности Вселенной.

Темная материя из первичных черных дыр в целом укладывается в данные наблюдений, если их масса лежит в диапазоне 1017–1024 г — это типичная масса астероидов от нескольких километров до нескольких сотен километров в диаметре. Первичные черные дыры меньшей массы в настоящее время достаточно интенсивно бы испарялись, и тогда они дали бы либо избыточный гамма-фон, либо слишком большое количество позитронов в космосе, что противоречило бы прямым измерениям «Вояджеров». Кроме того, аннигиляционных гамма-квантов 511 кэВ из центра Галактики было бы больше, чем наблюдается.

Почему для ограничения числа позитронов используются данные именно «Вояджеров», когда есть гораздо более точные данные более близких космических аппаратов? Дело в том, что испаряющиеся черные дыры массой ~1017 г испускают частицы энергии сотни МэВ — позитроны такой энергии неспособны преодолеть солнечное магнитное поле и добраться до детекторов частиц в районе орбиты Земли.

Выше массы 1024 г вступает в силу гравитационное микролинзирование. При таких массах первичные черные дыры вызывали бы всплески яркости далеких звезд, проходя близко к лучу зрения. Такой эффект давно наблюдается, по нему оценивается число слабых объектов в галактике, включая свободно гуляющие (сиротские) планеты. С помощью микролинзирования даже найдено несколько десятков обычных (не сиротских) экзопланет. Если бы вся темная материя состояла из черных дыр массой выше данного предела, частота событий микролинзирования превышала бы наблюдаемую.

Самые сильные ограничения на массу черной дыры получены в диапазоне масс линзы 1024–1027 г, они следуют из наблюдения за звездами М31 (туманность Андромеды) с помощью японского телескопа «Субару». Вклад более тяжелых черных дыр ограничен наблюдением за звездами Большого Магелланова облака и галактического балджа (вздутия). В этом ограничении есть слабое место: для масс порядка массы Земли по имеющимся данным можно допустить вклад первичных черных дыр F до 10%. Вероятно, с получением новых данных этот провал закроется. В диапазоне массы чуть меньше Mʘ (масса красных карликов) работает ограничение, налагаемое детекторами гравитационных волн. Если бы F превышало 0,05 для интервала масс красных карликов, то детекторы LIGO/Virgo обнаружили бы сигналы от их слияния, чего не произошло.

В районе 1 Мʘ и тем более выше это ограничение не работает, так как слияние таких объектов наблюдается и точно сказать, что они обусловлены нейтронными звездами и обычными черными дырами, никто не может. Здесь допускается F ~10–15%.

Дальше вступают в силу ограничения из наблюдений реликтового излучения. Если изначально существовало много черных дыр с массой больше десятков солнечных, то они в период примерно с 50 до сотен тысяч лет с начала расширения Вселенной активно стягивали на себя вещество (аккреция), что привело бы к изменению температуры и степени ионизации ранней Вселенной. Это противоречило бы данным «Планка». Ограничение по F достигает уровня 10–8 при М ~3·104 Mʘ, для более тяжелых черных дыр предел не вычислен из-за сложностей в оценке темпа аккреции, зато там вступают в силу другие, более сильные ограничения.

В первую секунду жизни Вселенной рождались черные дыры массой до 105 Mʘ, более тяжелые — после, когда шел нуклеосинтез. Они могли бы возникнуть из сильных флуктуаций плотности, если бы таковые существовали в то время, но эти самые флуктуации повлияли бы на нуклеосинтез так, что это противоречило бы наблюдаемому первичному химсоставу Вселенной. Но есть еще более сильный эффект. Если бы во времена от десятков дней до ста тысяч лет происходили сильные флуктуации плотности, способные привести к появлению черных дыр, то, несмотря на то что фотоны впоследствии бы диффундировали и замыли эти флуктуации, остались бы так называемые энтропийные возмущения, которые исказили бы спектр реликтового излучения (так называемое µ-искажение). Это ограничение настолько сильное, что ограничивает существование первичных черных дыр с массами от 105 до 1012 Мʘ на уровне, лишающем их какой-либо значимой роли в астрофизике.

Конечно, этот вывод сделан в предположении, что распределение флуктуаций плотности по амплитуде подчиняется естественному закону Гаусса. И конечно же, теоретики пытаются обойти это ограничение, изобретая негауссовы флуктуации с помощью усложнения теории инфляции или изобретения других механизмов, рассмотренных ниже. В таких вариантах в распределении флуктуаций по амплитуде появляются длинные хвосты, которые и приводят к коллапсу среды в черные дыры.

Как видим, у первичных черных дыр есть благоприятный диапазон масс — от мелких до самых крупных астероидов. Такие черные дыры вполне могли бы составить темную материю, оставаясь незамеченными. Причем они с успехом могли бы делать то же самое, что и «мейнстримная» темная материя из частиц: определять динамику галактик и их скоплений, а также играть роль холодной темной материи в ранней Вселенной. Другой вопрос — как могли возникнуть черные дыры такой массы? Он рассмотрен ниже.

Что касается других диапазонов масс, то некоторое количество первичных черных дыр все-таки допускается, по крайней мере, до 105 Мʘ.

Рождение первичных черных дыр

Откуда могли бы взяться первичные черные дыры? В давних работах на эту тему предполагалось, что они могли возникнуть, когда плотность Вселенной была близка к планковской. В ту эпоху, продолжавшуюся порядка 10–42 с (что отстоит от планковского масштаба на один порядок), квантовые флуктуации пространства-времени были столь сильны, что могла образоваться любая экзотика в любом количестве: космические струны, магнитные монополи, черные дыры, правда небольшие — с массой не больше той, что содержалась в пределах тогдашнего горизонта, который имел размеры порядка 10–32 см. Это доли грамма. Такие черные дыры мгновенно бы испарились, возможно, от них остались бы реликты планковской массы 10–5 г. Но чуть позже от космических струн могли образоваться и более крупные черные дыры.

Вряд ли такая возможность имеет какое-то отношение к нашей Вселенной. Дело в том, что впоследствии, вероятно, шла инфляция, которая разнесла все объекты, способные родиться в первые мгновения, на гигантские расстояния, очистив пространство от всего «околопланковского мусора». С другой стороны, инфляция протекала при плотности Вселенной примерно на 12 порядков ниже планковской (такая плотность обеспечивалась так называемым инфлатоном), ­когда квантовые флуктуации плотности слишком малы, чтобы породить черные дыры (тем не менее эти флуктуации привели в дальнейшем к рождению галактик).

Могут ли черные дыры рождаться во время инфляции? В обычных моделях космической инфляции с гауссовскими неоднородностями такая возможность практически отсутствует. Вероятно, возможны какие-то хитроумные модели, где негауссовость столь сильна, что появляются сильные флуктуации, дотягивающие до коллапса, но в любом случае масса рождающихся черных дыр измеряется максимум килограммами, и они быстро испаряются.

После инфляции начинается радиационно-доминированная стадия, когда масса материи в объеме горизонта растет пропорционально времени. Соответственно, растет и масса черных дыр, способных образоваться в данное время: М ~1015(t/10–23 c) г. То есть через 10–23 секунды после рождения Вселенной могут появляться черные дыры, способные дожить до наших дней. Для этого нужны гораздо бо́льшие относительные возмущения плотности, чем 10–5–10–4, вытекающие из наблюдений реликтового излучения. На радиационно-доминированной стадии, наступающей сразу после инфляции, для того чтобы некий объем (внутри горизонта) сколлапсировал в черную дыру, его плотность должна превышать среднюю примерно на 45% [1], то есть на 4 порядка выше, чем измеренная дисперсия плотности.

Если амплитуда возмущений распределена по Гауссу (что подтверждается данными «Планка» и теоретическими соображениями для моделей инфляции без «выкрутасов»), то заскок на 10 000 сигма абсолютно невозможен. Но мы имеем данные об амплитуде неоднородностей среды ранней Вселенной лишь в интервале трех порядков по их размеру. А если у более мелких неоднородностей, следы которых совершенно замыты, дисперсия плотности гораздо выше? Естественный вариант инфляции такое исключает — там все возмущения возникают как квантовый эффект, с одинаковой дисперсией. Сама инфляция делает возмущения масштабно-инвариантными, и их распределение лишь немного деформируется, когда инфляция подходит к концу. Но нельзя ли придумать такую модель, чтобы резко усилить возмущения в той области, которая не поддается наблюдениям? Над этим работает много космологов, и, конечно, им приходится применять различные ухищрения типа акустических резонансов, усиливающих возмущения определенного размера. Иначе никаких черных дыр из «классических» инфляционных возмущений плотности не получить.

Можно ли получить первичные дыры иным путем, без связи с первичными возмущениями плотности? Тут есть несколько довольно экзотических возможностей, связанных с интересными моментами в эволюции ранней Вселенной. Это прежде всего фазовые переходы, в частности переход Вайнберга — Салама (расщепление электрослабых взаимодействий на электромагнитные и слабые), а также превращение кварк-глюонной плазмы в протоны и нейтроны.

Первый фазовый переход произошел во времена порядка наносекунды и мог бы дать черные дыры массой порядка 1028 г, второй произошел на отметке 10 мс и мог дать черные дыры, сравнимые по массе с Солнцем. Для того чтобы это было возможно, это должны были быть ­переходы первого рода, когда резко падающее давление ­облегчает ­коллапс ­возмущений с повышенной ­плотностью. Как вариант, при фазовых переходах могли возникать пузыри новой/старой фазы, сталкиваться друг с другом и порождать коллапсирующие области сжатия. Со временем выяснилось, что в обоих случаях не было фазового перехода первого рода, скорее был так называемый кроссовер, ­когда система плавно переходила из одного состояния в другое, обходя поверху критическую точку на фазовой диаграмме.

Еще раньше, помимо этих двух известных фазовых переходов, могло происходить нечто интересное — например, могли рождаться неизвестные тяжелые частицы. Если они жили достаточно долго, чтобы по мере остывания Вселенной стать доминирующими, то давление опять же сильно падало и возникали условия для коллапса неоднородностей, что было показано астрофизиками А. Полнаревым и М. Хлоповым в 1982 году. Правда, никаких намеков на существование подобных частиц пока не обнаружено.

Наконец, стоит упомянуть другую экзотическую возможность: существование в ранней Вселенной скалярного поля с барионным зарядом. Неоднородности такого поля на определенном этапе могли приводить к сильному нарушению барионной симметрии — где-то много барионов, где-то антибарионов, при охлаждении подобные облака могли коллапсировать. Такая версия развития событий разрабатывается астрофизиком из ИТЭФ Александром Долговым.

Ранние тяжелые квазары

Пожалуй, самое насущное приложение первичных черных дыр — ранние квазары (сверхмассивные черные дыры). Проблема ранних квазаров уже рассматривалась в публикации ТрВ-Наука [2]. Существует ограничение на скорость роста черных дыр, связанное с тем, что излучение, выделяемое падающим веществом, своим давлением останавливает падение на дальних подступах. Отсюда возникает предел на светимость тяготеющего объекта, который называется эддингтоновским пределом. Он пропорционален массе объекта.

Чем выше темп аккреции черной дыры, тем больше светимость, поэтому на темп аккреции действует соответствующее ограничение, тоже называемое эддингтоновским. Это в свою очередь означает, что скорость роста черной дыры ограниченна. Вместе с тем в первые примерно 700 миллионов лет во Вселенной уже были квазары с массой порядка миллиарда солнечных масс. Чтобы они успели образоваться, на старте во времена в десятки миллионов лет уже должны были существовать черные дыры-зародыши массой около 105 Мʘ. Возникает соблазн приписать их первичным черным дырам. Таковые должны были образовываться где-то во время нуклеосинтеза, на них есть довольно сильные ограничения, но их много и не требуется — ранние тяжелые квазары довольно редки.

Этой проблеме посвящено огромное количество статей. Конечно, есть гипотезы, не связанные с существованием первичных (т. е. в данном случае эпохи нуклеосинтеза) черных дыр. Достаточно массивные экземпляры могли возникнуть в первые десятки миллионов лет, минуя аккрецию. Например, путем иерархического слияния черных дыр, оставшихся от первых очень массивных звезд. Это вполне могло иметь место в плотных скоплениях звезд. Есть и другой вариант развития событий — прямой коллапс газовых облаков со звездами массой в миллионы солнечных масс. Такие облака как раз сгущались в первые десятки миллионов лет. Но в этих моделях есть свои проблемы: как отвести тепло, выделяющееся при сжатии? Однако ученый народ находит выходы. Еще один вариант — режим с очень низкой радиационной эффективностью, когда вещество падает, почти ничего не излучая наружу, а вся выделившаяся энергия уносится внутрь черной дыры. Таким образом, ограничение на скорость роста сильно ослабляется. Пока полной ясности с перечисленными возможностями нет, но во всяком случае, сопутствующие проблемы явно не сложней тех, что связаны с гипотетическим рождением черных дыр нужной массы.

Заключение

В целом позиция автора данной заметки по поводу сколько-нибудь значимой роли первичных черных дыр в космологии довольно скептическая. Прямых сильных аргументов для этого скептицизма нет, есть скорее косвенный: принцип Оккама. Первичные черные дыры требуют лишних сущностей, причем довольно радикальных, не будучи жизненно необходимыми для объяснения наблюдений. Тем не менее этот скептицизм не распространяется на людей, которые ими занимаются. Так уж устроена наука, что исследоваться должны любые возможности. Это просто интересно и развивает совокупный интеллект человечества.

К тому же есть одно важное замечание, высказанное в частной беседе Александром Полнаревым: если вдруг обнаружатся следы черных дыр массой порядка масс астероидов, это будет единственным «приветом», который может долететь до нас из самых ранних времен до фазового перехода Вайнберга — Салама, из Великой энергетической пустыни, недоступной изучению на ускорителях. К тому же, если в те времена лишь ничтожная часть плотности энергии перешла в черные дыры, то по мере остывания Вселенной их доля возрастет на несколько порядков величины (их масса не уменьшается, а плотность энергии среды падает на порядки). В это верится с трудом, но все-таки, а вдруг! Но даже из отсутствия первичных черных дыр, по мнению А. Полнарева, можно получить немало интересной информации о физике самой ранней Вселенной.

Борис Штерн

1. Carr B., Kuhnel F. Primordial Black Holes as Dark Matter: Recent Developments. arXiv:2006.02838v3

2. trv-science.ru/2021/02/otkuda-vzyalis-moshhnye-rannie-kvazary

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

См. также:

Подписаться
Уведомление о
guest
41 Комментария(-ев)
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
Валерий Морозов
27 дней(-я) назад

Напомню, черные дыры — чересчур смелая гипотеза, так как уравнения Эйнштейна не является точным. И не работает в сильных полях.
Точное уравнение гравитационного поля на основе эйнштейновского разделения тензора Риччи
И восьми ссылок в статье пять ссылки на Эйнштейна.

Борис Евгеньевич был свидетелем, того как Рубаков нашел ошибку в эйнштейновском доказательстве ковариантности моего уравнения. Но пока не нашел ошибку в моем последнем доказательстве.

Валерий Морозов
27 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Это не значит, что тяжелые компактные объекты не существую. Просто они несколько больше и их потенциал никогда не достигает критического значения. Значит и коллапс, и аккреция, и джеты описываются примерно так же как и раньше. Более того, различие между нейтронными звездами и более тяжелыми объектами только количественное.

ричард
ричард
27 дней(-я) назад

Актуальная статья перед декабрьским запуском JWST. Несколько ремарок:
 «с помощью японского космического телескопа «Субару»» — увы, о 8.2- метровом на орбите приходится пока только мечтать. Хотя 4 с лишним километра на Мауна-Кеа весьма неплохо.
«их много и не требуется — ранние тяжелые квазары довольно редки.»
Из рис.7 этой статьи видно, что есть надежда, что их станет «значительно больше»:
https://sciencejournals.ru/view-article/?j=pisma&y=2021&v=47&n=3&a=Pisma_2103001Khorunzhev
(на ВАК-21 был доклад именно на эту тему).
«требуют лишних сущностей, причем довольно радикальных, не будучи жизненно необходимыми для объяснения наблюдений.» — золотые слова! Вот только определение степени необходимости вещь весьма субъективная. Для кого-то и лямбда -член не является жизненно необходимым 
для объяснения наблюдений сверхновых SnIa на z порядка 1.

Валерий Морозов
27 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

С точки зрения общей теории относительности Лямбда член постоянная интегрирования уравнения Эйнштейна. Только и всего.

res
res
23 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Вы с работами Э.Б. Глинера знакомы?

Валерий Морозов
23 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Нет, Вроде вы уже спрашивали…

res
res
22 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Если вы занимаетесь лямбда-членом в ОТО, то, вероятно, разумно с таковыми работами ознакомиться ))

Валерий Морозов
22 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Не занимаюсь, для меня Лямбда-член постоянная интернирования в тензоре Эйнштейна. При решении задач это надо помнить. А я занимаюсь самим уравнением. Немного исправил его, согласно заветам Эйнштейна и сразу попал в лжеученые. Существует суеверие, что уравнение Эйнштейна точное, хотя сам Эйнштейн ничего подобного не говорил.
Так что я крепко засел в лжеученых. Рубаков было взялся читать, даже нашел ошибку в доказательстве. Но я нашел верное и прозрачное.
Рубаков- неверно.
Я — где ошибка?
Р. — неверно, и я прекращаю переписку.
Я — значит верно?
Р. — неверно
……
К тому же астрофизики часто только думают, что знают предмет.

Я нашел одного ОТОшника с Казанским образованием (единственная ОТОшная кафедра в стране). Так тот ответил сразу-«это хорошо», чуть не повизгивал от восторга.Он мне дал отзыв, по моей просьбе. Ну и что, ну профессор, а академик оценивает не читая, как и рецензент. И классная отмазка — сказал любую глупость редколлегия верит на слово. Протестовать бесполезно.
Получается после Гинзбурга физика никому не интересна.

res
res
21 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Перефразируем известное наблюдение. Если вы пришли в редакцию и редактор оказался идиотом, то он просто оказался идиотом. А если во всех редакциях сидят идиоты, то вы сами идиот.
Просто пошлите статью в другой журнал ))
Что касается лямбда-члена, то согласно Глинеру это не просто постоянная интегрирования.

Последняя редакция 21 дней(-я) назад от res
Валерий Морозов
21 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Ну это опять гипотеза. А Мёллер красиво вывел тензор Эйнштейна с Лямбдой из предположения что его ковариантная дивергенция равна нулю.
Впрочем это я пишу для модератора. Которому велено меня не пущать. Достойный ответ…

ричард
ричард
19 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Валерий Борисович! Обсуждаемая статья не о тензоре Эйнштейна, а о космогоническом процессе на больших z.
Сжатие БАО vs аккреция на «первичные РКО (не обязательно ЧД!). В.А. Амбарцумян называл их D -телами(правда, проблемы его волновали несколько иные). А Ваши идеи и решения вполне подойдут (тематически) сюда: https://arxiv.org/archive/gr-qc

Валерий Морозов
18 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Конечно, я это заметил. Но черные дыры выглядят немного не так.

ричард
ричард
18 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Вы отправляли Ваши работы на этот сайт препринтов? Там достаточно либеральное рецензирование. По крайней мере «маховские» работы и массивный гравитон принимают.

Валерий Морозов
18 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Спроси меня пять лет назад точное ли уравнение Эйнштейна, я может помялся (все знают не все знают не все гладко в ОТО), но ответил — «скорее точное». Нужно было пройти весь путь вместе с Эйнштейном, чтобы понять что и как сделал Эйнштейн. Я недавно перечитал Визгина=Смородинского «От принципа эквивалентности до уравнения поля» (немного кажется сократил).
Даже зная в чем дело, очень трудно найти последовательность действий классика.

Очень кратко. В 1913 году Эйнштейн сформулировал принцип согласно которому энергия гравитационного поля является источником поля как любая другая. Однако при введении соответствующего члена в уравнение, исчезала ковариантность уравнения. Это было обидно. Два с половиной года Эйнштейн буквально метался в поисках ответа. Но в конце концов попробовал уравнение без добавки на единственном тогда необъяснимом эффекте — вращении перигелия Меркурия и получил правильный результат. Далее за считанные дни он ввел в уравнение добавку, обеспечивающую закны сохранения для вещества без поля. Это было важно и но уравнение осталось незавершенным, но подкрепленным хорошим эмпирическим фактом. Это конечно не осталось незамеченным. Ландау и Лифшиц заметили, что это добавка мала и можно использовать в правой части уравнения тензор энергии-импульса макроскопических тел.
Однако мало об этом мало кто знает, например недавно Рубаков и Штерн заклеймили каких-то деятелей за усовершенствование ОТО. И конечно они правы. Но теорию есть куда продолжать и похоже я это сделал.
Но большинство серьезных, физиков мягко говоря, недоосведомлено. Это не их вина, так вышло, Нужно потратить много времени, чтобы докопаться и понять. Впрочем я нашел хорошего специалиста, который сходу все понял… впрочем я и сам вижу, что нашел стоящее решение. Кстати решение подсказало долгое ковыряние в работах Эйнштейна. Прочем я и сам наковырял много всякого, чего я не стыжусь, но просто плохо работает. Вот самокритика на тему, обзор неудачных решений. A critical analysis of Schwarzschild-like metrics.

res
res
18 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Теории в физике следует развивать, если есть новые экспериментальные данные, которые не очень ложатся. А так это игра в бисер, мало кому нужная кроме автора. И уж точно не нужная редакциям научных журналов. ))

Валерий Морозов
18 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Вы не представляете ситуацию. Теория сто лет существует без закона сохранения и не работает в сильных полях.

ричард
ричард
18 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Насчет сильных полей информации почти нет (если не считать «силуэт 2019»). Квадрупольная формула для ГИ (вопреки распространенному мнению это область PN1) проверена с точностью лучше 1%. Звезды S вокруг центра Галактики — это тоже PN1. Так что наблюдения отсекают только теории отличающиеся от ОТО в постньютоне. Хотя и там есть свои тонкости.

Валерий Морозов
18 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Нет и теории. Это понимал Эйнштейн.

Валерий Морозов
17 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Кто говорит о другой теории? Это полноценная ОТО. Новое уравнение гравитационного поля выглядит так, как предлагал Эйнштейн (1913). Реализованы все постулаты + постулат, который Эйнштейну не удалось реализовать.
Появился закон сохранения и исчезли сингулярности. Все в рамках ОТО.

ричард
ричард
17 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Могу только порекомендовать Nature. Ну, или Science, на худой конец. Подробную версию в PhRevD.

Валерий Морозов
17 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Для точечного источника все остается достаточно суровым, но это уже физика, а не объяснение бессмысленного решения.
К сожалению численные методы пока дотягивают до точки
(x=0.947, y(x)=1.5 x 10^{-322}).
Видно, что время практически остановилось. Но это точечный источник. Для распределенной материи это не должно выглядеть настолько суровой «небесной твердью»

Лупа.png
Последняя редакция 17 дней(-я) назад от Валерий Морозов
Валерий Морозов
23 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Посмотрел впечатление хорошее, но я в космологию не сильно влезаю. Пока только гравитация, дальше тоже вряд ли космология.
Возможно я что-то близкое писал. Dark energy as zero energy of gravity field.
Сейчас с гравитацией все ясно. Занимаюсь ерундой — пытаюсь объяснить Рубакову и Штерну, что статью Точное уравнение гравитационного поля надо читать целиком, вместе с введением.

res
res
21 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Космология и гравитация связаны сильнее чем вам кажется. И с гравитацией еще далеко не все ясно ))

Валерий Морозов
21 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Вот я и разбираюсь с гравитацией. Классической ОТО. Только эти занятия объявлены кощунственной лженаукой (Рубаков, Штерн). Я понимаю, обилие современных полуграмотных любителей опровергать раздражает. Но нельзя же настолько публичным, не побоюсь этого слова, ученым не знать достаточно глубоко ОТО и ее историю.
В 1913 Эйнштейн планировал создать немного другое уравнение, включив в него энергию гравитации как источник поля. В 1915 он отказался от этого постулата ради ковариантности уравнения. В большинстве своем физики, а тем более астрофизики не знают про это. Разве что Ландау и Лифшиц вскользь упомянули об этом.

p0243-sel.png
Валерий Морозов
21 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Я просто решил задачу, поставленную Эйнштейном. Но меня объявили лжеученым в оскорбительной форме, не читая статьи.

РУ_Сохранение-Э.png
ричард
ричард
21 дней(-я) назад
В ответ на:  res

 «гравитацией еще далеко не все ясно» 
Рекомендую главу №7  «Многоликий Мах» (Р. Дикке)
https://www.nehudlit.ru/books/detail664183.html
(особенно  модель Сиамы (учителя С. Хокинга, между прочим), служащая для истолкования принципа Маха). 

Валерий Морозов
21 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

не ясно с классической гравитацией. А с квантовой все ясно — ее еще нет.

Валерий Морозов
18 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Я занимался картинками. Удалось продлить численное решение за то место, которое народ называет радиусом Шварцшильда. Теперь можно описать как ведет себя g_{00},

  1. Где-то в районе 50 радиусов Шварцшильда графически сливается с решением Щварцшильда.
  2. Никаких особенностей в районе радиуса Шварцшильда нет.
  3. Решение видимо существует везде, кроме начала координат.
  4. g_{00} строго положительно (время не останавливается).
  5. Где-то около 0<r<3.4rg быстро убывает почти до нуля. Это как раз близко к оценкам радиуса нейтронных звезд. Время в этой области почти останавливается.
  6. Решение удалось пока продлить до значения 0.98. Значание g_{00} около 10^(-260).
goo.png
ричард
ричард
18 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

А набл. следствия не оценивали? Аккреция на РКО, орбиты вокруг ScrA*?
И ещё. Имхо, это не самое подходящее место для разговора. Попробуйте, повторяю, на  https://arxiv.org/archive/gr-qc
Здесь обсуждается совсем другая тема.

Валерий Морозов
17 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Не боярское это дело… В мои планы не входит заниматься астрофизикой. Тем более, что качественно с в сильных полях ничего не меняется резкое падение потенциала, как и раньше, только немного в другом месте (см. картинку). Все или почти все модели и гипотезы продолжают работать. Нет только нефизического «горизонта» и бессмысленного загоризонтья.
По-моему природа «черных дыр» достаточно интересная тема. ОТО нуждалось в доделке и, по-моему, получилось.

Последняя редакция 17 дней(-я) назад от Валерий Морозов
res
res
17 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Замечательная ссылка, где и нужно обсуждать ОТО проблематику. В частности сингулярные решения, которых, вообще говоря, не должно быть. В моей личной практике все сингулярности были следствием недоучитывания практических факторов.
Но сингулярности это не от хорошей жизни, просто не всегда можно продраться сквозь тяжелую математику и приходится упрощать, чтобы хотя бы оставить главные наблюдаемые величины и зависимости.
Интересное наблюдение состоит в том, что сейчас, когда полно численных возможностей, усложнение теории для избавления от сингулярностей приводит иногда к более легко считаемой ситуации.

ричард
ричард
17 дней(-я) назад
В ответ на:  res

Перефразируя Аристотеля: «Природа боится не только пустот, но и сингулярностей» (с) R

res
res
17 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Вообще говоря, да, поскольку все конечно и дробно. Т.е. настоящих нулей и бесконечностей нет, во всяком случае в пределах наблюдаемой Вселенной.
Например, ту же бинарную проблему Гольдбаха, поставленную Эйлером, с точки зрения физики можно считать разрешенной. Просто потому, что её уже можно промоделировать до чисел, размер которых практически недостижим из-за ограничений наблюдаемой Вселенной.
Но ведь математикам хочется игры в бисер ))

Валерий Морозов
17 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Только что подобрал метод, который довел вычисление почти до нуля. Кроме сингулярности есть другигая неприятность. Фок говорил, что недопустимо, чтобы g_oo=0 ибо тогда остановится время. Пришлось это проверять отдельно. Цитата из меня:
«В соответствии с вышеприведенным результатом численное решение быстро приближается к решению Шварцшильда при уменьшении напряженности поля. Причем g_oo – гладкая неотрицательна функция на интервале , это меняет наши представления о величине и характере гравитационного поля тяжелых, компактных объектов. В точке крайне малое конечное значение 1,8∙10^(-273) и, оставаясь малой положительной величиной меняется в окрестности 0<r<3,4 r_g. Эта фантастически малая величина с точки зрения общей теории относительности означает, что время в этой области почти остановилось. Граница области близка по величине к оценке радиуса нейтронных звезд. Это наводит на мысль, что величина определяет «небосвод» нейтронных звезд. »
(Точное уравнение гравитационного поля на основе эйнштейновского разделения тензора Риччи)

Лупа.png
Последняя редакция 17 дней(-я) назад от Валерий Морозов
Валерий Морозов
14 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Проблема не в попытках развития теории. Не у косности мышления. А в фанатичной убежденности большинства в том, что уравнение Эйнштейна абсолютный шедевр и улучшению не подлежит.
При этом люди неосведомлены о истории создания уравнения. Разумеется ОТО продукт титанического труда гения. Но уравнение Эйнштейна есть некий компромисс точку в котором поставили эмпирические данные по вращению перигелия Меркурия.
Последняя точка была поставлена введением в уравнение скаляра T (или связанного с ним R). Иногда это действие выдается за средство, с помощью которого уравнение Эйнштейна стало ковариантным. Подтверждения этой глупости нет в серьезных изданиях и, главное в трудах Эйнштейна. Ковариантность уравнений появилась немного раньше (до расчета перигелия), путем выбрасывания из него ковариантного элемента, который Эйнштейн изобрел вместо тензора энергии-импульса гравитационного поля и ввел в правую часть уравнения. Ибо считал, тогда и позже, что энергия гравитационного поля является, как и любая энергия источником поля. Эйнштейн сознательно сделал уравнение неточным!

Это заметили Ландау и Лифшиц см. т.2 § 95. Уравнения Эйнштейна. Правда неправильно оценили малость поправки. На самом деле абсолютная величина энергии гравитационного поля есть большая величина по отношению квадрату силы тяжести (см. § 106. Уравнения движения системы тел во втором приближении. Задача 1).

Валерий Морозов
21 дней(-я) назад
В ответ на:  Валерий Морозов

Переписываю статью. Надеюсь новый вариант будет более понятным астрофизикам.

Борис Штерн
ТрВ
23 дней(-я) назад
В ответ на:  ричард

Уберем «космический» телескоп, спасибо. По поводу частоты квазаров надо сравнивать с их числом в том же сопутствующем объеме, скажем? при z = 3. Я этого не делал, но навскидку кажется, что разница очень большая. Что до сверхновых — да, тот же Перлмуттер сильно рисковал, но уже тогда темная энергия напрашивалась для согласования возраста Вселенной и ее замыкания. То есть уже тогда это не было лишней сущностью

ричард
ричард
23 дней(-я) назад
В ответ на:  Борис Штерн

«Квазар SRGE J170245.3+130104 оказался ярчайшим в рентгене среди всех известных квазаров на красных смещениях  z>5″. Именно поэтому еРозита его и «увидела». Для обнаружения даже таких гигантов на z 8-10 требуется больше сканов, что и показано на рисунке. Плюс проблема определения z для которой может не хватить не только БТА, но и 10- метровых. Именно поэтому JWST так важен. Помимо вероятного выбора БАО vs ПЧД он может заставить пересмотреть и более «незыблемые постулаты».

Гаджиев М.Г.
Гаджиев М.Г.
24 дней(-я) назад

Интересная статья, особенно в описании экспериментальных ограничений для теоретических измышлений. Но принцип Оккама может быть, как аргументом за отсутствие первичных черных дыр, так и аргументом за отсутствие первичного периода в истории вечной и бесконечной Вселенной.

Валерий Морозов
23 дней(-я) назад
В ответ на:  Гаджиев М.Г.

В общем-то верно. Перефразируя киношного Ленина, можно сказать: Есть такая метрика.

ричард
ричард
19 дней(-я) назад

Вот свежие (и максимально подробные) данные: https://arxiv.org/abs/2109.13942
Интересно, как изменится это множество после года работы JWST?
Моё мнение — вырастет на порядок-два и дотянется до z=15-20.

Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (7 оценок, среднее: 4,71 из 5)
Загрузка...
 
 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: