Память пространства объясняет ускорение Вселенной ✛ ✦

Оригинал: "An Interplay Between Fractional Calculus and Holographic Dark Energy"
· Ayush Bidlan
arXiv:2606.22431 · 2026-06-21 · CC BY 4.0 · 1 мин
Расширение Вселенной зависит от её прошлого благодаря «памяти» пространства.

В конце 1990-х астрономы обнаружили, что расширение Вселенной ускоряется. Свет далёких сверхновых показал: чем дальше звезда, тем быстрее она улетает. Этот эффект, названный красным смещением, потребовал ввести тёмную энергию — невидимую силу, расталкивающую космос.

Когда-то Эйнштейн ввёл космологическую постоянную для равновесия, но позже назвал её ошибкой. Сегодня эта же постоянная описывает тёмную энергию, но её величина остаётся загадкой: расчёты расходятся с реальностью в $10^{120}$ раз.

Новая модель наделяет пространство памятью. Идея пришла из физики чёрных дыр. Якоб Бекенштейн и Стивен Хокинг доказали, что содержимое чёрной дыры полностью описывается данными на её поверхности. Герард 'т Хоофт предположил: возможно, и вся Вселенная — голограмма, где трёхмерная реальность записана на двумерной границе. Используя дробную математику, учёные придали этой «голограмме» свойство запоминать прошлое. Как подушка из мемори-фоам восстанавливает форму, так и гравитация «вспоминает» историю расширения.

В результате тёмная энергия не постоянна, а меняется со временем. Компьютерные симуляции показали: ускорение началось около 6 миллиардов лет назад — ровно тогда, когда это видно по реликтовому излучению, послесвечению Большого взрыва. Модель согласуется с теорией струн и, возможно, проявится в будущих наблюдениях гравитационных волн.

Дробное квантование, использованное в модели, напоминает прогулку с прыжками: частица перемещается то плавно, то скачками, что и порождает эффект памяти.

S \propto A^{\frac{2+\alpha}{2\alpha}}
Площадь горизонта A возводится в степень, зависящую от индекса Леви α; при α=2 восстанавливается стандартное соотношение S ∝ A.
\rho_{\mathrm{DE}} = 3c^2 H^{\frac{3\alpha-2}{\alpha}}
Плотность тёмной энергии выражается через параметр Хаббла H и параметр α. В стандартном пределе α→2 получается постоянная плотность.
Учёные
Jacob BekensteinStephen HawkingGerard 't HooftLeonard SusskindChristian DopplerAdam Riess
Понятия
голографическая тёмная энергия ранняя тёмная энергия квартэссенция фантомный разрыв логарифмическая поправка термодинамика чёрных дыр деси энтропия Вальда первый закон механики чёрных дыр модель ЭКДМ закон площадей Хокинга ускорение и замедление расширения Вселенной приливный заряд постоянная Хаббла площадь горизонта дифференциальное уравнение с запаздыванием фриц цвикки метрика Шварцшильда квантовые космологические неоднородности квантовые поправки