main concepts scientists sections
ПростоПопулярноПодробно

Как дерево пространства рождает сразу два вида чёрных дыр ✛ ✎ ✦

Оригинал: "Compaction function in stochastic inflation: a \texttt{FOREST} of type I and II primordial black holes"
· Chiara Animali, Pierre Auclair, Baptiste Blachier, Eemeli Tomberg, Vincent Vennin
arXiv:2606.30087 · 2026-06-29 · arXiv non-exclusive · собственный разбор · 1 мин
Космология Общая теория относительности
Учёные придумали ветвящуюся модель ранней Вселенной и нашли, что первичные чёрные дыры делятся на обычные и экзотические.

Сразу после Большого взрыва пространство росло как ветвящееся дерево. Алан Гут предложил идею инфляции — сверхбыстрого расширения, которое сделало реликтовое излучение таким гладким. В этом раздувающемся мире каждая микроскопическая ветка удваивалась и разделялась, а случайные квантовые пульсации делали одни ветки чуть плотнее. Достаточно тяжёлые ветки коллапсировали в первичные чёрные дыры.

Таких дыр оказалось два типа. Первый — обычный: ветка сжимается в сверхплотную точку. Второй — экзотичный: из-за сильного искривления пространства-времени образуется подобие узла. Снаружи чёрная дыра, а внутри — бесконечное раздувание с рождением новых ветвей. Хотя Хокинг и Пенроуз предсказывали неизбежность дыр, второй тип оказался куда необычнее. В режиме вечной инфляции он доминирует.

Эти дыры — идеальные кандидаты на роль тёмной материи, невидимой массы, скрепляющей галактики. Их столкновения рождают гравитационные волны с характерным рисунком. Компьютерные симуляции, проанализировавшие миллиарды ветвящихся структур, подтвердили: экзотический тип изменит охоту за сигналами из ранней Вселенной.

Весь граф →

В некоторых сценариях экзотических чёрных дыр оказывается больше, чем всех звёзд в наблюдаемой Вселенной.

C_{l,\ b_L} = 2z(w) \left[ 1 - \log_2\!\left( \frac{V_{b_R}}{V_{c_R}} \right) \right]
Линейная функция компактификации C_l в узле b_L определяется отношением объёмов, возникающих из двух его «боковых» ветвей: правого соседа по родителю (b_R) и его собственного правого потомка (c_R). Здесь z(w) = 3(1+w)/(5+3w) — фактор, зависящий от уравнения состояния w.
C_c = \frac{1}{2}
Если значение функции компактификации C_l в узле превышает 1/2, соответствующая область пространства коллапсирует в чёрную дыру.
Учёные
Stephen HawkingJacob BekensteinAlan GuthJames PeeblesAndrei LindeBarry Barish
Понятия
первичная чёрная дыра стохастическая инфляция массовая инфляция память чёрной дыры энтропия Бекенштейна–Хокинга энтропия Барроу логарифмическая поправка начальная функция масс статистическая сумма эффективный спин инфляционная космология топологический заряд квантовые космологические неоднородности инфляционные гравитационные волны критический коллапс рингдаун ветер аккреционного диска энтропия Вальда масса чёрной дыры стохастические флуктуации