В августе 2019 года детекторы LIGO и Virgo зарегистрировали гравитационную волну от слияния двух компактных объектов в двойной системе. Один из них весил 23 солнечных массы — рядовая чёрная дыра. Второй же — 2.5–2.67 M⊙. Слишком массивен для нейтронной звезды (сверхплотного остатка сверхновой, состоящего в основном из нейтронов), слишком лёгок для чёрной дыры. Объект, которого не должно быть.

Разгадка может скрываться не в экзотическом веществе, а в микроструктуре самого пространства-времени. Если под лупой гравитации оно не идеально гладко, а обладает мельчайшей направленной зернистостью, то нейтронная звезда получает дополнительную опору. Идея восходит к Бернхарду Риману, но оформилась в XX веке как финслерова геометрия. В отличие от римановой, где расстояние задаётся лишь координатами, здесь оно зависит ещё и от направления. Шероховатая поверхность: двигаться вдоль волокон легче, чем поперёк. В физике такую анизотропию создаёт крошечное векторное поле ξ(r), добавляемое к метрике.

Авторы работы взяли финслерову гравитацию Рандерса и применили к нейтронным звёздам. Они использовали сферически-симметричную модель с линейным уравнением состояния, а свободные параметры зафиксировали по данным четырёх хорошо изученных рентгеновских пульсаров (LMC X-4, Vela X-1, EXO 1785-248 и Cen X-3). В классической ОТО такая звезда не превышала бы 2.01 M⊙. Но стоило ввести микроскопическую зернистость — и потолок массы подскочил до 2.67 M⊙. Радиус при этом уменьшился с 11 до 9.5 километров. Звезда стала плотнее, компактность M/R выросла почти вдвое. Момент инерции тоже увеличился, делая объект более устойчивым к вращению.

Ещё в 1934 году Фриц Цвикки предсказал нейтронные звёзды как итог сверхновых взрывов, а Субраманьян Чандрасекар нашёл предел массы для белых карликов, за которым следует коллапс. Десятилетия спустя Джоселин Белл Бернелл открыла первый пульсар — быстро вращающуюся нейтронную звезду, — подтвердив их реальность. Сегодня звёздная эволюция рисует нам картину, где эти объекты рождаются в огне сверхновых, а их финальная судьба зависит от массы.

Так микроскопическая зернистость пространства, неуловимая в повседневности, становится решающей опорой для самого плотного вещества во Вселенной. То, что казалось аномалией — объект-загадка из GW190814, — обретает законное место в таблице компактных объектов. И, возможно, следующий шаг — проверить, не скрываются ли в этой зернистой ткани и другие гравитационные сюрпризы.