В этом тексте я фокусируюсь на тёмной материи, тёмной энергии и связанных с ними компактных объектах в рамках фермионной гипотезы Вселенной (FUH). Наблюдения галактик, крупномасштабной структуры и космического ускорения требуют доминирующего тёмного сектора, а стандартная картина с холодной тёмной материей и космологической константой испытывает напряжения на малых масштабах и в точной космологии. Я описываю весь тёмный сектор одним фермионным полем ψ, чьи конденсаты в разных режимах плотности реализуют тёмную материю, эффективную тёмную энергию и стабильные фермионные ядра, задаю основные параметры модели и перечисляю ключевые наблюдательные тесты, подробно обсуждаемые в основном тексте.

Блок первый: темная материя

1. Уравнение состояния в режиме тёмной материи

Я рассматриваю тёмно‑материальный режим как самогравитирующийся ферми‑газ из конденсата поля ψ.

⦁ В сильно вырожденном пределе у меня работает «квантовое давление» (ферми‑давление), как в моделях тёплой/фермионной DM: такое уравнение состояния даёт коровый профиль плотности вместо острого cusp в центре гало.

⦁ Внешние области гало я описываю как почти изотермический или классический предел того же газа, что естественно приводит к core–halo структуре: плотное квантовое ядро + разрежённая оболочка, которая совместима с плоскими кривыми вращения галактик.

В терминах моего поля ψ это значит:

⦁ при плотности ρψ выше некоторого порога я нахожусь в «квантовом фермионном режиме» с давлением pψ(ρψ), аналогичным вырожденному ферми‑газу;

⦁ при меньшей ρψ конденсат переходит в почти бездавленный холодный режим (эффективный параметр состояния w близок к нулю), как у стандартной холодной тёмной материи.

2. Стабильность галактик

Дальше мне нужно явно решить задачи по устойчивости галактических гало.

В режиме тёмной материи я трактую свой фермионный конденсат ψ как самогравитирующийся вырожденный ферми‑газ. В центре гало плотность ψ растёт до значений, где начинает работать квантовое ферми‑давление: принцип Паули не позволяет сжать фермионы сколь угодно сильно, поэтому давление растёт быстрее, чем гравитационное притяжение. В результате в центре автоматически формируется кора конечной плотности, а не сингулярный cusp, как это и показывают модели тёплой фермионной тёмной материи и вырожденных ядер галактик.

Я рассматриваю решения уравнений равновесия для такого ферми‑газа (в духе подхода Томаса–Ферми): в центральной области ферми‑давление ψ уравновешивает гравитацию и задаёт компактное квантовое ядро, а с ростом радиуса система плавно переходит в классический, почти бездавленный режим. Так возникает core–halo структура: плотное квантовое ядро из конденсата ψ и разрежённый гало, дающий плоские кривые вращения, без искусственных поправок к профилю плотности.

Для оценки «масса–радиус» я опираюсь на известные скейлинги вырожденного ферми‑газа: чем меньше масса частицы ψ, тем больше типичный размер поддерживаемого ею объекта. Работы по фермионной тёмной материи показывают, что при массе в кэВ‑диапазоне квантовое ядро в карликовых галактиках имеет радиусы порядка десятков–сотен парсек, а в более массивных гало (уровня спиральных галактик) те же уравнения дают ядра порядка 0.1–1 килопарсека.

В своей гипотезе FUH я выбираю массу и куплинги ψ так, чтобы эта масса–радиус зависимость воспроизводила наблюдаемые размеры кор: килопарсековые ядра для спиральных галактик и более компактные ядра для карликов. Таким образом, фермионное давление конденсата ψ не только устраняет центральный cusp, но и естественно задаёт масштаб ядер гало, согласующийся с астрофизическими данными.

3. Масштабы галактических кластеров

На уровнях кластеров Вселенной я перехожу к усреднённому описанию.

⦁ Я усредняю конденсат по большим масштабам и беру эффективный параметр состояния w примерно равным нулю в уравнениях Фридмана, то есть на кластерных масштабах моя тёмная компонента ведёт себя как обычная холодная DM, а специфические квантовые эффекты остаются только на галактических и субгалактических расстояниях.

⦁ Отдельно я отмечаю, что в сверхплотных центрах кластеров тот же фермионный конденсат может переходить в «чёрно‑дырный режим», и связываю это с уже описанными в FUH BH‑фазами и существующими работами по фермионным ядрам и спайкам тёмной материи вокруг чёрных дыр.
4. Дальнейшие шаги для раздела про тёмную материю

В режиме тёмной материи я описываю конденсат поля ψ как ферми‑газ с разными режимами в зависимости от плотности ρ.

Давление p(ρ) в трёх режимах

⦁ Квантовый центр (вырожденный режим)
В самом центре гало конденсат сильно вырожден, и доминирует ферми‑давление. Для нерелятивистского вырожденного ферми‑газа давление масштабируется как:

p(ρ) ∝ ρ^(5/3).

Это «жёсткое» уравнение состояния задаёт почти постоянную плотность в ядре и не даёт профилю уйти в сингулярный cusp.

⦁  Переходная зона (частично вырожденный газ)

Чуть дальше от центра ферми‑давление ещё важно, но уже сравнимо с обычным термальным давлением. Эффективно здесь получается более мягкая зависимость

p(ρ) ∝ ρ^α с показателем α между 1 и 5/3, что даёт гладкий переход от плотного ядра к внешнему гало без резкого излома профиля.

⦁  Классическая оболочка (почти холодная DM)

Во внешнем гало конденсат становится почти невырожденным и динамически ведёт себя как холодная тёмная материя:

p(ρ) ≪ ρ, эффективный параметр состояния w ≈ 0. На этих масштабах ψ‑конденсат практически не даёт давления и просто формирует гравитационный потенциал.

Масса–радиус для галактических ядер

В квантовом центре я использую стандартный результат для самогравитирующегося вырожденного ферми‑шара: чем легче частица ψ (масса m_ψ), тем больше размер устойчивого ядра при заданной массе. Для нерелятивистского вырождения получается антиреляция вида:

M_core · R_core^3 ≈ const(m_ψ),

то есть при фиксированной m_ψ более массивные ядра компактнее, а менее массивные — более «пухлые».

Работы по фермионной тёмной материи показывают, что при m_ψ порядка кэВ вырожденные ядра дают:

⦁ для карликовых галактик: массы ядер 10^6–10^8 M_⊙ и радиусы десятки–сотни парсек;

⦁ для спиральных галактик с массами гало 10^11–10^12 M_⊙: квантовые ядра с радиусами порядка 0.1–1 килопарсека.

В гипотезе фермионной Вселенной я подбираю массу m_ψ и параметры конденсата так, чтобы формула типа:

R_core ≈ const(m_ψ) · M_core^(−1/3)

Давала именно такие масштабы: kpc‑ядра для спиральных галактик и более компактные ядра (десятки–сотни парсек) для карликов. Это согласуется с наблюдаемыми размерами кор и поддерживает картину, где квантовый ферми‑центр ψ отвечает за формирование галактических ядер.

В режиме тёмной материи мой фермионный конденсат даёт несколько чётких наблюдаемых эффектов, по которым FUH можно отличить от стандартной холодной тёмной материи.

1. Форма ротационных кривых

Внутри квантового ядра, где давление моего ферми‑конденсата задано жёстким законом p ∝ ρ^(5/3), плотность почти постоянна. Поэтому в центральной области галактики скорость вращения растёт примерно линейно с радиусом, без острого гравитационного «шипа». Дальше, в переходной зоне и классическом гало, профиль плавно выходит на плоское плато, что хорошо согласуется с наблюдаемыми плоскими ротационными кривыми спиральных галактик. В классической CDM с cuspy‑профилем центр даёт более крутой подъём и чрезмерно концентрированную массу.

2. Типичные размеры ядер

Мой конденсат предсказывает устойчивые коры конечной плотности, а не сингулярные cusps. Масса–радиус зависимость вырожденного ферми‑ядра даёт естественные масштабы ядер: для разумной массы частицы psi (кэВ‑диапазон) в карликовых галактиках я получаю ядра с радиусами десятки–сотни парсек, а в спиральных галактиках — ядра порядка 0.1–1 килопарсека. Эти размеры соответствуют наблюдаемым коровым профилям и отличаются от стандартной CDM, где без дополнительных механизмов ядра возникают с трудом и требуют барионной «перетасовки» профиля.

3. Особенности гравитационного линзирования

Коровые гало из моего фермионного конденсата имеют более мягкое распределение массы в центре, чем cuspy NFW‑профили холодной тёмной материи. Это приводит к слегка иным сигнатурам сильного линзирования: критические кривые и множества изображений менее «заострены», центральные увеличения чуть слабее, а распределение временных задержек между изображениями отличается от предсказаний CDM‑профиля при той же общей массе. В сочетании с ротационными кривыми это даёт независимый тест FUH по данным линзирующих галактик и кластеров.

Блок о темной энергии

В режиме «тёмная энергия» мою модель удобно формулировать так: при очень малой, почти однородной плотности фермионный конденсат переходит в фазу с отрицательным давлением и эффективным w(z), близким к −1 и медленно меняющимся с красным смещением.

Идея режима тёмной энергии

Я предполагаю, что при низкой плотности и большой длине корреляции конденсат ψ ведёт себя не как ферми‑газ, а как почти однородное квантовое поле с энергией вакуумного типа: плотность энергии ρ_ψ остаётся почти постоянной, а давление становится отрицательным по модулю, близким к ρ_ψ. Эффективный параметр состояния w(z) = p_ψ(z) / ρ_ψ(z) в позднюю эпоху стремится к −1, как у космологической постоянной.

На более ранних стадиях расширения конденсат может «трекинговать» поведение других компонент: вести себя ближе к пыли (w примерно 0) или к излучению (w примерно 1/3), а затем автоматически сползать к w около −1 при z порядка единицы, как в моделях конденсатной тёмной энергии BCS‑ или Yang–Mills‑типа.

Эффективный w(z) и история расширения

В рамках FUH я задаю простую феноменологическую форму:

⦁ в глубоком прошлом (z >> 1) w_ψ(z) близок к нулю, так что вклад конденсата в общую плотность ничтожен и он масштабируется подобно пыли;

⦁ начиная с некоторого переходного красного смещения z_c порядка нескольких единиц, корреляционная длина конденсата растёт, самодействие «размягчается», и w_ψ(z) плавно уходит в область отрицательных значений;

⦁ к эпохе z примерно 0.3–0.5 конденсат достигает квазистационарного состояния с w_ψ(z), стремящимся к −1, и начинает доминировать в уравнениях Фридмана, вызывая ускоренное расширение, как в моделях конденсатной или квантовой тёмной энергии.

Качественно это даёт такую картинку расширения:

⦁ ранняя Вселенная: стандартная радиационно‑, затем материи‑доминированная эра, поскольку компонент ψ ведёт себя как почти невидимый тёмный сектор с w примерно 0 и малой долей;

⦁ переходная эпоха: около z ~ 1–2 доля энергии конденсата начинает расти быстрее, чем у материи (из‑за более медленной убыли ρ_ψ), а эффективный w(z) уходит в темно‑энергетическую область;

⦁ поздняя Вселенная: при z ≲ 0.3 конденсат ψ фактически играет роль динамической тёмной энергии с w близким к −1, немного отличающимся от точной космологической постоянной и дающим небольшие отклонения в H(z) и росте структур, которые можно тестировать комбинированными данными CMB+BAO+SNe.

В терминах моей гипотезы это означает, что на крупных масштабах и при достаточно низких плотностях единое фермионное поле входит в «тёмно‑энергетическую» фазу: энергия вакуумоподобного конденсата ψ медленно «размораживается» и задаёт позднее ускорение Вселенной, а эффективный w(z) плавно переходит от значений, близких к нулю в прошлом, к значению, близкому к −1 в настоящую эпоху.

Блок о черных дырах

Режим «чёрные дыры» в FUH удобно описывать как предельную, сверхплотную фазу фермионного конденсата ψ, где ферми‑давление уже не способно уравновесить гравитацию, и ядро проходит внутрь собственного горизонта.

Сверхплотный режим конденсата

В моей картине плотные ядра галактик и кластеров сначала существуют как стабильные фермионные ядра, поддерживаемые квантовым давлением вырожденного газа ψ. Когда их масса M_core достигает критического значения M_crit(m_ψ), аналогичного пределу Толмана–Оппенгеймера–Волкова и обсуждаемого в работах по Fermi balls и фермионным тёмным ядрам, радиус ядра становится сравнимым или меньше соответствующего радиуса Шварцшильда. В этот момент равновесие разрушается и ядро коллапсирует, переходя в «чёрно‑дырный» режим: образуется область с горизонтом событий, окружённая сверхплотным спайком фермионной тёмной материи.

Отличия от классических чёрных дыр

В FUH чёрная дыра — не «дыра в ткани пространства», а фазовый дефект фермионного конденсата ψ.

⦁ Внутри горизонта может существовать плотное фермионное ядро без математической сингулярности: сверхплотные конфигурации имитируют пространство‑время чёрной дыры и остаются горизонто‑подобными объектами без жёсткой поверхности.

⦁ Внешняя структура — тень, центральное затемнение и аккреционный диск — в целом повторяет классическую BH, но с тонкими отличиями: ослабленными или модифицированными photon rings и слегка изменёнными картинами сильного отклонения света и спектров аккреции у сверхплотных фермионных ядер и спайков.

Таким образом, в режиме «чёрные дыры» моё поле ψ реализует естественный механизм рождения как сверхмассивных, так и, возможно, примордиальных чёрных дыр из фермионных «сгустков», а предсказуемые отличия от классических BH проявляются в тонких свойствах тени, гравитационного линзирования и аккреционных спектров, к которым уже начинают подбираться наблюдения EHT, LIGO/Virgo и будущие телескопы.

Порог появления чёрных дыр

В режиме сверхплотного фермионного ядра я использую аналог предела Толмана–Оппенгеймера–Волкова для конденсата поля ψ. Для самогравитирующегося вырожденного ферми‑газа критическую массу ядра я записываю в виде:

M_crit ≈ 0.4 M_Pl^3 / m_ψ^2,

Где M_Pl — планковская масса, а m_ψ — масса фермиона поля ψ. При M_core < M_crit ферми‑давление конденсата достаточно велико, чтобы уравновесить гравитацию и удерживать стабильное квантовое ядро. Когда масса ядра достигает порога:

M_core ≈ M_crit(m_ψ),

Равновесие нарушается: гравитация побеждает ферми‑давление, и начинается неостановимый коллапс. В рамках FUH я интерпретирую это как фазовый переход конденсата ψ в «чёрно‑дырный режим»: формируется чёрная дыра с горизонтом событий, а окружающие слои конденсата образуют фермионный спайк тёмной материи вокруг неё.

Финальный блок

Космологические ограничения

Я связываю массу фермионной тёмной материи и параметры уравнения состояния ядра с фазообъёмными и структурными ограничениями из карликовых галактик и счёта галактик: такие анализы дают нижние границы на массу кэВ‑фермионов порядка m_ψ ≳ 0.5–2 кэВ, чтобы не «съесть» малые галактики и не нарушить фазообъёмные пределы.

Динамический w_ψ(z) в режиме тёмной энергии я требую согласовать с объединёнными данными CMB+BAO+SNe (и в перспективе DESI, Euclid): современные наблюдения допускают лишь небольшие отклонения от w = −1 и уже сильно зажимают произвольные формы w(z), так что параметры перехода (redshift z_c, глубина отклонения от −1) можно будет напрямую фитовать на этих наборах.

Линзы и изображения чёрных дыр

Core–halo профили и фермионные ядра в моей модели я предлагаю тестировать по сильному гравитационному линзированию: форма критических кривых, множества изображений и центральные контр‑изображения в галактических и кластерных линзах чувствительны к наличию кор вместо cusps, и уже есть работы, различающие cored и cuspy профили по статистике линз.

Для чёрных дыр как фазовых дефектов ψ ключевыми тестами становятся тонкая структура тени и photon rings на изображениях EHT и будущих VLBI: такие исследования уже обсуждают, как отделить чисто геометрические эффекты от астрофизики аккреционного диска, и FUH попадает в этот класс альтернатив с немного иными photon rings и профилем яркости.

Гравитационные волны

Компактные фермионные ядра и «ψ‑чёрные дыры» в FUH могут иметь спектр квазинормальных мод и ringdown, слегка отличающийся от классических чёрных дыр. LIGO/Virgo и будущие детекторы (Einstein Telescope, LISA) будут чувствительны к таким отклонениям в поздней фазе сигнала слияний, что даёт прямой тест на существование устойчивого фермионного ядра или отражающих поверхностей около горизонта.

Хиггсовский портал и распады

Операторы (ψψ)(H†H)/Λ в моём лагранжиане подпадают под стандартные ограничения Higgs‑портала:

⦁ ширина невидимых и экзотических распадов Хиггса на LHC и HL‑LHC (H → невидимое, H → длинноживущие или лёгкие скрытые состояния) уже ограничивает сочетания коэффициентов c_H / Λ;

⦁ прямой поиск тёмной материи в подземных экспериментах связан с той же парой параметров через спин‑независимое рассеяние, и эти две группы ограничений обычно наносятся на одну и ту же плоскость параметров портала.

В формулировке FUH я прямо указываю, что допустимые значения куплингов портала должны лежать ниже линий, заданных текущими данными по invisible BR(H) и прямым поискам, но остаются достижимыми для будущих HL‑LHC/FCChh и улучшенных детекторов прямого поиска.

В итоге у меня получается ясный список: какие параметры FUH — m_ψ, характеристики w_ψ(z), критическая масса M_crit и куплинги c_H/Λ — уже сейчас зажаты наблюдениями и какими экспериментами ближайших 10–20 лет (DESI, Euclid, EHT, сильные линзы, LIGO/Virgo/ET/LISA, HL‑LHC и будущие коллайдеры) можно либо подтвердить, либо существенно сузить допустимое пространство моей модели.

Заключение

В FUH тёмная материя, тёмная энергия и чёрные дыры — это разные фазы одного фермионного поля ψ: кэВ‑конденсат задаёт галактические гало и core–halo структуры, компонент с wψ(z) ≈ −1 даёт позднее ускорение, а ультраплотные конфигурации формируют фермионные ядра без сингулярности, имитирующие чёрные дыры. Нынешние фазообъёмные ограничения, данные CMB+BAO+SNe и наблюдения линз, теней и гравитационных волн уже зажимают параметры модели, но оставляют узкое окно, где одно поле описывает все три тёмные компоненты.

В ближайшие 10–20 лет ключевыми будут космологические обзоры DESI/Euclid, уточняющие w(z) и рост структуры, улучшенные данные по карликовым галактикам, новые VLBI и EHT‑подобные проекты, изучающие тень и photon rings, и сеть GW‑детекторов LIGO–Virgo–KAGRA, ET и LISA, чувствительная к модифицированному ringdown.

Основной акцент стоит сделать на трёх тестах: согласованном окне масс и фазового объёма фермионной DM, конкретной форме перехода wψ(z) и её следах в BAO/SNe/росте структуры, а также на сигнатурах фермионных ядер — мягком центре, немного иных photon rings и спектрах аккреции и изменённых квазинормальных модах, для которых можно заранее строить библиотеки сигналов.

Источники

1. Фазообъёмные границы и масса кэВ‑фермиона

⦁ Tremaine & Gunn — базовый фазообъёмный предел и нижняя граница массы по карликам.

⦁ Savchenko et al., New constraints on the mass of fermionic dark matter from dwarf galaxies — современные границы m ≳ 0.5–2 кэВ.

2. Галактические core–halo структуры

⦁ Destri, de Vega, Sanchez — Томас–Ферми‑подход, где кэВ‑фермионы дают cored‑гало и масштабы карликов.

⦁ de Vega, Sanchez, серия Thomas–Fermi galaxy structure — профили для карликов и спиралей.

3. Фермионные ядра и спайки

⦁ Ruffini, Argüelles, Rueda (RAR‑модель) — фермионные ядра в центрах галактик как альтернатива SMBH.

⦁ Fermionic dark matter spikes: Origin and growth of black hole seeds — спайки фермионной DM и рост BH‑зёрен.

4. Обзоры и альтернативы

⦁ Обзоры по keV‑WDM и маломасштабным аномалиям (de Vega & Sanchez и соавт.).

⦁ Представительные работы по fuzzy‑DM core–halo и солитонам как контрастному сценарию.

Так же хотел бы, чтоб вы поддержали мою эту работу на сайте Zenodo!
Буду очень рад вашей поддержки.

Джонни Депп выступит продюсером и, возможно, сыграет главную роль в первой англоязычной экранизации классического произведения русской литературы Михаила Булгакова «Мастер и Маргарита».

Продюсированием проекта, у которого на данный момент нет режиссёра, занимается собственная кинокомпания Деппа
IN.2 Film в тандеме с исполнительным продюсером фильма «Жанна Дюбарри» Светланой Дали и Грейс Ло.

Дали и Ло будут продюсировать фильм вместе с Деппом, Дьютерсом и Стивеном Малитом. О проекте было объявлено на кинофестивале «Красное море» в Саудовской Аравии в рамках рынка «Красное море», где Депп и продюсеры неожиданно появились в среду. Фонд «Красное море» частично профинансировал фильм Деппа «Жанна Дюбарри» 2023 года. Они не участвуют в финансировании этого проекта.

Ожидается, что съёмки «Мастера и Маргариты» начнутся в конце 2026 года.

Дали и Ло вели судебную тяжбу с компанией Luminosity Pictures, занимающейся продажами, из-за недавней русскоязычной экранизации знаменитого советского романа, снятой режиссёром Михаилом Локшиным. Фильм стал хитом в России и вышел в прокат в континентальной Европе, но не в США и Великобритании. В ходе судебного разбирательства Дали и Ло заявили, что являются единственными законными правообладателями романа.

Роман Булгакова, опубликованный посмертно в 1960-х годах и считающийся одним из величайших произведений литературы XX века, так и не был экранизирован на английском языке, несмотря на попытки Романа Полански, Федерико Феллини, Терри Гиллиама, База Лурмана и других режиссёров.

«Действие происходит в Москве 1930-х годов, куда дьявол возвращается со своим говорящим котом, чтобы посеять хаос среди коррумпированных горожан, и в Иерусалиме во времена Понтия Пилата. «Мастер и Маргарита» — это фантастическая сатирическая история о любви, творческой свободе и вечной борьбе добра со злом», — говорится в синопсисе фильма с Деппом в главной роли. «Третья переплетающаяся история рассказывает о писателе, который испытывает трудности, и его возлюбленной Маргарите, готовой на всё, чтобы спасти его от тоталитарной системы». Далее следует мрачно-комичная, невероятно изобретательная история о неиссякаемой энергии, философской глубине и духовном бунте — произведение, которое по-прежнему актуально и служит вечным напоминанием о том, что искусство способно бросать вызов, просвещать и выживать.

Проект «Мастер и Маргарита» продолжает сотрудничество Дали с компанией IN.2, принадлежащей Деппу, после того как она выступила исполнительным продюсером фильма «Жанна Дюбарри» (2023) под руководством Деппа и при поддержке Red Sea, а также его режиссёрской работы «Моди: Три дня на крыле безумия» (2024). Наташа Рогал также выступает в качестве продюсера, а Роберт Маклин — в качестве продюсера Tribune Pictures. Исполнительными продюсерами «Мастера и Маргариты» выступили Невин Шалит, Эндрю Фурман, Константин Элкин из World Visions, Майкл Палетта из Tribune Pictures и покойный Майкл Лэнг.

Депп готов вернуться в Голливуд после судебных разбирательств, связанных с обвинениями в домашнем насилии со стороны его бывшей жены Эмбер Хёрд. Помимо «Мастера и Маргариты», он ведёт переговоры о роли Эбенезера Скруджа в мрачной экранизации «Рождественской песни» от Paramount Pictures под руководством Ти Уэста, а также о съёмках вместе с Пенелопой Крус в предстоящем боевике «Дневной пьяница» от Марка Уэбба. Эти проекты стали первыми для Деппа в крупных студиях после выхода фильма «Фантастические твари: Преступления Грин-де-Вальда» в 2018 году.

Деппа представляет Джек Уигэм из Range Media.