Космология, мейнстрим. Структура Вселенной.
Продолжение. Начало здесь.
Итак, инфляция прекрасно объясняет однородность вселенной на больших масштабах.
Но есть и другой вопрос, который поначалу казался не столь фундаментальным: откуда взялись галактики, их скопления и более крупная структура Вселенной, называемая крупномасштабной. Этот вопрос встал во весь рост в 1970-х годах и тоже относился к начальным условиям при возникновении Вселенной: без неких первичных неоднородностей всё наблюдаемое великолепие не смогло бы появиться.
Как выглядит современная Вселенная? Она однородна в целом, на больших масштабах, - скажем, на расстояниях 300 мегапарсек (миллиард световых лет) однородность соблюдается с хорошей точностью. На меньших масштабах есть галактики, скопления галактик и так называемая крупномасштабная структура, похожая на трехмерную сеть с перепонками, - нечто ячеистое неправильной формы. Самый крупный масштаб этих неоднородностей - примерно 100 мегапарсек (300 млн световых лет). Крупномасштабная структура была выявлена на трехмерных картах распределения галактик.
Рис. 1. Крупномасштабная структура Вселенной по данным Слоановского цифрового обзора неба (Sloan digital sky survey). Сюда попал «срез» неба раствором 2,5°. Темные сектора - плоскость Галактики, где наблюдения затруднены из-за пыли. Синими точками обозначены эллиптические галактики, красными - остальные. Некоторые массивные и плотные скопления галактик приобретают вид радиально направленных черточек из-за большого разброса скоростей - эти скорости добавляются к измеренному красному смещению.
Пространство внутри ячеек, между перепонками, называется войдами - там практически нет галактик. Толщина стенок - около одной десятой от их размера. Там, где стенки пересекаются, плотность еще выше, а в узлах находятся гигантские скопления галактик.
Рис. 2. Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит из нашей Галактики по данным обзора SDSS. Яркость каждой точки отражает плотность распределения галактик в данном направлении в последовательно сменяющихся сечениях постоянной толщины 10 Мпк, так что линейный масштаб изображения растёт по мере перехода к более удалённым слоям - поэтому размер структур кажется уменьшающимся.
Контраст плотности в этой структуре довольно велик. В стенках плотность вещества на порядок больше, чем в войдах. В волокнах на пересечении стенок - еще на порядок выше. А в узлах, где находятся гигантские скопления галактик, плотность порядка на три выше средней. Откуда взялась эта сеть, скопления галактик, сами галактики? Оказывается, если бы Вселенная изначально была абсолютно однородной, то эта структура не смогла бы возникнуть.
Любая среда, заполняющая пространство, подвержена гравитационной неустойчивости, носящей имя Джинса. Любые сгущения стремятся сжаться под действием собственного тяготения. Сжатию может препятствовать давление среды, но если неоднородность имеет достаточно большой размер (критический размер Джинса пропорционален скорости звука в среде), то сгущение начинает сжиматься - сначала по экспоненциальному закону, затем при ряде условий может перейти в режим свободного падения. Именно неустойчивость Джинса привела к образованию звезд в галактиках.
В случае расширяющейся Вселенной неустойчивость работает иначе. Возмущения растут медленнее: не по экспоненте, а линейно - контраст возмущений растет пропорционально масштабному фактору Вселенной. В какой-то момент, когда сгущение становится гравитационно связанным, рост становится нелинейным, причем на стадию нелинейности раньше выходят неоднородности меньшего размера - галактики и скопления галактик. А еще раньше - первые звезды, которые были гигантскими.
Ячеистая структура из стенок и войдов не успела выйти на нелинейную стадию (и уже не выйдет). Как она образовалась? Трудно допустить, что начальные возмущения плотности имели такую хитрую структуру. Ответ прост: крупномасштабная структура является сетью каустик.
Подобное явление можно наблюдать на стене, куда падает свет, отраженный от поверхности воды с легкой беспорядочной рябью. Или в виде аналогичной световой картины на мелком дне. Мы видим подвижную сетку из ярких полос. Именно сеть, а не плавные переливы яркости, подобные самой ряби.
Математически суть узора каустик и крупномасштабной структуры одна и та же, только на воде фокус происходит с углом отражения или преломления, а в случае крупномасштабной структуры - со скоростями и расстояниями - гравитационная неустойчивость в расширяющейся Вселенной работает так, что материя преимущественно накапливается на ближайшей плоскости сгущения.
Еще в 1970 году Я. Б. Зельдович аналитически показал, что положительная флуктуация плотности собирается в плоский блин (термин «блины» прижился надолго). Таким образом, структура из пересекающихся блинов была предсказана еще до своего открытия. Впоследствии путем моделирования с привлечением всё возрастающих вычислительных ресурсов ячеистая структура была воспроизведена во всем ее великолепии.
Рис. 3. Результат численного эксперимента «Миллениум», в котором моделировался рост первичных возмущений из-за гравитационной неустойчивости, вплоть до образования галактик и их скоплений. Каждая точка на рисунке - галактика. Яркие пятна - большие скопления галактик. Архив изображений Астрофизического института Общества Макса Планка (МРА) www.mpa-garching.mpg.de/galform/millennium/
Но ни ячеистая структура, ни галактики, ни их скопления не смогли бы возникнуть, если бы ранняя Вселенная была совершенно однородной. Известный закон роста возмущений диктует, что для появления наблюдаемой структуры контраст неоднородностей плотности в эпоху рекомбинации должен быть чуть больше одной тысячной: Вселенная с тех пор расширилась в тысячу раз, и контраст должен был вырасти в тысячу раз, чтобы стать порядка единицы и перейти в нелинейную стадию, образовав галактики.
Эпоха рекомбинации важна здесь потому, что у нас есть «фотография» Вселенной этого возраста (380 тыс. лет) - карта реликтового микроволнового излучения. Значит, мы должны видеть эту затравочную «рябь» на карте реликта! Причем неоднородности температуры реликтового излучения вроде должны быть того же порядка, что и контраст плотности, хотя и не точно такими же: при переводе одного контраста в другой замешан ряд нетривиальных эффектов.
В 1970-1980-х годах сложилась довольно напряженная ситуация. Уже делались измерения реликтового излучения с хорошей чувствительностью. Однако оно выглядело однородным даже тогда, когда уровень чувствительности в одну тысячную был достигнут на наземных радиотелескопах. Тогда наиболее чувствительной установкой был РАТАН-600 на Северном Кавказе (радиотелескоп Академии наук диаметром 600 м). Первый результат, доложенный руководителем научной программы радиотелескопа Юрием Парийским, вызвал недоверие. Получалось, что неоднородностей температуры реликтового излучения нет на уровне 10-4 . А как же тогда образовались галактики!? Кое-где раздавался ропот, что данные неверны. Но вскоре результат об отсутствии неоднородностей с контрастом 10-4 был подтвержден на других радиотелескопах. А предел по данным РАТАН-600 был снижен до уровня 10-5 и даже меньше. Это заставило изрядно поволноваться космологов - вырисовывался самый настоящий кризис. Почва уходила из-под ног: мы видим галактики и их скопления, точно знаем, как эволюционируют неоднородности, но не видим того, из чего они должны развиваться.
Здесь на сцену вышла темная материя. Примерно в то же время стало ясно, что галактики существенно тяжелей, чем составляющие их звезды, газ и пыль. В галактиках есть что-то еще, поскольку они вращаются слишком быстро - требуется большая масса, чтобы своим тяготением уравновесить центробежную силу. Появился даже кандидат на роль темной материи - нейтрино. Если у нейтрино есть небольшая масса, то реликтовые нейтрино, подобные реликтовым фотонам, но уже медленные из-за своей массы, могут скапливаться в галактиках и делать их тяжелее. Как раз к месту появился и экспериментальный результат, дававший массу нейтрино около 30 эВ - даже больше, чем требовалось. Как выяснилось, результат этот был неверным, но мысль о массивном нейтрино продолжала носиться в воздухе - она, по крайней мере, смягчала кризис.
Если у нейтрино есть масса, например 10 эВ, то во времена рекомбинации газ нейтрино составлял большую часть массы Вселенной. И что важно, нейтрино были уже медленными еще задолго до рекомбинации. Гравитационная неустойчивость на большом масштабе неоднородностей начала работать для них раньше, чем для обычного вещества (нейтрино очень слабо взаимодействуют и распространяются во Вселенной свободно начиная с первых секунд после Большого взрыва). Поэтому к моменту рекомбинации они могли создать большие ямы гравитационного потенциала (в пересчете на современную Вселенную - 20 мегапарсек и больше), куда потом «стечет» обычное вещество, образовав крупномасштабную структуру. С помощью нейтрино удавалось свести концы с концами, если первичные неоднородности, запечатлевшиеся в реликтовом излучении, оставались на уровне одной десятитысячной. Но этот уровень был уже пройден - на нем не обнаружилось никакой анизотропии!
Выход мог быть лишь один: темная материя состоит из неизвестных частиц, почти не взаимодействующих с обычным веществом, скорее всего, гораздо более тяжелых, чем нейтрино, и более тяжелых, чем протоны. Нужно, чтобы в первые минуты Вселенной они уже были медленными. Подобная темная материя получила название «холодной». В этом случае контраста начальных неоднородностей чуть больше, чем 10-5, хватает, чтобы к моменту рекомбинации темная материя успела «скомковаться» до контраста 10-3, необходимого для образования галактик. Обычное вещество потом потянется за темной материей. При этом сеть каустик, о которой шла речь выше, формируется именно темной материей, и лишь потом обычная барионная материя стягивается в эту сеть и подсвечивает ее образовавшимися звездами. Так и возникает крупномасштабная структура.
Получается так: первичные неоднородности (про их происхождение в следующих постах) имели амплитуду 5·10-5 (современная оценка) - как в темной, так и в обычной материи. До эпохи рекомбинации обычная материя осталась с тем же контрастом - в ней слишком большое радиационное давление и нет условий для развития гравитационной неустойчивости. А в холодной темной материи условия есть! Поэтому до эпохи рекомбинации она могла увеличить свой контраст почти на два порядка. Но не больше - на большее не хватает времени. Выходит, первичные неоднородности, а значит, и неоднородности обычного вещества к моменту рекомбинации и анизотропия реликтового излучения (которые близки по величине) не могут иметь контраст меньше, чем 10-5! Это противоречило бы факту формирования галактик. Анизотропия 10-5 была последним рубежом, дальше которого теория не могла отступать - за этим рубежом начиналась мистика. А из заявлений команды РАТАН-600 следовало, что этот рубеж уже пройден. Перед космологией как наукой замаячила суровая проблема. Почва уходила из-под ног: мы видим галактики и их скопления, точно знаем, как эволюционируют неоднородности, но не видим того, из чего они должны развиваться. Казалось, еще немного - и останется только развести руками: космология как наука не работает - никто ничего не понимает. Борис Штерн вспоминает доклад Андрея Линде 1986 года - он говорил, что ситуация с однородностью реликта уже тревожная, и если верхний предел опустится еще чуть-чуть, то будет совсем плохо. Плохо в том смысле, что невозможно объяснить образование галактик - космологию ждет тупик.
Проблема рассосалась к концу 1980-х, началу 1990-х годов. Серия экспериментов в космосе («Реликт», СОВЕ) показала, что неоднородности реликтового излучения существуют, и их амплитуда как раз порядка 10-5, чуть выше. Наука выстояла!
Что касается данных РАТАН-600, то казус объясняют по-разному. Кто-то утверждает, что РАТАН-600 не мог достигнуть уровня 10-5 - этому препятствовали существующие фоны галактического происхождения и аппаратные шумы. С другой стороны, Алексей Старобинский сказал в одном из интервью: "потом мы вместе с Парийским в 1992 году взяли его данные и нашли-таки в них флуктуации на нужном уровне - авторы эксперимента сначала просто не смогли извлечь эти неоднородности из данных". Сейчас это представляет чисто исторический интерес.
Но сами-то неоднородности фона, которые были найдены на нужном уровне - они-то откуда взялись?
Это отдельная интересная история.
Продолжение следует.
Итак, инфляция прекрасно объясняет однородность вселенной на больших масштабах.
Но есть и другой вопрос, который поначалу казался не столь фундаментальным: откуда взялись галактики, их скопления и более крупная структура Вселенной, называемая крупномасштабной. Этот вопрос встал во весь рост в 1970-х годах и тоже относился к начальным условиям при возникновении Вселенной: без неких первичных неоднородностей всё наблюдаемое великолепие не смогло бы появиться.
Как выглядит современная Вселенная? Она однородна в целом, на больших масштабах, - скажем, на расстояниях 300 мегапарсек (миллиард световых лет) однородность соблюдается с хорошей точностью. На меньших масштабах есть галактики, скопления галактик и так называемая крупномасштабная структура, похожая на трехмерную сеть с перепонками, - нечто ячеистое неправильной формы. Самый крупный масштаб этих неоднородностей - примерно 100 мегапарсек (300 млн световых лет). Крупномасштабная структура была выявлена на трехмерных картах распределения галактик.
Рис. 1. Крупномасштабная структура Вселенной по данным Слоановского цифрового обзора неба (Sloan digital sky survey). Сюда попал «срез» неба раствором 2,5°. Темные сектора - плоскость Галактики, где наблюдения затруднены из-за пыли. Синими точками обозначены эллиптические галактики, красными - остальные. Некоторые массивные и плотные скопления галактик приобретают вид радиально направленных черточек из-за большого разброса скоростей - эти скорости добавляются к измеренному красному смещению.
Пространство внутри ячеек, между перепонками, называется войдами - там практически нет галактик. Толщина стенок - около одной десятой от их размера. Там, где стенки пересекаются, плотность еще выше, а в узлах находятся гигантские скопления галактик.
Рис. 2. Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит из нашей Галактики по данным обзора SDSS. Яркость каждой точки отражает плотность распределения галактик в данном направлении в последовательно сменяющихся сечениях постоянной толщины 10 Мпк, так что линейный масштаб изображения растёт по мере перехода к более удалённым слоям - поэтому размер структур кажется уменьшающимся.
Контраст плотности в этой структуре довольно велик. В стенках плотность вещества на порядок больше, чем в войдах. В волокнах на пересечении стенок - еще на порядок выше. А в узлах, где находятся гигантские скопления галактик, плотность порядка на три выше средней. Откуда взялась эта сеть, скопления галактик, сами галактики? Оказывается, если бы Вселенная изначально была абсолютно однородной, то эта структура не смогла бы возникнуть.
Любая среда, заполняющая пространство, подвержена гравитационной неустойчивости, носящей имя Джинса. Любые сгущения стремятся сжаться под действием собственного тяготения. Сжатию может препятствовать давление среды, но если неоднородность имеет достаточно большой размер (критический размер Джинса пропорционален скорости звука в среде), то сгущение начинает сжиматься - сначала по экспоненциальному закону, затем при ряде условий может перейти в режим свободного падения. Именно неустойчивость Джинса привела к образованию звезд в галактиках.
В случае расширяющейся Вселенной неустойчивость работает иначе. Возмущения растут медленнее: не по экспоненте, а линейно - контраст возмущений растет пропорционально масштабному фактору Вселенной. В какой-то момент, когда сгущение становится гравитационно связанным, рост становится нелинейным, причем на стадию нелинейности раньше выходят неоднородности меньшего размера - галактики и скопления галактик. А еще раньше - первые звезды, которые были гигантскими.
Ячеистая структура из стенок и войдов не успела выйти на нелинейную стадию (и уже не выйдет). Как она образовалась? Трудно допустить, что начальные возмущения плотности имели такую хитрую структуру. Ответ прост: крупномасштабная структура является сетью каустик.
Подобное явление можно наблюдать на стене, куда падает свет, отраженный от поверхности воды с легкой беспорядочной рябью. Или в виде аналогичной световой картины на мелком дне. Мы видим подвижную сетку из ярких полос. Именно сеть, а не плавные переливы яркости, подобные самой ряби.
Математически суть узора каустик и крупномасштабной структуры одна и та же, только на воде фокус происходит с углом отражения или преломления, а в случае крупномасштабной структуры - со скоростями и расстояниями - гравитационная неустойчивость в расширяющейся Вселенной работает так, что материя преимущественно накапливается на ближайшей плоскости сгущения.
Еще в 1970 году Я. Б. Зельдович аналитически показал, что положительная флуктуация плотности собирается в плоский блин (термин «блины» прижился надолго). Таким образом, структура из пересекающихся блинов была предсказана еще до своего открытия. Впоследствии путем моделирования с привлечением всё возрастающих вычислительных ресурсов ячеистая структура была воспроизведена во всем ее великолепии.
Рис. 3. Результат численного эксперимента «Миллениум», в котором моделировался рост первичных возмущений из-за гравитационной неустойчивости, вплоть до образования галактик и их скоплений. Каждая точка на рисунке - галактика. Яркие пятна - большие скопления галактик. Архив изображений Астрофизического института Общества Макса Планка (МРА) www.mpa-garching.mpg.de/galform/millennium/
Но ни ячеистая структура, ни галактики, ни их скопления не смогли бы возникнуть, если бы ранняя Вселенная была совершенно однородной. Известный закон роста возмущений диктует, что для появления наблюдаемой структуры контраст неоднородностей плотности в эпоху рекомбинации должен быть чуть больше одной тысячной: Вселенная с тех пор расширилась в тысячу раз, и контраст должен был вырасти в тысячу раз, чтобы стать порядка единицы и перейти в нелинейную стадию, образовав галактики.
Эпоха рекомбинации важна здесь потому, что у нас есть «фотография» Вселенной этого возраста (380 тыс. лет) - карта реликтового микроволнового излучения. Значит, мы должны видеть эту затравочную «рябь» на карте реликта! Причем неоднородности температуры реликтового излучения вроде должны быть того же порядка, что и контраст плотности, хотя и не точно такими же: при переводе одного контраста в другой замешан ряд нетривиальных эффектов.
В 1970-1980-х годах сложилась довольно напряженная ситуация. Уже делались измерения реликтового излучения с хорошей чувствительностью. Однако оно выглядело однородным даже тогда, когда уровень чувствительности в одну тысячную был достигнут на наземных радиотелескопах. Тогда наиболее чувствительной установкой был РАТАН-600 на Северном Кавказе (радиотелескоп Академии наук диаметром 600 м). Первый результат, доложенный руководителем научной программы радиотелескопа Юрием Парийским, вызвал недоверие. Получалось, что неоднородностей температуры реликтового излучения нет на уровне 10-4 . А как же тогда образовались галактики!? Кое-где раздавался ропот, что данные неверны. Но вскоре результат об отсутствии неоднородностей с контрастом 10-4 был подтвержден на других радиотелескопах. А предел по данным РАТАН-600 был снижен до уровня 10-5 и даже меньше. Это заставило изрядно поволноваться космологов - вырисовывался самый настоящий кризис. Почва уходила из-под ног: мы видим галактики и их скопления, точно знаем, как эволюционируют неоднородности, но не видим того, из чего они должны развиваться.
Здесь на сцену вышла темная материя. Примерно в то же время стало ясно, что галактики существенно тяжелей, чем составляющие их звезды, газ и пыль. В галактиках есть что-то еще, поскольку они вращаются слишком быстро - требуется большая масса, чтобы своим тяготением уравновесить центробежную силу. Появился даже кандидат на роль темной материи - нейтрино. Если у нейтрино есть небольшая масса, то реликтовые нейтрино, подобные реликтовым фотонам, но уже медленные из-за своей массы, могут скапливаться в галактиках и делать их тяжелее. Как раз к месту появился и экспериментальный результат, дававший массу нейтрино около 30 эВ - даже больше, чем требовалось. Как выяснилось, результат этот был неверным, но мысль о массивном нейтрино продолжала носиться в воздухе - она, по крайней мере, смягчала кризис.
Если у нейтрино есть масса, например 10 эВ, то во времена рекомбинации газ нейтрино составлял большую часть массы Вселенной. И что важно, нейтрино были уже медленными еще задолго до рекомбинации. Гравитационная неустойчивость на большом масштабе неоднородностей начала работать для них раньше, чем для обычного вещества (нейтрино очень слабо взаимодействуют и распространяются во Вселенной свободно начиная с первых секунд после Большого взрыва). Поэтому к моменту рекомбинации они могли создать большие ямы гравитационного потенциала (в пересчете на современную Вселенную - 20 мегапарсек и больше), куда потом «стечет» обычное вещество, образовав крупномасштабную структуру. С помощью нейтрино удавалось свести концы с концами, если первичные неоднородности, запечатлевшиеся в реликтовом излучении, оставались на уровне одной десятитысячной. Но этот уровень был уже пройден - на нем не обнаружилось никакой анизотропии!
Выход мог быть лишь один: темная материя состоит из неизвестных частиц, почти не взаимодействующих с обычным веществом, скорее всего, гораздо более тяжелых, чем нейтрино, и более тяжелых, чем протоны. Нужно, чтобы в первые минуты Вселенной они уже были медленными. Подобная темная материя получила название «холодной». В этом случае контраста начальных неоднородностей чуть больше, чем 10-5, хватает, чтобы к моменту рекомбинации темная материя успела «скомковаться» до контраста 10-3, необходимого для образования галактик. Обычное вещество потом потянется за темной материей. При этом сеть каустик, о которой шла речь выше, формируется именно темной материей, и лишь потом обычная барионная материя стягивается в эту сеть и подсвечивает ее образовавшимися звездами. Так и возникает крупномасштабная структура.
Получается так: первичные неоднородности (про их происхождение в следующих постах) имели амплитуду 5·10-5 (современная оценка) - как в темной, так и в обычной материи. До эпохи рекомбинации обычная материя осталась с тем же контрастом - в ней слишком большое радиационное давление и нет условий для развития гравитационной неустойчивости. А в холодной темной материи условия есть! Поэтому до эпохи рекомбинации она могла увеличить свой контраст почти на два порядка. Но не больше - на большее не хватает времени. Выходит, первичные неоднородности, а значит, и неоднородности обычного вещества к моменту рекомбинации и анизотропия реликтового излучения (которые близки по величине) не могут иметь контраст меньше, чем 10-5! Это противоречило бы факту формирования галактик. Анизотропия 10-5 была последним рубежом, дальше которого теория не могла отступать - за этим рубежом начиналась мистика. А из заявлений команды РАТАН-600 следовало, что этот рубеж уже пройден. Перед космологией как наукой замаячила суровая проблема. Почва уходила из-под ног: мы видим галактики и их скопления, точно знаем, как эволюционируют неоднородности, но не видим того, из чего они должны развиваться. Казалось, еще немного - и останется только развести руками: космология как наука не работает - никто ничего не понимает. Борис Штерн вспоминает доклад Андрея Линде 1986 года - он говорил, что ситуация с однородностью реликта уже тревожная, и если верхний предел опустится еще чуть-чуть, то будет совсем плохо. Плохо в том смысле, что невозможно объяснить образование галактик - космологию ждет тупик.
Проблема рассосалась к концу 1980-х, началу 1990-х годов. Серия экспериментов в космосе («Реликт», СОВЕ) показала, что неоднородности реликтового излучения существуют, и их амплитуда как раз порядка 10-5, чуть выше. Наука выстояла!
Что касается данных РАТАН-600, то казус объясняют по-разному. Кто-то утверждает, что РАТАН-600 не мог достигнуть уровня 10-5 - этому препятствовали существующие фоны галактического происхождения и аппаратные шумы. С другой стороны, Алексей Старобинский сказал в одном из интервью: "потом мы вместе с Парийским в 1992 году взяли его данные и нашли-таки в них флуктуации на нужном уровне - авторы эксперимента сначала просто не смогли извлечь эти неоднородности из данных". Сейчас это представляет чисто исторический интерес.
Но сами-то неоднородности фона, которые были найдены на нужном уровне - они-то откуда взялись?
Это отдельная интересная история.
Продолжение следует.