Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Как видим, Ньютон описал процесс формирования звезд. Если вещество равномерно распределено по бесконечной Вселенной, то оно неустойчиво: под действием гравитационной силы притяжения из мелких уплотнений — «зародышей» — образуются сгущения. В целом это тот же процесс, который изучают современные астрономы, пытаясь понять происхождение галактик. Общепринятая точка зрения гласит, что первыми рождались мелкие объединения, а затем они собирались вместе и образовывали более крупные структуры. Самые мелкие «кусочки», входящие в гало современных галактик, имеют массы примерно в миллион масс Солнца. Постепенно они объединялись, образуя все бóльшие и большие агрегаты, до тех пор пока не сформировалось все многообразие галактических гало — от карликовых сфероидов с массами несколько миллионов масс Солнца до гигантских гало с массами в несколько триллионов солнечных масс. Эти гало собирали окружающий газ, и со временем некоторая его часть превратилась в звезды. Так образовались видимые галактики. В то же самое время эти галактики, стянутые вместе огромным гало из темной материи, собирались в скопления. По-видимому, карликовые сфероидальные галактики и шаровые звездные скопления являются выжившими остатками той стадии эволюции галактик.

В конце эпохи доминирования излучения плотность газа была низкой, примерно такой же, какую сегодня мы наблюдаем в разреженных межзвездных газовых облаках. Чтобы из такого вещества могла сформироваться звезда, его следовало уплотнить в десять миллионов раз. Для первичного почти однородного газа достаточно было более умеренного уплотнения, чтобы образовались не звезды, но галактики и их скопления.

Причиной роста уплотнения служит притягивающая сила гравитации. Чем больше размер заполненной веществом области, тем сильнее гравитация относительно других сил. Основным противником гравитации служит внутреннее давление газа, зависящее от его температуры и плотности. Можно вычислить критический размер газового облака, необходимый для того, чтобы оно начало сжиматься под воздействием собственной гравитации: при меньшем размере оно сжиматься не будет, а при большем — будет. Эту критическую массу облака называют массой Джинса, а размер такого облака называют длиной Джинса (этот критический размер прямо пропорционален квадратному корню из температуры газа и обратно пропорционален квадратному корню из его плотности) (рис. 27.1).

Рис. 27.1. Если в газовом облаке размер области с немного повышенной плотностью (область возмущения) меньше длины Джинса, то это не приводит к конденсации газа. Только в том случае, если размер этой области равен или больше длины Джинса, начинается ее сжатие. Иными словами, чтобы плотность продолжала возрастать, масса возмущенной области должна быть равна или больше массы Джинса. Автором этой теории был Джеймс Джинс.

В эпоху доминирования излучения длина Джинса была такой же большой, как космологический горизонт той эпохи, поэтому гравитационное сжатие было невозможно на любых масштабах. Даже чисто интуитивно понятно, насколько трудно создать какую-либо структуру из излучения. Вскоре после окончания эпохи излучения давление газа резко снизилось, и в результате этого масса Джинса уменьшилась до нескольких сотен тысяч солнечных масс. У галактик массы намного больше этого значения, следовательно, формирование галактик стало возможным. Но существовали ли какие-либо первичные уплотнения, «зародыши», которые в дальнейшем могли развиться в нечто такое большое и плотное, как галактики?

Какими должны быть эти зародыши, чтобы за приемлемое время вырасти в галактику? Рост конденсаций происходит примерно в том же темпе, что и расширение Вселенной. Например, возмущение могло иметь контраст в одну тысячную долю, то есть на тысячу атомов мог быть один лишний атом, который мы назовем первичным возмущением. Когда Вселенная расширилась в десять раз, уже было десять дополнительных атомов на тысячу атомов той же конденсации. После стократного расширения Вселенной было уже 100 дополнительных атомов на каждую тысячу (10 %-ное возмущение). Наконец, возмущение достигает 100 % при расширении в 1000 раз, то есть первоначальная тысяча атомов притянула еще тысячу из своих окрестностей. На этой стадии сгущение настолько явно выделяется из окружающего газа, что сжимается в некую структуру за время, пока Вселенная расширяется еще вдвое. Что получится из этого сгущения, зависит от его массы.

После окончания эпохи доминирования излучения Вселенная расширилась примерно в 5000 раз, так что упомянутого выше возмущения в 0,1 % вполне было бы достаточно для начала процесса формирования современных галактик. Но тут нас ожидает конфуз. Как мы уже говорили, при измерении космического фонового излучения наблюдаются небольшие пятна с вариациями температуры. Они говорят нам о реальном уровне зернистости космического газа после окончания эпохи доминирования излучения. Судя по измерениям, эти вариации слишком малы, а значит, газ был слишком однородным для того, чтобы из него смогли образоваться галактики. Тогда откуда же взялись галактики?

Ответ на этот вопрос, как мы его сегодня понимаем, заключается в том, что решающие возмущения плотности возникли не в обычной, а в темной материи. Она нечувствительна к влиянию излучения, и поэтому ее скучивание могло начаться раньше — еще в эпоху доминирования излучения, когда обычная материя, пронизанная излучением, была упругой и имела слишком большую длину Джинса. Пятна фонового излучения отражают скученность только обычного вещества в эпоху рекомбинации. Но возмущения плотности темного вещества в тот момент уже могли иметь гораздо больший масштаб, примерно 1 % или около того. Следовательно, темная материя конденсировалась в отдельные уплотнения, которые затем стягивали к себе окружающее их обычное вещество. Таким образом, первыми образовавшимися структурами были гало из темной материи. Они и стали основой галактик, которые позже росли в процессе многочисленных слияний разных гало и захваченного ими обычного вещества.

Откуда взялись эти 1 %-ные возмущения? Предполагается, что они возникли в темном веществе довольно рано. Сначала эти уплотнения были похожи на те, которые возникают в звуковых волнах (волны давления), распространяющихся от одного места к другому. Неужели кто-то громко кричал сразу после рождения Вселенной? На самом деле, возможны естественные процессы, возбуждающие звуковые волны. Например, они могли возникнуть в конце эпохи инфляции. Если переход от инфляции к нормальному расширению произошел (согласно принципу неопределенности Гейзенберга) не совсем одновременно повсюду во Вселенной, то быстро расширяющиеся части Вселенной могли сталкиваться с более медленно расширяющимися частями. Это должно было возбуждать волны давления, которые могли дожить до момента, когда темная материя отделилась от излучения (конец эпохи Вайнберга-Салама; см. врезку 24.1); после этого они могли эволюционировать в виде медленно сжимающихся конденсаций.