Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Эволюция структуры, в принципе, может происходить в двух направлениях: либо некий большой объект делится на маленькие кусочки, либо много мелких кусочков собираются вместе и образуют большой объект. В Московском государственном университете Яков Борисович Зельдович (1914–1987) с коллегами разработали сценарий, согласно которому сначала рождались большие структуры, а затем они постепенно делились на более мелкие фрагменты. Этими большими структурами, по их расчетам, были газовые облака, более массивные, чем скопления галактик. Поскольку в процессе коллапса в одном из направлений (случайном!) каждое облако непременно сжималось быстрее, чем в других направлениях, в итоге оно становилось плоским, блинообразным. Затем гигантские «блины» распадались на галактики. Это должно было объяснить, почему даже в наше время многие галактики организованы в плоские структуры. Однако открытие очень далеких галактик, на расстояниях с красным смещением z = 6 и даже ю, то есть в очень ранний период истории Вселенной, противоречит этой теории фрагментации, согласно которой галактики должны были рождаться намного позже.

В своей переписке 1692 года Ньютон и Бентли обсуждали поведение однородного вещества в пространстве под действием гравитации (см. главу 23). По этому поводу Ньютон высказал поразительную идею: «…если бы вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, то оно никогда не смогло бы собраться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая — там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться и Солнце и неподвижные звезды, если предположить, что вещество было светящимся по своей природе».

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 б'oльшие 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.

От уплотнений к галактикам.

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.