Почему небо темное. Как устроена Вселенная

2.7. Портрет Вселенной

Чем более постижимой представляется Вселенная, тем более она кажется бессмысленной.

Стивен Вайнберг

В предыдущих разделах я остановился на наиболее общих наблюдательных основах космологии, к которым можно отнести расширение Вселенной, реликтовое излучение, темную материю, ускоренное расширение. Это, конечно, далеко не все, что можно было обсудить. Например, я почти не писал о первичном нуклеосинтезе, предсказания которого подтверждают картину Большого взрыва, и о крупномасштабной структуре Вселенной, свойства которой также согласуются с этой картиной. К фундаменту космологии можно отнести и основную тему этой книги – факт, что ночное небо является темным, но к этому я снова вернусь в последней главе.

Попробуем восстановить основные черты эволюции Вселенной и ее характеристики. При этом под Вселенной, как и везде в этой книге, я буду подразумевать конкретный объект – расширяющийся пузырек пространства-времени, возникший около 14 млрд лет назад. Слово Вселенная я всегда пишу с большой буквы, имея в виду что она, возможно, не является единственной, и что существует бесчисленное множество других вселенных, подобно тому, как за пределами нашей Галактики существуют миллиарды других галактик (см. следующий параграф).

Итак, соберем воедино кусочки мозаики и представим себе портрет окружающей нас Вселенной. Сначала о том, что видно, то есть о распределении галактик. На относительно небольших масштабах их распределение сильно неоднородно – яркие галактики окружены свитами из карликовых галактик, галактики часто образуют пары и группы, существуют гигантские конгломераты галактик – скопления и, наконец, на масштабах десятков мегапарсеков наблюдаются сверхскопления, волокна (филаменты) и пустоты (войды) (рис. 41). Что же дальше? Есть ли во Вселенной более крупные образования? Нет, как показывают наблюдения, по мере роста масштаба усреднения распределение галактик становится все более и более однородным. (Напомню, что сильнейшим аргументом в пользу глобальной однородности Вселенной является также удивительная изотропия реликтового излучения, характеризующего распределение плотности во Вселенной при z ~1000.) Об этом же свидетельствуют и теоретические работы, посвященные моделированию образования структур во Вселенной.

Рис. 41. Крупномасштабное распределение 62 559 галактик (точки) в двух узких (толщиной 3°) конических разрезах по данным обзора 2dF. Земля находится в центре рисунка, вдоль радиуса отложено красное смещение, максимальному z соответствует расстояние около 1 гигапарсека. (Рисунок с сайта www.mso.anu.edu.au/2dFGRS/)

На рис. 42 в качестве примера показаны результаты численных расчетов формирования крупномасштабной структуры Вселенной в рамках стандартной космологической модели, учитывающей вклад Λ-члена и скрытой массы (так называемая Λ-CDM модель). Эти, и другие подобные им, расчеты стартуют с исходно почти однородного распределения скрытой массы, прослеживают рост индивидуальных сгущений темной материи – темных гало, затем рассматривается, как эти гало нагребают газ из окружающего пространства, в них стартует процесс рождения звезд и, наконец, «вылупляется» звездная галактика. Отдельные этапы этого процесса поняты, конечно, еще плохо, но в целом в этом сценарии удается хорошо воспроизвести как особенности пространственного распределения (наличие структур на небольших масштабах, крупномасштабную однородность), так и удовлетворительно описать свойства самих галактик. Естественно, сравнение наблюдений (рис. 41) и расчетов (рис. 42) осуществляется не просто разглядыванием картинок (они, действительно, похожи), а детальным математическим анализом.

Рис. 42. Крупномасштабное распределение галактик в современную эпоху по данным численных расчетов (Шпрингел и др. 2005). Размер показанной области составляет примерно 0.5 гигапарсека.

Основные характеристики Вселенной суммированы в следующей таблице. Таблица 1. Основные характеристики Вселенной