Новейшие космические карты позволили обнаружить самые крупные природные структуры – группы галактик, превосходящие по размеру прочие объекты Вселенной.

Еще в 70-х гг. космология – учение о Вселенной в целом – была наукой, в которой предположения преобладали над фактами. Сейчас космология обрела прочный теоретический фундамент, опирающийся на обширные данные систематических наблюдений. Модель Большого взрыва, согласно которой около 14 млрд. лет назад Вселенная начала расширяться из состояния с высокой плотностью и температурой, может объяснить движение галактик, соотношение водорода и гелия, а также свойства реликтового излучения – остатков тепла от расширяющегося и охлаждающегося газа.

Теперь космологи пытаются понять, как сформировалась структура Вселенной. Крупномасштабное распределение галактик, выявленное в ходе Слоановского цифрового обзора неба, подтвердило теоретические данные. Сейчас мы располагаем моделью того, как развивались мельчайшие колебания плотности от ранних этапов эволюции Вселенной до современного разнообразия объектов ночного неба.

Звезды распределены во Вселенной неоднородно: они сгруппированы в галактики разных размеров. Наше Солнце – одна из сотен миллиардов звезд нашей Галактики, диск которой имеет диаметр 100 тыс. световых лет. В свою очередь, Млечный Путь – это один из десятков миллиардов галактик наблюдаемой части Вселенной, ближайшая из которых удалена от нас на 2 млн. световых лет. Но и сами галактики организованы в определенном порядке: 5–10% из них сгруппированы в скопления, содержащие до 1000 галактик в объеме нескольких миллионов световых лет.

Ранее астрономы считали скопления галактик самыми крупными обособленными структурами, существующими в природе, что соответствовало модели Большого взрыва. Однако не следует забывать, что, когда Эйнштейн впервые применил общую теорию относительности к Вселенной, он сделал одно существенное упрощение: предположил, что она в среднем однородна (не имеет крупных уплотнений) и изотропна (выглядит одинаковой во всех направлениях). Космологический принцип Эйнштейна лег в основу всех моделей Вселенной, включая Большой взрыв и некогда конкурировавшую с ним Стационарную модель Вселенной.

Большие структуры

Справедлив ли космологический принцип в масштабах больших, чем скопления галактик? Благодаря современным телескопам можно определить, какой из объектов мал и близок, а какой – удален и велик. Мы живем в расширяющейся Вселенной, где чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется от нас. Мы можем наблюдать за таким движением, изучая красное смещение в спектре галактик. Дело в том, что энергия приходящих из галактики фотонов убывает (длина волны из голубой области спектра сдвигается в красную) на величину, зависящую от расстояния до галактики. Установив эту зависимость для близких галактик, где расстояние известно, астрономы используют ее для изучения более далеких галактик: измеряют красное смещение и вычисляют расстояние.

К 1970-м гг. усовершенствованные телескопы и приемники света позволили провести обширные обзоры красных смещений галактик. Были созданы трехмерные карты ближнего космоса. Еще учась в колледже, я прочел в Scientific Ame rican статью Стивена Грегори (Stephen A. Gregory) и Лерда Томпсона (Laird A. Thompson), описывающую первую из трехмерных карт (Superclusters and Voids in the Distribution of Galaxies, March 1982). Авторы намекали, что космологический принцип Эйнштейна может оказаться неверным: обнаружились уплотнения, значительно превосходящие одиночные скопления галактик, а также огромные пустоты между ними размером в десятки миллионов световых лет. Открытие этих совершенно новых структур во Вселенной произвело на меня неизгладимое впечатление и определило мой путь в науке.

В 1986 г. Валери де Лаппарен (Valerie de Lapparent), Маргарет Геллер (Margaret J. Geller) и Джон Хукра (John P. Huchra) из Гарвард-Смитсоновского астрофизического центра (CfA) опубликовали карту распределения 1099 галактик. Наблюдения за этими галактиками стало частью обзора 15 тыс. галактик, подтвердившего богатство и повсеместность огромных структур. В ходе обзора была выявлена пенистая форма распределения галактик: они концентрируются вдоль поверхностей, огибающих огромные пустоты. Особо на карте выделялась структура, названная Великой Стеной и протянувшаяся на 700 млн. световых лет от одного края исследованной области до другого.

Отсутствие данных о протяженности Великой Стены усиливает подозрение, что космологический принцип, лежащий в основе теории расширяющейся Вселенной, может оказаться неверным. Неужели Эйнштейн не прав? Однородна ли Вселенная в среднем? Ясно, что для выяснения этих вопросов требуется более обширный обзор.

Горячая или холодная

Согласно теории Большого взрыва, современная структура в распределении галактик образовалась из неоднородностей, существовавших в почти идеально гладкой ранней Вселенной. Начальные флуктуации были едва заметны: плотности соседних областей различались примерно на 1/100 000 долю, что показали измерения температуры реликтового излучения (см. статью «Космическая симфония»). Если в некоторой области пространства плотность была выше средней, то к ней наблюдалось более сильное гравитационное притяжение, поэтому вещество из ближайшего окружения втягивалось в нее. По той же причине область с плотностью меньше средней со временем теряла массу. Благодаря гравитационной неустойчивости наиболее плотные области превратились в гигантские сверхскопления галактик, которые мы теперь наблюдаем, а менее плотные стали обширными пустотами.

Когда первые обзоры красных смещений уже завершались, астрономы поняли, что ситуация не так уж проста: видимые нами в галактиках звезды и газ составляют лишь малую часть (около 2%) вещества Вселенной. Остальное вещество проявляет себя косвенным образом – через гравитацию. Были предложены различные модели этого скрытого вещества. Они разделились на две категории – холодную и горячую, и это различие играет решающую роль в эволюции структур.

По сценарию, предложенному Джеймсом Пиблсом (P. James E. Peebles) из Принстонского университета, первыми возникли небольшие объекты типа галактик или даже меньше. Со временем гравитация объединила их в крупные структуры. Согласно этой модели, Великая Стена сформировалась недавно. Горячая же модель Якова Борисовича Зельдовича и его коллег из МГУ предполагает, что темное вещество в ранней Вселенной двигалось хаотически с большими скоростями и поэтому мелкие скопления разглаживались. Первыми сформировались крупные пласты и волокна протяженностью в миллионы световых лет, которые позже распались на галактики. В этом случае Великая Стена – древнее образование.

Итак, следующему поколению обзоров следовало не только проверить космологический принцип Эйнштейна и выявить крупномасштабные структуры Вселенной, но и разгадать тайну темного вещества. Один из таких обзоров в начале 1990(х гг. провели Стивен Шектман (Steven A. Shectman) из Института Карнеги (Вашингтон) и его коллеги из Обсерватории Лос-Кампанас (Чили) с помощью 2,5(метрового телескопа. Обзор содержит 26 418 галактик и покрывает существенно большее пространство, чем обзор CfA. Роберт Киршнер (Robert P. Kirshner) из CfA сказал, что обзор Лос-Кампанас показал такое же распределение галактик, что и CfA, и продемонстрировал, насколько грандиозна Великая Стена. Оказалось, что космологический принцип Эйнштейна действует: в больших масштабах космос однороден и изотропен.

Но и обзор Лос-Кампанас недостаточно велик, чтобы его выводы стали решающими. Он ничего не говорит про области пространства размером 1–2 млрд. световых лет, где надежнее всего «работает» теория формирования скоплений, но наблюдать их очень сложно. Вариации числа галактик в столь крупных областях пространства незначительны, поэтому малейшие ошибки могут привести к «открытию» несуществующих скоплений.

ОБЗОР: СТРУКТУРА КОСМОСА

• Астрономы, как космические картографы, создают детальные трехмерные карты распределения галактик и их скоплений. Крупнейший из этих проектов, «Слоановский цифровой обзор неба», позволил получить данные о миллионе галактик вплоть до расстояния в 2 млрд. световых лет.
• Карты показали, что галактики собраны в гигантские структуры размером в сотни миллионов световых лет, которые выросли из слабых флуктуаций плотности, существовавших в юной Вселенной.
• Карты столь точны, что позволяют оценить космологические параметры независимо от результатов, полученных по реликтовому излучению. Теперь астрономы имеют верное представление об истории космоса (14 млрд. лет).

КАК СОСТАВИТЬ КОСМИЧЕСКУЮ КАРТУ В ЧЕТЫРЕ ПРИЕМА

Слоановский цифровой обзор неба позволит создать самый совершенный атлас четверти всего небосвода. Наблюдения с помощью 2,5-метрового телескопа на вершине Апачи-Пойнт (шт. Нью-Мексико) займут пять лет.

Ясной ночью...

Делая обзор красных смещений, астрономы обычно включают в него все галактики ярче определенной звездной величины. Если они ошибутся с оценкой яркости галактик в какой-либо части неба, то из этой области в выборку может попасть большее число галактик, что приведет к появлению якобы обнаруженного скопления. Поэтому обзор красных смещений должен не только охватывать огромное пространство, но и быть точно откалиброван.

В 1980-х гг. Джеймс Ганн (James E. Gunn) из Принстона, Ричард Крон (Richard G. Kron) и Дональд Йорк (Donald G. York) из Чикагского университета постарались выяснить распределение галактик в пространстве максимально большего объема, доступного для наблюдений, и обеспечить при этом точную калибровку их яркости. Через 10 лет стартовал проект Слоановский цифровой обзор неба (SDSS) стоимостью $80 млн., в котором были задействованы 200 астрономов. Для него используется специальный 2,5(метровый телескоп, работающий в двух режимах. В самые ясные ночи широкоугольная камера телескопа получает откалиброванные снимки неба в пяти широких спектральных диапазонах. Приемником света в камере служит ПЗС-матрица, очень чувствительное электронное устройство, точность которого равна долям процента.

В лунные ночи или при легкой облачности на телескопе работают два оптоволоконных спектрографа, одновременно регистрирующие спектры 608 объектов для определения их красных смещений. В отличие от других телескопов, которые в течение ночи используются для наблюдений по разным программам, этот телескоп предназначен только для одного вида исследований, которые проводятся каждую ночь в течение пяти лет. Сейчас наш проект прошел половину пути, измерив красные смещения миллиона галактик и квазаров. В качестве промежуточного этапа недавно был завершен анализ красных смещений первых 200 тыс. галактик.

Австралийские и британские астрономы создали спектрограф для 3,9(метрового англо(австралийского телескопа, позволяющий одновременно получать спектры 400 объектов в поле размером 2° (поэтому проект назвали «Двухградусное поле» – Two Degree Field, 2dF). Команда 2dF использовалауже существующие каталоги галактик, составленные по тщательно откалиброванным и отсканированным фотографическим атласам. Длившаяся пять лет работа уже закончена: получен обзор красных смещений 221 414 галактик.

Наши обзоры показывают распределение галактик. Но как быть с темным веществом? Нет оснований предполагать, что расположение галактик в точности повторяет распределение темного вещества. Например, галактики могли бы формироваться только в областях с избыточной плотностью темного вещества – такой «пороговый» сценарий астрономы считают наиболее вероятным.

Анализируя предыдущие обзоры красных смещений, мы выяснили, что распределения галактик и темного вещества тесно связаны, но сделать однозначный выбор между простыми моделями «порогового» и «беспорогового» сценариев мы не смогли. Недавно Лисия Верде (Licia Verde) из Пенсильванского университета и ее коллеги использовали обзор 2dF для измерения тройных галактик. Оказалось, что число триплетов зависит от общей массы, включая и темное вещество. Исследователи предположили, что, по(видимому, реализуется «беспороговый» сценарий: галактики распределены в пространстве практически так же, как темное вещество. Это означает, что наши обзоры точно отражают организацию вещества в космосе.

Мощь спектра мощности

Наиболее полезным инструментом для анализа распределения галактик в пространстве служит спектр мощности. Представим, что сферы определенного радиуса, скажем, 40 млн. световых лет, разбросаны во Вселенной случайным образом. Посчитаем число галактик в каждой из них. Поскольку галактики сгруппированы, их количество в каждой сфере окажется разным. Изменение их числа и есть мера комковатости их распределения при заданном масштабе расстояний (в нашем случае – 40 млн. световых лет). Космологи проводят эти подсчеты для сфер всевозможных размеров, определяя степень комковатости в различных масштабах. Выявление относительного числа структур больших и малых размеров служит для них мощным космологическим тестом.

Спектры мощности были измерены как для обзора 2dF, так и для SDSS и оказались весьма схожими (см. рис. на стр. 19). С увеличением масштаба флуктуации уменьшаются. Слабые флуктуации означают, что распределение галактик очень близко к однородному, отвечающему космологическому принципу Эйнштейна.

Кроме того, на логарифмическом графике флукуации не выстраиваются вдоль прямой линии, их отклонение подтверждает тот факт, что динамика Вселенной изменилась со временем. Из других наблюдений астрономы узнали, что в плотности энергии Вселенной доминирует вещество и нечто, названное «темной энергией». Фотонами, энергия которых ослаблена расширением Вселенной, сегодня можно пренебречь. Зато в прошлом, когда возраст Вселенной был менее 75 тыс. лет, доминировали именно фотоны. Поэтому в ту эпоху гравитация не могла усиливать флуктуации со временем так же, как позже, что и отразилось в спектре мощности на больших масштабах (более 1,2 млрд. световых лет).

Точное значение масштаба позволило оценить полную плотность вещества во Вселенной: она оказалась близкой к критической плотности, равной 2,5.10–27 кг/м3 , что подтверждается и другими измерениями. Кроме того, все полученные результаты показывают, что темное вещество является холодным. Будучи горячим, оно бы сгладило флуктуации в распределении галактик на малых масштабах, а этого нет.

Наблюдаемые нами неоднородности в крупномасштабном распределении галактик могут быть просто усиленными неоднородностями плотности в ранней Вселенной, которые видны по реликтовому излучению. Поэтому мы можем сравнить флуктуации реликтового излучения со спектром мощности галактик. Как ни удивительно, из этих двух подходов мы получаем согласованный результат. На масштабах примерно в 1 млрд световых лет флуктуации плотности галактик составляют 1/10. А флуктуации реликтового излучения имеют амплитуду 1/100 000. Именно такой рост предсказывают модели, подтверждая то, что наш космологический сценарий – Большой взрыв, гравитационная неустойчивость и все остальное – действительно верен.

КОСМИЧЕСКИЕ КАРТЫ

На этих клиновидных картах показано распределение галактик (точки) в пространстве. Третье измерение, охватывающее угол в несколько градусов, спроецировано на плоскость. Видны две «Великие Стены», содержащие тысячи галактик каждая, а также уплотнения и пустоты всех масштабов.

В середине 1980-х гг. обзор красных смещений Гарвард-Смитсоновского астрофизического центра (CfA) выявил первую Великую Стену, но всю ее проследить не удалось.

Нынешний Слоановский цифровой обзор неба (SDSS) покрыл значительно больший объем (здесь показан лишь 1%). Он выявил вторую Великую Стену длиной более миллиарда св. лет. Круговая карта (справа) показывает в 6 раз больший объем; на ней отмечено положение верхних карт. Концентрические окружности показывают расстояние в миллионах св. лет.

Все карты распределения галактик можно свести к спектру мощности, указывающему количество структур (вертикальная шкала) различного масштаба (горизонтальная шкала). Так же можно отобразить данные о реликтовом излучении, гравитационном линзировании, распределении скоплений галактик и облаков межгалактического водорода, поместив все на один график. Сплошная линия – предсказание наилучшей космологической модели. Пунктиром показано, как бы выглядела Вселенная при однородном распределении вещества. Стрелками указаны верхние пределы.

Исследования крупномасштабной структуры

По обзору галактик SDSS в основном изучают структуру космоса в масштабах от 100 млн. до 1 млрд. световых лет. Для исследования еще более крупных образований в SDSS делается вторая выборка предельно ярких галактик, которая расширяет область исследований более чем до 5 млрд. световых лет. Третья выборка должна выявить маломасштабные структуры: в ней изучаются линии поглощения в спектрах далеких квазаров, свет которых проходит сквозь плотную сеть облаков водорода, еще не превратившихся в галактики.

Сейчас космологи пытаются связать результаты этих обзоров (показывающие структуру космоса сегодня и в недавнем прошлом) со свойствами реликтового излучения (отражающего космическую структуру на самой ранней стадии). В частности, спектр мощности реликтового излучения имеет ряд характерных горбов, отражающих соотношение темного и обычного вещества. Астрономы надеются найти подобные горбы в современном спектре мощности. Если это удастся, то появится еще одно доказательство того, что наблюдаемые сегодня флуктуации развились из тех, которые были в ранней Вселенной.

Другим способом проследить развитие структур во времени служит изучение распределения очень далеких галактик. В те далекие времена темное вещество должно быть более однородным, так как гравитационная неустойчивость действовала недолго. Но обзоры, проведенные Европейской южной обсерваторией в Чили и Обсерваторией Кека на Гавайях, показали, что очень далекие галактики сгруппированы так же, как и современные, и собраны в такие же волокнистые и пузырчатые структуры, как и ближние к нам галактики. Но в отличие от современных галактик, которые следуют за темным веществом, те ранние галактики должны быть больше сгруппированы, чем окружающее их темное вещество. Это может дать ключ к решению вопроса формирования галактик.

Ученые приблизились к пониманию путей развития структуры космоса: от мелких возмущений в «первичном супе» до скоплений звездных галактик в современной Вселенной. В ближайшие годы предстоит ответить на важные вопросы: какой механизм привел к усилению флуктуаций реликтового излучения? как формировались галактики? почему они обладают подобными свойствами? был ли другой путь? можно ли представить Вселенную с начальными флуктуациями большей или меньшей амплитуды?

СТРОИТЕЛЬСТВО ВСЕЛЕННОЙ

Чтобы связать современное распределение вещества (выявленное Слоановским и другими обзорами) с тем, которое было в ранней Вселенной (и проявляется сейчас в наблюдениях реликтового излучения), космологи создают компьютерные модели. Каждая картинка показывает модельную ситуацию через определенное время после Большого взрыва. Поскольку Вселенная расширяется, размеры областей разные: поперечник первой картинки около 5 млн. св. лет, а последней – около 140 млн. св. лет. Точками показано вещество. Эта модель рассчитана в Национальном центре применения суперкомпьютеров (полная динамическая версия доступна тут).

Майкл Стросс («В мире науки», №5, 2004)

Нет комментариев.

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.