Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Теерикор Пекка

Глава 22 Крупномасштабная структура Вселенной

 

Невооруженным глазом мы без труда можем заметить только три галактики: Туманность Андромеды на северном небе и Большое и Малое Магеллановы Облака — на южном. На фотографиях, полученных большими телескопами, обнаруживаются миллионы галактик, а на всем небе, судя по оценкам, должны быть сотни миллиардов тусклых галактик. Кроме того, за последние годы получены спектры миллионов галактик. Следовательно, расстояния до них легко вычислить, используя закон Хаббла: расстояние пропорционально красному смещению. А значит, можно исследовать трехмерное распределение галактик, показывающее распределение вещества во Вселенной. Раньше, до появления современной «индустрии красных смещений», астрономы могли изучать только двумерное распределение галактик на небесной сфере.

Скопления галактик рядом с нами.

Еще Вильям Гершель отметил, что туманности — социальные создания: они стремятся жить парами, группами, скоплениями. Уже в наши дни космолог Джеймс Пиблз, известный специалист по распределению галактик, говорил, что «лучшее место для поиска галактики — рядом с другой галактикой». Эта тенденция настолько сильна, что изолированных галактик очень мало. И наша Галактика, как стало известно, не исключение: она входит в Местную группу галактик, доминирующие члены которой — галактика Андромеда и наша Галактика — отстоят друг от друга на 2,5 млн световых лет. Большинство остальных галактик Местной группы гораздо мельче этих двух (как было показано на врезке 21.1).

Местная группа — это довольно посредственная группировка галактик, окруженная похожими на нее группами (рис. 22.1). Значительно более крупное скопление галактик обнаружено в направлении созвездия Дева (Virgo) на расстоянии около 60 млн световых лет от нас. В нем содержатся сотни галактик, самые яркие из которых можно с трудом разглядеть в хороший бинокль (рис. 22.2). На небе это скопление занимает круг диаметром 10 градусов, площадь которого в 20 раз больше чем у полной Луны. Это пример сравнительно небольшого неправильного скопления галактик. Еще дальше обнаружены богатые скопления гораздо большего размера.

Рис. 22.1. Группы и скопления, включающие не менее 10 галактик и расположенные вокруг Местной группы до расстояния около 60 млн световых лет. Количество членов в каждой группе соответствует размеру символа. Скопление галактик в Деве (Virgo) — крупнейшее на этой карте. С любезного разрешения Рами Рекола.

Рис. 22.2. Скопление галактик в Деве — ближайшее к нам крупное сообщество галактик, центр Местного сверхскопления. На снимке показана ее центральная область, плотно населенная галактиками. Ярчайшая среди них — гигантская эллиптическая галактика М86. Фото: Крис Михос.

Чтобы встретить богатое скопление галактик, число членов которого может доходить до 10 000, нужно пройти 300 млн световых лет в направлении созвездия Волосы Вероники (Coma Berenices). Там мы найдем скопление довольно правильной формы, в основном состоящее из эллиптических и S0 галактик. Этим оно отличается от меньшего по размеру и менее плотного скопления Virgo, содержащего много спиральных галактик. Похоже, что спиральные галактики неспособны сохраниться в экстремальных условиях скопления Сота. Компьютерное моделирование показало, что приливные силы со стороны общего гравитационного поля скопления сильно возмущают дисковые галактики, заставляют их терять свой газ и тем самым — возможность формировать спиральные рукава.

В 1950-х годах французский астроном Жерар де Вокулёр (1918–1995) представил свидетельства того, что наша Местная группа галактик является членом «Местного сверхскопления» галактик. Центром этого сверхскопления служит скопление Virgo, окруженное меньшими скоплениями и группами галактик. Вся система довольно плоская и в этом смысле напоминает нашу Галактику. Но в отличие от Галактики, которая вращается вокруг центра, Местное сверхскопление не вращается, и его отдельные части не связаны взаимной гравитацией. Эта большая система галактик расширяется, как и Вселенная в целом, хотя притяжение к расположенному в его центре скоплению Virgo немного уменьшает скорость разбегания.

Под влиянием взаимного притяжения скопления пытаются объединиться в более крупное сверхскопление, но их гравитации недостаточно, чтобы эта гигантская система скоплений стала связанной.

К большим масштабам: карты трехмерных структур.

Телескопы системы Шмидта могут делать широкоугольные фотографии (рис. 22.3). В 1950-е годы с помощью «Большого Шмидта» Паломарской обсерватории было сфотографировано все северное и часть южного неба. Каждый из девятисот фотоснимков охватывает область неба размером 6° x 6°. Этот «Паломарский атлас неба» служил основным астрономическим инструментом для обсерваторий всего мира в течение десятилетий. Он дал возможность изучать далекие галактики и их скопления. Например, американец Джордж Эйбелл (19271983) открыл 2700 скоплений галактик. Он обнаружил, что скопления образуют сверхскопления такого же типа, как ранее обнаруженное де Вокулёром Местное сверхскопление. Однако в то время исследования ограничивались изучением распределения галактик по небу, а точных данных о расстояниях до них не было. Поэтому долго не прекращались дебаты о реальности сверхскоплений. Многие астрономы опасались, что эти небесные структуры всего лишь кажущиеся, вызванные случайным наложением изображений галактик в тех направлениях на небе, где из-за неоднородного поглощения света в клочковатой космической пыли образовались «коридоры прозрачности».

Порой случается, что одно обнаруженное во Вселенной явление дает нам ключ к исследованию совсем других вещей. Так было и с законом Хаббла. Благодаря этой космической закономерности, красное смещение света галактик можно использовать как индикатор расстояния: его не так сложно измерить и при этом можно использовать для создания карты трехмерного распределения галактик. Впервые это сделали эстонские астрономы Микхель Йыэвеер (1937–2006) и Яан Эйнасто в конце 1970-х годов, когда число измеренных красных смещений достигло примерно 2000. Они начали составлять трехмерные карты распределения галактик и доложили о своем поразительном открытии на первой международной конференции, посвященной крупномасштабной структуре Вселенной, в Таллине (Эстония) в 1977 году. Их карты показали поразительные структуры в пространстве вокруг нас, имеющие форму длинных нитей и гигантских стен, образующих некое подобие пчелиных сот. Между этими структурами, состоящими из групп и скоплений галактик, существуют огромные пустоты, в которых практически нет ни одной галактики. Диаметры «ячеек» достигают 100 млн световых лет (около 30 Мпк), что близко к размеру Местного сверхскопления.

Рис. 22.3. Телескопы системы Шмидта («камеры Шмидта») сыграли важную роль на раннем этапе исследования распределения галактик на небе, (а) Этот телескоп назван в честь эстонского изобретателя Бернхарда Шмидта (1879–1935), разработавшего его в 1931 году. С любезного разрешения Гамбургской обсерватории, (б) Гораздо раньше в Финляндии Юрьё Вяйсяля (1891–1971) предложил такую же конструкцию телескопа, но не опубликовал свои результаты, и Шмидт не знал о них. (в) 70-см телескоп системы Шмидта в финской обсерватории Туорла. Фото: Рами Рекола.

Не все сразу поверили в реальность столь неожиданных структур. Возможно, что данные о красном смещении, собранные разными наблюдателями для различных целей, не дают нормального представления о распределении галактик. Чтобы подтвердить открытие эстонских астрономов, требовалось провести хорошо организованный однородный обзор красных смещений, перекрывающий большие области неба. Первый такой проект был предпринят в Гарвард-Смитсонианском астрофизическом центре (СfА) в США. Для этой программы потребовалось измерить красное смещение у 1900 новых галактик. В 1986 году в статье под названием «Ломоть Вселенной» (A Slice of the Universe) астрономы В. Лаппарант, М. Геллер и Дж. Хакра подтвердили существование оболочкообразных скоплений галактик, а также нашли и другие сложные структуры в мире галактик. Их карта (представленная как часть рис. 22.4) стала символом сложности распределения галактик в пространстве.

Рис. 22.4. Используя красное смещение как меру расстояния, можно изобразить распределение галактик в пространстве. Меньшая карта основана на данных CfA, опубликованных в 1986 году (см. текст). Были измерены красные смещения многих галактик в узкой полосе неба, и их положение было изображено на рисунке в шкале скоростей (расстояний). Большая карта, основанная на данных SDSS, проникает глубже в пространство. На ней тоже заметны характерные структуры, но большего размера. Великая Стена CfA и Великая Стена Слоана протянулись поперек этих карт. Обратите внимание на крупные пустоты. С любезного разрешения Ричарда Готта III и Марио Джюрик.

Эти результаты воодушевили на проведение нескольких больших обзоров красных смещений для построения трехмерной карты Вселенной. Чтобы одновременно измерять красное смещение многих галактик, были использованы особые мультиобъектные спектрографы. В крупнейшей из этих программ — Слоановском цифровом обзоре неба (Sloan Digital Sky Survey, SDSS) были измерены красные смещения 1 млн галактик на четверти небесной сферы на глубину около полутора миллионов световых лет. Для этого использовался специальный телескоп в обсерватории Апачи-Пойнт (шт. Нью-Мексико). Сам телескоп небольшой, диаметр зеркала 2,5 м, но его продвинутый спектрограф может за одну экспозицию измерить красные смещения 640 галактик.

Новый мир крупномасштабных структур.

Новые трехмерные карты расширили наше представление о Вселенной — от Местного сверхскопления до расстояний в десятки раз больших. Обстановка за пределами нашей Галактики оказалась неожиданно сложной. Можно ли сравнить эту структуру с чем-то знакомым? Быть может, это просто случайные флуктуации? Как известно, при случайном распределении точек их плотность в среднем постоянна с небольшими вариациями от места к месту. Величина этих вариаций должна следовать закону, открытому профессором физики Парижского университета Симеоном Дени Пуассоном (1781–1840). «Распределение Пуассона» получится, например, если с закрытыми глазами разбросать крупу по клетчатой бумаге и подсчитать, сколько крупинок попало в каждый квадратик. В большинстве квадратов число крупинок окажется близким к ожидаемому среднему (полное число крупинок, деленное на число квадратов). В некоторых будет чуть больше или чуть меньше. И лишь в очень малой доле квадратов число крупинок будет сильно отличаться от среднего.

Распределение галактик действительно получается таким, если в качестве «клеток» брать очень большие объемы пространства. Однако в масштабе десятков и даже сотен миллионов световых лет галактики не «разбросаны» в пространстве случайно — пустоты, сверхскопления и гигантские стены четко свидетельствуют об этом (рис. 22.5).

Возможно, на Земле вообще нет ничего аналогичного галактическим структурам Вселенной, образовавшимся под действием гравитации, в необычных космических условиях, на огромных пространственных расстояниях, в течение очень долгого времени. Вначале эстонцы говорили о «ячеистой структуре», тогда как американская команда сравнивала полученную картину с «мыльной пеной», в которой пузыри разделены плоскими поверхностями. Но можно предложить и другую модель из той же области быта: мир галактик можно сравнить с губкой. Ее пустые места соединяются между собой, так что из нее можно выжать воду и воздух. Если положить рядом несколько губок, то видно, что внутри них очень сложная структура, но количество вещества в каждой из них примерно одно и то же. Это помогает нам представить переход от неоднородного распределения вещества к однородному.

Рис. 22.5. Схематическая карта наших окрестностей галактической Вселенной в пределах примерно 250 млн световых лет. С разрешения Энтони Фэйралла и издательства Praxis РиЫ. Ltd, Chichester, UK.

Иерархия и фракталы.

Тенденция наблюдаемых структур — как сверхскоплений, так и пустот, — к росту их размера при составлении все более глубоких карт напоминает свойства систем с иерархической структурой. Кроме того, объединение галактик в пары, группы, скопления и сверхскопления тоже сродни иерархии. Все это уже обдумывали мыслители XVIII века, например Райт, Кант, Ламберт. Они еще не знали про галактики, но обращение спутников вокруг планет, а самих планет — вокруг Солнца помогало им представить системы большего размера. Даже сейчас мы можем описать наше положение относительно разных уровней космической иерархии: мы живем в Солнечной системе, которая находится в Местном спиральном рукаве, принадлежащем Галактике, которая является членом Местной группы, которая, в свою очередь, является частью Местного сверхскопления, которое входит в гиперскопление Рыбы-Кит, которое… Тут мы дошли до расстояний в сотни миллионов световых лет, а что происходит на больших масштабах, пока представляем весьма туманно.

Прежние космические иерархии, о которых размышляли еще до того, как стало известно о галактиках, кажутся слишком простыми и неуклюжими для описания всей сложности Вселенной галактик. Но у них есть современные потомки, которые могут представить более реалистичную картину. Это фракталы — математические объекты, которые в 1970-х годах ввел Бенуа Мандельброт и которые сейчас широко применяются в естественных и гуманитарных науках. Само слово «фрактал» Мандельброт вывел от латинского frractus — ломать, дробить на фрагменты. Фракталы — это системы, части которых похожи на целое. Увеличительное стекло выявляет в этих самоподобных системах новую структуру, которая похожа на ту, что видит невооруженный глаз. Иными словами, по изображению части фрактальной структуры невозможно судить о ее реальном размере! Это похоже на то, что мы видим на рис. 22.4, поэтому фрактальный анализ сейчас часто применяется для исследования крупномасштабной структуры Вселенной. Очень подробно фрактальные характеристики пространственного распределения галактик исследовали итальянец Лучиано Пиетронеро и его команда из Римского университета.

Интересная особенность фракталов (и прежних иерархий тоже) состоит в том, что если охватывать все большие и большие объемы, их средние плотности становятся все меньше и меньше. Скорость этого уменьшения определяет численную величину, характеризующую фрактал, которую называют фрактальной размерностью. Чем быстрее происходит уменьшение, тем меньше фрактальная размерность. Фрактальная размерность, равная трем, — это крайний случай, когда средняя плотность остается неизменной независимо от расстояния. Такое равномерное случайное распределение похоже на распределение молекул в газе. Все истинные фракталы имеют размерность меньше трех.

Хотя, в общем, все согласны, что пространственное распределение галактик в некотором смысле напоминает фракталы, но истинная природа этого сходства до сих пор окончательно не изучена. Например, остаются разногласия по поводу значения фрактальной размерности, а также о том, насколько далеко в пространстве простирается фрактальная структура и на каких масштабах она переходит в однородное распределение. Некоторые астрономы полагают, что фрактальная размерность равна примерно 2, но никто пока не знает, где начинается однородность. Тем не менее многие астрономы считают, что в масштабе нескольких десятков миллионов световых лет распределение уже почти однородное. Такое различие мнений говорит о том, что не так-то легко исследовать организацию галактик даже по большим трехмерным галактическим картам, таким как SDSS.

Где начинается однородность?

В 1934 году Эдвин Хаббл закончил свой глубокий обзор, в ходе которого он подсчитывал галактики на 1283 площадках на небе. Напомним, что малое число галактик, наблюдаемых в полосе Млечного Пути, есть результат поглощения космической пылью света далеких галактик в этих направлениях. Поэтому Хаббл избегал полосы Млечного Пути, а в других направлениях его обзор проникал на глубину до 6000 млн световых лет. В результате получилось, что, в какую бы сторону мы ни смотрели, везде видно одинаковое число галактик. Это означает, что окружающая нас среда изотропна, что очень важно для понимания крупномасштабного распределения галактик. Если наше положение в пространстве типично, то — согласно принципу Коперника — любой наблюдатель, где бы он ни находился, должен видеть такую же изотропную картину. Если это так, то математическая теорема, доказанная британским математиком Джеффри Уокером (1909–2001) в 1944 году, говорит, что в больших масштабах распределение галактик однородно. В своей книге «Первые три минуты» нобелевский лауреат Стивен Вайнберг дает простое геометрическое доказательство того, что если «везде изотропная», то и «везде однородная» (рис. 22.6).

Рис. 22.6. Поскольку из каждой точки пространство выглядит изотропным, плотность на окружности с центром в галактике 1 во всех ее точках одинакова. И на окружности вокруг галактики 2 плотность тоже одинакова. Поскольку эти окружности имеют общую точку С, плотности на них равны. Добавляя новые окружности вокруг разных точек, можно заключить, что в любой точке пространства плотность одинакова, то есть вещество распределено однородно.

Важнейшим наблюдательным объектом для космологии является фоновое тепловое излучение. Мы обсудим это ниже, а здесь отметим замечательный факт — его интенсивность почти одинакова во всех направлениях. Считается, что это излучение возникло в горячем газе в очень древнюю эпоху, и поэтому его изотропия согласуется с мнением, что Вселенная на больших масштабах была однородной. Поэтому современная космология использует модели Фридмана, описывающие равномерное и изотропное распределение материи (см. главу 23). Но почему же тогда распределение галактик вокруг нас выглядит весьма клочковато?

В следующих главах мы расскажем, что структура современной Вселенной определяется малыми флуктуациями, существовавшими в горячем газе сразу после Большого взрыва. Они послужили «семенами», из которых гравитация постепенно вырастила современные структуры — большие и малые. Согласно идее, предложенной около 1970 года Эдвардом Харрисоном (1919–2007) из Массачусетса и Яковом Зельдовичем из Москвы, начальные возмущения существовали на всевозможных масштабах, но при этом с увеличением размера становились все менее заметными (на очень больших масштабах относительная флуктуация плотности должна была быть обратно пропорциональной квадрату рассматриваемого масштаба). Измерения фонового излучения позволили недавно определить этот спектр, форма которого оказалась очень близка к тому, что предсказывали Харрисон и Зельдович. Так что полная однородность может вообще нигде не начинаться! Но на очень больших масштабах у гравитации просто не было достаточно времени, чтобы сильно возмутить начальное распределение материи, поэтому можно надеяться, что сильные неоднородности и пустоты заканчиваются на некотором большом, хотя и до сих пор неизвестном, расстоянии.

На старой карте СfА видно длинное плоское образование, названное Великой Стеной. Она протянулась на 750 млн световых лет в длину и на 250 млн световых лет в ширину. На карте SDSS было обнаружено еще одно образование гораздо большего размера, названное Стеной Слоана в честь Альфреда Слоана, фонд которого финансировал этот обзор красных смещений. Возможно, это крупнейшая космическая структура длиной в полтора миллиарда световых лет, содержащая сверхскопления, скопления и группы галактик (см. рис. 22.4).

Недавно радиоастрономы, кажется, обнаружили самую большую дыру из когда-либо виденных во Вселенной. Ее нашли Лоуренс Рудник и его коллеги из Миннесотского университета в г. Миннеаполис, изучавшие распределение радиогалактик и квазаров в направлении холодного пятна в космическом фоновом излучении. Они не увидели почти ни одного радиоисточника в пространстве диаметром около миллиарда световых лет. Это означает, что в этом объеме пространства нет галактик или скоплений галактик. Типичные пустоты, которые обнаруживаются в оптическом диапазоне, обычно имеют размер не более 100 мегапарсек (около 300 млн световых лет).

Хотя есть убедительные косвенные свидетельства того, что на каком-то очень большом масштабе должна наступать однородность, открытие таких структур, как Стена Слоана и Пустота Рудника, означает, что мы не знаем, начиная с какого масштаба Вселенная становится гладкой и уже можно игнорировать ее клочковатую, ячеистую, губчатую или фрактальную структуру как мелкую рябь на поверхности громадного океана.