Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

протоны, нейтроны и электроны. Темная материя служит своего рода каркасом, к которому может приклеиться «нормальная» материя, поскольку гравитация усиливает небольшие недостатки в распределении плотности. После того как прошло достаточно времени и Вселенная достаточно остыла во время своего расширения, электроны смогли соединиться с ядрами простых элементов – главным образом, водорода и гелия (и некоторого количества дейтерия и лития). Этот этап называется эпохой рекомбинации и представляет собой время, когда материя во Вселенной перешла от состояния ионизированной (со свободными электронами) к нейтральному (с электронами, связанными с атомами электромагнитной силой). Сцена для будущего формирования галактик была готова.

Пока это происходило, небольшие флуктуации плотности в распределении вещества начали привлекать больше материала – как темной, так и «нормальной» материи. Это и был момент начала формирования галактик: нейтральный газ стал перетекать в избыточные плотности, растущие в области материи. Там, где газ объединился с первыми гало темной материи, образовались протогалактики. После прохождения критической точки, когда плотность газа стала достаточно большой, чтобы запустить ядерный синтез в первичном (безметалловом) газе, протогалактики начали формировать звезды. Как только это произошло, первые звезды залили окружающее пространство фотонами, освещающими окружающий нейтральный газ. Некоторые из этих фотонов (ультрафиолетовые) были достаточно энергичны, чтобы удалять электроны из атомов нейтрального водорода, реионизируя их. Считается, что рост сверхмассивных черных дыр, которые начали образовываться вскоре после появления первого звездного поколения, также способствует прогрессии ре-ионизации, поскольку они излучают энергию при аккреции вещества. Вы можете воспринимать этот процесс как эпидемию чумы: пузырьки ионизированного газа раздуваются вокруг ярких молодых галактик, пронизывая почти все пространство. Вот почему эра называется эпохой реионизации: Вселенная через нейтральную фазу вышла из начального состояния полной ионизации, а затем снова была ионизирована при запуске первых галактик.

На изображении из проекта «Моделирование “Милленниум”» представлена одна из симуляций поведения холодного темного вещества с очень большим числом частиц. Учитывая космологическую модель, моделирование отслеживает эволюцию темной материи с самого начала. Здесь показано современное выделение темной материи вокруг массивного гало (скопления галактик): видимость – почти 100 млн пк, типичный кусок Вселенной, где более яркие цвета соответствуют более высокой плотности темной материи. Галактики внутри таких гало с центральной массивной структурой могут содержать много отдельных систем (отличный пример – скопление Кома). Хорошо видны распределение материи в космической сети и иерархическая структура. Наша текущая модель возникновения галактик предполагает, что галактики формируются в результате охлаждения первоначального газа в гало темной материи и последующего образования звезд. Формирование галактики – очень сложный комплексный процесс, в котором задействована сложная физика; понимание затрудняет и то, что мы все еще не понимаем истинную природу самой темной материи

Сегодня эпоха реионизации находится за пределами нашего понимания, но не полностью: мы очень близки к тому, чтобы научиться правильно ее наблюдать. Через несколько лет новые наблюдения в радиоволновом диапазоне предоставят нам данные, которые позволят точно определить это изменение Вселенной (так как пока мы не знаем, когда произошла реионизация и сколько времени это заняло). Мы сможем обнаружить сигнатуру выброса нейтрального водорода (волна длиной 21 см, о которой мы говорили) при очень высоком красном смещении там, где ожидается реионизация (в зоне красного смещения десяти или нескольких сотен тысяч лет после Большого взрыва), поскольку эта линия подвергается красному смещению в низкочастотную часть радиоспектра. Но наблюдать это трудно, потому что сигнал очень слаб. Поэтому бо́льшая часть исследований в этой области проводится в теории: что мы ожидаем увидеть, учитывая текущие модели? Один из основных компонентов современной астрономии – использование мощных компьютерных моделей и симуляций для развития нашего понимания и разработки гипотез о том, как работает Вселенная.

Глава 5

Модели мира

Если перейти к опасным обобщениям, то можно заметить, что астрономы делятся на две категории: наблюдатели и теоретики. Последние занимаются в основном созданием и тестированием моделей Вселенной или ее фрагментов (например, галактик) и пытаются понять, как конкретный астрофизический процесс работает, начиная с самых первых законов. Если нам не хватает знаний о функционировании природы (например, об образовании галактик), теоретик должен придумать правдоподобную модель, которая сможет предложить объяснение. Эти модели сравниваются с эмпирическими данными, что позволяет увидеть, работают ли они. За эту часть отвечают, конечно, астрономы-наблюдатели.

Все наблюдатели – эмпирики; к ним в том числе отношусь и я. Используя измерительные устройства (в нашем случае – телескопы и все их составляющие, такие как камеры и спектрографы), мы получаем данные для наблюдения тех или иных феноменов, а затем интерпретируем их в рамках современной модели мира – космологической парадигмы, которая описывает Вселенную как целое. Конечно, между этими астрономическими когортами есть связи: они должны быть, чтобы в результате научного тестирования моделей на основе собранных данных можно было достичь прогресса. И есть те, кто объединяет два астрономических лагеря, используя преимущества подходов и тех, и других. Однако между наблюдателями и теоретиками традиционно существовало соперничество, доходящее до уровня классовой войны, начало которой восходит к временам Ньютона и Флемстида в XVII веке. В то время наша модель Вселенной была сфокусирована на небесной механике Солнечной системы, движениях планет и комет, наблюдаемых такими астрономами, как Флемстид, собравшими данные, на основе которых Ньютон создал свою гениальную работу по гравитации. Без проведения наблюдений этот большой теоретический рывок в нашем понимании гравитации не мог бы произойти. Законы, открытые Ньютоном, актуальны и сегодня.

350 лет спустя наша модель мира называется «Лямбда-CDM». «Лямбда– холодная темная материя», также называется космологией конкорданса) и представляет собой современную стандартную космологическую модель, в которой пространственно-плоская Вселенная заполнена, помимо обычной барионной материи, темной энергией и холодной темной материей. Наша модель – все еще неполная, поскольку мы не до конца понимаем ее основные компоненты. Лямбда является коэффициентом темной энергии, который происходит от уравнений Эйнштейна, этот коэфициент называется «космологической постоянной» (Эйнштейн думал, что это может быть математической причудой, и в то время называл этот неудобный термин своей «величайшей ошибкой»).

Темная энергия – название, данное механизму, ответственному за наблюдаемое ускорение расширения Вселенной, о чем свидетельствует яркость далеких сверхновых. Как и темная материя, она «темная», потому что мы не знаем точно, что это такое (хотя некоторые идеи у нас есть). С точки зрения общего баланса плотности энергии Вселенной она, предположительно, доминирует над темной и «нормальной» материями вместе взятыми.

С точки зрения истории Вселенной темная энергия начала оказывать существенное влияние сравнительно недавно. Предположим, что ускорение продолжается, поскольку это более важно для будущей эволюции крупномасштабной структуры Вселенной. CDM – это