Книга: Почему небо темное. Как устроена Вселенная

2.7. Портрет Вселенной

2.7. Портрет Вселенной

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 ?-члена и скрытой массы (так называемая ?-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

Таблица основана на результатах семилетней работы космической обсерватории WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), наблюдавшей реликтовое излучение, в сочетании с данными по барионным акустическим флуктуациям (см. предыдущий раздел) и по космологическим сверхновым. Насколько точны эти числа? Формальная точность очень высока. Например, значение постоянной Хаббла в современную эпоху оценивается с точностью около ± 1 км/с/Мпк, остальные характеристики также известны с погрешностью в несколько процентов. Лет 20–30 назад это показалось бы просто фантастикой — например, значение H₀ у разных авторов в те годы варьировалось от 50 до 100 км/с/Мпк, да и оценки других параметров различались в разы. Один из наиболее интересных параметров — это, конечно, полная плотность ?, поскольку она определяет геометрию Вселенной. Как видно из таблицы, плотность вещества ?_m= ?b + ?_dm равна 0.28, плотность темной энергии составляет 0.72 и ? равна 1.00 (вкладом остальных ингредиентов Вселенной, например, излучения, можно пренебречь). Точность определения ? все время растет и по современным оценкам отличие ? от единицы не превышает 1–2 процента, так что нашу Вселенную с большой точностью можно считать плоской (кривизна пространства близка к нулю).

Рис. 43. Относительный состав Вселенной (в процентах от критической плотности)

На рис. 43 интегральный состав Вселенной для наглядности изображен в виде круговой диаграммы. Этот рисунок в сочетании с таблицей и с рис. 40 позволяет сделать несколько общих заключений. Во-первых, как уже не раз говорилось, основной вклад в ? дает не обычное вещество, изучаемое учеными уже много столетий, и даже не скрытая масса, известная уже несколько десятилетий, а нечто, о чем сейчас не известно почти ничего — темная энергия. Обычное вещество, гравитирующее согласно закону всемирного тяготения, дает лишь относительно небольшой вклад в полную плотность, а доминирующая составляющая Вселенной обладает антитяготением. Во-вторых, мы живем в особое время эволюции Вселенной. Доминирование темной энергии началось по космическим меркам относительно недавно (рис. 40), и с этого времени замедляющееся расширение Вселенной сменяется расширением с ускорением. В-третьих, будущее Вселенной будет определяться темной энергией. Ее усиливающееся влияние начнет постепенно, в течение миллиардов лет, подавлять формирование структур (скоплений галактик, групп и пр.) — сначала на больших, а затем и на все меньших и меньших масштабах. Усиливающийся разгон материи темной энергией приведет к тому, что через многие десятки миллиардов лет Вселенная будет выглядеть очень скучной — в ней на огромных расстояниях друг от друга будут разбросаны стремительно удаляющиеся друг от друга темные галактики, состоящие из потухших, проэволюционировавших звезд.

Размер наблюдаемой части Вселенной превышает 10 гигапарсеков. Это выглядит парадоксальным, поскольку за время жизни Вселенной свет может успеть пройти лишь 14 млрд световых лет и поэтому кажется, что ее размер не может превышать эту величину. Однако Вселенная расширяется и поэтому, если мы наблюдаем изображение предельно далекой галактики с z =10 (после Большого взрыва к этому времени прошло лишь около 500 млн лет), то за время, пока ее излучение добиралось до нас, Вселенная очень сильно увеличилась в размерах и расстояние до галактики составило уже около 30 млрд световых лет или 10 Гпк. Расстояние до сферы последнего рассеяния, из которой мы наблюдаем фотоны реликтового излучения, равно 14 Гпк.

В качестве характерного размера Вселенной можно также взять, например, хаббловское расстояние lH, то есть такое расстояние, при котором скорость расширения Вселенной равна скорости света. Если расстояние от нас превышает lH, то скорость удаления объекта превышает скорость света, а, значит, мы никогда не сможем достичь этой галактики. Используя закон Хаббла, можно оценить, что lH = с/Н₀= 4300 Мпк. Этому расстоянию соответствует красное смещение z ~ 1.5, а объекты с z > 1.5 для нас принципиально недостижимы. Может показаться странным, что мы видим излучение от столь быстро — со скоростью, превышающей с, — удаляющихся объектов. Противоречия здесь нет — фотон, странствуя от такой сверхсветовой галактики, будет по пути к нам входить в области пространства, удаляющиеся от нас со все меньшей и меньшей скоростью и, наконец, начнет приближаться.

Вселенная содержит ~10¹¹ галактик, каждая галактика состоит из 10¹⁰–10¹¹ звезд, следовательно, полное число звезд во Вселенной достигает 10²¹–10²² штук. Много это или мало? В столовой ложке воды более 10²³ молекул, так что такую жидкую «Вселенную галактик» можно проглотить одним глотком. Полная масса Вселенной в пределах lH составляет ~ 10⁵⁶ г или примерно 10⁸⁰ масс протона.

Вынесенная в эпиграф фраза появилась в самом конце знаменитой книги Стивена Вайнберга «Первые три минуты». Это замечание неоднозначно и существует множество его толкований[30]. Воспользовавшись многозначностью этой фразы, я вложу в нее свой смысл: чем более подробно и детально мы изучаем Вселенную, тем менее понятно, почему она именно такая, а не иная. Но об этом в следующем параграфе.