Тем не менее следующее большое достижение было сделано с помощью двух космических аппаратов, оснащенных более совершенными и чувствительными датчиками, чем COBE: аппарат NASA MAP
[32] и аппарат Европейского космического агентства (ESA) Planck. В течение нескольких лет они собрали достаточно точную информацию о неоднородности первоначальной Вселенной по многим разным параметрам, что позволило разрешить ключевые вопросы о возникновении галактик. Реликтовое излучение содержит массу информации об очень ранней Вселенной. Например, оно помогло определить числа Ω и λ, а также число Q.
Обнаружение неоднородностей в температуре остаточного излучения, составляющих одну часть из 100 000, вызвало скорее облегчение, а не удивление. Если бы реликтовое излучение предполагало еще бо́льшую однородность ранней Вселенной, то существование скоплений и сверхскоплений в нашей сегодняшней Вселенной было бы загадкой: для этого потребовалась бы еще какая-то дополнительная сила, помимо тяготения, которая смогла бы увеличивать контраст плотности.
Но тот факт, что число Q составляет всего лишь 1/100 000, на самом деле самая удивительная характерная черта нашей Вселенной. Если вы подберете камень, имеющий форму шара с точностью до 1/100 000, вы, конечно, можете задаться вопросом о том, что вызвало маленькие неоднородности, но еще сильнее вас удивит его почти идеальная гладкость. «Инфляция», описанная в главе 9, – это лучшая из имеющихся теорий об этом, и температурные флуктуации являются важными критериями для проверки соответствующих идей.
ЭВОЛЮЦИЯ «ВИРТУАЛЬНЫХ» ВСЕЛЕННЫХ
Когда возраст Вселенной составлял миллион лет, она все еще достаточно равномерно расширялась. Как же сформировались структуры и возникла та космическая картина, которую мы сейчас наблюдаем? В наши дни мы можем использовать компьютеры, чтобы изучать «виртуальные» вселенные. В начале симуляции материя расширяется, но не совсем одинаково, потому что неоднородности, отвечающие значению числа Q, заложены как часть первоначальных условий.
Основным веществом, создающим тяготение, является «темная материя» – частицы, оставшиеся от начальной эпохи развития Вселенной, которые едва ли когда-либо сталкивались друг с другом, но испытывают воздействие тяготения. Если вы станете брать среднее значение из все более и более крупных объемов, то Вселенная на ранней стадии будет казаться все более гладкой
{16}. Это означает, что, если бы тяготение было единственной реальной силой, первыми сформировались детали мелкого масштаба. Космические структуры формируются иерархически. Первыми сгустились тучи темной материи на субгалактическом уровне. Они развились в объекты, по массе равные галактикам, которые позже сформировали скопления. Тяготению потребовалось больше времени, чтобы развернуть вспять расширение в более крупных масштабах.
Но это иерархическое объединение в группы само по себе ведет к темной и стерильной вселенной. «Закваска» для вселенной – это атомы. Их общая масса намного меньше массы темной материи, они пассивно движутся по Вселенной, создавая разреженный газ, который испытывает на себе притяжение темной материи. Но все, что мы сейчас наблюдаем, зависит от этого газа.
Он ведет себя более сложно, чем темная материя, потому что тяготение – это не единственная сила, которая на него действует. Газ испытывает на себе притяжение, но одновременно он испытывает и давление. Это давление не позволяет притяжению затолкать газ в очень мелкие сгустки темной материи. Первые сформировавшиеся сгущения газа – те самые, которые стали «первым светом», положившим конец космической темной эпохе, – были, как следствие, в миллион раз тяжелее звезд. Компьютерные программы, используемые для того, чтобы проследить движение газа, похожи на те, которыми пользуются авиационные инженеры, чтобы изучать потоки воздуха, возникающие вокруг крыльев и проходящие сквозь турбины. Такие расчеты считаются достаточно надежными, чтобы заменить проверки в аэродинамической трубе, но тем не менее вычислить, что же происходит внутри этих сжимающихся облаков, гораздо труднее, и никому пока не удалось создать модель, которая начиналось бы с одного облака, а заканчивалась популяцией звезд
[33]. Облако, внутри которого содержится газ, равный по массе миллионам Солнц, может распасться на миллион отдельных звезд, таких, как Солнце, или на меньшее количество объектов, бо́льших по массе. Облако даже может остаться единым целым и сжаться до одной суперзвезды или квазара.
Эти первые объекты сформировались, когда возраст Вселенной составлял всего несколько сотен миллионов лет – несколько процентов от ее сегодняшнего возраста. К тому времени, как Вселенная достигла 1 млрд лет, появились структуры размером с галактику, у каждой из них был свой набор звезд, и удерживались они вместе не только собственным тяготением, но и с помощью темной материи, которая сформировала «рои» в десять раз больше и тяжелее. Газ продолжает падать внутрь этих объектов и остывать. Если они вращаются, то газ превращается в диск и сгущается в звезды, тем самым начиная процесс переработки, который синтезирует и распространяет все элементы периодической системы Менделеева.
Компьютерные модели, которые показывают этот процесс хотя бы в грубом приближении, можно прокручивать, как фильмы, ускоряя расширение Вселенной и развитие галактик примерно в 1016 раз по сравнению с реальными событиями! На рисунке 8.1 показаны шесть кадров из такой симуляции.
Как и отдельные галактики, скопления и сверхскопления появились в результате тяготения. Недавно сформированные галактики не распространялись совершенно однородно – в некоторых местах их было немного больше, чем в других. С продолжением расширения районы, где находились излишки массы, испытывали дополнительное замедление, поэтому галактики в этих районах в конце концов оказались расположены более плотно, чем в среднем
{17}.
