Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

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.

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.

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.

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?