Образование галактик

 

Среднее расстояние между галактиками в современную эпоху примерно в 100 раз превышает их размеры. Это означает, что в эпоху, соответствующую z = 100, когда масштабный фактор R(t) был в 100 раз меньше нынешнего, галактики должны были бы «соприкасаться краями», а до этого галактики и их скопления заведомо не могли существовать в их современном виде. Высокая степень изотропии реликтового излучения в угловых масштабах, соответствующих линейным размерам скопления галактик, говорит о весьма малой неоднородности догалактического вещества в эпоху рекомбинации. Это один из важных аргументов в пользу широко распространённого убеждения в образовании наблюдаемой структурности из малых по амплитуде возмущений, существовавших в эпоху рекомбинации и развившихся в дальнейшем в силу гравитационной неустойчивости.

 

Мелкомасштабные адиабатические возмущения рано или поздно обязательно попадают в режим, когда становятся существенными диссипативный процессы, ведущие к затуханию движения вещества. Поэтому мелкомасштабные возмущения к моменту рекомбинации затухают, а «выживают» только крупномасштабные. В послерекомбинационную эпоху такие возмущения могут беспрепятственно нарастать. Наряду с ними после рекомбинации могли бы развиваться возмущения значительно меньших масштабов.

 

Однако даже простейший вариант образования структуры не выдерживает сопоставления с ограничениями, полученными из наблюдаемых величин. Возможно, возникшее противоречие связано с наличием скрытой массы, создаваемой массивными нейтрино или какими-либо другими массивными частицами.

 

Наряду с рассмотренной выше теорией образования галактик из адиабатических возмущений существует теория, исходящая из первоначальных энтропийных возмущений. Энтропийным возмущениям соответствует однородное распределение излучения при наличии отдельных уплотнений в веществе (барионах), так что в разных точках пространства на каждый барион приходится различное число фотонов. Рост энтропийных возмущений мог бы привести в конце концов к образованию объектов с массой ~ (10⁵ – 10⁶) масс Солнца. Предполагается, что активная эволюция этих первых объектов создавала бы в окружающей среде условия, необходимые для формирования крупномасштабных структур (галактик, их скоплений и т.д.). Следует, однако, отметить, что само существование первичных энтропийных возмущений представляется сомнительным в свете теории очень ранней Вселенной.

 

Очень ранняя Вселенная

 

Важные результаты в теории ранней Вселенной были получены в последние годы. Было показано, что в очень далёком прошлом, при Т ³ 10²⁹ К, Вселенная могла находиться в состоянии расширения, описываемого законом R(t) = (1/Н)exp(Ht). Такую стадию расширения называют «инфляционной». Её наличие позволяет дать естественное объяснение факту постоянства температуры реликтового излучения, приходящего с разных направлений, и близости к единице параметра W, характеризующего современную динамическую эволюцию доступной для наблюдений области Вселенной. Возможно также, что специфика физических условий в очень ранней Вселенной предопределила природу и спектр первичных флуктуаций, приведших в конце концов к образованию наблюдаемой структурности Вселенной.

 

Сформулированы гипотезы о возможности спонтанного квантового возникновения Вселенной из вакуума. Такой процесс требует, по-видимому, пространственной замкнутости мира. Проблема квантового рождения Вселенной начинает постепенно приобретать количественную формулировку, что несомненно, будет способствовать её решению.