Эволюция скоплений и сверхскоплений сильно зависит от свойств темной энергии.
Сверхскопления галактик появились в обиходе астрофизиков в 1958 г., когда Джордж Эйбелл (George Ogden Abell) представил свой каталог скоплений галактик, выделив в нем «скопления второго уровня». Сверхскопления являются протяженными структурами размером до полумиллиарда световых лет, включающими в себя множество отдельных скоплений галактик. Например, скопление галактик в созвездии Девы, к которому относится и наша Галактика, входит в состав сверхскопления Ланиакеа, которое было идентифицировано в 2014 г. по кинематике галактик. К гигантской Ланиакее относится и Великий Аттрактор, открытый в 1988 Линден-Беллом, – крупнейшая аномалия в распределении вещества в наших космологических окрестностях. Судьба сверхскоплений зависит от природы темной энергии: вероятнее всего, многие сверхскопления будут растягиваться в ходе дальнейшего расширения Вселенной и так и не станут связанными объектами.
Характерный размер элементов крупномасштабной структуры – 400–500 млн световых лет.
Сверхскопления связаны с филаментарной (волокнистой) структурой Вселенной. Гигантские филаменты, в которых в основном сконцентрировано вещество, текущее в направлении скоплений и сверхскоплений, которые находятся на пересечении волокон, имеют размеры до миллиардов световых лет. Мы знаем о филаментарной структуре по наблюдениям галактик и горячего межгалактического газа, однако в 2012 г. Йорг Дитрих (Jörg P. Dietrich) с соавторами заявил о первой идентификации волокна крупномасштабной структуры, состоящего из темного вещества. Это удалось сделать благодаря использованию метода слабого гравитационного линзирования: было показано, что между скоплениями галактик Abell 222 и Abell 223 сосредоточена большая масса, но при этом там не наблюдается достаточного количества галактик или газа для ее объяснения. Размер этого волокна составляет более 10 млн световых лет, а его масса достигает примерно 1014 солнечных масс, что сопоставимо с массами скоплений галактик. Совсем недавно, в 2017 г., статистический анализ большого количества пар массивных галактик, отмечающих положение богатых групп, позволил получить надежные аргументы в пользу существования волокон темного вещества и между такими объектами.
Скопления галактик образуются в основном на z ≈ 2 и продолжают расти в наши дни.
Филаменты очерчивают гигантские пустоты – войды. Они были идентифицированы в 1978 г. трудами нескольких групп астрофизиков – Гуидо Кинкарини (Guido Chincarini), Стефана Грегори (Stephen Gregory) и Лэрда Томпсона (Laird Thompson), а также эстонских астрофизиков под руководством Яана Эйнасто (Jan Einasto). Войды имеют характерные размеры до 500 млн световых лет, что связано с так называемыми барионно-акустическими осцилляциями в ранней Вселенной незадолго до эпохи рекомбинации. Эти осцилляции связаны с флуктуациями плотности, существовавшими уже на момент рекомбинации, затем они росли, растягивались из-за расширения пространства и стали основой для формирования структуры Вселенной, задав характерный масштаб неоднородности в распределении галактик.
На z < 1 эволюция филаментов практически останавливается, а скопления продолжают эволюционировать, хотя и их рост замедляется из-за начала доминирования темной энергии. Формирование скоплений очень чувствительно к космологическим параметрам, поскольку они находятся на границе между уже сформировавшимися гравитационно-связанными структурами и теми, которые никогда не сколлапсируют из-за темной энергии.
Изучение формирования крупномасштабной структуры – существенная часть современных астрономических исследований, объединяющая несколько областей физики и астрофизики. Первой важной работой в этом направлении стала статья Евгения Лифшица, опубликованная в 1946 г. и посвященная росту возмущения плотности на протяжении космической истории. Изучение крупномасштабной структуры активно развивалось в нашей стране, в частности в научной школе Якова Зельдовича. С появлением компьютеров основные результаты по эволюции крупномасштабной структуры получают численно. Сравнение данных расчетов с наблюдениями позволяет получать и уточнять многие параметры, важные для разных областей астрофизики.
Скопления заполнены горячим газом с температурой в десятки миллионов градусов.
Также скопления галактик важны для исследований в области фундаментальной физики: изучение динамики скоплений помогает проводить тесты различных теорий гравитации. На данный момент наилучшего согласия удается добиться в рамках общей теории относительности (с учетом темного вещества).
Рентгеновские наблюдения позволяют изучать свойства горячего газа в скоплениях галактик, что дает возможность определять параметры скоплений и исследовать их историю. Газ в формирующихся скоплениях остывает, течет в центр и образует гигантскую центральную галактику, однако затем сверхмассивная черная дыра, находящаяся в центральной массивной галактике скопления, своей активностью разогревает газ. Анализ структур в газе позволяет определить и историю активности черной дыры. Предполагается, что запуск спутника «Спектр-Рентген-Гамма» позволит обнаружить до 100 000 скоплений галактик по рентгеновскому излучению горячего газа в них (это все крупные скопления в видимой части Вселенной). Вместе с наблюдениями эффекта Сюняева – Зельдовича (рассеяния фотонов реликтового излучения на электронах горячего газа скоплений) в миллиметровом диапазоне рентгеновские данные позволят существенно продвинуться в уточнении базовых космологических параметров, в том числе касающихся свойств темной энергии.
Начиная с 1990-х гг. в арсенале астрофизиков появился очень мощный метод для изучения скоплений галактик, разработанный Энтони Тайсоном (Anthony Tyson). Наблюдая сквозь скопления существенно более далекие галактики, мы видим их искаженными, причиной искажений является искривление пространства массой скопления. Фактически это гравитационное линзирование, только эффект очень невелик, поэтому данный метод называют слабым линзированием. Обработка и анализ искаженных изображений большого числа галактик позволяет измерить распределение масс в скоплении галактик, выступающем в роли линзы, вне зависимости от того, чем определяется масса: звездами, газом или темным веществом. Исследование некоторых скоплений галактик таким способом дает самые надежные аргументы в пользу существования темного вещества.
Глава 11Расширение Вселенной
Наряду с биологической эволюцией на Земле расширение Вселенной представляет собой один из самых грандиозных процессов, происходящих в природе. Наблюдения однозначно говорят нам, что в настоящее время расстояния между достаточно далекими галактиками увеличиваются, причем последние несколько миллиардов лет это происходит все быстрее и быстрее. Плотность вещества снижается, а температура заполняющего Вселенную излучения уменьшается, а это значит, что когда-то мир был заполнен горячим плотным веществом. Тогда не могло существовать не только звезд и галактик, не только атомов и молекул, но даже привычные нам частицы – электроны, протоны, нейтроны – не могли стабильно существовать из-за экстремально больших значений плотности и температуры.
Расширение началось почти 14 млрд лет назад. Спустя десятки миллионов лет появились первые звезды, затем галактики, вплоть до настоящего времени формируются скопления и сверхскопления галактик. На протяжении космической истории менялся химический состав Вселенной: водорода становилось все меньше, а количество тяжелых элементов увеличивалось.
Современная космология начала свою историю около 100 лет назад, когда появилась общая теория относительности и когда астрономы научились измерять расстояния до далеких галактик и их скорости. Многого мы пока не знаем: что было в самом начале, что будет со Вселенной в далеком будущем. Но новые важные открытия приближают нас к разгадкам этих тайн, поэтому космология столь интересна и привлекательна.
11.1. Разбегание галактик. Закон Хаббла
Теоретические работы, положившие начало современной космологии, появились немного раньше ключевых наблюдений в этой области. Первую космологическую модель в рамках общей теории относительности рассмотрел сам Эйнштейн в 1917 г. В этом же году появилась и статья Виллема де Ситтера (Willem de Sitter), в которой обсуждалась возможность роста скорости с расстоянием. Однако в своем построении Эйнштейн исходил из идеи о стационарности Вселенной, для достижения которой ему пришлось добавить так называемую космологическую постоянную. Первые реалистичные модели в рамках ОТО были рассчитаны Александром Фридманом в 1922 г., который получил решения для расширяющейся или сжимающейся Вселенной. Следующий важный шаг был сделан Жоржем Леметром (Georges Lemaitre) в 1927 г.; в своих последующих работах в начале 1930-х гг. он дал исчерпывающее объяснение данным наблюдений Хаббла, а также рассмотрел ряд моделей, в том числе и с космологической постоянной, с разными законами изменения масштабного фактора. К числу последних относится и современная модель, в которой первые несколько миллиардов лет расширение Вселенной замедляется, а затем – ускоряется. Однако теория оставалась лишь теорией, пока не появились новые данные наблюдений.
Первые реалистичные нестационарные космологические модели были построены Александром Фридманом в 1922 г.
Традиционно историю открытия расширения Вселенной начинают с работ Весто Слайфера (Vesto Slipher). В 1914 г. он обнаружил, что несколько галактик удаляются от нас (а не приближаются, как, например, туманность Андромеды). Однако пока это были лишь разрозненные данные, на основе которых не было сделано решающего вывода, хотя такие попытки предпринимались (например, Артуром Эддингтоном в 1923 г.). Ключевой стала работа Эдвина Хаббла, который в 1929 г. опубликовал статью с достаточно точно измеренными расстояниями