Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

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?

В следующих главах мы расскажем, что структура современной Вселенной определяется малыми флуктуациями, существовавшими в горячем газе сразу после Большого взрыва. Они послужили «семенами», из которых гравитация постепенно вырастила современные структуры — большие и малые. Согласно идее, предложенной около 1970 года Эдвардом Харрисоном (1919–2007) из Массачусетса и Яковом Зельдовичем из Москвы, начальные возмущения существовали на всевозможных масштабах, но при этом с увеличением размера становились все менее заметными (на очень больших масштабах относительная флуктуация плотности должна была быть обратно пропорциональной квадрату рассматриваемого масштаба). Измерения фонового излучения позволили недавно определить этот спектр, форма которого оказалась очень близка к тому, что предсказывали Харрисон и Зельдович. Так что полная однородность может вообще нигде не начинаться! Но на очень больших масштабах у гравитации просто не было достаточно времени, чтобы сильно возмутить начальное распределение материи, поэтому можно надеяться, что сильные неоднородности и пустоты заканчиваются на некотором большом, хотя и до сих пор неизвестном, расстоянии.