Прорыв за край мира

Но ни ячеистая структура, ни галактики, ни их скопления не смогли бы возникнуть, если бы ранняя Вселенная была совершенно однородной. Известный закон роста возмущений диктует, что для появления наблюдаемой структуры контраст неоднородностей плотности в эпоху рекомбинации должен быть чуть больше одной тысячной: Вселенная с тех пор расширилась в тысячу раз, и контраст должен был вырасти в тысячу раз, чтобы стать порядка единицы и перейти в нелинейную стадию, образовав галактики.

Эпоха рекомбинации важна здесь потому, что у нас есть «фотография» Вселенной этого возраста (380 тыс. лет) — карта реликтового микроволнового излучения. Значит, мы должны видеть эту затравочную «рябь» на карте реликта! Причем неоднородности температуры реликтового излучения вроде должны быть того же порядка, что и контраст плотности, хотя и не точно такими же: при переводе одного контраста в другой замешан ряд нетривиальных эффектов.

В 1970-1980-х годах сложилась довольно напряженная ситуация. Уже делались измерения реликтового излучения с хорошей чувствительностью. Однако оно выглядело однородным даже тогда, когда уровень чувствительности в одну тысячную был достигнут на наземных радиотелескопах. Тогда наиболее чувствительной установкой был РАТАН-600 на Северном Кавказе (радиотелескоп Академии наук диаметром 600 м). Первый результат, доложенный руководителем научной программы радиотелескопа Юрием Парийским, вызвал недоверие. Получалось, что неоднородностей температуры реликтового излучения нет на уровне 10^-4 . А как же тогда образовались галактики!? Кое-где раздавался ропот, что данные неверны. Но вскоре результат об отсутствии неоднородностей с контрастом 10^-4 был подтвержден на других радиотелескопах. А предел по данным РАТАН-600 был снижен до уровня 10^-5 и даже меньше. Это заставило изрядно поволноваться космологов — вырисовывался самый настоящий кризис. Почва уходила из-под ног: мы видим галактики и их скопления, точно знаем, как эволюционируют неоднородности, но не видим того, из чего они должны развиваться.

25. Темная материя, спасительная и неуловимая

Здесь на сцену вышла темная материя. Примерно в то же время стало ясно, что галактики существенно тяжелей, чем составляющие их звезды, газ и пыль. В галактиках есть что-то еще, поскольку они вращаются слишком быстро — требуется большая масса, чтобы своим тяготением уравновесить центробежную силу. Появился даже кандидат на роль темной материи — нейтрино. Если у нейтрино есть небольшая масса, то реликтовые нейтрино, подобные реликтовым фотонам, но уже медленные из-за своей массы, могут скапливаться в галактиках и делать их тяжелее. Как раз к месту появился и экспериментальный результат, дававший массу нейтрино около 30 эВ — даже больше, чем требовалось. Как выяснилось, результат этот был неверным, но мысль о массивном нейтрино продолжала носиться в воздухе — она, по крайней мере, смягчала кризис.

Если у нейтрино есть масса, например 10 эВ, то во времена рекомбинации газ нейтрино составлял большую часть массы Вселенной. И что важно, нейтрино были уже медленными еще задолго до рекомбинации. Гравитационная неустойчивость на большом масштабе неоднородностей начала работать для них раньше, чем для обычного вещества (нейтрино очень слабо взаимодействуют и распространяются во Вселенной свободно начиная с первых секунд после Большого взрыва). Поэтому к моменту рекомбинации они могли создать большие ямы гравитационного потенциала (в пересчете на современную Вселенную — 20 мегапарсек и больше), куда потом «стечет» обычное вещество, образовав крупномасштабную структуру. С помощью нейтрино удавалось свести концы с концами, если первичные неоднородности, запечатлевшиеся в реликтовом излучении, оставались на уровне одной десятитысячной. Но этот уровень был уже пройден — на нем не обнаружилось никакой анизотропии!

Выход мог быть лишь один: темная материя состоит из неизвестных частиц, почти не взаимодействующих с обычным веществом, скорее всего, гораздо более тяжелых, чем нейтрино, и более тяжелых, чем протоны. Нужно, чтобы в первые минуты Вселенной они уже были медленными. Подобная темная материя получила название «холодной». В этом случае контраста начальных неоднородностей чуть больше, чем 10^-5, хватает, чтобы к моменту рекомбинации темная материя успела «скомковаться» до контраста 10^-3, необходимого для образования галактик. Обычное вещество потом потянется за темной материей. При этом сеть каустик, о которой шла речь выше, формируется именно темной материей, и лишь потом обычная ба-рионная материя стягивается в эту сеть и подсвечивает ее образовавшимися звездами. Так и возникает крупномасштабная структура.