Секрет космической «губки»: что и где находится во Вселенной
Астрономам в древности и вплоть до начала XX века небо казалось плоским: они умели определять расстояние только до самых близких астрономических объектов – Солнца, Луны, планет Солнечной системы и их крупных спутников; все остальное было недостижимо далеко – так далеко, что рассуждать о том, что ближе, а что дальше, не имело смысла. Только в начале XX века дальний космос начал приобретать объем: появлялись новые способы измерения расстояний до далеких звезд – и мы узнали, что кроме нашей галактики существует еще бессчетное множество звездных скоплений. А к концу века человечество обнаружило, что его родная галактика кружится в одном из просветов между нитями звездной «губки» – в месте, очень пустом даже по космическим меркам.
Из плоскости в объем
Человеческий глаз может отличить далекий объект от близкого, только если эти объекты не слишком удалены от наблюдателя. Дерево, растущее неподалеку, и гора на горизонте; человек, стоящий в строю перед смотрящим – и через сто человек от него. Понять, что далеко, а что близко, нам позволяют бинокулярность (с одним глазом это сделать тоже можно, но с меньшей точностью) и способность мозга оценивать параллакс – изменение видимого положения объекта относительно удаленного фона.
Когда мы смотрим на звезды, все эти фокусы оказываются бесполезны. Располагая мощным телескопом, можно оценить расстояние до ближайших к Солнцу звезд с помощью параллакса, но на этом наши возможности заканчиваются. Максимум, достижимый с помощью этого метода, выполнил в 2007 году спутниковый телескоп Hipparcos, измеривший расстояние до миллиона звезд в окрестностях Солнца. Но если параллакс – ваше единственное оружие, то все, что дальше нескольких сотен тысяч парсеков, остается точками на внутренней поверхности сферы. Вернее, оставалось – до двадцатых годов прошлого века.
Первым человеком, придавшим глубину плоской картинке далекого космоса, стал эстонский астрофизик Эрнст Эпик, измеривший скорость вращения одного яркого звездного скопления и выведший из этой скорости расстояние до него. Оказалось, что это расстояние намного превосходит размер Млечного Пути, в то время определенный уже довольно точно, – а значит, не может быть его частью. Этим скоплением была галактика Андромеды, ближайший (кроме карликовых галактик-спутников) сосед Млечного Пути. Измерить расстояния там, где метод параллакса бессилен, помогло свойство некоторых ярких звезд менять период изменения светимости от их звездной величины. Первые такие звезды обнаружили в созвездии Цефея, поэтому сейчас все они называются цефеидами; известные сегодня тысячи цефеид помогли определить расстояния до галактик, удаленность которых с помощью параллакса установить нельзя.
Новый шаг сделали астрономы, открывшие зависимость между расстоянием до астрономического объекта и смещением его спектральных линий в красную сторону (при сохранении расположения этих линий относительно друг друга). Эта заслуга обычно приписывается Эдвину Хабблу, но он открыл красное смещение благодаря работам пары десятков коллег. Измеряя красное смещение, можно установить расстояние до самых далеких из наблюдаемых объектов – даже скоплений галактик, в которых мы не можем различить ни одной переменной звезды, не говоря уже о том, чтобы измерить их годичный параллакс. Когда астрономы научились пользоваться всеми описанными выше способами измерения расстояний до источников излучения и получили надежные инструменты – очень мощные телескопы и чувствительные спектрометры, наземные и космические, Вселенная предстала перед учеными в виде губки, большая часть вещества которой сосредоточена в галактических скоплениях – нитях и стенах, а огромная (до 90%) часть пространства занята войдами – регионами, плотность вещества в которых на 15–50% ниже средней.
В 1977 году в Таллин съехались астрономы со всего мира – обмениваться результатами измерений групп галактик и их распределения в космосе. После этого исторического события понятие «крупномасштабная структура Вселенной» обрело свое современное значение. До тех пор Вселенная представлялась заполненной галактиками относительно равномерно; Яан Эйнасто, один из пионеров исследования крупномасштабной структуры, вспоминает о том, как его статьи с описанием галактических нитей и пустот между ними не принимали астрономические журналы со словами «никаких нитей не может быть». Доклад за докладом участники Таллинского симпозиума разрушали эту равномерность. В итоге она уступила место тому, что в конце семидесятых называли «клеточной структурой Вселенной».
Где в космической «губке» находится Млечный Путь?
Галактика Млечный Путь расположена в 700 тыс парсеков от ближайшей крупной галактики – Андромеды – и вместе с галактикой Треугольника и полусотней карликовых галактик-спутников составляет Местную группу галактик. Местная группа вместе с десятком других групп входит в Местный лист – галактическую нить, часть Местного сверхскопления галактик (суперкластер), иначе известную как сверхскопление Девы; кроме нашей, в нем еще около тысячи крупных галактик. Дева, в свою очередь, входит в сверхскопление Ланиакеи, в котором уже порядка 100 тыс. галактик. Ближайшие соседи Ланиакеи – сверхскопление Волос Вероники, сверхскопление Персея-Рыб, сверхскопление Геркулеса, скопление Льва и другие. Ближайший к нам кусочек космической пустоты, Местный войд, находится по ту сторону Млечного Пути, которая не обращена к Местному листу. От Солнца до центра Местного войда – около 23 Мпк, а его диаметр составляет примерно 60 Мпк, или 195 млн световых лет. И это капля в море, по сравнению с по-настоящему Большой Пустотой, которая нас, возможно, окружает.
В 2013 году группа астрономов пришла к заключению о том, что Млечный Путь, а вместе с ним ближайшие галактики – большая часть Ланиакеи – находится посреди поистине гигантского войда протяженностью около 1,5 млрд световых лет. Ученые сопоставили количество излучения, доходящего до Земли из ближайших галактик и из дальних уголков Вселенной. Картина выглядела так, как будто человечество живет на далекой окраине мегаполиса: зарево над большим городом освещает ночное небо сильнее, чем свет окон в домах неподалеку. Гигантскую область относительной пустоты назвали войдом КВС – по первым (латинским) буквам фамилий авторов исследования, Райана Кинана, Эми Баргер и Леннокса Коуи.
Войд КВС до сих пор составляет предмет дискуссий в сообществе астрономов. Его существование решило бы некоторые фундаментальные проблемы. Напомним, войд – это не пустота, а регион, в котором плотность галактик ниже средней по Вселенной на 15–50%. Если войд KBC действительно существует, то эта низкая плотность объяснила бы расхождение между значениями постоянной Хаббла (характеризующей скорость расширения Вселенной), полученными с помощью цефеид и через реликтовое излучение Вселенной. Это расхождение – одна из самых сложных проблем современной астрофизики, ведь в теории постоянная Хаббла, как любая другая постоянная, не должна меняться в зависимости от способа измерения. Если Млечный Путь находится в гигантском войде, то реликтовому излучению на пути к Земле встречается гораздо меньше вещества, чем в среднем по космосу; сделав поправку на это, можно примирить экспериментальные данные и точно измерить скорость расширения Вселенной.
Теории происхождения галактических сверхскоплений и войдов
Сразу после обнаружения сверхскоплений галактик и войдов ученые задались вопросом об их происхождении – и с самого начала стало понятно, что здесь не обойтись без невидимой массы Вселенной. Губчатая структура не может быть порождением нормальной, барионной материи, из которой состоят привычные нам объекты и мы сами; по всем расчетам, ее движение не могло привести к наблюдаемой сегодня макроструктуре за время, прошедшее с Большого взрыва. Породить галактические сверхскопления и войды могло только перераспределение темного вещества, которое началось намного раньше, чем сформировались первые галактики.
Впрочем, когда появилась первая теория, объясняющая существование нитей и войдов, о Большом взрыве еще не говорили. Советский астрофизик Яков Зельдович, вместе с Яаном Эйнасто приступивший к изучению макроструктуры, делал свои первые расчеты в рамках представлений о темной материи как о нейтрино, известных как теория горячего темного вещества. Возмущения темного вещества, происходившие на ранних этапах существования Вселенной, по Зельдовичу, вызвали появление ячеистой структуры («блинов»), позднее гравитационно притянувшей барионное вещество и за тринадцать с небольшим миллиардов лет сформировавшей наблюдаемую структуру галактических сверхскоплений, нитей и стен и войдов между ними.
К середине 1980-х от теории горячего темного вещества отказались в пользу теории холодной темной материи. Кроме прочего, от нейтринной теории ее отличали и масштабы, на которых возникали первичные неоднородности, – меньшие и поэтому, казалось бы, не объясняющие существование космической «губки» с ее элементами протяженностью в сотни тысяч парсек. За два следующих десятилетия астрофизикам, однако, удалось примирить модель «блинов» с математикой, стоящей за «холодной» темной материей.
Современные компьютерные симуляции отлично показывают, как флуктуации распределения темной материи молодой Вселенной породили галактические нити и войды. Самая известная из подобных симуляций, выполненная в рамках проекта The Millennium Simulation в 2005 году на суперкомпьютере вычислительного центра им. Лейбница, показывает формирование структур, сопоставимых по размеру со сверхскоплением Ланиакеи – тем, в котором вращается и наша галактика.
