Галактикалардың, галактикалар шоқжылдыздарының және ірі құрылымдардың қалыптасуы
Structure formation
Галактикалардың, галактикалар шоқжұлдыздарының және ірі құрылымдардың қалыптасуы – 13.8 млрд жыл бұрынғы тығыздық толқындарының эволюциясы. Космология, ғарыш.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Галактикалардың, галактикалар шоғырының және ірі құрылымдардың шағын ерте тығыздық ауытқуларынан қалыптасуы
Formation of galaxies, galaxy clusters and larger structures from small early density fluctuations
Физикалық космологияда құрылымның қалыптасуы – галактикалардың, галактикалар шоғырының және ірі құрылымдардың шағын ерте тығыздық ауытқуларынан пайда болуы. Ғалам, қазіргі уақытта ғарыштық микротолқындық фондық сәулеленуді бақылау арқылы белгілі болғандай, шамамен 13,8 миллиард жыл бұрын ыстық, тығыз және дерлік біркелкі күйде бастау алды. Алайда, бүгін түнгі аспанға қарағанда, жұлдыздар мен планеталардан бастап галактикаларға дейін, барлық масштабтағы құрылымдарды көруге болады. Одан да ірі масштабтарда галактикалар шоғыры мен галактикалардың парақша тәрізді құрылымдары, аз ғана галактикаларды қамтитын орасан зор бос кеңістіктермен бөлінеді. Құрылымның қалыптасуы, осы құрылымдардың кеңістік-уақыт тығыздығындағы немесе басқа түрден пайда болған шағын ерте толқындардың гравитациялық тұрақсыздығы арқылы қалай қалыптасқанын модельдеуге тырысады. Қазіргі заманғы ΛCDM (Лямбда-CDM) моделі, галактикалардың, шоғырлардың және бос кеңістіктердің байқалатын кең ауқымды таралуын болжауда сәтті; бірақ жеке галактикалар деңгейінде бариондық физика, газды қыздыру және салқындату, жұлдыздардың пайда болуы және кері байланыс сияқты күрделі емес процестерге байланысты көптеген қиындықтар бар. Галактикалардың қалыптасу процесін түсіну – қазіргі заманғы космологиялық зерттеулердің маңызды тақырыбы болып табылады, бұл Хабблдің «Өте терең өрісі» сияқты бақылаулар және ірі компьютерлік модельдеулер арқылы жүзеге асырылады.
In physical cosmology, structure formation is the formation of galaxies, galaxy clusters and larger structures from small early density fluctuations. The universe, as is now known from observations of the cosmic microwave background radiation, began in a hot, dense, nearly uniform state approximately 13.8 billion years ago. However, looking at the night sky today, structures on all scales can be seen, from stars and planets to galaxies. On even larger scales, galaxy clusters and sheet like structures of galaxies are separated by enormous voids containing few galaxies. Structure formation attempts to model how these structures were formed by gravitational instability of small early ripples in spacetime density or another emergence. The modern Lambda CDM model is successful at predicting the observed large scale distribution of galaxies, clusters and voids; but on the scale of individual galaxies there are many complications due to highly nonlinear processes involving baryonic physics, gas heating and cooling, star formation and feedback. Understanding the processes of galaxy formation is a major topic of modern cosmology research, both via observations such as the Hubble Ultra Deep Field and via large computer simulations.
Ерте ғалам
Бұл кезеңде ғаламның бастапқы шарттарын – біртектілік, изотроптық және жазықтық – орнатуға жауапты болған, мысалы, ғарыштық инфляция сияқты бірнеше механизмдер болды. Ғарыштық инфляция сондай-ақ, өте кішкентай кванттық құбылыстарды (инфляцияға дейін) тығыздық артықшылығы мен кемшілігінің (инфляциядан кейін) шағын толқындарына дейін күшейтіп жіберді.
In this stage, some mechanism, such as cosmic inflation, was responsible for establishing the initial conditions of the universe: homogeneity, isotropy, and flatness. Cosmic inflation also would have amplified minute quantum fluctuations (pre inflation) into slight density ripples of overdensity and underdensity (post inflation).
Құрылымның өсуі
Ерте ғаламда сәулелену басым болды; осы жағдайда, ғарыштық көкжиектен үлкен тығыздық ауытқулары масштаб факторына пропорционалды өседі, себебі гравитациялық потенциалдың ауытқулары тұрақты болып қалады. Көкжиектен кіші құрылымдардың өсуі сәулеленудің басымдығының кедергісінен мұздап қалды. Ғалам кеңейген сайын сәулелену тығыздығы, материяға қарағанда жылдам төмендеді (фотон энергиясының қызылға қарай ығысуына байланысты); бұл Үлкен жарылыстан кейін шамамен 50,000 жыл өткенде материя-сәулелену теңдігі деп аталатын өткелге әкелді. Осыдан кейін барлық қараңғы материя толқындары еркін өсіп, кейіннен бариондардың түсуіне мүмкіндік беретін тұқымдарды қалыптастыра алды. Осы кезеңдегі бөлшектер көкжиегі материяның қуат спектрінде өзгеруге алып келеді, оны үлкен қызыл ығысу зерттеулерінде өлшеуге болады.
The early universe was dominated by radiation; in this case density fluctuations larger than the cosmic horizon grow proportional to the scale factor, as the gravitational potential fluctuations remain constant. Structures smaller than the horizon remained essentially frozen due to radiation domination impeding growth. As the universe expanded, the density of radiation drops faster than matter (due to redshifting of photon energy); this led to a crossover called matter radiation equality at ~ 50,000 years after the Big Bang. After this all dark matter ripples could grow freely, forming seeds into which the baryons could later fall. The particle horizon at this epoch induces a turnover in the matter power spectrum which can be measured in large redshift surveys.
Қайта үйлестіру
Ғаламның көп бөлігі осы кезеңде сәулеленумен биленді, ал жоғары температура мен сәулеленудің салдарынан бастапқы сутек пен гелий толыққанды ионданып, ядролар мен бос электрондарға айналды. Бұл ыстық және тығыз жағдайда, сәулелену (фотон) электроннан Томсон шашырауына ұшырамай, ұзаққа жүре алмады. Ғалам өте ыстық және тығыз болды, бірақ қарқынды түрде кеңейіп, демек, суынып жатты. Соңында, "жарылыстан" кейін 400 000 жылға жетпейтін уақытта, протондар теріс зарядталған электрондарды ұстап алып, бейтарап сутек атомдарын құруға жеткілікті түрде суытылды (шамамен 3000 К). (Гелий атомдары олардың жоғары байланысу энергиясының арқасында сәл ертерек пайда болды). Шамамен барлық зарядталған бөлшектер бейтарап атомдарға байланысқаннан кейін, фотондар енді олармен өзара әрекеттеспей, келесі 13,8 миллиард жыл бойы еркін тарала алды; қазір біз осы фотондарды 1090 есе қызыл жылжуға ұшыраған, 2,725 К дейін бүгінгі ғаламды толтыратын Космикалық Микротолқынды Сәулелену (КМС) ретінде анықтаймыз. Бірнеше ғарышқа негіделген миссиялар (COBE, WMAP, Planck) КМС-тің тығыздығы мен температурасындағы өте шағын өзгерістерді анықтады. Бұл өзгерістер өте нәзік болды және КМС барлық бағытта дерлік бірдей болып көрінеді. Дегенмен, температураның 100 000-нан бір бөлігіне жуық шағын ауытқулары зор маңызға ие, өйткені олар ғаламдағы барлық күрделі құрылымдардың пайда болуына себеп болған алғашқы "тұқымдар" еді. Әлемнің алғашқы 400 000 жылынан кейін не болғаны туралы теория иерархиялық құрылымдануға негізделген: кішкентай гравитациялық байланысты құрылымдар, мысалы, алғашқы жұлдыздар мен жұлдыздық шоғырларды қамтитын материя шыңдары бірінші болып пайда болды, содан кейін олар газ бен қара материямен бірігіп галактикаларды, одан кейін галактикалардың топтарын, шоғырларын және супершоғырларын құрады.
The universe was dominated by radiation for most of this stage, and due to the intense heat and radiation, the primordial hydrogen and helium were fully ionized into nuclei and free electrons. In this hot and dense situation, the radiation (photons) could not travel far before Thomson scattering off an electron. The universe was very hot and dense, but expanding rapidly and therefore cooling. Finally, at a little less than 400,000 years after the 'bang', it became cool enough (around 3000 K) for the protons to capture negatively charged electrons, forming neutral hydrogen atoms. (Helium atoms formed somewhat earlier due to their larger binding energy). Once nearly all the charged particles were bound in neutral atoms, the photons no longer interacted with them and were free to propagate for the next 13.8 billion years; we currently detect those photons redshifted by a factor 1090 down to 2.725 K as the Cosmic Microwave Background Radiation (CMB) filling today's universe. Several remarkable space based missions (COBE, WMAP, Planck), have detected very slight variations in the density and temperature of the CMB. These variations were subtle, and the CMB appears very nearly uniformly the same in every direction. However, the slight temperature variations of order a few parts in 100,000 are of enormous importance, for they essentially were early "seeds" from which all subsequent complex structures in the universe ultimately developed. The theory of what happened after the universe's first 400,000 years is one of hierarchical structure formation: the smaller gravitationally bound structures such as matter peaks containing the first stars and stellar clusters formed first, and these subsequently merged with gas and dark matter to form galaxies, followed by groups, clusters and superclusters of galaxies.
Ерте ғалам
Бастапқы ғалам әлі күнге дейін фундаментальды физика тұрғысынан толыққанды түсініксіз кезең болып табылады. Басым теория, яғни космостық инфляция, ғаламның жазықтығын, біртектілігі мен изотропиясын, сондай-ақ экзотикалық қалдық бөлшектердің (мысалы, магниттік монопольдердің) жоқтығын жақсы түсіндіреді. Байқаулар растаған тағы бір болжам – бастапқы ғаламдағы ұсақ бұзылыстар кейінірек құрылымның қалыптасуына бастама береді. Бұл ауытқулар барлық құрылымның негізін құраса да, ең айқын түрде 100 000-нан бір бөлігіне тең температурадағы шағын өзгерістер ретінде көрінеді. (Бұл деңгейдегі ауытқулар АҚШ-тың топографиялық картасында бірнеше сантиметрден аспайтын белгілерді ғана көрсетсе, салыстырып қараңыз.) Бұл ауытқулар өте маңызды, өйткені олар ең ірі құрылымдардың өсуіне және ақырында галактикалар мен жұлдыздардың пайда болуы үшін құлдырауына мүмкіндік беретін бастаманы қамтамасыз етеді. COBE (Cosmic Background Explorer) 1990-шы жылдары ғаламдық микротолқынды фондық сәулеленудегі ішкі ауытқуларды алғаш рет анықтады. Бұл бұзылыстардың ерекше сипаттамасы бар деп есептеледі: олар ковариациялық функциясы диагональды және дерлік масштабты инвариантты Гаусс кездейсоқ өрісін құрайды. Байқалған ауытқулар осы формаға сәйкес келеді, ал WMAP өлшеген спектрлік индекс – спектрлік индекс масштабты инвариантты (немесе Харрисон-Зельдович) спектрден ауытқуды өлшейді – инфляцияның ең қарапайым және сенімді модельдері болжаған мәнге өте жақын. Бастапқы бұзылыстардың тағы бір маңызды қасиеті – олардың адиабатикалық (немесе ғаламды құрайтын әртүрлі материялар арасында изентропиялық) болуы, бұл космостық инфляциямен болжанады және байқаулармен расталды. Ерте ғаламның басқа да теориялары ұсынылды, олар ұқсас болжамдар жасайтынын мәлімдейді, мысалы, бран газ космологиясы, циклдық модель, Ұлы жарылыстан бұрынғы модель және голографиялық ғалам, бірақ олар әлі де даму сатысында және кеңінен қабылданбаған. Кейбір теориялар, мысалы, космостық жіптер, үнемі нақтылана түсетін деректермен көптеп жоққа шығарылды.
The very early universe is still a poorly understood epoch, from the viewpoint of fundamental physics. The prevailing theory, cosmic inflation, does a good job explaining the observed flatness, homogeneity and isotropy of the universe, as well as the absence of exotic relic particles (such as magnetic monopoles). Another prediction borne out by observation is that tiny perturbations in the primordial universe seed the later formation of structure. These fluctuations, while they form the foundation for all structure, appear most clearly as tiny temperature fluctuations at one part in 100,000. (To put this in perspective, the same level of fluctuations on a topographic map of the United States would show no feature taller than a few centimeters.) These fluctuations are critical, because they provide the seeds from which the largest structures can grow and eventually collapse to form galaxies and stars. COBE (Cosmic Background Explorer) provided the first detection of the intrinsic fluctuations in the cosmic microwave background radiation in the 1990s. These perturbations are thought to have a very specific character: they form a Gaussian random field whose covariance function is diagonal and nearly scale invariant. Observed fluctuations appear to have exactly this form, and in addition the spectral index measured by WMAP—the spectral index measures the deviation from a scale invariant (or Harrison Zel'dovich) spectrum—is very nearly the value predicted by the simplest and most robust models of inflation. Another important property of the primordial perturbations, that they are adiabatic (or isentropic between the various kinds of matter that compose the universe), is predicted by cosmic inflation and has been confirmed by observations. Other theories of the very early universe have been proposed that are claimed to make similar predictions, such as the brane gas cosmology, cyclic model, pre big bang model and holographic universe, but they remain nascent and are not widely accepted. Some theories, such as cosmic strings, have largely been refuted by increasingly precise data.
Айналадағы проблема
Құрылымның қалыптасуындағы маңызды ұғым – Хаббл радиусы, ол көбінесе жай ғана көкжиек деп аталады, себебі ол бөлшектер көкжиегімен тығыз байланысты. Хаббл радиусы Хаббл параметрімен байланысты, яғни , мұнда – жарық жылдамдығы, және бұл шамамен жақын ғаламның көлемін анықтайды, ол жақында (соңғы кеңею уақытында) бақылаушымен себептік байланыста болған. Ғалам үнемі кеңейіп жатқандықтан, оның энергия тығыздығы үнемі төмендейді (нағыз экзотикалық материя, мысалы, фантом энергиясы болмаса). Фридманн теңдеуі ғаламның энергия тығыздығын Хаббл параметрімен байланыстырады және Хаббл радиусының үнемі өсіп келе жатқанын көрсетеді. Үлкен жарылыс космологиясының көкжиек проблемасы инфляция болмаса, бұзылыстар көкжиекке кірмес бұрын ешқашан себептік байланыста болмаған, демек, мысалы, ірі масштабтағы галактикалардың таралуының біртектілігі мен изотропиясын түсіндіру мүмкін емес. Өйткені, қалыпты Фридманн-Лемайтр-Робертсон-Уокер космологиясында Хаббл радиусы кеңістіктің кеңеюінен гөрі жылдам өседі, сондықтан бұзылыстар тек Хаббл радиусына ғана кіреді және кеңею арқылы сыртқа итерілмейді. Бұл парадокс ғарыштық инфляциямен шешіледі, ол ерте ғаламдағы жылдам кеңею кезеңінде Хаббл радиусы дерлік тұрақты болғанын көрсетеді. Осылайша, ірі масштабтағы изотропия ғарыштық инфляция кезінде пайда болған және көкжиектен тысқары шығарылған кванттық ауытқуларға байланысты.
An important concept in structure formation is the notion of the Hubble radius, often called simply the horizon, as it is closely related to the particle horizon. The Hubble radius, which is related to the Hubble parameter as , where is the speed of light, defines, roughly speaking, the volume of the nearby universe that has recently (in the last expansion time) been in causal contact with an observer. Since the universe is continually expanding, its energy density is continually decreasing (in the absence of truly exotic matter such as phantom energy). The Friedmann equation relates the energy density of the universe to the Hubble parameter and shows that the Hubble radius is continually increasing. The horizon problem of big bang cosmology says that, without inflation, perturbations were never in causal contact before they entered the horizon and thus the homogeneity and isotropy of, for example, the large scale galaxy distributions cannot be explained. This is because, in an ordinary Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker cosmology, the Hubble radius increases more rapidly than space expands, so perturbations only enter the Hubble radius, and are not pushed out by the expansion. This paradox is resolved by cosmic inflation, which suggests that during a phase of rapid expansion in the early universe the Hubble radius was nearly constant. Thus, large scale isotropy is due to quantum fluctuations produced during cosmic inflation that are pushed outside the horizon.
Бастапқы плазма
Инфляцияның соңы қайта жылыну деп аталады, ол кезде инфляциялық бөлшектер басқа бөлшектердің ыстық, термодинамикалық плазмасына ыдырайды. Осы кезеңде Ғаламның энергиясы толығымен сәулеленуден тұрады, ал стандартты модель бөлшектері релятивистік жылдамдықтарға ие. Плазма салқындағанда, бариогенез бен лептогенез процестері жүреді деп есептеледі, кварк-глюондық плазма салқындағанда электроәлсіз симметрия бұзылады және Ғалам негізінен қарапайым протондардан, нейтрондардан және электрондардан құралады. Ғалам одан әрі салқындағанда, Ұлы жарылыс ядролық синтезі жүзеге асады және шағын мөлшерде дейтерий, гелий және литий ядролары пайда болады. Ғалам салқындап, кеңейе келе, фотондардың энергиясы қызыл жылжуға ұшырай бастайды, бөлшектер релятивистік емес күйге өтеді және Ғаламда қарапайым материя басым бола бастайды. Соңында, еркін электрондар ядролармен байланысқанда атомдар пайда бола бастайды. Бұл фотондардың Томсон шашырауын басады. Ғаламның сиретуімен (және фотондардың орташа еркін жүріс жолының ұлғаюымен) байланысты, бұл Ғаламды мөлдір етеді және космостық микротолқындық фон рекомбинация кезінде (соңғы шашырау беті) шығарылады.
The end of inflation is called reheating, when the inflation particles decay into a hot, thermal plasma of other particles. In this epoch, the energy content of the universe is entirely radiation, with standard model particles having relativistic velocities. As the plasma cools, baryogenesis and leptogenesis are thought to occur, as the quark–gluon plasma cools, electroweak symmetry breaking occurs and the universe becomes principally composed of ordinary protons, neutrons and electrons. As the universe cools further, Big Bang nucleosynthesis occurs and small quantities of deuterium, helium and lithium nuclei are created. As the universe cools and expands, the energy in photons begins to redshift away, particles become non relativistic and ordinary matter begins to dominate the universe. Eventually, atoms begin to form as free electrons bind to nuclei. This suppresses Thomson scattering of photons. Combined with the rarefaction of the universe (and consequent increase in the mean free path of photons), this makes the universe transparent and the cosmic microwave background is emitted at recombination (the surface of last scattering).
Акустикалық тербелістер
Бастапқы плазмада материяның өте аз артық тығыздықтары болған, олар инфляция кезінде кванттық флуктуациялардың ұлғаюынан туындаған деп саналады. Бұл артық тығыздықтардың қайнасы қандай болса да, олар гравитациялық тартымға ие. Бірақ осы кезеңдегі фотон-материяның үздіксіз өзара әрекеттесуінің жоғары температурасы жылулық тепе-теңдікке күшпен ұмтылады, бұл үлкен сыртқы қысымды тудырады. Гравитация мен қысымның осы қарсы күштері тербелістерді жасайды, олар ауадағы қысым айырмашылығынан туындаған дыбыс толқындарына ұқсас. Бұл бұзылыстар маңызды, себебі олар ғарыздық микротолқындық фонның анизотропиясына әкелетін нәзік физикаға жауапты. Егер бұзылыс горизонтқа кіріп, қайта бірігуге дейін толық немесе жартылай толық циклмен тербелсе, ол ғарыздық микротолқындық фон анизотропиясының акустикалық шыңы ретінде көрінеді. (Жартылай тербеліс, онда тығыз аймақ сиреп немесе керісінше айналады, шың ретінде көрінеді, өйткені анизотропия қуат спектрі түрінде көрсетіледі, сондықтан тығыздықтан кем аймақтар да тығыздықтан артық аймақтар сияқты қуатқа үлес қосады.) Микротолқындық фонның нақты пік құрылымын анықтайтын физика күрделі, бірақ осы тербелістер мәнін анықтайды.
The primordial plasma would have had very slight overdensities of matter, thought to have derived from the enlargement of quantum fluctuations during inflation. Whatever the source, these overdensities gravitationally attract matter. But the intense heat of the near constant photon matter interactions of this epoch rather forcefully seeks thermal equilibrium, which creates a large amount of outward pressure. These counteracting forces of gravity and pressure create oscillations, analogous to sound waves created in air by pressure differences. These perturbations are important, as they are responsible for the subtle physics that result in the cosmic microwave background anisotropy. In this epoch, the amplitude of perturbations that enter the horizon oscillate sinusoidally, with dense regions becoming more rarefied and then becoming dense again, with a frequency which is related to the size of the perturbation. If the perturbation oscillates an integral or half integral number of times between coming into the horizon and recombination, it appears as an acoustic peak of the cosmic microwave background anisotropy. (A half oscillation, in which a dense region becomes a rarefied region or vice versa, appears as a peak because the anisotropy is displayed as a power spectrum, so underdensities contribute to the power just as much as overdensities.) The physics that determines the detailed peak structure of the microwave background is complicated, but these oscillations provide the essence.
Сызықтық құрылым
1970-1980 жылдары космологтардың анықтаған басты мәселелерінің бірі – ғаламдағы материяның көп бөлігі атомдардан емес, қара материя деп аталатын құпия материядан тұрады екені. Қара материя гравитация күші арқылы әрекеттеседі, бірақ ол бариондардан құралмайды және радиацияны шығармайды немесе жұта алмайды дегені анық белгілі. Ол нейтрино сияқты әлсіз әрекеттесу арқылы әрекеттесетін бөлшектерден тұруы мүмкін, бірақ ол үш белгілі нейтрино түрінен толығымен құралмайды (кейбіреулер оны стерильді нейтрино деп ұсынады). Жақындағы мәліметтерге сәйкес, қара материя барриондық материядан шамамен бес есе көп, сондықтан осы кезеңде ғаламның динамикасы қара материяның басымдығымен анықталады. Қара материя құрылымның қалыптасуында шешуші роль атқарады, себебі ол тек гравитация күшіне сезімтал: ықшам құрылымдардың пайда болуына мүмкіндік беретін гравитациялық Джинс тұрақсыздығына ешқандай қарсы күш, мысалы, радиациялық қысым кедергі келтірмейді. Осының салдарынан қара материя қарапайым материяға қарағанда ертерек, қара материя галоларының күрделі желісіне құлауын бастайды, себебі қарапайым материяның құлауына қысым күштері кедергі келтіреді. Егер қара материя болмаса, галактикалардың пайда болу кезеңі ғаламда байқалғаннан әлдеқайда кейінірек орын алатын еді. Осы кезеңдегі құрылымның физикасы өте қарапайым, өйткені әртүрлі толқын ұзындығындағы қара материяның бұзылыстары тәуелсіз дамиды. Хаббл радиусы кеңейіп жатқан ғаламда өскен сайын, ол үлкен және үлкен бұзылыстарды қамтиды. Материяның басымдығы кезінде барлық себептік қара материяның бұзылыстары гравитациялық кластерлеу арқылы өседі. Дегенмен, сәулелену басымдығы кезінде пайда болған қысқа толқын ұзындығындағы бұзылыстардың өсуі материя басымдығына дейін тежеледі. Осы кезеңде жарқын, бариондық материя қара материяның эволюциясын қарапайым түрде қайталайды деп күтіледі, ал олардың таралуы бір-біріне жақын болуы керек. Бұл "сызықтық қуат спектрін" есептеу оңай, және космологияның құралы ретінде ол ғарыштық микротолқындық фонмен салыстырылатын маңызға ие. Галактикаларды зерттеулер, мысалы, Слоан Цифрлық Аспан зерттеуі және Лайман α орман зерттеулері қуат спектрін өлшеді. Бұл зерттеулер галактикалар мен квазарлардан шыққан сәулеленуді бақылайтындықтан, олар қара материяны тікелей өлшемейді, бірақ галактикалардың кең ауқымды таралуы (және Лайман α орманшасындағы сіңіру сызықтары) қара материяның таралуын жақсы көрсетеді деп күтіледі. Бұл галактикалар ғаламның тығыз бөліктерінде үлкен және көп, ал сирек аймақтарда салыстырмалы түрде аздау болады деген фактіге байланысты.
One of the key realizations made by cosmologists in the 1970s and 1980s was that the majority of the matter content of the universe was composed not of atoms, but rather a mysterious form of matter known as dark matter. Dark matter interacts through the force of gravity, but it is not composed of baryons, and it is known with very high accuracy that it does not emit or absorb radiation. It may be composed of particles that interact through the weak interaction, such as neutrinos, but it cannot be composed entirely of the three known kinds of neutrinos (although some have suggested it is a sterile neutrino). Recent evidence indicates that there are about five times as much dark matter as baryonic matter, and thus the dynamics of the universe in this epoch are dominated by dark matter. Dark matter plays a crucial role in structure formation because it feels only the force of gravity: the gravitational Jeans instability which allows compact structures to form is not opposed by any force, such as radiation pressure. As a result, dark matter begins to collapse into a complex network of dark matter halos well before ordinary matter, which is impeded by pressure forces. Without dark matter, the epoch of galaxy formation would occur substantially later in the universe than is observed. The physics of structure formation in this epoch is particularly simple, as dark matter perturbations with different wavelengths evolve independently. As the Hubble radius grows in the expanding universe, it encompasses larger and larger disturbances. During matter domination, all causal dark matter perturbations grow through gravitational clustering. However, the shorter wavelength perturbations that are included during radiation domination have their growth retarded until matter domination. At this stage, luminous, baryonic matter is expected to mirror the evolution of the dark matter simply, and their distributions should closely trace one another. It is straightforward to calculate this "linear power spectrum" and, as a tool for cosmology, it is of comparable importance to the cosmic microwave background. Galaxy surveys have measured the power spectrum, such as the Sloan Digital Sky Survey, and by surveys of the Lyman α forest. Since these studies observe radiation emitted from galaxies and quasars, they do not directly measure the dark matter, but the large scale distribution of galaxies (and of absorption lines in the Lyman α forest) is expected to mirror the distribution of dark matter closely. This depends on the fact that galaxies will be larger and more numerous in denser parts of the universe, whereas they will be comparatively scarce in rarefied regions.
Сызықтық емес құрылым
Қиындықтар жеткілікті деңгейге жеткенде, кішкентай аймақ ғаламның орташа тығыздығынан едәуір артық тығыз болуы мүмкін. Осы кезде физиканың мәні күрделеніп кетеді. Егер біртектіліктен ауытқулар шағын болса, қара материяны қысымсыз сұйықтық ретінде қарастырып, өте қарапайым теңдеулер арқылы дамуын сипаттауға болады. Артқы фоннан едәуір тығыз аймақтарда Ньютонның гравитация теориясының толық нұсқасын қолдану қажет. (Ньютон теориясы тиімді, себебі қатысқан массалар қара тесік құру үшін қажетті массадан әлдеқайда төмен, ал гравитация жылдамдығын ескермеуге болады, өйткені құрылым үшін жарық өту уақыты динамикалық уақыттан әлі де кішкентай.) Сызықтық және сұйықтық жуықтауларының дұрыс болмауының бір белгісі – қара материяның жанама бөлшектердің траекториялары қиылысатын каустикаларды құра бастауы немесе бөлшектердің орбиталар құруы. Бұл динамика N-денелік симуляциялар арқылы жақсы түсіндіріледі (бірақ кейбір жағдайларда Press-Schechter формализмі сияқты жартылай аналитикалық схемаларды да қолдануға болады). Принципте бұл симуляциялар өте қарапайым болғанымен, іс жүзінде оларды жүзеге асыру қиын, себебі миллиондаған, тіпті миллиардтаған бөлшектерді модельдеу қажет. Бөлектердің көптігіне қарамастан, әр бөлшектің массасы 109 күн массасына тең болып келеді және дискреттеу эффектілері маңызды болуы мүмкін. 2005 жылға дейінгі ең ірі симуляция – Millennium симуляциясы. N-денелік симуляциялардың нәтижелері ғаламның негізінен бос кеңістіктерден тұратынын көрсетеді, олардың тығыздығы космологиялық орташа тығыздықтан он есе кем болуы мүмкін. Материя үлкен жіпшелер мен галоларда жинақталады, олардың құрылымы күрделі желіге ұқсайды. Бұл галактикалар тобын, шоғырларын және супершоғырларын құрайды. Симуляциялар байқаулармен үлкен дәрежеде сәйкес келеді, бірақ олардың интерпретациясы қара материяның тығыз жинақталуы галактикалардың қалыптасуына қалай ықпал ететінін түсіну арқылы қиындатылады. Әсіресе, астрономиялық байқауларда көрінетін галактикалар мен шарлы шоғырлар ретіндегі кішкентай галолардың саны симуляциялардағыдан әлдеқайда көп. Бұл «ергежейлі галактикалар мәселесі» деп аталады, және оған түрлі түсіндірмелер ұсынылған. Көпшілігі оны галактикалардың қалыптасуының күрделі физикасының салдары ретінде қарастырады, бірақ кейбіреулері бұл қара материя моделіміздегі мәселе және жылы қара материя сияқты кейбір эффектілер ең кішкентай галолардың қалыптасуына кедергі келтіреді деп санайды.
When the perturbations have grown sufficiently, a small region might become substantially denser than the mean density of the universe. At this point, the physics involved becomes substantially more complicated. When the deviations from homogeneity are small, the dark matter may be treated as a pressureless fluid and evolves by very simple equations. In regions which are significantly denser than the background, the full Newtonian theory of gravity must be included. (The Newtonian theory is appropriate because the masses involved are much less than those required to form a black hole, and the speed of gravity may be ignored as the light crossing time for the structure is still smaller than the characteristic dynamical time.) One sign that the linear and fluid approximations become invalid is that dark matter starts to form caustics in which the trajectories of adjacent particles cross, or particles start to form orbits. These dynamics are best understood using N body simulations (although a variety of semi analytic schemes, such as the Press–Schechter formalism, can be used in some cases). While in principle these simulations are quite simple, in practice they are tough to implement, as they require simulating millions or even billions of particles. Moreover, despite the large number of particles, each particle typically weighs 109 solar masses and discretization effects may become significant. The largest such simulation as of 2005 is the Millennium simulation. The result of N body simulations suggests that the universe is composed largely of voids, whose densities might be as low as one tenth the cosmological mean. The matter condenses in large filaments and haloes which have an intricate web like structure. These form galaxy groups, clusters and superclusters. While the simulations appear to agree broadly with observations, their interpretation is complicated by the understanding of how dense accumulations of dark matter spur galaxy formation. In particular, many more small haloes form than we see in astronomical observations as dwarf galaxies and globular clusters. This is known as the Dwarf galaxy problem, and a variety of explanations have been proposed. Most account for it as an effect in the complicated physics of galaxy formation, but some have suggested that it is a problem with our model of dark matter and that some effect, such as warm dark matter, prevents the formation of the smallest haloes.
Газдың дамуы
Эволюцияның соңғы сатысы – галактикалар галоларының орталықтарында бариондар конденсацияланып, галактикалар, жұлдыздар және квазарлардың пайда болуымен аяқталады. Қара материя тығыз галолардың қалыптасуын қатты жеделдетеді. Қара материяда сәулелену қысымы болмағандықтан, одан кішкентай құрылымдардың пайда болуы мүмкін емес. Себебі қара материя бұрыштық импульсті таратуға қабілетсіз, ал обыкновенный бариондық материя радиациялық салқындату арқылы бұрыштық импульсті таратып, тығыз денелерді құрастыру үшін жирылады. Бұл процестерді түсіну – өте қиын есептеу мәселесі, өйткені олар гравитация физикасын, магнитогидродинамиканы, атом физикасын, ядролық реакцияларды, турбуленттілікті және тіпті жалпы салыстырмалылықты қамтиды. Көп жағдайда, бақылаулармен салыстыруға болатын нақты симуляциялар жасау әлі мүмкін емес, және ең жақсы нәтиже – жұлдыз пайда болуы сияқты процестің негізгі сапалық ерекшеліктерін көрсететін жуық симуляциялар жасау болып табылады.
The final stage in evolution comes when baryons condense in the centres of galaxy haloes to form galaxies, stars and quasars. Dark matter greatly accelerates the formation of dense haloes. As dark matter does not have radiation pressure, the formation of smaller structures from dark matter is impossible. This is because dark matter cannot dissipate angular momentum, whereas ordinary baryonic matter can collapse to form dense objects by dissipating angular momentum through radiative cooling. Understanding these processes is an enormously difficult computational problem, because they can involve the physics of gravity, magnetohydrodynamics, atomic physics, nuclear reactions, turbulence and even general relativity. In most cases, it is not yet possible to perform simulations that can be compared quantitatively with observations, and the best that can be achieved are approximate simulations that illustrate the main qualitative features of a process such as a star formation.
Космологиялық шатасулар
Ғаламның ірі масштабты құрылымын түсінудегі көптеген қиындықтар мен дауларды жалпы салыстырмалылық теориясындағы координат жүйесін таңдауды жақсырақ түсіну арқылы шешуге болады. Скаляр-вектор-тензорлық жіктеу арқылы метрика төрт скалярлық perturbation, екі векторлық perturbation және бір тензорлық perturbation қамтиды. Маңыздысы – тек скалярлық perturbation ғана: векторлар ерте Ғаламда экспоненциалды түрде әлсірейді, ал тензорлық режим бастапқы гравитациялық сәулелену және ғарыштық микротолқынды сәулелену поляризациясының B режимдері түрінде шағын (бірақ маңызды) үлес қосады. Төрт скалярлық режимнің екеуін физикалық мағынасы жоқ координаттарды түрлендіру арқылы жоюға болады. Қай режимдер жойылатыны координат жүйесін бекітудің шексіз мүмкіндіктерін анықтайды. Ең көп қолданылатын координат жүйесі – Ньютондық координат жүйесі (және оған тығыз байланысты конформдық Ньютондық координат жүйесі), онда сақталатын скалярлар Ньютондық потенциалдар Φ және Ψ болып табылады, олар Ньютондық гравитациядан алынған потенциалдық энергияға дәл сәйкес келеді. Көптеген басқа координат жүйелері де қолданылады, оның ішінде синхрондық координат жүйесі, ол сандық есептеулер үшін тиімді болуы мүмкін (оны CMBFAST қолданады). Әрбір координат жүйесінде физикалық емес еркіндік дәрежелері сақталады. Сондай-ақ, тек координат жүйесіне тәуелсіз айнымалылардың комбинациялары қарастырылатын координат жүйесіне тәуелсіз формализм де бар.
Much of the difficulty, and many of the disputes, in understanding the large scale structure of the universe can be resolved by better understanding the choice of gauge in general relativity. By the scalar vector tensor decomposition, the metric includes four scalar perturbations, two vector perturbations, and one tensor perturbation. Only the scalar perturbations are significant: the vectors are exponentially suppressed in the early universe, and the tensor mode makes only a small (but important) contribution in the form of primordial gravitational radiation and the B modes of the cosmic microwave background polarization. Two of the four scalar modes may be removed by a physically meaningless coordinate transformation. Which modes are eliminated determine the infinite number of possible gauge fixings. The most popular gauge is Newtonian gauge (and the closely related conformal Newtonian gauge), in which the retained scalars are the Newtonian potentials Φ and Ψ, which correspond exactly to the Newtonian potential energy from Newtonian gravity. Many other gauges are used, including synchronous gauge, which can be an efficient gauge for numerical computation (it is used by CMBFAST). Each gauge still includes some unphysical degrees of freedom. There is a so called gauge invariant formalism, in which only gauge invariant combinations of variables are considered.