Формирование структур во Вселенной: от флуктуаций плотности до галактик и скоплений.

Введение

Формирование галактик, скоплений галактик и более крупных структур из небольших ранних флуктуаций плотности

В физической космологии, формирование структуры — это процесс образования галактик, скоплений галактик и более крупных структур из небольших ранних флуктуаций плотности. Вселенная, как показывают наблюдения космического микроволнового фонового излучения, возникла примерно 13,8 миллиардов лет назад в горячем, плотном и почти однородном состоянии. Однако, наблюдая ночное небо сегодня, мы видим структуры всех масштабов – от звезд и планет до галактик. В еще больших масштабах скопления галактик и протяженные структуры, похожие на листы, разделены огромными пустотами, содержащими мало галактик. Формирование структуры стремится смоделировать, как эти структуры образовались в результате гравитационной нестабильности небольших ранних возмущений плотности пространства-времени или иным путем. Современная ΛCDM-модель успешно предсказывает наблюдаемое крупномасштабное распределение галактик, скоплений и пустот, но в масштабе отдельных галактик существует множество осложнений, связанных с высоко нелинейными процессами, включающими барионную физику, нагрев и охлаждение газа, звездообразование и обратную связь. Изучение процессов формирования галактик является одной из основных задач современной космологической науки, как посредством наблюдений, таких как Ультраглубокое поле Хаббла, так и с помощью масштабных компьютерных симуляций.

Очень ранняя Вселенная

На этом этапе некий механизм, например, космическая инфляция, отвечал за формирование начальных условий Вселенной: однородности, изотропии и плоскостности. Космическая инфляция также усилила бы мизерные квантовые флуктуации (до инфляции) до небольших возмущений плотности – областей повышенной и пониженной плотности (после инфляции).

Рост структуры

В ранней Вселенной доминировало излучение; в этом случае флуктуации плотности, превышающие космический горизонт, росли пропорционально фактору масштаба, поскольку флуктуации гравитационного потенциала оставались неизменными. Структуры, меньшие горизонта, оставались практически замороженными из-за того, что доминирование излучения препятствовало их росту. По мере расширения Вселенной плотность излучения уменьшалась быстрее, чем плотность материи (из-за красного смещения энергии фотонов); это привело к переходу, называемому равенством материи и излучения, примерно через 50 000 лет после Большого взрыва. После этого все возмущения в темной материи могли свободно расти, формируя зародыши, в которые впоследствии могли упасть барионы. Частичный горизонт в эту эпоху обуславливает точку перегиба в спектре мощности материи, который можно измерить в масштабных обзорах с определением красного смещения.

Рекомбинация

Вселенная была доминирована излучением на большей части этого этапа, и из-за интенсивного тепла и излучения первобытный водород и гелий были полностью ионизированы на ядра и свободные электроны. В этой горячей и плотной ситуации излучение (фотоны) не могло пройти значительного расстояния, прежде чем претерпеть томсоновское рассеяние на электроне. Вселенная была очень горячей и плотной, но быстро расширялась и, следовательно, охлаждалась. Наконец, спустя чуть менее 400 000 лет после Большого взрыва, стало достаточно холодно (около 3000 К), чтобы протоны захватили отрицательно заряженные электроны, образуя нейтральные атомы водорода. (Атомы гелия образовались несколько раньше из-за их большей энергии связи). Как только почти все заряженные частицы оказались связаны в нейтральных атомах, фотоны перестали с ними взаимодействовать и смогли свободно распространяться в течение последующих 13,8 миллиардов лет; в настоящее время мы обнаруживаем эти фотоны, красное смещение которых составляет фактор 1090, понижая температуру до 2,725 К, в виде космического микроволнового фонового излучения (CMB), заполняющего современную Вселенную. Несколько замечательных космических миссий (COBE, WMAP, Planck) обнаружили очень незначительные вариации плотности и температуры CMB. Эти вариации были тонкими, и CMB выглядит почти однородным во всех направлениях. Однако незначительные колебания температуры порядка нескольких частей на 100 000 имеют огромное значение, поскольку они, по сути, были ранними "зародышами", из которых в конечном итоге развились все последующие сложные структуры во Вселенной. Теория того, что происходило после первых 400 000 лет существования Вселенной, описывает иерархическое формирование структур: сначала образовались меньшие гравитационно связанные структуры, такие как пики материи, содержащие первые звезды и звездные скопления, а затем они сливались с газом и темной материей, формируя галактики, за которыми последовали группы, скопления и сверхскопления галактик.

Очень ранняя Вселенная

С точки зрения фундаментальной физики, очень ранняя Вселенная остаётся плохо изученной эпохой. Преобладающая теория, космическая инфляция, хорошо объясняет наблюдаемую плоскостность, однородность и изотропию Вселенной, а также отсутствие экзотических реликтовых частиц (таких как магнитные монополи). Другое предсказание, подтвержденное наблюдениями, заключается в том, что крошечные возмущения в первичной Вселенной являются зародышами для последующего формирования структуры. Эти флуктуации, являясь основой для всей структуры, наиболее отчетливо проявляются как крошечные колебания температуры в масштабе одной части из 100 000. (Для сравнения, аналогичный уровень флуктуаций на топографической карте Соединенных Штатов не показал бы ни одной детали высотой более нескольких сантиметров.) Эти флуктуации критически важны, поскольку они предоставляют зародыши, из которых могут расти самые большие структуры и в конечном итоге коллапсировать, формируя галактики и звезды. COBE (Cosmic Background Explorer) обеспечил первое обнаружение внутренних флуктуаций в космическом микроволновом фоновом излучении в 1990-х годах. Считается, что эти возмущения обладают очень специфическим характером: они образуют гауссово случайное поле, функция ковариации которого диагональна и почти масштабно-инвариантна. Наблюдаемые флуктуации, по-видимому, имеют именно такую форму, и, кроме того, спектральный индекс, измеряемый WMAP (спектральный индекс измеряет отклонение от масштабно-инвариантного (или спектра Харрисона — Зельдовича)), очень близок к значению, предсказанному самыми простыми и надёжными моделями инфляции. Другое важное свойство первичных возмущений, заключающееся в их адиабатичности (или изэнтропичности между различными видами материи, составляющими Вселенную), предсказано космической инфляцией и подтверждено наблюдениями. Были предложены и другие теории очень ранней Вселенной, претендующие на аналогичные предсказания, такие как космология бранных газов, циклическая модель, модель «до Большого взрыва» и голографическая Вселенная, но они остаются в зачаточном состоянии и не получили широкого признания. Некоторые теории, такие как теория космических струн, в значительной степени опровергнуты всё более точными данными.

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.

Проблема горизонта

Важной концепцией в формировании структуры является понятие радиуса Хаббла, часто называемого просто горизонтом, поскольку оно тесно связано с горизонтом частиц. Радиус Хаббла, связанный с параметром Хаббла соотношением , где – скорость света, приблизительно определяет объем окрестной Вселенной, который недавно (за последнее время расширения) находился в причинно-следственной связи с наблюдателем. Поскольку Вселенная непрерывно расширяется, её плотность энергии непрерывно уменьшается (в отсутствие действительно экзотической материи, такой как энергия фантома). Уравнение Фридмана связывает плотность энергии Вселенной с параметром Хаббла и показывает, что радиус Хаббла непрерывно увеличивается. Проблема горизонта в космологии Большого взрыва заключается в том, что без инфляции возмущения никогда не находились в причинно-следственной связи до момента их попадания в горизонт, и, следовательно, однородность и изотропия, например, крупномасштабного распределения галактик, не могут быть объяснены. Это происходит потому, что в обычной космологии Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера радиус Хаббла увеличивается быстрее, чем расширяется пространство, поэтому возмущения лишь входят в радиус Хаббла и не выталкиваются расширением наружу. Этот парадокс разрешается космической инфляцией, которая предполагает, что во время фазы быстрого расширения в ранней Вселенной радиус Хаббла был почти постоянным. Таким образом, крупномасштабная изотропия обусловлена квантовыми флуктуациями, возникшими во время космической инфляции и вытесненными за горизонт.

Первобытная плазма

Конец инфляции называется перегревом, когда частицы, обусловившие инфляцию, распадаются в горячую тепловую плазму других частиц. В эту эпоху энергетическое содержание Вселенной полностью состоит из излучения, при этом частицы стандартной модели движутся с релятивистскими скоростями. Считается, что по мере охлаждения плазмы происходят бариогенез и лептогенез, а при охлаждении кварк-глюонной плазмы происходит нарушение электрослабой симметрии, и Вселенная начинает состоять преимущественно из обычных протонов, нейтронов и электронов. По мере дальнейшего охлаждения Вселенной происходит нуклеосинтез Большого взрыва, в результате которого образуются небольшие количества ядер дейтерия, гелия и лития. По мере охлаждения и расширения Вселенной энергия фотонов начинает испытывать красное смещение, частицы становятся нерелятивистскими, и обычная материя начинает доминировать во Вселенной. В конечном итоге, атомы начинают формироваться, когда свободные электроны связываются с ядрами. Это подавляет томсоновское рассеяние фотонов. В сочетании с разрежением Вселенной (и, как следствие, увеличением среднего свободного пробега фотонов), это делает Вселенную прозрачной, и космический микроволновой фон излучается в эпоху рекомбинации (поверхность последнего рассеяния).

Акустические колебания

Первоначальная плазма содержала очень незначительные избыточные концентрации материи, которые, как считается, возникли в результате расширения квантовых флуктуаций во время инфляции. Каким бы ни был источник, эти избыточные концентрации гравитационно притягивают материю. Однако интенсивный нагрев, вызванный почти постоянными взаимодействиями фотонов и материи в эту эпоху, стремится к тепловому равновесию, создавая значительное внешнее давление. Эти противодействующие силы гравитации и давления порождают колебания, аналогичные звуковым волнам, возникающим в воздухе из-за разницы давлений. Эти возмущения имеют важное значение, поскольку они ответственны за тонкие физические процессы, приводящие к анизотропии космического микроволнового фона. В эту эпоху амплитуда возмущений, входящих в горизонт, колеблется синусоидально: плотные области становятся более разреженными, а затем снова плотными, с частотой, связанной с размером возмущения. Если возмущение совершает целое или полуцелое число колебаний между моментом входа в горизонт и рекомбинацией, оно проявляется как акустический пик в анизотропии космического микроволнового фона. (Половинное колебание, при котором плотная область становится разреженной или наоборот, проявляется как пик, поскольку анизотропия отображается в виде спектра мощности, поэтому области пониженной плотности вносят вклад в мощность в той же степени, что и области повышенной плотности.) Физика, определяющая детальную структуру пиков микроволнового фона, сложна, но эти колебания отражают её суть.

Линейная структура

Одним из ключевых осознаний, пришедших к космологам в 1970-х и 1980-х годах, было то, что большая часть материи во Вселенной состоит не из атомов, а из таинственной формы материи, известной как темная материя. Темная материя взаимодействует посредством силы гравитации, но не состоит из барионов, и с высокой точностью установлено, что она не излучает и не поглощает излучение. Она может состоять из частиц, взаимодействующих посредством слабого взаимодействия, таких как нейтрино, но не может состоять целиком из трех известных видов нейтрино (хотя некоторые предполагают, что это стерильное нейтрино). Недавние данные свидетельствуют о том, что темной материи примерно в пять раз больше, чем барионной материи, и, следовательно, динамика Вселенной в эту эпоху определяется темной материей. Темная материя играет решающую роль в формировании структуры, поскольку испытывает лишь силу гравитации: гравитационная джинсовская неустойчивость, позволяющая формироваться компактным структурам, не встречает сопротивления со стороны каких-либо сил, таких как давление излучения. В результате темная материя начинает коллапсировать в сложную сеть гало темной материи задолго до обычной материи, которой препятствуют силы давления. Без темной материи эпоха формирования галактик наступила бы значительно позже, чем наблюдается. Физика формирования структуры в эту эпоху особенно проста, поскольку возмущения темной материи с разными длинами волн эволюционируют независимо. По мере расширения Вселенной радиус Хаббла охватывает все более крупные возмущения. В эпоху доминирования материи все причинные возмущения темной материи растут за счет гравитационного сгущения. Однако рост более коротковолновых возмущений, включенных в эпоху доминирования излучения, замедляется до эпохи доминирования материи. На этом этапе ожидается, что светящаяся барионная материя будет просто отражать эволюцию темной материи, и их распределения должны тесно соответствовать друг другу. Можно напрямую рассчитать этот «линейный спектр мощности», и как инструмент для космологии он имеет сравнимую значимость с космическим микроволновым фоном. Наблюдения галактик, такие как обзоры Sloan Digital Sky Survey, а также исследования леса Лаймана-альфа измерили спектр мощности. Поскольку эти исследования наблюдают излучение, испускаемое галактиками и квазарами, они не измеряют темную материю напрямую, но ожидается, что крупномасштабное распределение галактик (и линий поглощения в лесу Лаймана-альфа) будет тесно отражать распределение темной материи. Это связано с тем, что галактики будут больше и многочисленнее в более плотных областях Вселенной, в то время как в разреженных областях они будут относительно редки.

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.

Нелинейная структура

Когда возмущения достигнут достаточной величины, небольшой участок пространства может стать значительно плотнее средней плотности Вселенной. На этом этапе физика становится существенно сложнее. Когда отклонения от однородности малы, темную материю можно рассматривать как жидкость без давления, и её эволюция описывается очень простыми уравнениями. В областях, значительно превосходящих по плотности фоновую, необходимо учитывать полную ньютоновскую теорию гравитации. (Ньютоновская теория применима, поскольку задействованные массы намного меньше, чем те, которые необходимы для формирования чёрной дыры, а скоростью гравитации можно пренебречь, так как время прохождения света через структуру всё ещё меньше характерного динамического времени.) Одним из признаков того, что линейные и гидродинамические приближения становятся недействительными, является формирование каустик, в которых траектории соседних частиц пересекаются, или частицы начинают образовывать орбиты. Эти процессы лучше всего изучать с помощью N-частичных моделирований (хотя в некоторых случаях можно использовать различные полуаналитические схемы, такие как формализм Пресса — Шехтера). Хотя в принципе эти моделирования достаточно просты, на практике их сложно реализовать, поскольку они требуют моделирования миллионов или даже миллиардов частиц. Более того, несмотря на большое количество частиц, каждая частица обычно имеет массу порядка 10⁹ солнечных масс, и эффекты дискретизации могут стать значительными. Крупнейшее такое моделирование на 2005 год — это моделирование «Тысячелетие» (Millennium Simulation). Результаты N-частичных моделирований показывают, что Вселенная состоит в основном из войдов, плотность которых может быть в десять раз меньше космологической средней. Материя конденсируется в крупные нити и гало, образующие сложную паутинообразную структуру. Они формируют группы галактик, скопления и суперскопления. Хотя моделирования в целом согласуются с наблюдениями, их интерпретация осложняется пониманием того, как плотные скопления тёмной материи стимулируют образование галактик. В частности, формируется гораздо больше небольших гало, чем наблюдается в астрономических наблюдениях в виде карликовых галактик и шаровых скоплений. Эта проблема известна как проблема карликовых галактик, и предложено множество её объяснений. Большинство из них рассматривают её как следствие сложной физики формирования галактик, но некоторые предполагают, что это проблема нашей модели тёмной материи, и что какой-то эффект, например, тёмная материя с тепловым движением, препятствует формированию самых маленьких гало.

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.

Эволюция газов

Последний этап эволюции наступает, когда барионы конденсируются в центрах гало галактик, формируя галактики, звезды и квазары. Темная материя значительно ускоряет образование плотных гало. Поскольку темная материя не испытывает радиационного давления, формирование из нее более мелких структур невозможно. Это происходит потому, что темная материя не способна рассеивать угловой момент, в то время как обычная барионная материя может коллапсировать, образуя плотные объекты, за счет рассеивания углового момента посредством излучательного охлаждения. Понимание этих процессов представляет собой чрезвычайно сложную вычислительную задачу, поскольку она может включать физику гравитации, магнитогидродинамику, атомную физику, ядерные реакции, турбулентность и даже общую теорию относительности. В большинстве случаев пока не представляется возможным провести моделирование, которое можно было бы количественно сопоставить с наблюдениями, и наилучший результат, которого удается достичь, – это приближенные моделирования, иллюстрирующие основные качественные характеристики процесса, такого как звездообразование.

Космологические возмущения

Большая часть трудностей и многих споров в понимании крупномасштабной структуры Вселенной может быть разрешена при более глубоком понимании выбора калибровки в общей теории относительности. В рамках скалярно-векторно-тензорного разложения метрика включает четыре скалярных возмущения, два векторных возмущения и одно тензорное возмущение. Значимы только скалярные возмущения: векторные экспоненциально подавляются в ранней Вселенной, а тензорный режим вносит лишь небольшой (но важный) вклад в виде первичного гравитационного излучения и B-мод поляризации космического микроволнового фона. Два из четырех скалярных модов могут быть исключены физически бессмысленным преобразованием координат. То, какие моды исключены, определяет бесконечное число возможных фиксаций калибровки. Наиболее распространенной калибровкой является ньютоновская калибровка (и тесно связанная с ней конформная ньютоновская калибровка), в которой сохраняются скалярные потенциалы Φ и Ψ, точно соответствующие ньютоновской потенциальной энергии в ньютоновской гравитации. Используется множество других калибровок, включая синхронную калибровку, которая может быть эффективна для численных расчетов (она используется в CMBFAST). Каждая калибровка все еще содержит некоторые нефизические степени свободы. Существует так называемый калибровочно-инвариантный формализм, в котором рассматриваются только калибровочно-инвариантные комбинации переменных.