Эволюция Вселенной и происхождение жизни

В эпоху доминирования излучения длина Джинса была такой же большой, как космологический горизонт той эпохи, поэтому гравитационное сжатие было невозможно на любых масштабах. Даже чисто интуитивно понятно, насколько трудно создать какую-либо структуру из излучения. Вскоре после окончания эпохи излучения давление газа резко снизилось, и в результате этого масса Джинса уменьшилась до нескольких сотен тысяч солнечных масс. У галактик массы намного больше этого значения, следовательно, формирование галактик стало возможным. Но существовали ли какие-либо первичные уплотнения, «зародыши», которые в дальнейшем могли развиться в нечто такое большое и плотное, как галактики?

Какими должны быть эти зародыши, чтобы за приемлемое время вырасти в галактику? Рост конденсаций происходит примерно в том же темпе, что и расширение Вселенной. Например, возмущение могло иметь контраст в одну тысячную долю, то есть на тысячу атомов мог быть один лишний атом, который мы назовем первичным возмущением. Когда Вселенная расширилась в десять раз, уже было десять дополнительных атомов на тысячу атомов той же конденсации. После стократного расширения Вселенной было уже 100 дополнительных атомов на каждую тысячу (10 %-ное возмущение). Наконец, возмущение достигает 100 % при расширении в 1000 раз, то есть первоначальная тысяча атомов притянула еще тысячу из своих окрестностей. На этой стадии сгущение настолько явно выделяется из окружающего газа, что сжимается в некую структуру за время, пока Вселенная расширяется еще вдвое. Что получится из этого сгущения, зависит от его массы.

После окончания эпохи доминирования излучения Вселенная расширилась примерно в 5000 раз, так что упомянутого выше возмущения в 0,1 % вполне было бы достаточно для начала процесса формирования современных галактик. Но тут нас ожидает конфуз. Как мы уже говорили, при измерении космического фонового излучения наблюдаются небольшие пятна с вариациями температуры. Они говорят нам о реальном уровне зернистости космического газа после окончания эпохи доминирования излучения. Судя по измерениям, эти вариации слишком малы, а значит, газ был слишком однородным для того, чтобы из него смогли образоваться галактики. Тогда откуда же взялись галактики?

Требуется темная материя.

Ответ на этот вопрос, как мы его сегодня понимаем, заключается в том, что решающие возмущения плотности возникли не в обычной, а в темной материи. Она нечувствительна к влиянию излучения, и поэтому ее скучивание могло начаться раньше — еще в эпоху доминирования излучения, когда обычная материя, пронизанная излучением, была упругой и имела слишком большую длину Джинса. Пятна фонового излучения отражают скученность только обычного вещества в эпоху рекомбинации. Но возмущения плотности темного вещества в тот момент уже могли иметь гораздо больший масштаб, примерно 1 % или около того. Следовательно, темная материя конденсировалась в отдельные уплотнения, которые затем стягивали к себе окружающее их обычное вещество. Таким образом, первыми образовавшимися структурами были гало из темной материи. Они и стали основой галактик, которые позже росли в процессе многочисленных слияний разных гало и захваченного ими обычного вещества.

Откуда взялись эти 1 %-ные возмущения? Предполагается, что они возникли в темном веществе довольно рано. Сначала эти уплотнения были похожи на те, которые возникают в звуковых волнах (волны давления), распространяющихся от одного места к другому. Неужели кто-то громко кричал сразу после рождения Вселенной? На самом деле, возможны естественные процессы, возбуждающие звуковые волны. Например, они могли возникнуть в конце эпохи инфляции. Если переход от инфляции к нормальному расширению произошел (согласно принципу неопределенности Гейзенберга) не совсем одновременно повсюду во Вселенной, то быстро расширяющиеся части Вселенной могли сталкиваться с более медленно расширяющимися частями. Это должно было возбуждать волны давления, которые могли дожить до момента, когда темная материя отделилась от излучения (конец эпохи Вайнберга-Салама; см. врезку 24.1); после этого они могли эволюционировать в виде медленно сжимающихся конденсаций.