В физической космологии формирование структуры описывает создание галактик, скоплений галактик и более крупных структур, начиная с небольших колебаний плотности массы в результате процессов, создавших материю. Вселенная , как теперь известно из наблюдений за космическим микроволновым фоновым излучением, началась в горячем, плотном, почти однородном состоянии приблизительно 13,8 миллиарда лет назад . [1] Однако, глядя на ночное небо сегодня, можно увидеть структуры во всех масштабах, от звезд и планет до галактик. В еще больших масштабах скопления галактик и листообразные структуры галактик разделены огромными пустотами, содержащими несколько галактик. [2] Формирование структуры моделирует гравитационную нестабильность небольших ряби в плотности массы, чтобы предсказать эти формы, подтверждая согласованность физической модели. [3] [4] [5] [6]
Современная модель Lambda-CDM успешно предсказывает наблюдаемое крупномасштабное распределение галактик, скоплений и пустот; но в масштабе отдельных галактик есть много осложнений из-за высоконелинейных процессов, включающих барионную физику, нагрев и охлаждение газа, звездообразование и обратную связь. Понимание процессов формирования галактик является основной темой современных космологических исследований, как с помощью наблюдений, таких как Hubble Ultra-Deep Field , так и с помощью больших компьютерных симуляций.
Формирование структуры началось через некоторое время после рекомбинации , когда ранняя Вселенная достаточно остыла от расширения, чтобы позволить сформироваться стабильным атомам водорода и гелия. [7] : 6 В этот момент испускается космический микроволновый фон (CMB); многие тщательные измерения CMB предоставляют ключевую информацию о начальном состоянии Вселенной до формирования структуры. Измерения подтверждают модель небольших флуктуаций плотности, критических зародышей для будущих структур.
На этом этапе некий механизм, такой как космическая инфляция , отвечал за установление начальных условий Вселенной: однородности, изотропии и плоскостности. [4] [8] Космическая инфляция также могла усилить мельчайшие квантовые флуктуации (до инфляции) до небольших ряби плотности повышенной и пониженной плотности (после инфляции).
Ранняя Вселенная была во власти излучения; в этом случае флуктуации плотности, превышающие космический горизонт, растут пропорционально масштабному фактору, поскольку флуктуации гравитационного потенциала остаются постоянными. Структуры, меньшие горизонта, оставались по существу замороженными из-за доминирования излучения, препятствующего росту. По мере расширения Вселенной плотность излучения падает быстрее, чем материя (из-за красного смещения энергии фотонов); это привело к кроссоверу, называемому равенством материи и излучения, примерно через 50 000 лет после Большого взрыва. После этого все ряби темной материи могли свободно расти, образуя семена, в которые позже могли падать барионы. Горизонт частиц в эту эпоху вызывает оборот в спектре мощности материи , который можно измерить в больших обзорах красного смещения .
Вселенная доминировала в течение большей части этой стадии благодаря излучению, и из-за интенсивного тепла и излучения первичные водород и гелий были полностью ионизированы в ядра и свободные электроны. В этой горячей и плотной ситуации излучение (фотоны) не могло далеко перемещаться, прежде чем Томсон рассеивался на электроне. Вселенная была очень горячей и плотной, но быстро расширялась и, следовательно, охлаждалась. Наконец, чуть менее чем через 400 000 лет после «взрыва», она стала достаточно холодной (около 3000 К) для того, чтобы протоны захватили отрицательно заряженные электроны, образовав нейтральные атомы водорода. (Атомы гелия образовались несколько раньше из-за их большей энергии связи). Как только почти все заряженные частицы были связаны в нейтральных атомах, фотоны больше не взаимодействовали с ними и могли свободно распространяться в течение следующих 13,8 миллиардов лет; В настоящее время мы обнаруживаем эти фотоны, смещенные в красную сторону в 1090 раз вниз до 2,725 К, как космическое микроволновое фоновое излучение ( CMB ), заполняющее сегодняшнюю Вселенную. Несколько замечательных космических миссий ( COBE , WMAP , Planck ) обнаружили очень небольшие изменения плотности и температуры CMB. Эти изменения были едва заметными, и CMB выглядит почти одинаково во всех направлениях. Однако небольшие температурные изменения порядка нескольких частей на 100 000 имеют огромное значение, поскольку они по сути были ранними «семенами», из которых в конечном итоге развились все последующие сложные структуры во Вселенной.
После того, как первая материя сконденсировалась, излучение ушло, оставив слегка неоднородную темную материю, подверженную гравитационному взаимодействию. Взаимодействие в конечном итоге коллапсирует темную материю в «гало», которые затем притягивают обычную или барионную материю , в первую очередь водород. По мере того, как плотность водорода увеличивается из-за гравитационного притяжения, звезды загораются, испуская ультрафиолетовый свет , который повторно ионизирует любые окружающие атомы. [7] : 6 Гравитационное взаимодействие продолжается в иерархическом формировании структур: образуются более мелкие гравитационно связанные структуры, такие как первые звезды и звездные скопления, затем галактики, за которыми следуют группы, скопления и сверхскопления галактик.
Темная материя играет решающую роль в формировании структур, поскольку она чувствует только силу гравитации: гравитационная нестабильность Джинса , которая позволяет формировать компактные структуры, не встречает сопротивления со стороны какой-либо силы, например, давления 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 произошла бы во Вселенной существенно позже, чем это наблюдается.
Физика формирования структур в эту эпоху особенно проста, поскольку возмущения темной материи с разными длинами волн развиваются независимо. По мере того, как радиус Хаббла растет в расширяющейся Вселенной, он охватывает все более и более крупные возмущения. Во время доминирования материи все причинные возмущения темной материи растут посредством гравитационного скопления. Однако рост возмущений с более короткой длиной волны, которые включаются во время доминирования излучения, подавляется до доминирования материи. На этой стадии ожидается, что светящаяся барионная материя будет просто отражать эволюцию темной материи, и их распределения должны тесно отслеживать друг друга.
Этот «линейный спектр мощности» легко вычислить, и как инструмент для космологии он имеет сопоставимую важность с космическим микроволновым фоном. Галактические обзоры измеряли спектр мощности, такие как Sloan Digital Sky Survey , и обзоры леса Лайман-α . Поскольку эти исследования наблюдают излучение, испускаемое галактиками и квазарами, они не измеряют напрямую темную материю, но ожидается, что крупномасштабное распределение галактик (и линий поглощения в лесу Лайман-α) будет точно отражать распределение темной материи. Это зависит от того факта, что галактики будут больше и многочисленнее в более плотных частях Вселенной, тогда как в разреженных областях они будут сравнительно редки.
Когда возмущения достаточно вырастут, небольшая область может стать существенно плотнее средней плотности Вселенной. В этот момент задействованная физика становится существенно более сложной. Когда отклонения от однородности малы, темную материю можно рассматривать как жидкость без давления, и она эволюционирует по очень простым уравнениям. В областях, которые значительно плотнее фона, необходимо включить полную ньютоновскую теорию гравитации. (Ньютоновская теория подходит, потому что вовлеченные массы намного меньше тех, которые требуются для образования черной дыры , а скорость гравитации можно игнорировать, поскольку время пересечения света для структуры все еще меньше характерного динамического времени.) Одним из признаков того, что линейные и жидкостные приближения становятся недействительными, является то, что темная материя начинает формировать каустики , в которых пересекаются траектории соседних частиц, или частицы начинают формировать орбиты. Эту динамику лучше всего понять с помощью моделирования N -тел (хотя в некоторых случаях можно использовать различные полуаналитические схемы, такие как формализм Пресса–Шехтера ). Хотя в принципе эти симуляции довольно просты, на практике их трудно реализовать, поскольку они требуют моделирования миллионов или даже миллиардов частиц. Более того, несмотря на большое количество частиц, каждая частица обычно весит 10 9 солнечных масс , и эффекты дискретизации могут стать значительными. Самая большая такая симуляция по состоянию на 2005 год — это симуляция Millennium . [9]
Результат моделирования N -тел предполагает, что Вселенная в основном состоит из пустот , плотность которых может быть всего лишь одной десятой от космологического среднего. Материя конденсируется в крупные нити и гало , которые имеют сложную паутинную структуру. Они образуют группы галактик , скопления и сверхскопления . Хотя моделирование, по-видимому, в целом согласуется с наблюдениями, его интерпретация осложняется пониманием того, как плотные скопления темной материи стимулируют образование галактик. В частности, образуется гораздо больше небольших гало, чем мы видим в астрономических наблюдениях как карликовые галактики и шаровые скопления . Это известно как проблема карликовых галактик , и было предложено множество объяснений. Большинство объясняет это как эффект в сложной физике формирования галактик, но некоторые предполагают, что это проблема нашей модели темной материи и что некоторый эффект, такой как теплая темная материя , препятствует образованию самых маленьких гало.
Заключительный этап эволюции наступает, когда барионы конденсируются в центрах гало галактик, образуя галактики, звезды и квазары . Темная материя значительно ускоряет образование плотных гало. Поскольку темная материя не имеет давления излучения, образование более мелких структур из темной материи невозможно. Это происходит потому, что темная материя не может рассеивать угловой момент, тогда как обычная барионная материя может коллапсировать, образуя плотные объекты, рассеивая угловой момент посредством радиационного охлаждения . Понимание этих процессов является чрезвычайно сложной вычислительной проблемой, поскольку они могут включать физику гравитации, магнитогидродинамику , атомную физику , ядерные реакции , турбулентность и даже общую теорию относительности . В большинстве случаев пока невозможно выполнить моделирование, которое можно было бы количественно сравнить с наблюдениями, и лучшее, чего можно достичь, — это приблизительное моделирование, которое иллюстрируют основные качественные особенности такого процесса, как звездообразование.
Большая часть трудностей и многие споры в понимании крупномасштабной структуры Вселенной могут быть решены путем лучшего понимания выбора калибровки в общей теории относительности . По разложению скаляр-вектор-тензор метрика включает четыре скалярных возмущения, два векторных возмущения и одно тензорное возмущение. Только скалярные возмущения имеют значение: векторы экспоненциально подавлены в ранней Вселенной, а тензорная мода вносит лишь небольшой (но важный) вклад в виде первичного гравитационного излучения и B-мод поляризации космического микроволнового фона. Две из четырех скалярных мод могут быть удалены физически бессмысленным преобразованием координат. Какие моды устраняются, определяют бесконечное число возможных фиксаций калибровки . Наиболее популярной калибровкой является ньютоновская калибровка (и тесно связанная с ней конформная ньютоновская калибровка), в которой сохраненные скаляры являются ньютоновскими потенциалами Φ и Ψ, которые точно соответствуют ньютоновской потенциальной энергии из ньютоновской гравитации. Используется много других калибровок, включая синхронную калибровку , которая может быть эффективной калибровкой для численных вычислений (она используется CMBFAST ). Каждая калибровка по-прежнему включает некоторые нефизические степени свободы. Существует так называемый калибровочно-инвариантный формализм, в котором рассматриваются только калибровочно-инвариантные комбинации переменных.
Начальные условия для Вселенной, как полагают, возникают из масштабно-инвариантных квантово-механических флуктуаций космической инфляции . Возмущение фоновой плотности энергии в данной точке пространства тогда задается изотропным , однородным гауссовым случайным полем со средним нулевым значением. Это означает, что пространственное преобразование Фурье – имеет следующие корреляционные функции
где — трехмерная дельта-функция Дирака , а — длина . Более того, спектр, предсказанный инфляцией, почти масштабно инвариантен , что означает
где — небольшое число. Наконец, начальные условия адиабатические или изэнтропические, что означает, что дробное возмущение энтропии каждого вида частиц одинаково. Полученные предсказания очень хорошо согласуются с наблюдениями.