Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://nuclphys.sinp.msu.ru/UFN/r902e.pdf Дата изменения: Mon Apr 13 15:33:40 2009 Дата индексирования: Mon Oct 1 22:10:02 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: universe

Февраль 1990 г. УСПЕХИ ФИЗИЧЕСКИХ НАУК

Том 160, вып, 2

ФИЗИКА НАШИХ ДНЕЙ 524.8

КОСМИЧЕСКАЯ КНИГА П. Дж. Э. Пиблс, Дж. Силк
(Принстонский университет, Принстон; Калифорнийский университет, Беркли, США) (Nature. 1988. V. 335. No. 6191. Pp. 601606)

С овременные те ории происхо жд ения кр упном а с ш т абной с тр у к ту р ы В се л енной завис ят от множе ст в а новых с тимулир ующих ид ей, к а сающихся физики ранней Вс е л енной. В отс утствие ч е тких наб людательных тестов предст а вл ение о достоинств ах э тих те орий мо жно по л учить путем оц енки правдопо до бия те х основных пол о ж ений, к оторые пл о х о об основ аны наблюд ениями или хорошо усто явшейся те орией. О б з о р основных конку рирующих те орий иллю стрир у е т захв атыв ающ ее, но ве сьма не опред е л енное с остояние иссл е д о в аний по физике ранней Вс е ленной.

В со ст о янии ли наш у м о созна ть эв о люцию Вс еленной? Ко с м о логи п о с в ящаю т с в о ю карьер у э той призрачной цели. Кр упном асшт абная с т р у ктура Вс еленной хранит в с е бе ключ к пониманию тайны происхож дения В с еленной примерно 15 млрд. лет назад. Впо следствии рожда лись з в езды, г а л а к тики и огро мные с копления г а л а к тик. Кропо т л и в о е с о е динение аст роно миче ских данных, ко т орые нак а плив а лись де сятилетиями наблюдений, дает ко смологам в о зм ож но сть развива ть теории кр упном асш т абной набл юдаемой ст р у к т уры. Излишне го в орить, чт о е диной т о чки зрения пока нет и что в действительно сти мы далеки от п олного понимания происхо ждения или хо тя бы природы того, что набл юдается. Вс е это ст а ло в е сьм а о чевидным в ходе работы с еминара по образо в анию га лактик в Тао с е, шт ат Нью-Ме ксико, с 4 по 9 января 1988 г. под эгидой Центра Нелинейных Иссле дов аний и Инстит у т а Геофизики и Планетных Исследований Ка лифорнийского университет а, а та к ж е Национальной обс ерва тории Ло с-Аламо с а. С е минар собрал около 50 ко смологов с широкой областью интересов. Сторонники многих о сновных теорий крупномасштабной ст р у к т уры по лучили равно е время для защиты с в оих мо делей. Влияние семинара и побудило нас пригот овить крат ко е изло ж ение со стояния дел в области теорий крупномасштабной структуры Вселенной.
ї ї
Macmillan Magazines Ltd. 1988 Перевод на русский язык, Академия наук СССР, 'Успехи физиче ских наук', 1990


324

П. Дж. Э. ПИБЛС, Дж. СИЛК

С у ще ствует целый ряд конк урирующих теорий, кот орые могут быть приспо соблены для то го, чтобы о бъ яснить многие о собенно сти набл юдаемой Вс еленной. К аждая из них т ребу ет предпо лож ений, в ко т орых мо жно сомнев аться и кот орые с переменным успехом прот и в о с то ят разнообразным типам набл юдений. Для то го чтобы оценить силу и слабо сть этих соперничающих теорий, мы предлагаем систему приписывания ве сов о с новным элементам. Эт а 'ко смиче с кая книга', как мы ее называем, о снов а на на неко торой ис х одной м а лой величине E (ве р оятно сти), в озве ден2 ной в различные степени. Мы условно интерпретируем E как указание на то, что данная идея в е сьма спекул ятивна, но не полно стью неправдоп одобна с набл юдательной т о чки зрения или из общих теоретиче ских соображ ений. К аждо му клю чев ом у п р е дпо ложению мы приписыв аем а приорную в еро ятно сть быть истинным. Веро ятно сть т о г о, чт о данная теория верна (в от су тствие бе сспорной наблюд а тельной проверки), нахо д и т ся перемно ж ением соот в ет ствующих фак т оров в еро ятно сти. Наша ко смическая книга представлена в табл. I и II.
Таблица I. Ко смическая книга: элементы

Мы не ст роим книгу на дет альных наб л юдательных п ров е р к ах рассм а т р и в аемых моделей, т ак к ак набл юд ательная сит у ация с различными м оделями изв е стна с различной степенью подробно сти. Т ак, т ретья модель в т а бл. II находится, по-видимом у, в о собенном пол ож ении отчасти пото м у, что она была изучена наиболее дет а л ьно. Тем не менее наши ве -


КОСМИЧЕСКАЯ КНИГА

325

са к ак-т о от ражают н аб л ю дения, по с ко л ьк у п р и уж е с т о чении наб л ю д а тельных ограничений модель м о жет б ыть спас ена допо л нительными пред п ол ож е ниями, но ч аще в с е го ценой повышения с тепени -. Та кой проце сс п од гонки об ъясняет, на пример, высок ую степень - для перв ой мо дели в табл. II. Тем не менее еще предстоит найти ту минимальную степень - , которая обескуражит тех, кто принял правила этой игры. Основные элементы. Рассмот рим для н ач ала параметр плотно сти , определяемый к ак о тношение сре дней плотно сти м ассы к критиче ско м у значению Э йнштейнаде Ситтера (в мире, для ко т орог о в рассм а т риваемом случае поверхно сти по сто янного мирово го времени имеют пренебрежимо м а лую кривизну и, кро ме т о г о , пренебрежимо м а л а ко смологиче с к ая п о с то янная). П олученные за более чем 10 лет набл юд ательные динамиче ские оценки пок аза ли, чт о 0,1 [1]. Ст андар тный сценарий нуклео синте за в ранней Вс еленной, ко т орый успешно пре дск азыв ает дога лак тиче ско е с одержание легких элемент о в 2 H , 3 Hе, 4 Hе и 7Li , т акж е т ребу ет 0,1 [2]. Таким образ о м , мы приписываем эт о му значению максимально возможную вероятность - , что отражено в первой секции та бл. I. С др у гой стороны, исходя из соображений, о снованных на инфляции или более су бъективных критериях про с то т ы или изящно сти нач а л ь ных условий, мы придем скорее к = 1. В т ом случае, ко гда су щ е ств енно больше, чем 0,1, для о бъ яснения дополнительной плот н о сти нужно либо от казаться о т стандартного сценария нуклео синтеза легких элементов, либо принять гипо те з у о с у щ е ств ов ании к а кой-т о небарионной фор м ы веще ств а, ко т орая прямо в ядерных ре акциях не участв у е т. Ф изиче ские теории э лемент арных частиц прив о д ят к пре дпо ло ж ению о с у щ е ств ов ании м ассивных нейт рино или еще бо лее необычных ст абильных частиц, которые могут играть роль темной материи, т аких как фотино или аксионы. Е сли такие частицы су щ е ству ют, то они, п охож е, взаимодействуют с в е ще ство м д о с т ато чно слабо и спо собны выжить во враждебном окруж е н ии н ач а льной Вселенной и дать значительный вклад в [ 4]. Например, е с ли м ассивные нейт рино вышли из ко смо логиче ског о теплов ог о равнове сия п о сле аннигиляции мюонных пар и до аннигиляции элек т ронов в ранней Вс еленной, то с е го дняшняя числовая п лот н о сть нейт рино была бы nv 100 с м3. Ес ли при этом масс а нейт рино равна mv 30 эВ, то произве дение mv nv привело бы к =1. Другие типы гипотетиче ских частиц темной м а терии назыв аю т с я х о л од ной темной м а терией (CDMобозначение, вве денное Бондом и Шалаи), т ак как пред п о лагает ся, что их перво нача льные ско р о сти мног о меньше, чем скоро сти 30 э лек т рон-в о л ьтных 2 нейт рино. Мы приписыв аем значение E в еро ятно сти то го, чт о =1 за с чет вклада м ассивных нейт рино (эт о назыв ает ся г орячей моделью темн о го в е ще ства или HDM-гипо те з ой), т ак как изв е стно, что нейт рино с у щ е ству ю т. О днако еще один множитель - добавляется в гипот е зе о CDM ввиду то го, что су щ е ство в ание частицкандидатов хо л одной ма терии не подтв ерждено, а т акж е в гипо те зе =1 за счет барионов, т ак к ак барионы трудно сделать невидимыми [5]. Теперь мы должны рассмот реть природу первичных фл у кту аций плотно сти, ко торые су ще ство в а ли в очень ранней Вс еленной. Адиабатиче с ка я м ода флук т у аций предпо лагает ся т акой, чт о лок альная пло тно сть числа ф отонов пропорциональна плотно сти числа барионов и плотно сти частиц темного в е ще ств а. В р е з у л ьт а те любая из ф лук т у аций пре дст а в ляет собой лока льно е изменение ко смологиче с кой плот н о сти энергии. Эт а мод а флук т у ации рассм а т рив ает с я к ак о сновной к андидат на ро ль ме ханиз ма образ о вания к р упно м асшт абной ст р у кт уры. А диаба тиче ские в о зм ущения яв л я ю т ся общими в том смысле, чт о е сли бы в очень ранней Вс еленной плотно сти числа ф отонов, барионов и частиц темной м атерии были выв едены из однородного сос то яния н езависимо, но в сравнимых отно ситель-


326

П. Дж. Э. ПИБЛС, Дж. СИЛК

ных ко личе ствах, то адиабатиче ская ко мбинация р о с ла бы за счет сил гравитации до тех пор, пока она не ста ла бы доминирующей спустя некото р о е время. В ко смологических моделях с инфляцией адиабатиче ские возмущения п оя вл яют ся е сте ственным образо м ( хо тя и не с неизбежно стью) из кв ант овых флук т у аций по лей, ко т орые о т в е т ств енны за инф ляцию. В этих моделях барионы д олжны рождаться п о сле завершения инфляции. Е сли эфф е к тивно сть образо в ания барионов униве р с а льна и не зависит от м е с т о п ол ож е ния, то лока льная плотность числа б арионов пропорциона льна лока льной плотно сти ф от онов [8], ч то и явл яет ся условием адиабатичности. Таким образом приписываем вероятность - предположению о том, ч т о кр упном асшт абная с т р у к т ура выро сла из первичных адиабатиче ских флук т у аций. На наш взгляд, оно ст о ль ж е в ерно, насколько может быть верна любая другая гипотеза, касающаяся физики ранней Вселенной. Выбор адиабатиче ских фл у кту аций дает нам не слишком много, нуж но еще определить, к ак фл у кту ации плотно сти изменяют ся в зависимо сти от м е с то п о ложения. Физика инфляции дает нам некот орые в е с ь м а правдоподобные соображения, более общие, чем те ко нкретные модели, кото рые мы с ейчас имеем [3]. Е сли Вс еленная в о з мущает ся к в а нт овыми флукт у ациями поля, ко торо е вело инфляцию, т о они должны быть очень малыми для т о го ч тобы изб е ж а ть чре змерног о в о зм ущения, т ак чт о разу мно ожидать, ч то эти фл у кту ации до с т ат очно хорошо описыва ют с я с во б о дным полем. Эт о привело бы к гауссов скому проце с с у (или проце с с у со случайными фазами). Наиболее распро с т раненным выбором степенного спек т ра ф л у кт у аций яв л яет ся м асшт абно-инвариантный случай, когда с р е днеквадра тичная флук т у ация м ассы в любо м м асшт аб е по ст о янна в то т момент, ко гда она пере с е кает ко с м ологиче ский гориз онт. В инфляционной ко смологии м асшт абно-инвариантный спек т р явл яет ся сле дствием симмет рии инф ляционной эпохи о тно сительно преобраз о в ания времени, в с е м асшт абы равноправны [3]. Ко мбинация г ауссов ских ф лук т у аций м ассы с масштабно-инвариантным спект р ом и амплитудой, обе спечива ю щей образо вание га лактик и скоплений га лактик, хороша с эстетиче с кой то чки зрения, но предъя в л яет специфиче ские т ребования к физике, кото рая в данном случае в е сьм а неопре деленна. По э т о му мы б ерем в эт о м 2 случае меньшую вероятность E , чем для самой гипотезы об адиабатических флуктуациях. Флук т у ации по ст о янной кривизны, для ко т орых ко смологиче ск ая пло тно сть по ст о янна, но с у щ е ств у ет лока льно е из менение о тношения числа фотонов, к числу барионов или, что т о же с амо е, и з менение энт ропии, приход ящейся на одну частицу, дают мод у, в изв е с тном смысле орто гона льную адиабатиче ским в о з мущениям. Е сли энт ропия, приход ящаяся на один барион, является случайной величиной, то для т о го, чтобы избеж ать избытк а аниз о т ропии микров о лнов о го фона, необх о димо пре дположить, ч то степенной спект р п очти пло ский [9, 10]. Уж е было не с ко лько пре дложений [6, 7] отно сительно т о го, к ак ф л у кт у ации по ст о янной кривизны м огут по явиться в инфляционных моделях, но ни одно из них не было в со стоянии предск азать т ребуемый спек т р. По э т ому мы приписыв аем низк ую в еро ятно сть E 4 т о м у, ч т о природа нашла к а кой-т о путь к достижению этой цели. Ко смиче ские ст р уны даю т а л ьтерна тивный ист о чник в о з мущений пло тно сти. С т р уныэт о т опо логиче ские де фек ты, образ ов авшие ся при н а р ушении симметрии в фазовых перехо дах, ко торые происходили в конце эпохи Велико го об ъ е динения ( T 1016 ГэВ). О ни яв л яю т ся причинно не связанными линейными доменами реликт о во го ф альшивого ва ку ум а и действ у ют ана логично в о з мущениям по ст о янной кривизны в о фридм а новс кой Вс еленной. Ст р уны н е совме стимы со стандартными инфляционными моделями, но в неко т орых в ариант ах инф ляции могут в озник а ть. Н а пример, с тр уны могут поя вл яться как следствие нарушения симметрии


КОСМИЧЕСКАЯ КНИГА

327

при фазовых перехо дах II рода в конце инф ляционной ф азы. Красота ко с миче ских стр у н с о с тоит в то м, что они описыва ют с я единственным парам е т ро м, а именно м асшт або м пло тно сти энергии в о В с еленной в момент их рождения. Эт о т м асшт аб опре деляет их м асс у на е диницу длины ч , со ст а вляющую примерно 10 6G 1c 2, гд е G гравит ационная пост о янная, а с ско р о сть св ет а. Ст р уны снача ла б е ско н е чны, но в пре д е лах ко смологиче ско г о гориз онт а они ст ановят с я причинно св язанными,

Рис. 1. Мо дель с ко смиче скими стр унами [40]. Показан ку б со стороной, равной пол о вине наблюдаемой Вселенной

навив ают с я со скоро стью св ет а, запутываю т с я и разбиваю т с я на множе ство мелких петель (рис. 1 ). Эти петли по степенно исч е зают, т ак как излучаю т гравит ационные в о лны. Хроно мет риров ание миллис ек ундных п ульс аров позв о ляет иссле д о ва ть гравит ационно-в о лнов ой фон на длинах во лн свыше или порядка одного све т ов о го го да. Се годняшние данные дают о снов ание по лагать, ч т о мы нахо димся н а порог е по дтв ерждения или опров ержения гипо т е з ы ко смиче ских ст ру н [ 11, 12]. Петли ко смиче ских ст р ун действу ю т к ак нелинейные сгустки, ко т орые гравит ационно аккрецир у ю т м асс у в эпо ху д о минантно сти м а терии [1315]. Мы при2 писываем в еро ятно сть E гипо те зе с у ще ств о вания ко смиче ских ст рун и еще одну степень - предположению, что погонная м асса ч имеет требу е м о е значение, ч тобы петли ст р ун были в со с то янии образо в а ть га лактики гравит ационной аккрецией. Эт о прив о дит в еро ятно сть на т о т ж е уровень, ч то и в ероят н о сть гипот е зы CDM, что выглядит ве сьма правдоподобным.


328

П. Дж. Э. ПИБЛС, Дж. СИЛК

Ко смиче с кие ст руны м огут б ы т ь сверхпровод ящ и ми. Если б ы су щ е с т в о в а ли п ервичные м агнитные по ля с п ло т н о с тью энергии примерно сравнимой с п ло т н о с тью энергии микров о л нов о го ф она излучения, т о с в ерхпровод ящие ст руны генерирова л и бы о громные токи в п роце с с е и х д в и ж е ния и о сцилляций. Э т о м огло бы б ыть мощным и ст оч ником э нергии д л я в з р ыв н ы х уд а р н ы х во л н , ко т о р ы е с п ос о б н ы с г р е б ат ь ве щ е с т во в то н кие обол очки. О б ол о чки, в свою очере дь, могл и бы ф рагм ентиров ат ь, обр а з у я с ко п л е н и я г а л а к т и к п л о с ко й ф о рм ы [ 1 6 ] . И з в е с т н ы х м е ха н и з м о в , обе с п еч и в а ющих м а гнитные поля с н еобход имой п лотно с тью энергии нет, но н ельзя б ыть слиш ко м догм а тичными в вопро с е об их с ущ е с тво в ании. 2 Мы п риписываем в ероятность E с уществованию м агнитных полей с инт е р е с у ющей нас на пряж е н н о стью. То , что эт о примерно т а ж е в е р о я т н о с т ь , ч т о и в ероят н о с т ь г и п оте з ы H D M , ве с ь м а л о г и ч н о , т а к ка к ма г н и т ные поля, так же как и нейтрино, наблюдаются. Ф о р м иров ание г а л а к тик мож е т прот ек а т ь либо путем развития г равит а ционной не у с т о йчив о с ти и з первичных ф лук т у аций пло т но сти м ассы, либо путем гидродина миче ских п роце ссов. П римером по с л едних являет ся в зрывно е усиление: в е ще с т в о , собранно е уд арными в о л нами в т о нкие п ло тные обо л очки, не уст о йчив о о т н о сительно ф раг м е н т а ции, а фраг менты, в с в о ю о ч ере д ь, г е н е р ир у ю т уд арные в о лны, п роизв од ящие новые поко ления б о л ее массивных ф раг м ент ов [17, 18]. М ы п рисв а и в а ем в ероятно с ть - проце с с у гравит ационной не у с т ойчив о сти, по ско льк у мы, ве р оятно, набл юдаем пример т а ко го проце сс а в действии ро ст Ме стного св ерхскопления г а л а к тик [19]. Схеме взрывног о усиления даем 2 ве р оятно сть E п о с ко льк у примеры эт ого проце сс а в меж з в е з дной сред е про т е к аю т в условиях, сильно от личающихся о т те х, кот орые необходимы при образовании галактик. Модели. В табл. I I перечислены полные вероятности для шести моделей образ о вания г а лактик. Ч исла в ско б к ах яв л яю т ся н омерами о сновных э лементов из т а б л. I. Перв ая м одельгравит ационно е развитие адиаба тиче ских в о з мущений в о В с еленной, где с е годня д о минир у ют барионы, в е сьм а с у ще ств енно ограничив ает ся тем, ч т о имеет ся тенденция к не допустимо сильно му иска ж ению микров о лнов о го фона и образ ов анию слишко м бо льших объек т ов перв о г о поко ления [ 20]. Те м не м енее, веро ятно мо жно подправить первичный спек т р ф лук т у аций плотно сти т ак, чт обы изб е ж а ть прямог о против оре чия с набл юдениями. В т а ко м 8 случае мы приходим к вероятности E для этой модели. Мо дель с массивными нейт рино была первой, в которой была принят а в о внимание возмож ная ключевая р оль небарионной материи. Излож е ние ст андартной в ерсии дано Зельдовичем и др. в [21]. Быть мож е т, наиб о льшим успех о м э т ой модели явл яет ся пре дск азание то г о, чт о га лактики имею т тенденцию распо лага ться в пло ских образ о в аниях типа те х , ко т орые ре ально наб л юдаю т с я в обз орах га л а к тик с разными красными смещениями [22, 23]. Е сли пре дпо лагает ся м асшт абноинвариантный спект р и, кроме то го, га лактики от слежива ют распределение полной м а с сы в б ольших м асштабах, то амплитуда спект ра не мож ет быть подобрана т аким образ о м, чт обы га лактики фор миров а лись в подход ящую эпоху и б е з превышения а мплит у д ы кр упном асшт абных флук т у аций в их расп р е делении [24, 25]. Мы рассм ат риваем эт о к ак с ерье зную, н о не ф ата льную п роблему. В к ач е стве одного из в ыходов может служить предпол ож ение, ч то п олная м асс а скучивает ся сильнее, чем (све тящ и е ся) га лактики, что ув еличив ает амплитуду степенного спек т ра [26]. Мы не слишком оптимистичны отно сительно перспектив т а ко го п од хода, т ак как для т о г о ч т обы согласов ать динамиче ские оценки пло тно сти с пло ской моделью Эйнштейнаде Ситтера, ну жны про тив опо ло жные пре дпо ло ж е ния, а именно, чт о св е т я щ е е ся в еще с т в о га л а к тик скучив ает ся сильнее,


КОСМИЧЕСКАЯ КНИГА

329

чем полная т яготеющая м асса [1]. Другая в озможностьобратиться к во зм ущениям по сто янной кривизны [27, 28]. Ко смиче ские ст р уны яв л яю т ся конкретным примеро м т а ко г о р ода в о змущений, ко т орые дов ольно хорошо мо тивированы иссле дов аниями ф изики элемент арных частиц. В т а б лице мы пре дпо лага ли, чт о степенной спек т р адиаба тиче ских в озмущений мо ж ет быть по добран т ак, чт обы ув еличить амплит уду мелком асшт абных адиабатиче ских флук т у аций и, к ак сле дствие, образ ов ат ь 7 галактики раньше. В результате получаем вероятность E . К анониче ск ая м о дель с хо лодной темной м а терией б ыла и з учена очень подробно [29]. О на пре дпо лагает адиаба тиче ские гауссовы ф лукт у ации пло тно сти с м асшт абноинвариантным спек т р о м в о Вс еленной Эйнштейнаде Ситтера, где доминир у ет эк зо тиче ск ая хо л одная м а те6 рия. О бщая вероятно сть этой модели E . Где она обнару живает противо р ечия с набл юдениями? Эт о в о зм о жно в двух об ласт ях на м а л ы х (~0,1 Мпк) и очень бо льших (~50 Мпк) м асшт абах. На м алых м асштабах проблемой явл яет ся с лишко м сильно е слияние объектов: объекты га л а к тиче ско г о м асшт аба не жив у т до л г о, а с т ремят с я с близиться и слиться в один св ерхм ассивный агло мерат. В р е з ул ьт а те объек ты, ко т о рые хо тело сь бы назв а ть га лак т и к ами, имею т в наст о ящую эпох у слишко м протяженные га ло и, в частно сти, при Z 1 выглядят г ораздо бо лее р а здельными, чем г а лак тики, действительно наблюдаемые на этих красных с мещениях [3032]. Воз м ожно учет диссипации при моделиров ании этих проце ссов позв олит пред о хранить барионные ядра о т слияния, а возникающие при это м г руппы галактик будут больше напоминать наблюдаемые структуры. Ч исленно е м оделиров ание обнаружив ает на бо льших м асшт абах огро мные нити га л а к тик, про стирающие ся на расст о яния, превышающие длину ко г ерентно сти первичных нелинейных флукту аций. Ре а лен ли этот

Рис. 2. Моделирование Вселенной с холодной темной материей [56]. Показана проекция двумерного среза Вселенной. С торона квадрата равна 200 ( а ), 80 (б ) и 4 0 ( в ) Мпк. Нач альные условия соот в е т ству ют м о дели с СДМ с парамет р о м плотно сти =1 и постоянной Хаббла H =100 км/с . Мпк ( h =0,5). Начальный куб содержал 262144 частиц. Корреляционный масштаб равен 10 Мпк, с тр у к т ура явно простирает ся н а большие расстояния

эффект или эт о ар те факт численных моделей (рис. 2)? В действительности с у щ е ству ю т гро мадные нити га лак тик длиною 100 Мпк, т акие к а к нить в Perzeus-Pisces [ 23], теоретиче ско е о бъ яснение ко т о рых было б ы успе х о м любой теории. Быть мо ж ет с а мой бо льшой т р удно стью теории хо лодной темной м а терии яв л я ют ся наб людения к р упно м асшт абного пот о ко в о г о движ ения со ско р о стью порядк а 600 км/с [33]. Р е а льно сть к р упномасшт абных по т о ков решающим образ о м зависит о т надежно сти мето да опре деления рассто яний. На пример, ш у м к алибровки нуль-пункт а, вызв анный в ариациями у м еренной амплитуды в парамет ре о тношения м ассы га лак тик к их св етимо сти, мог бы стимулиров а ть соо т в ет с т 6 УФН. т. 160, вып. 2


330

П. Дж. Э. ПИБЛС, Дж. СИЛК

ву ющий ко с м ич е с кий дрейф. Од нако н еясно, н аско л ько т а ко й э ф фект о с лабил бы а ргу м енты в п о л ьз у дипо льной и кв а д р у по льной ко мпонент к р упнома с ш т а бного по т о к а . Ко с м ич е с кий дрейф, по хо ж е , набл ю д ает с я в обз орах га л а к т ик о граниченной выборки и з к а т а лога I RAS (InfraRed Astronom ical S atellite) [34]. Эт о обст о ятельство м о гло бы п о м оч ь разрешить п роблему. Пре д полагая, чт о распре деление массы с оот в ет ству ет распределению с в е тящейся м а т ерии, м ож но о ценить вариации п лот н о с ти и пре д ск а з а т ь ва риации гравит ационног о п о л я. Р е з ул ьт и р у ющий в е к т о р п о ля, спро е ктиров анный на с уперга лактиче с кую пло с ко сть, п оказана на

Рис. 3. П ек ул ярно е г равит а ционно е по ле [ 34]. В е к т оры, пок а зыв а ющие о т но си тел ь н у ю в е личину и н аправление г равит а ционног о у скорения, по с т р о ены по в ыборк е г а л а кт и к из о граниченног о о б ъ ем а со гл асно данным, п о лученным со с путник а IRAS. Н аш а Г а л а кт и к а в центре, Vi rgo непос р едственно н ад н ей, Perseus Pisces н ах од и т с я справ а , Бо льшой Ат т р ак т ор лежит выше с лева и с ко пление C o m a в верхней ч асти рисунка

рис. 3 . Отно сительная длина и н ап рав л ения с оо т в е т с т ву ют у ст ановленным ускорениям, однако их общий м асшт а б произв ол ен. Видны огромные ко нцент рации м ассы, ко т оры е могут дать п о л е по т о к а , ко г е рентно е на м асшт а бах свыше не с ко л ьких д е с ятков М п к. Н ед авний ана л из Р егеша и Ша лаи систем а т иче с ких ошибок ф у нкции с е лекции га л а к т ик п од тв е р ждает к р у пно м а с ш т а бную ко герентно с ть р ис у н к а п ек ул ярной с коро сти (ри с . 4). А вт оры п ок азыв а ю т, ч т о к р у пно м асш т а бные ф лук т у ации пло т н о с т и п р и су т с т ву ют в т е о р и и с хол од н о й т е м н о й м ат е р и е й и д а ю т ка рт и ну когерентно с ти, сравнимую с н аблюдаемой, од н а ко с т а ндартная н ормировка с учето м поправ о ч ного ф актора п орядка не ско л ьких единиц в в е л и чине отношения корреляций светящихс я г ал а к тик и темной м а т ерии п рив о дит к слишко м м а лой а мплитуде. Бертшингер и Ю шкевич [ 36] п одчерк и в а ю т, ч т о в м о д е л и с хо л од н о й т е м н о й м а т е р и е й в е р о ят н о с т ь н а й т и в


КОСМИЧЕСКАЯ КНИГА

331

од ном х а б бловс ко м о бъ еме хо тя б ы один 'Великий ат т р акт ор' ко нцент р ацию м ассы ~ 5 . 10 16 M A , т ребу емую для о бъ яснения к р упно м асшт абной ко ге рентно сти скоро сти, меньше, чем единица. Е ще один критиче ский мо ментко смиче ск ая микров о лнов ая аниз о т ропия. Е сли объяв л енн о е в рабо те [37] обнар у ж ение ф лук т у аций микров о лнов ой ярко сти не-5 ба с амплитудой T / T 5 10 в у гл о вом масшт а бе 8њ в о спроизв едет ся н а д р у г ой част о те, т о придет ся допустить, чт о в модели х о ло дных частиц, амплиту да на больших м асшт абах меньше по чти на порядок величины.

Рис. 4 (из [35]). В верху с глаженно е поле скоро стей эллиптиче ских гал а к тик (по данным [33]), распол о женных на рассто яниях до 8000 км/с, соот в е т ствующих эф фективному г ауссовско м у радиусу 3000 км/с. С глаживание прово дилось с гауссовским фильт р ом с радиусами 1, 5 , 10 и 20њ с обрезанием на четырех радиус ах фильт ра. Диапазон скоро стей от 1000 км/с до 1000 км/с разбит на интервалы по 200 км/с, каждый из ко т орых обозначен своим т оном. Б олее све тлые тона с оот в е т ству ют красному смещению, б олее темныего л уб ом у. Су ммировались то лько первые 10 гармоник, п оэто му ре зу л ьт а ты моделирования мето д ом Монте-Ка рло (см. ниже) след ует сравнива т ь с данными, сгл а ж енными с гауссов ским фильт р ом с р адиусом 20њ. Внизу ре а лизация п о ля с коро стей в модели В с еленной с хо л о дной темной ма терией бе з байсинга. Величина скоро стей зд е сь ограничена 3000 км/с. С елекция прово дилась с ве с а ми, соот в е т ствующими о шибкам набл юдений [35]. Нормировка т а ж е, что и выше. Ре а л и з о в а н а с у мма 16 различных наугад выбранных случаев. Из этих 16 моделей две имею т большой диполь с величиной порядка 600 км/с, что близко к набл юдениям. В о с т а льных случаях он много меньше. Масшт аб скоро стей может быть изменен вве дением байсинга, но факт ор байсинга порядка не ско льких единиц приво дит к чере с чур большом у диполю, что маловероятно. Зд е сь показаны рез ул ьт а ты ч етырех характерных модельных расчетов

Е сли в модель Вс еленной с ко смиче скими ст р унами включить хо л од 7 ную темную материю, то в е р оятно сть т а ко го вариант а со с т авит E . В наст о ящее время о собо е вним ание со сред о т о чено на с т р унах с HDM [38, 6 39], это ув еличивает в е р оятно сть до E . Е сли бы уд а л о сь сохранить = =0,1 в барионахвариант, ко т орый впо лне мож ет оказа ться ж изне способным, то ве р оятно сть могла бы возрасти до E 5 ма ксим альная в е р оя т н о сть по нашей шк а ле оценок. Пок а мы не в со сто янии да ть оценк у на-


332

П. Дж. Э. ПИБЛС, Дж. СИЛК

б л юд а т ельной с ит у а ции для ка кой-либо модели с о ст р у нами, по с ко л ьк у соо т в е т с т вующая т еория р азрабо т а на н е д о с т а т о чно дет ально для т о го, ч т обы ее можно было адекватно сравниват ь с набл юд ениями. Например, Турок [14] у тв ерждает, чт о корреляции про с т р а н с т в е нного п о л о ж ения скоплений га лак т ик о бъ ясняю т ся ко с миче скими ст ру нами, в то время к ак н о в ы е р е з ул ьт а т ы ч и с л е н н о го м о д е л и р о в а н и я [ 4 0 ] ( с м . р и с . 1 ) п о к а з ы ва ю т, чт о пек у лярные с коро сти петель м огут п рив одить к з амыв а н и ю корреляций. Д ругая п робл е м а с о с то ит в т ом , что зародыши г а л актик, с оз д а в аемые с трунами, и мею т м ассы, распределенные по с тепенному з акон у [ 1 4 ] . В о з н и к а е т в о п р о с , н а с кол ь ко э т о с о гл а су е т с я с т е м ф а кт о м , ч то су щ е с т ву ет р е з кий обрыв в м а с с е на уровне примерно 1 0 11 M A , заключенной в пре делах радиус а r = 5 кпк = 1500 св ет овых лет в га л а к тик ах? О т метим еще одну сложно сть прове денное недавно численное моделиров ание [39] ук азыв ает на то, чт о образ ов ание ко смиче ских петель про текает гораздо эф фективней, чем до сих пор полага л о сь, т ак что су ще ству ет большое ко личе ство (10100) ма лых петель в расчете на одну га лактику. Ро ль, ко т о рую они играют в аккреции и по с л е дующем образо в ании г а лактик, еще пред с т оит изучить. Теперь о преимуще ствах гипот е зы. Нег ауссовс кая природа с трун предо с т авляет значительную свободу в согласовании пре д п о л ож ения о суще ствов ании отдельных петель, ко торые могли бы вызывать б ольшие пеку л ярные скоро сти, со статистически м а лыми во з мущениями, ко т орые эти п ет ли могут индуциров а ть в ко смиче ско м микров о лнов о м [15, 41] или гравит ационно-в о лнов о м фоне, св е дения о ко тором получаются при хроном е т рировании двойных пульсаров [11, 12]. Е сте с т в енный спо соб зарождения с т р у к т уры очень бо льших м асшт абов могут дать кильва терные с леды ко смиче ских ст рун [15, 42, 43]. П охож е, ч т о о сновным сре дств о м пров ерки теории ко смиче ских ст р ун яв л яет ся поиск их следов в ко смиче с ком микроволнов ом фоновом излучении [44]. Пре д с к азыв ает ся, чт о ф л у к т у ации температ уры на м асшт аб е не скольких градусов со ст а в ляют в еличину порядк а 10 5 и имею т х арак терный негауссовский вид. И с хо дный вариант модели с нам агниченными ко смиче скими ст рунами [16] имеет в ероятно сть E 10 э т о рекордно в ысокая степень сре ди рассм а т рив аемых мо делей. Однако О с т райкер с соавт орами приходит к выво д у, чт о обс у ж даем ая м одель мо ж ет хорошо работ ать и при =0,1 в 8 барионах, ч т о д а ло бы E . С наб л юда тельной то чки зрения э т а м одель имеет ряд до ст оинств, заслу ж и в ающих вним ания. Тр е бу е м о е первично е м агнитно е по ле близко к т о м у, ко т о р о е сле д о ва ло бы о жидать и з ск е й линга на п р яженно сти по ля меж з в ез дной сре ды, е сли по т ок со храня ет ся при изо т ропном сжатии, однако это то л ь ко обо с т ряет вопро с о происхо ж дении т а ко го п о л я. Ч тобы т а ко е по ле генерирова л о сь по средств ом динамо-ме х анизма, могут по т ребов а т ься н а ч а льные ф лук т у ации пло тно сти [45] или даж е про т о га лак тиче ск ая сре да [46], но неко т орые модели с в ерхпров о д ящих ст р ун спо собны вызв а ть с амоиндуциров анно е динамо [47]. Эт а модель прив о дит к раз у мным барионным м асс ам га лак тик и о бъясняет наб л юдаемые корреляции между по ло ж ениями скоплений га лактик. Эт о до стигает ся с п омощью предста вления о перекрытии с ф ерич е ских обол очек, образ уемых ударными в олнами, и образ о в ании скоплений в тройных точках пере с ечения [ 48]. Пред с казывает ся, что спектра льные иска ж ения ко смиче ского микров олнов ого фона со ст а в ляю т н е с ко лько процентов в сле дствие выделения энергии о сциллир ующими нам агниченными ст р у нами [49]. О не ско лько бо льшо м э ффек те т акого ро да ( порядк а 10%) действительно сообщает ся в рабо те [50], где прив е д ены рез ул ьта ты недавних спект р альных измерений по программе БерклиНагойя. Помимо спорного вопро с а о правдоподобии рассмат р и ваемой мод е ли с у ще ствует явление, кот оро е пок а ею н е объясняет ся, а именноо д норо дно е движ ение нашей ме стной гр уппы га л а к тик и ее окре стно стей


КОСМИЧЕСКАЯ КНИГА

333

вплоть до рассто яний ~10 Мпк 30 млн све товых лет со скоро стью примерно 600 км/с от н о сительно ко смиче с кого фона. Это движение вряд ли вызв ано ударной в о лной [51]. В добавок, наме чает ся проблем а с образ ованием га л а к тик. В зрывы имею т ре зул ьт а т ом быст ро движущие ся барионные ядра, ко торые могут ст ать эллиптиче скими га л а ктика ми или с фероида льными ко мпонент ами спира льных га лактик. Но в со с тоянии ли массивные не с в ет ящие ся г а ло с ядрами раз меро м ~10 кпк фор миров а ться путем по с л е дующего падения темной материи на эти быст р одвижущие с я ядра? Сопут ств ующий м асшт аб, в кот о р о м проис ходит по добного р ода аккреция, со с т а в ляет по крайней мере 100 кпк и, по-видимом у, было бы т р удно с ф о р миров а ть бо лее ко мпак тные га ло, не прив лек ая м е х аниз м ы темной материи. Е динств енная популярная н ыне теория, согл а с ующаяся с наб л юдаемым значением плотно сти ( =0,1), требу ет во змущений по с тоянной кривизны с до лжным образ о м выбранным спек т р ом . О б щая в ероятно сть т а кой теории е сть E 6 . Барионная м одель с возмущениями по с тоянной кривизны не привлекает необычных форм темной ма терии, и в ее начальном спек т ре до миниру ет м а к сим а л ьная б арионная джинсов ск ая м асс а ~10 17 M A . О на дов о льно е сте ств енно прив о дит к т аким ст р у к т урам к ак большой ат т р а ктор, допускает огромные ко смиче ские течения и позво ляет о чень рано, при красных смещениях Z 30 , фор миров а ть га лак тики [9, 52]. По-видимо м у, е динств енной ко н к урирующей мо делью, ко т орая о т в ечает этим ж е т ребов аниям, яв л яет ся теория ко смиче ских ст р у н . В ней пет ли ст р ун пре д с т а в ляю т собой нелинейные зерна, аккрециру ю щие в е ще ств о на про т яж ении в с ег о периода до миниров ания в еще ств а . О ни могут быть наб л юдаемы уж е при z 1000 и м огут даж е прив о дить к образ ов анию об ъек т ов, на п оминающих бо льшой ат т р а к т ор [53]. Веро ятно, с очет ание ко смиче ских ст рун с т ребов анием 0,1 в барионах дает модель с желательными свойствами. При этом именно ст руны обе с п ечив аю т бо лее или менее е сте ств енный ист о чник н еобх одимых в о з мущений постоянной кривизны. В с е это прив о дит нас к захва тыв ающему в опро с у об эпо х е образ о в а ния г ал а к тик. Неко т орые г а л а ктики в ероятно сф о рмирова лись совс ем недавно, при z X е сли с удить по огромной ско р о сти зв ез дообраз ов ания, 1, п о дразу мевающейся данными об инфракрасных св етимо ст ях [54]. Правда, неко т орые др угие яркие га л а к тики, н аб л юдаемые при красных смещениях z 1 ч 3, имею т инфракрасные св етимо сти, х арак терные для зве з д как раз старого нас еления [3032]. В п ользу раннего образ о в ания з в езд, е сли не га л а к тик, г ов орят т акие набл юдения, согласно ко т орым межгалактиче с кая среда, е с ли о ней судить по про свечиванию ул ьт рафиол е т овым излучением квазаров, су щ е ство ва ла уж е при z 4 [55]. На наш взгляд, е сли фор миров ание ярких частей га л а к тик не зав ершило сь намного раньше, чем при z 3 , то эт о предст авляет собой т р уднообъяснимо е явление для барионной энтропийной модели и модели со ст рунами. С д ру гой ст ороны, е сли га лак тики с ф о рмиров ались при z 2 или раньше, то э т о пре д с т а в ляет т р у дную проблему для C DM мо дели. По-видимом у, не сле д ует слишко м надеяться на т о, чт о наблюдения позволят сделать выбор между этими моделями в ближайшие несколько лет. Заключение. К лючом к нашей 'ко смиче ской книге' служит исходная. вероятность E . При самом оптимистичном подходе можно принять E = =0,35, т ак как это делает су мму вероятно стей для ко смологических моделей в первой с екции т а бл. I равной 1. Это означает, что мы о с т авл яем в с е го лишь 10% вероятно сти на то, что образование га лактик зависит от н екоторых новых элементов физики. Это согласу е т с я с обычной мето д ол огией: по большей части следует проводить исслед о вание о бъекта в предположении, чт о в с е с у ще ств енные со ст а в ляющие проблемы нахо д ят с я п од


334

П. Дж. Э. ПИБЛС, Дж. СИЛК

нашим конт ро лем. В т о ж е время сле д ует по мнить, чт о , как пок азывает история, так бывает не всегда. В п олне е сте ственно, что су м м а вероятно стей в та бл . II гораздо ниже е диницы, п о с ко льку мы пыт аемся разгада ть очень сложную го л о в ол о м ку с помощью ск удного набора данных, по лученных из набл юдений. При E =0,35 сумма вероятностей для рассматриваемых моделей равна 0,01. Эти (не ничо жно ма лые) в еро ятно сти до лжны вд охнов лять ко смо логов, но и свидетельств ов а ть о т о м, чт о мы заняты в е сьм а шаткими по ст ро е ниями. Мо жно было бы добавить в наши рассу ждения т акие сре дств а ув еличения в еро ятно сти к ак ант ропный принцип или ув еличение числа моделей-кандидатов. Однако, это был бы по с л е дний резерв. Пока же нам о с т ает ся т ол ь ко наслаждаться тем, как теоретиче ские и наблюда тельные о ткрытия прод о лжаю т в с е наст ойчив ее ограничива ть ко с м о логиче ские теории и стимулировать их развитие. Эт о исследов ание было поддержано в Принст оне и Беркли Национальным научным фондом США и НАСА в Беркли.
(Перевод с англ. С. Г. Симакова)
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ [1] Peebles P. J. E.//Nature. 1986. V. 321. P. 1. 2. Yang J., Turner M. S ., S teigman G . , Sc hramm D. N ., O live K. A .//A stro phys. J . 1984. V. 28. P. 493. 3. Linde A. D.//Rep. Prog. Phys. 1984. V. 47. P. 925 4. Krauss L. M.//Am. Scient. 1986. V. 255. P. 58. 5. Hegyi D. J .//.o r matio n o f G alaxies and Evo lutio n o f G alaxies and Large S tructure in the Universe/Eds J. A udo uze, J. T. T. Van.Do rdrecht, Ho lland: D . R e idel, 1984P. 149. 6. Kofman L. A., Linde A. D.//Nucl. Phys. Ser. B. 1987. V. 282. P. 555. 7. Efstathiou G., Bond J. R.//Mon. Not. RAS. 1986. V. 218. P. 103. 8. Kolb E. W., Turner M. S. A.//Rev. Nucl. and Part Sci. 1986. V. 33. P. 645. 9. Peebles P. J. E.//Astrophys. J. 1987. V. 315. L73. 10. Efstathiou G., Bond J. R.//Mon. Not. RAS. 1987. V. 227. P. 33. [ll] Vilenkin A .//Inner S pace/Oater S pace/Eds E. W. Ko lb, M. S . Tu rner, D. Lidndlay, K. A. Olive, D. Seckel. Chicago: University of Chicago, 1986.P. 269 12. Romani R.//Phys. Lett. Ser. B. 1988. 13. Vilenkin A.//Phys. Rev. Lett. 1981. V. 46. P. 1169. 14. Turok N.//Ibidem. 1985. V. 55. P. 1801. 15. Stebbins A., Veeraghavan S., Brandenberger R., Silk J ., Tu ro k N./ /A stro phys. J. 1987 . V. 322. P. 1. 16. Ostriker J. P., Thompson C., Witten E.//Phys. Lett. Ser. B. 1986. V. 180. P. 231. 17. Ostriker J. P., Cowie L. L.//Astrophys. J.. 1981. V. 243. P. L127. 18. Ikeuchi S. //Риbl. Astron. Soc. Japan. 1981. V. 33. P. 211. 19. Davis M., Peebles P. J. E.//Rev. Astron. and Astrophys. 1983. V. 21. P. 109. 20. Wilson M., Silk J.//Astrophys. J. 1981. V. 243. P. 14. [21] Zeidovich Ya. B., Einasto J., Shandarin S. .//Nature. 1982. V. 300. P. 407. 22. De Lapparent V., Geller M. J., Huchra J. P.//Astrophys. J. 1986. V. 302. P. LI. 23. Haynes M. P., GouanelU ^.//Ibidem. V. 306. P. L55. 24. Peebles P. J. E. //Ibidem. 1982. V. 258. P. 415. 25. White S. D. M., .renk C. S, Davis M.//Ibidem. 1983. V. 274. LI. 26. Braun E., Dekel A., Shapiro P. R.//Ibidem. 1988. V. 328. P. 34. 27. Peebles P. J. E. //The Origin and Evo lutio n o f G alaxies/Eds B. J. T. J o nes, J. E. Jo nes.Dordrecht, Holland: D. Reidel, 1983. P. 143. 28. Dobyns Y.//Astrophys. J. 1988. V. 329. L5. 29. . renk C. S ., White S. D. M., Davis M., Efstathiou G .//A stro phys. J. 1988. V. 3 2 7 . P. 507. 30. Hamilton D.//Ibidem. 1985. V. 297. P. 371. [31] Spinrad H., Djorgovski S .//Observatio nal C o smo lo gy/Eds A . Hewitt, G. Burbidge, L. Z. .ang.Dordrecht, Holland: D. Reidel, 1987.P. 129. 32. Lilley S.//Astrophys. J. 33. D ressler A., .aber S. M., Burstein D., Davies R. L., Lyndenn-Bell D., Terlevich R. J ., Wegner C.//Ibidem. 1987. V. 313. P. L37. 34. Yahil A. //Large S cale Mo tio ns in the Universe/Eds G. C o yne, V. R ubin. Princeto n : Princeton Univ. Press. 35. Reges E., Szalay A.//Astrophys. J.


КОСМИЧЕСКАЯ КНИГА

335

36. Bertschinger E., Juzkieuicz R. Preprint. 37. Davies R., Lasenby A. N., Watson R. A ., Daitree E. J., H opkins J., B ec kman J., Sanchez-Almeida J., Rebolo R.//Nature. 1987. V. 326. P. 462. 38. Brandenberger R., Kaiser N., Turok N.//Phys. Rev. Ser. D. 1987. V. 36. P. 2242. 39. Bertschinger E., Watts P. N.//Astrophys. J. 1988. V. 328. P. 23. 40. Bennet D., Bouchet ..//Phys. Rev. Lett. 1988. V. 60. P. 257. [41] Stebbins A. Astrophys. J. 1988. V. 327. P. 584. 42. Silk J., Vilenkin A.//Phys. Rev. Lett. 1984. V. 53. P. 1700. 43. Charlton J. C.//Astrophys. J. 1988. V. 325. P. 521. 44. Bouchet .. R., Bennet D. P., Stebbins A.//Nature. 1988. V. 335. P.410. 45. Zweibel ?.//Astrophys. J. 1988. V. 329. LI. 46. Pudritz R., Silk J.//Ibidem. 47. Spergel D., Press W. H., Scherrer R. J.//Nature. 48. Weinberg D. H., Ostriker J. P., Dekel A. Preprint. 49. Oslriker J. P., Thompson C.//Astrophys. J. 1987. V. 323. P. L97. 50. Matsumoto Т., Hayakawa S., Matsuo H., Murakami H., Sato S., Lange A. E., Richards P. L.//Ibidem. 1988. V. 329. P. 567. [51] Peebles P. J. E.//Ibidem. 52. Peebles P. J. E.//Nature. 1987. V. 327. P. 210. 53. Hoffman Y., Zurek W.//Nature. 1988. V. 333. P. 46. 54. Sage L. J., Solomon P. M.//Astrophys. J. 1987. V. 321. P. LI 03. 55. Steidel С. С., Sargent W. L. W.//Ibidem V. 318. L 11. 56. Carlberg R., Couchman H. Preprint.