Посмотрите на эти завораживающие изображения. На них — наша Вселенная за сотни миллионов лет до того, как появились звезды, галактики и планеты Это новое исследование космологов из Гарварда. Как удалось его провести? И чем оно важно для науки?

Астрофизики из Гарвардского университета опубликовали результаты одной из самых масштабных компьютерных симуляций процесса возникновения ранней Вселенной. Моделирование проводилось на суперкомпьютере Ок-Риджской национальной лаборатории в США и заняло почти год чистого времени. Такие длительные (и крайне дорогие) вычислительные симуляции позволяют пролить свет на процессы, которые невозможно изучить никак иначе — например, наблюдением или решением уравнений. Новое исследование позволило уточнить, как именно должно было распределяться вещество в ранней Вселенной и как следует искать свет самых первых звезд. Ну а все остальные могут насладиться побочным продуктом симуляции — возможно, самым точным изображением Вселенной в «младенчестве».

Как ученые исследовали историю Вселенной — и в какой момент им понадобилась помощь компьютера

С тех пор как Эдвин Хаббл в 1929 году прямыми наблюдениями за далекими галактиками подтвердил более ранние предположения о том, что наблюдаемая Вселенная расширяется, возникла теория Большого взрыва как основа современной космологии.

Главное в наблюдениях Хаббла (и его предшественника Жоржа Леметра) формулируется очень просто: оба обнаружили, что чем дальше галактика расположена, тем выше скорость, с которой она от нас удаляется. Зависимость оказалась универсальной. Что удивительно, все удаленные объекты разлетались от Земли равномерно во всех направлениях. Из этого логически следовало, что не Солнечная система движется куда-то относительно других небесных тел (такая составляющая в движении тоже есть, но на больших масштабах она незначительна), а именно вся Вселенная равномерно расширяется во всех направлениях. Подобно поднимающемуся на дрожжах сдобному кексу, который раздвигается в разные стороны одновременно.

Прямым следствием наблюдений Хаббла и Леметра (а также ранних теоретических работ российского математика Александра Фридмана) был неизбежный вывод о том, что в «младенчестве» Вселенная была крайне плотной и горячей. Настолько горячей, что в ней не существовали не только атомы, но даже отдельные атомные ядра.

От довоенных наблюдений Хаббла, через теорию инфляции 1970-х (о ней еще пойдет речь ниже) и множество более поздних открытий современная космология пришла к такой хронологии развития событий.

С нулевого момента времени и до примерно 10⁻³²-й доли секунды происходит ускоренное расширение Вселенной из сингулярности. Эту эпоху как раз пытается описать теория инфляции, сформулированная Аланом Гутом, Андреем Линде, Алексеем Старобинским и другими исследователями. Она тщательно разработана как на уровне математики, так и в плане возможных способов проверки. Однако наблюдений, однозначно доказывающих ее истинность, у ученых нет.
В возрасте примерно одной микросекунды Вселенная охлаждается так, что в ней появляются отдельные элементарные частицы — прежде всего протоны. С этого момента развитие идет уже по более-менее знакомым физическим законам: формируются атомные ядра, а затем и сами атомы. Протоны и нейтроны объединяются с электронами; возникают водород и гелий (с небольшой примесью лития).
Происходит это примерно спустя 380 тысяч лет с нулевого момента. Эта эпоха называется эпохой рекомбинации. Она характеризуется радикальным изменением в поведении Вселенной. До эпохи рекомбинации все вещество представляло собой ярко светящуюся огненную плазму, которая была непрозрачна для света (как непрозрачен для него огонь). В момент рекомбинации, причем очень резко (не мгновенно, но за очень короткое по космическим масштабам время), Вселенная «тухнет», и последний излученный свет начинает путешествие по внезапно ставшему прозрачным пространству во все стороны и на неограниченные расстояния.
Излучение той эпохи — последнее излучение первичной плазмы — называется реликтовым. За счет допплеровского эффекта оно сильно сместилось в микроволновую область. Открытие этого излучения стало одной из важнейших вех в космологии второй половины XX века.
После эпохи рекомбинации начинаются так называемые темные века. Это период, в который Вселенная равномерно наполнена холодным газом (смесью водорода и гелия) и не содержит ни одного источника света.
Свет возвращается только тогда, когда газовые облака под действием собственной тяжести сжимаются в протозвезды и в них начинаются первые ядерные реакции. Эта эпоха называется реионизацией. То есть периодом, когда во Вселенной снова появляются не только нейтральные атомы, но и ионы — атомы заряженные.

Карта распределения плотности темной материи при красном смешении z = 23, то есть примерно на момент 150 миллионов лет после Большого взрыва. Красные области показывают точки, где высока плотность обычной материи по отношению к темной материи, синие — наоборот. Стрелками указано движение между областями

Lumina

Видео показывает облет фрагмента Вселенной на момент примерно в 2,15 миллиарда лет от Большого взрыва — то есть уже после начала эпохи реионизации. Видно распределение темной материи, в конце можно различить отдельные галактики

Lumina

Срез Вселенной в возрасте в 1,5 миллиарда лет шириной примерно в 2 мегапарсека. Сеть тонких нитей отражает структуру темной материи, а светящиеся оранжевые области — это пространство с быстро движущимся межгалактическим газом

Lumina

Темные века считаются одной из самых загадочных эпох в космологии — прежде всего потому, что по своей природе они крайне плохо поддаются наблюдениям. Тогда не было источников света. И то, что мы можем об этой эпохе сказать, — почти всегда не наблюдение, а попытка провести логическую цепь рассуждений между эпохой рекомбинации (о ней мы знаем из реликтового излучения) и состоянием Вселенной уже после возникновения первых звезд и галактик (которые теоретически могут быть наблюдаемы в такие телескопы, как «Джеймс Уэбб», но пока еще не открыты).

Что именно исследовали ученые из Гарварда — и чем важна их новая работа

Неудивительно, таким образом, что для исследования темных веков используются не телескопы, а мощные компьютерные симуляции. Только они способны ответить на вопрос, как Вселенная эпохи реликтового излучения превратилась в ту, что мы можем наблюдать сейчас, какие процессы к этому привели и какова роль темной материи в этих процессах.

Процесс ионизации водорода в искусственных цветах: желтый показывает нейтральные атомы (невидимые глазом), бирюзовый — ионизированный водород звезд и горячего газа, малиновый — промежуточную стадию между ними. Интенсивность цвета отражает плотность вещества, а его оттенок — температуру. Видно, как в начале образуются изолированные кластеры ионизированного (горячего и светящегося) вещества, которые затем расширяются, сливаются и начинают доминировать во Вселенной

Lumina

С этой ролью напрямую связана одна из крупных проблем современной космологии. Она сводится к тому, что не до конца понятно, как именно первые звезды успели сформироваться за то небольшое время, что у них было в распоряжении по наблюдательным данным.

Конденсация разреженного и холодного газа в облака, способные стать будущими звездами, — процесс очень медленный и сложный, ведь без какой-то точки притяжения газовое облако просто «не хочет» сжиматься в звезду. Любое сжатие газа приводит к повышению его температуры — и это замедляет процесс.

По современным представлениям, роль катализатора формирования первых звезд могла выполнять именно темная материя. Хотя природа этой материи до сих пор не ясна, нет сомнений, что в составе современной Вселенной она занимает на два порядка больше массы, чем масса всех звезд и планетных систем, вместе взятых, — до 22% массы вообще (74% массы приходится на темную энергию, но она в процессах звездообразования не участвует).

Зачатки звездообразования при красном смещении z = 7, то есть примерно в то время, когда Вселенной было 700 миллионов лет. Желтые области — это пузыри горячего газа вокруг галактик, темные пятна отражают холодные области. Изображение примерно отражает то, как могла выглядеть Вселенная на снимке при достаточно большой экспозиции

Lumina

Задачей работы, выполненной гарвардской группой на суперкомпьютере в Ок-Риджской обсерватории, как раз и было показать этот процесс в динамике. Описать поведение газа в гомогенном, равномерно распределенном облаке с помощью аналитического решения невозможно — здесь незаменимы именно симуляции, подобные тем, что метеорологи проводят с воздушными массами для предсказания погоды. Ученые задают первоначальные условия распределения вещества, дополняют их законами сохранения движения и массы и оставляют «Вселенную в кремнии» самостоятельно развиваться, пока в ней не образуются структуры, схожие с теми, что известны из наблюдений.

На таких масштабах, какие использовались в нынешней симуляции — она получила имя «Проект Люмина», — невозможно выделить отдельные планеты или звезды. Но она позволяет увидеть так называемую крупномасштабную структуру, то есть нити более плотного вещества (газа и звезд) между более разреженных полостей.

Современные космологи пытаются найти соответствия между этой структурой, как сейчас ее видят телескопы, и тем, как выглядят колебания температуры в структуре реликтового излучения, которое видят такие радиотелескопы, как «Планк». Почти все ученые уверены, что источник паттерна распределений этих сгущений и пустот в современной Вселенной — флуктуации плотности в эпоху, когда она имела микроскопический размер (а если теория инфляции верна, то появились они именно тогда).

Изображение, объясняющее масштаб симуляции «Люмина»: вверху показана крупномасштабная структура области размером в несколько мегапарсек, ниже — фрагмент, где видны отдельные нити галактических скоплений, за ними — сами галактики внутри этих нитей. Размер симулируемой области проекта — куб со стороной в 5 мегапарсек, разделенный на 6 тысяч объемных пикселей по каждой стороне

Lumina

Этот паттерн сгущений и пустот — его еще называют барионными акустическими осцилляциями — исследуют, с одной стороны, специалисты по реликтовому излучению, с другой — те, кто изучает структуру современной Вселенной по красному смещению галактик.

Компьютерные симуляции, подобные той, что сделала гарвардская группа, позволяют добавить к этим источникам знания третий элемент — и теоретически проследить, как и за счет чего неравномерность первичной плазмы превращается в неравномерность современной Вселенной.

Чем еще в космосе можно полюбоваться

Вы, конечно, видели первые снимки телескопа «Джеймс Уэбб». Но, кажется, мы все смотрели не тудаПочему у звезд лучи, а галактики такие разноцветные? Это вообще фото? 17 деталей, которые вы могли пропустить
разбор
19 июля 2022 г.

Отдел «Разбор»

Как ученые исследовали историю Вселенной — и в какой момент им понадобилась помощь компьютера

Что именно исследовали ученые из Гарварда — и чем важна их новая работа

Чем еще в космосе можно полюбоваться

Что это за учреждение?

Что это?

Что это?

{{ header_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }}

{{ title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }}

{{ second_title }}

Как ученые исследовали историю Вселенной — и в какой момент им понадобилась помощь компьютера

Что именно исследовали ученые из Гарварда — и чем важна их новая работа

Чем еще в космосе можно полюбоваться

Что это за учреждение?

Что это?

Что это?

{{{ alt }}}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }}

{{ title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }} {{ second_title }}

{{ title }}

{{ second_title }}