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.

• 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.

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).

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).

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.