Галактики образуют цепочки и слои, разделенные почти пустыми областями; однако это не свидетельствует в пользу космических струн или космических блинов. Теперь мы знаем, что подобные структуры образуются в расширяющейся Вселенной в ходе естественного скучивания галактик в скопления под влиянием силы тяготения. Невозможно заранее сказать, какие формы создаст гравитация; впервые на это обратил внимание норвежец Сверр Аарсет из Кембриджского университета, проведя с коллегами компьютерное моделирование в 1979 году. Примерно тогда же в Гарварде Хакра, Геллер и другие под впечатлением от карт, представленных Йыэвеером и Эйнасто на совещании в Таллине в 1977 году (см. главу 22), начали большой обзор распределения галактик. Появилась возможность сравнить структуру реальной Вселенной и мира, созданного в компьютере.

Сейчас научные коллективы многих стран используют высокоскоростные компьютеры и сложные вычислительные коды для трехмерного моделирования гравитационного скучивания материи в расширяющейся Вселенной. Расчеты показывают, что гравитация ответственна за формирование галактических структур в масштабах примерно от 1 млн до 200–300 млн световых лет (рис. 27.2).

Рис. 27.2. Галактики распределены в пространстве весьма сложно и неоднородно. Похожую картину дает и компьютерное моделирование. Представленная этой серией рисунков численная модель демонстрирует эволюцию 130 млн частиц темной материи от почти равномерного распределения при красном смещении z — 7,7 до сложного сотообразного распределения в нашу эпоху (z = 0). Сторона каждой картинки равна 200 млн световых лет (60 Мпк). Вычисления проведены на 256-процессорном суперкомпьютере Cray ХТ4 Финского научного вычислительного центра. С любезного разрешения: Нурми П., Ниеми С., Холопайнен Я., Хейнямяки П.

Гравитация способна сделать сложные объекты из простых начальных форм. Уильям Саслау (Вирджиния и Кембридж, Англия) заинтересовался вопросом, что же случится, если первоначальные галактики разбросать по листу бумаги случайным образом (закон Пуассона, см. главу 22). Он обнаружил, что гравитация собирает галактики и способна создать сильно структурированную Вселенную из случайно распределенных единиц. Но для этого нужно время. Если начать с галактик, распределенных в пространстве менее чем за миллиард лет от начала и до сих пор, можно получить почти ту же структуру скоплений, которую мы и наблюдаем на небе.

Много лет назад Иммануил Кант в своей книге «Всеобщая история мира и природы» писал о том, как, по его мнению, простой закон гравитации создает структуры: «…без всякой цели и намерений, упорядоченное целое возникает под руководством установленных законов, целое, так похожее на ту систему мира, которая у нас перед глазами, которой я не могу помешать быть такой». Кант имел в виду очень простую иерархию в стационарной Вселенной, а сегодня мы можем почувствовать почти то же самое, глядя на совпадение реальной Вселенной с ее моделью. В этом сложной теме все еще существуют проблемы, но мы уверены, что гравитация является главным архитектором впечатляющей структуры Вселенной.

Согласно современным взглядам, в течение первых двух миллиардов лет первыми сформировавшимися структурами стали небольшие гало из темной материи с массами, заключенными в промежутке между массами современных крупных шаровых скоплений и маленьких карликовых галактик. Каждое такое гало имело свою центральную сверхмассивную звезду, которая впоследствии взорвалась, оставив после себя черную дыру. При этом взрывы сверхновых производили первые тяжелые элементы, необходимые для формирования нормальных звезд. Галактики первого поколения в основном состояли из темной материи. Лишь позднее стали формироваться обычные звезды. В начале эволюции происходили многочисленные слияния этих маленьких галактик и постепенный рост гигантских галактик.

Рождение первых сверхзвезд может обнаружить себя в фоновом излучении. Дело в том, что излучение сверхзвезды в основном должно иметь синхротронную природу, то есть быть обусловлено движением электронов в весьма однородных магнитных полях, а значит — это излучение должно быть поляризовано. Когда на фоновое излучение накладывается поле фотонов, испущенных звездами, регистрируемое приемником суммарное излучение будет частично поляризованным. Отсюда возникает возможность определить время появления первых галактических гало и родившихся в их центрах сверхзвезд — около 200 млн лет после Большого взрыва. Эта цифра пока еще очень неуверенная, но ее можно будет уточнить с помощью измерений на космической обсерватории «Планк».

Химический состав галактик все это время эволюционировал. Вначале первичный газ состоял из 76 % водорода, 24 % гелия и не содержал тяжелых элементов. Считается, что звезды, сформировавшиеся из этого газа, имели массу около 300 масс Солнца и жили всего несколько миллионов лет, а потом взрывались как сверхновые. Такой чистый водородно-гелиевый газ больше не существует, и процесс звездообразования сдвинулся в сторону звезд меньшей массы, таких как Солнце. Нынешние основные составляющие межзвездного вещества — например углерод, азот, кислород и более тяжелые элементы — образовались в последовательном процессе звездной эволюции. Вначале не могло быть межзвездной пыли и планет, для формирования которых нужны тяжелые элементы.

В галактиках газ конденсируется, образуя звезды, а в конце своего жизненного цикла звезды возвращают часть переработанного вещества в межзвездную среду. Другая часть газа остается в маленьких долгоживущих звездах или остатках звездной эволюции. Этот газ выбывает из круговорота в галактике. Некоторая его часть замещается газом, попадающим в галактику извне, но в целом частота формирования звезд в галактике снижается. Это влияет и на вид галактик: со временем они в среднем становятся краснее, так как доля новорожденных голубых звезд сокращается. Такая эволюция особенно хорошо видна у эллиптических галактик.

Теперь мы детально рассмотрим процессы, происходящие в типичной спиральной звездной системе — в нашей Галактике. Мы полагаем, что наша Галактика прошла тот же эволюционный путь, что и любая типичная галактика. Она сформировалась при слиянии многих гало из темной материи, имеющих суммарную массу около тысячи миллиардов масс Солнца. Общее число объединившихся гало могло исчисляться миллионами; у нас нет надежных свидетельств этого, за исключением нескольких сохранившихся карликовых сфероидальных галактик, располагающихся вблизи нашей Галактики. Газовые облака из обычного вещества падали к центру этого гало и фрагментировали на звезды. Некоторые из этих звезд сохранились в шаровых звездных скоплениях; остальные рассеялись, образовав звездное гало Галактики.

Звезды первого поколения в галактических гало были значительно массивнее тех, которые мы видим на небе сегодня. Вероятно, эти звезды были в 300 раз массивнее Солнца и жили всего несколько миллионов лет. В конце своей жизни эти звезды взрывались как сверхновые. Они производили первые элементы тяжелее гелия и при взрыве смешивали их с окружающим межзвездным газом. Центральная часть сверхновой коллапсировала в черную дыру массой более 100 масс Солнца. Взрыв выдувал весь оставшийся газ из гало темной материи. Таким образом, в каждом гало рождалась только одна звезда, и все они или большинство из них становились черными дырами. Для внешнего наблюдателя результат всей этой ранней эволюции вообще не был похож на галактику. Темная материя была невидимой, черная дыра — тоже, за исключением газового диска, который, возможно, окружал ее. Таким образом, Вселенная выглядела как мир газовых облаков с иногда проплывающими сквозь них черными дырами.

Эволюция продолжалась путем слияния гало. При этом черные дыры из центров гало попадали в общий центр, где они образовывали двойную черную дыру. Еще одно слияние — и новое гало уже имело в своем центре систему из трех черных дыр. По мере слияния все новых и новых гало все больше и больше черных дыр могло бы собраться вместе. Но мы помним про задачу трех тел: как только три черные дыры окажутся рядом, их система становится неустойчивой (см. рис. 11.3). Две черные дыры отбрасывают третью, после чего как одиночная, так и двойная (в результате отдачи) вылетают из центра в результате того, что мы назвали эффектом рогатки. Так начинается Эпоха рогатки, в течение которой именно этот процесс определяет эволюцию; и продолжается до тех пор, пока не сформируются массивные гало и выброс черных дыр не станет не таким частым. Эпоха рогатки заканчивается при красном смещении около z = 6, когда формируются массивные черные дыры в центрах полномасштабных гало галактик. Выброс черных дыр механизмом рогатки должен проходить даже в наши дни, но с гораздо меньшей частотой, поскольку слияния галактик сейчас довольно редки.