Розподіл матерії та невеликі температурні відмінності, що визначають формування структур
Космічні коливання у майже однорідному Всесвіті
Спостереження показують, що наш Всесвіт на великих масштабах дуже однорідний, але не ідеальний. Невеликі аніотропії (напрямні відмінності) та неоднорідності (зміни густини матерії в просторі) у ранньому Всесвіті є ключовими насінинами, з яких виросли всі космічні структури. Без них матерія залишалася б рівномірно розподіленою, і ми не мали б галактик, скупчень чи космічної мережі. Ці незначні коливання ми можемо досліджувати:
- Через аніотропії космічного мікрохвильового фону (КФС): відмінності температури та поляризації з точністю 1 до 10-5.
- Через великомасштабну структуру: розподіл галактик, ниток і порожнеч, що виникли внаслідок гравітаційного росту з первинних насінин.
Аналізуючи ці неоднорідності — як у період рекомбінації (через КФС), так і в пізніших епохах (за даними скупчень галактик) — космологи отримують ключові знання про темну матерію, темну енергію та походження інфляційних флуктуацій. Далі ми розглянемо, як виникають ці анізотропії, як їх вимірюють і як вони визначають формування структур.
2. Теоретична основа: від квантових насінин до космічних структур
2.1 Походження інфляційних флуктуацій
Основне пояснення первинних неоднорідностей — це інфляція: експоненційне розширення у ранньому Всесвіті. Під час інфляції квантові флуктуації (інфлатонного поля та метрики) розтягнулися до макроскопічних масштабів і «застигли» як класичні густинні збурення. Ці флуктуації майже масштабно інваріантні (індекс спектра ns ≈ 1) і переважно гаусівські, як спостерігається у КФС. Після завершення інфляції Всесвіт «перегрівся», і ці збурення залишаються втиснутими у всю матерію (баріонну + темну) [1,2].
2.2 Розвиток з часом
У розширюваному Всесвіті збурення темної матерії та баріонної рідини почали зростати під впливом гравітації, якщо їх масштаб перевищував шкалу Джинса (Jeans) (після епохи рекомбінації). У гарячій передрекомбінаційній ері фотони тісно взаємодіяли з баріонами, обмежуючи ранній ріст. Після відокремлення, не взаємодіюча темна матерія могла далі сильніше концентруватися. Лінійний ріст дає характерний спектр потужності густинних збурень. Зрештою, перейшовши до нелінійного режиму накопичення, гало (periškėjimai) формуються в областях надлишку, породжуючи галактики та скупчення, а надлишки (порожнечі) утворюються в розріджених місцях.
3. Анізотропії Космічного Фонового Мікрохвильового Випромінювання
3.1 Температурні Флуктуації
КФМ при z ∼ 1100 є надзвичайно однорідним (ΔT/T ∼ 10-5), проте невеликі відхилення проявляються як аніотропії. Вони відображають акустичні осциляції у фотонно-баріонній плазмі перед рекомбінацією, а також гравітаційні потенційні ями/горби, що виникли з ранніх неоднорідностей матерії. COBE вперше їх зафіксувала у 1980-х роках; WMAP і Planck пізніше значно покращили вимірювання, фіксуючи кілька акустичних піків у кутовому спектрі потужності [3]. Положення та висоти піків дозволяють точно визначити параметри (Ωb h², Ωm h² тощо) і підтверджують майже масштабно інваріантну природу первинних флуктуацій.
3.2 Кутовий Спектр Потужності та Акустичні Піки
Коли відображається потужність Cℓ як функція мультиполя ℓ, спостерігаються «пікові» структури. Перший пік відповідає основному акустичному режиму фотонів–баріонів під час рекомбінації, а інші піки позначають вищі гармоніки. Ця закономірність міцно підтримує інфляційне походження та майже плоску геометрію Всесвіту. Невеликі коливання температурної анізотропії та поляризація E-модусів становлять основу сучасного визначення космічних параметрів.
3.3 Поляризація та B-модуси
Вимірювання поляризації КФМ ще більше поглиблюють наші знання про неоднорідності. Скалярні (густинні) збурення створюють E-модус, тоді як тензорні (гравітаційні хвилі) можуть генерувати B-модус. Виявлення первинних B-модусів на великих кутових масштабах підтвердило б існування інфляційних гравітаційних хвиль. Хоча наразі отримані лише суворі верхні межі без чіткого сигналу первинних B-модусів, наявні дані температури та E-модусів все ж вказують на масштабно інваріантний, адіабатичний характер ранніх неоднорідностей.
4. Структура Великого Масштабу: Розподіл Галактик як Відображення Ранніх Насінин
4.1 Космічна Сітка та Спектр Потужності
Космічна сітка, утворена з ниток, стад і порожнин, виникла внаслідок гравітаційного росту цих первинних неоднорідностей. Огляди зсуву (redshift) (наприклад, SDSS, 2dF, DESI) фіксують мільйони положень галактик, розкриваючи 3D структури в масштабах від десятків до сотень Мпк. Статистично спектр потужності галактик P(k) на великих масштабах збігається з лінійною моделлю теорії збурень за інфляційними початковими умовами, додатково спостерігаються баріонні акустичні осциляції (~100–150 Мпк масштабу).
4.2 Ієрархічне Формування
Поки неоднорідності колапсують, спочатку формуються менші гало, які, об’єднуючись, утворюють більші гало, таким чином виникають галактики, групи, скупчення. Це ієрархічне формування добре узгоджується з симуляціями моделі ΛCDM, у яких початкові поля флуктуацій є випадковими гаусовими з майже масштабно інваріантною потужністю. Спостереження мас скупчень, розмірів пустот і кореляцій галактик підтверджують, що Всесвіт почався з малих флуктуацій густини, які розвивалися протягом космічного часу.
5. Роль Темної Матерії та Темної ЕнерГії
5.1 Темна Матерія – Двигун Формування Структур
Оскільки темна матерія не взаємодіє електромагнітно і не розсіюється фотонами, вона може гравітаційно колапсувати раніше. Так утворюються потенційні ями, у які пізніше (після рекомбінації) падають баріони. Приблизно 5:1 співвідношення темної матерії до баріонів означає, що темна матерія сформувала каркас космічної сітки. Спостереження масштабу КФС та дані про структуру великого масштабу пов’язують частку темної матерії з приблизно 26 % загальної густини енергії.
5.2 Темна Енергія у Пізній Епосі
Хоча ранні неоднорідності та зростання структур переважно керуються матерією, останні кілька мільярдів років темна енергія (~70 % Всесвіту) почала домінувати у розширенні, уповільнюючи подальше зростання структур. Спостереження, такі як зміна кількості скупчень із червоним зсувом або космічний шлейф, можуть підтвердити або поставити під сумнів звичайне уявлення ΛCDM. Поки що дані не суперечать майже постійній темній енергії, але майбутні вимірювання можуть виявити незначні зміни, якщо темна енергія змінюється.
6. Вимірювання Неоднорідностей: Методи та Спостереження
6.1 Експерименти КФС
Від COBE (у 1990-х) до WMAP (2000-х) і Planck (2010-х) вимірювання анізотропій температури та поляризації значно покращилися за роздільною здатністю (кутові хвилини) і чутливістю (кілька µK). Це визначило амплітуду первинного спектра потужності (~10-5) та спектральне відхилення ns ≈ 0,965. Додаткові наземні телескопи (ACT, SPT) досліджують дрібномасштабні анізотропії, лінзування та інші вторинні ефекти, ще точніше визначаючи спектр потужності матерії.
6.2 Огляд Зсуву
Великі огляди галактик (SDSS, DESI, eBOSS, Euclid) аналізують 3D розподіл галактик, тобто поточну структуру. Порівнюючи її з лінійними прогнозами з початкових умов КФС, космологи перевіряють модель ΛCDM або шукають відхилення. Баріонні акустичні осциляції також видно як тонкий «горбок» у функції кореляції або «хвилювання» у спектрі потужності, що пов’язує ці неоднорідності з акустичною шкалою рекомбінації.
6.3 Слабке Лінзування
Слабке гравітаційне лінзування від далеких галактик, спричинене великомасштабною матерією, дає ще одну пряму міру амплітуди (σ8) та часу зростання. Огляди, такі як DES, KiDS, HSC, а в майбутньому Euclid, Roman, визначать космічний зсув, дозволяючи реконструювати розподіл матерії. Це дає додаткові обмеження, доповнює огляди зсувів і дослідження КФС.
7. Поточні Питання та Напруги
7.1 Напруга Хабла
Поєднуючи дані КФС з ΛCDM, отримують H0 ≈ 67–68 км/с/Мпк, а методи місцевих сходів (з калібруванням за надновими) показують ~73–74. Ці вимірювання сильно залежать від амплітуди неоднорідностей і історії розширення. Якщо неоднорідності або початкові умови відрізняються від стандартних, це може змінити виведені параметри. Проводяться зусилля з’ясувати, чи може рання нова фізика (рання темна енергія, додаткові нейтрино) або систематика розв’язати цю напругу.
7.2 Аномалії на Малих ℓ, Великомасштабні Узгодження
Деякі аномалії великомасштабних анізотропій КФС (холодна пляма, узгодження квадруполя) можуть бути статистичними збігами або натяками на космічну топологію. Спостереження поки що не підтверджують нічого значущого, що виходить за межі стандартних інфляційних насінин, але пошуки негаусів (non-Gaussianities), топологічних ознак чи аномалій тривають.
7.3 Маса Нейтрино та Інші Питання
Невеликі маси нейтрино (~0,06–0,2 eV) пригнічують зростання структур на масштабах <100 Mpc, залишаючи сліди в розподілі речовини. Спільний аналіз анізотропій КФС та даних великомасштабної структури (наприклад, BAO, лінзування) дозволяє виявити або обмежити сумарну масу нейтрино. Крім того, неоднорідності можуть свідчити про незначний вплив теплої темної матерії або самодіючої темної матерії. Поки що холодна темна матерія з мінімальними масами нейтрино не суперечить даним.
8. Майбутні Перспективи та Місії
8.1 Наступне Покоління КФС
CMB-S4 – запланована серія наземних телескопів, які дуже точно вимірюватимуть температурні/поляризаційні анізотропії, включно з дрібним лінзуванням. Це може виявити тонкі ознаки інфляційних насінин або маси нейтрино. LiteBIRD (JAXA) буде присвячений пошуку великомасштабних B-мод, можливо, виявляючи первинні гравітаційні хвилі від інфляції. Це підтвердило б квантове походження анізотропій, якщо B-моди будуть успішно знайдені.
8.2 Створення 3D Карт Великомасштабної Структури
Огляди, такі як DESI, Euclid і Roman телескоп, охоплять десятки мільйонів зсувів галактик, фіксуючи розподіл речовини до z ∼ 2–3. Вони дозволять уточнити σ8 та Ωm, а також детально «намалювати» космічну сітку, поєднуючи ранні неоднорідності з сучасною структурою. 21 см карти інтенсивності від SKA дадуть змогу спостерігати неоднорідності на ще більших червоних зсувів – як до, так і після реіонізації, забезпечуючи безперервне уявлення про формування структур.
8.3 Пошук негаусів
Інфляція зазвичай прогнозує майже гаусівські початкові флуктуації. Однак сценарії з кількома полями або не мінімальні інфляції можуть давати слабкі локальні або еквіпотенціальні негаусівськість (non-Gaussianities). Дані КФС та великомасштабних структур поступово звужують межі таких ефектів (fNL ~ кілька десятих одиниці). Виявлення більших негаусів значно змінило б наше розуміння природи інфляції. Поки що значущих результатів не отримано.
9. Висновок
Анізотропії та неоднорідності Всесвіту — від малих флуктуацій ΔT/T КФС до великомасштабного розподілу галактик — є ключовими зачатками та слідами формування структур. Спочатку, ймовірно, квантові флуктуації, що виникли під час інфляції, ці слабкі амплітудні збурення з часом, під впливом гравітації, зросли у космічну сітку, де ми бачимо скупчення, нитки та порожнечі. Точні вимірювання цих неоднорідностей — аніотропії КФС, огляди зсувів галактик, космічний зсув слабкого лінзування — дають фундаментальні уявлення про склад Всесвіту (Ωm, ΩΛ), умови інфляції та роль темної енергії на пізній стадії прискорення.
Хоча модель ΛCDM успішно пояснює багато рис еволюції неоднорідностей, залишаються невирішені питання: напруга Хабла, невеликі невідповідності у зростанні структур або вплив маси нейтрино. З підвищенням точності нових оглядів ми можемо або ще міцніше закріпити непорушність парадигми інфляції + ΛCDM, або виявити тонкі відхилення, що вказують на нову фізику — як в інфляції, так і у темній енергії чи взаємодіях темної матерії. У будь-якому разі, дослідження анізотропій і неоднорідностей залишаються потужною силою в астрофізиці, поєднуючи квантові флуктуації раннього часу з величними космічними структурами на мільярди світлових років.
Література та додаткова література
- Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press.
- Baumann, D. (2009). „TASI Lectures on Inflation.“ arXiv:0907.5424.
- Smoot, G. F., et al. (1992). „Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps.“ The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5.
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). „Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large-Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies.“ The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Planck Collaboration (2018). „Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.