Cтраница 1
Масштаб галактики значительно превышает характерную джинсову длину во всю эпоху после рекомбинации. [1]
Значит, потенциальные движения масштаба галактик и скоплений ( и даже масштаба звездных шаровых скоплений) усиливались после рекомбинации гравитационной неустойчивостью, так что их скорости возрастали, а с ними росло и отношение собственной скорости движений к хаббл овской скорости. Это относится как к исконно потенциальным движениям, так и к потенциальным движениям, которые возникли после рекомбинации из первоначальных энтропийных возмущений. [2]
Рассмотрим теперь ударные волны масштаба отдельных галактик при z zer. Массы большинства галактик не превосходят величину Mff; температура газа на фронтах соответствующих им ударных воли ниже, чем 5 - 108 К, и главную роль в охлаждении играют для них свободно-связанные переходы и высвечивание в атомных линиях. [3]
Мы приходим, таким образом, к выводу, что возмущения состава метаталактической среды - это единственный тип возмущений, который мог противостоять диссипативным процессам в масштабах галактик ( и даже отдельных звезд) в течение всей эпохи преобладания излучения. [4]
Силк ( 1968); в его работе были приведены простые формулы ( подобные тем, которые мы получили в этом параграфе), связывающие амплитуды догалактичес-ких возмущений с вариациями температуры реликтового излучения в масштабах галактик и скоплений. [5]
В локальных областях макромира, когда можно абстрагироваться от искривления пространства-времени вблизи больших тяготеющих масс, пространство-время характеризуется евклидовой геометрией. В масштабах галактик и Метагалактики существенную роль начинает играть кривизна пространства-времени ( его отклонение от евклидовой метрики), связанная с взаимодействием тяготеющих масс. Характер кривизны пространства Метагалактики зависит от средней плотности в ней вещества и полей. Если эта плотность больше критической ( 10 ( в - 29 степени) г / смЗ), то пространство будет замкнутым, а время будет иметь несколько особых точек, в которых Метагалактика может сжиматься до сверхплотного состояния, когда ее размеры для внешнего наблюдателя становятся даже меньше размеров элементарных частиц. [6]
В эпоху преобладания радиации величина бр / р росла быстрее, но от момента ядерной плотности ( t0 10 - 4) до эпохи газа могла возрасти не более чем на 17 порядков. Этого еще недостаточно для того, чтобы флуктуация масштаба галактики могла вырасти до величины йр / р 1, чтобы образовалась связанная система. [7]
Примерно одна десятитысячная доля всего вещества должна быть заключена в быстро эволюционирующие сверхмассивные звезды, и тогда их ядерная энергия будет достаточна, чтобы разогреть остальной газ до температуры 105 - 10е К. В результате эволюции празвезд в метагалактической среде возникают возмущения масштаба галактик или скоплений галактик. При этом образование новых празвезд уже прекращается, а джинсовой длине соответствует при подходящих красных смещениях масса, близкая к типичной массе галактики. [8]
Высокая степень однородности реликтового излучения ( несущего информацию о состоянии при ZK, 1400) наводит на мысль о том, что в эпоху рекомбинации водорода ( г 1400) возмущения были малы. С другой стороны, весьма неоднородное распределение вещества в масштабах галактик и их скоплений в нашу эпоху свидетельствует о том, что неоднородности нарастали с эпохи рекомбинации водорода до настоящего времени. Такое нарастание возмущений естественно объясняется гравитационной неустойчивостью однородного распределения вещества. Первые главы ( 9 - 11) настоящего раздела посвящены различным аспектам линейной теории неустойчивости: в ньютоновском приближении для обычного газа, в теории горячей Вселенной с учетом взаимодействия обычной материи и излучения, в рамках общей теории относительности, когда Длина волны возмущений сравнима с размером, характерным для Вселенной как целого. [9]
Для объяснения открытого им явления звездных ассоциаций он предположил, что сравнительно недавно по космогоническим масштабам - примерно 10 млн. лет назад произошел взрыв какого-то дозвездного тела, в результате которого образовались разлетающиеся звезды. Он обнаружил и другие столь же недолговечные и, следовательно, недавно образовавшиеся звездные системы. В масштабе галактики также происходят явления, которые, по-видимому, представляют собой какие-то взрывы. При этих взрывах из ядра большой галактики могут выбрасываться, как он полагает, даже целые галактики. [10]
Возможность и даже необходимость в прошлом каких-то отклонений от общей однородности и изотропии прямо связаны с современной структурой Вселенной. Действительно, наблюдаемые сейчас неоднородности ( галактики и скопления) могли возникнуть, очевидно, только благодаря тому, что в прошлом имелись определенные затравочные отклонения от идеальной симметрии. Важно, что при этом масштаб галактики, например, не мог считаться малым в те времена, когда соответствующая ему масса была распределена в области, выходящей за пределы текущего горизонта событий. [11]
Прежде всего покажем, что ударные волны масштаба галактик и скоплений галактик, если они образуются при z zer, не могут быть адиабатическими. [12]
Вселенной при весьма правдоподобных начальных условиях ( доводы в пользу этого приводятся в разд. Все же не исключено, что масштабная инвариантность нарушается при - 10Л - Мне, и, поскольку на этом расстоянии по порядку величины равно единице, такое нарушение масштабной инвариантности может просто отмечать переход от линейных флуктуации в больших масштабах к нелинейным в малых масштабах. Кроме того, должна существовать какая-то особенность в корреляционных функциях плотности вещества в масштабе галактики, поскольку галактики - это, безусловно, отдельные объекты. С другой стороны, если галактики образовались в результате одного процесса и подверглись скучиванию в результате другого процесса, то можно ожидать, что существуют довольно резкие изменения в корреляционных функциях плотности вещества при г-гк. [13]
Полагая Л0 - 1 Мпс ( это приблизительно равно расстоянию между небольшими галактиками), получаем, что необходимая для создания возмущений напряженность магнитного поля в настоящее время равна - 10 - 9 Гс. Если такую среду подвергнуть изотропному расширению до концентрации 10 - см-3, то напряженность магнитного поля уменьшилась бы до - 10 - Гс. А такое поле уже сравнимо по величине с тем, которое мы хотели бы иметь. Таким образом, если магнитное поле Галактики является первичным и оно не было существенно усилено ( например, дифференциальным вращением), то влияние такого поля на формирование начальных возмущений плотности в масштабе галактик могло быть существенным. [14]
До некоторой степени родственным процессом является термодинамическая неустойчивость. Если в ранней Вселенной смесь вещества и излучения прошла через что-либо типа критической точки, то термодинамические флуктуации плотности могли быть значительными и, поддерживаемые гравитацией, могли ускорить развитие структур: В модели горячей Вселенной наиболее перспективным в этом отношении периодом, по-видимому, является эпоха рекомбинации. Там, где плотность вещества выше средней плотности, плазма превращается в водород быстрее, уменьшая тем самым молекулярную массу и, следовательно, давление вещества, которое затем стремится увеличить плотность неоднородности. Можно было бы предположить, что при очень большом красном смещении существовала более сильная термодинамическая неустойчивость, но при большом Z число бар ионов в пределах горизонта относительно невелико, так что влияние неустойчивости на флуктуации в масштабе галактики было бы пренебрежимо мало. [15]