КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VIII

ПРОБЛЕМИ КОСМОГОНІЇ ТА КОСМОЛОГІЇ

Розділ 21

ПРОБЛЕМИ КОСМОГОНІЇ

21.1. Формування галактик

При побудові космологічних моделей Всесвіту приймають, що речовина в ньому розподілена однорідно та ізотропно. Насправді ж у наш час значна частина речовини сконденсована у формі галактик та їхніх скупчень. Виникають питання: які процеси призводять до фрагментації однорідно розподіленої речовини у Всесвіті і чому найістотніші властивості галактик — їхні форми, розміри і маси — саме такі?

Відповідь на це питання сьогодні дають в рамках інфляційної моделі (див. 22.3): квантові флуктуації, що неминуче існують на початковому етапі розвитку Всесвіту, завдяки його стрімкому (експоненційному) розширенню істотно зростають, стаючи, врешті-решт, космологічно значущими флуктуаціями густини речовини. Як випливає з теорії, маси цих флуктуацій співмірні з відповідними характеристиками галактик та їх скупчень.

Подальший розгляд формування галактик (зоряних скупчень і окремо взятих зір) здійснюють за допомогою конденсаційної теорії, за якою згадані об'єкти формуються внаслідок стискання (конденсації) окремих фрагментів гігантських газових хмар. Саме ж питання про фрагментацію однорідно розподіленої речовини розглянув Джеймс Джинс (1877—1946, Англія). Як виявилося, якщо в однорідному середовищі з якихось причин виникає згущення — неоднорідність з характерним розміром λ, то воно може або продовжувати ущільнюватися під дією власного тяжіння, або розсмоктуватися завдяки додатковому внутрішньому газовому тиску в межах неоднорідності. Це залежить від того, буде розмір згущення більшим чи меншим від деякого критичного λ_Γ Критичний розмір — так звану джинсову довжину хвилі λ, — неважко обчислити, якщо прирівняти газовий тиск у згустку до тиску сили тяжіння p_G ≈ GM²/λ⁴≈ Gp² λ²_J. З цієї умови:

Унаслідок нестійкості Джинса утворюються згущення з типовим об'ємом = λ_j і масою M = λ_j ³ ρ, так що:

Цей вираз записаний для молекулярної маси речовини μ = 0.6.

Згущення такої маси можуть формуватися лише при певних співвідношеннях між Т і ρ. Наприклад, якщо припустити, що густина догалактичної речовини становила ρ = 10^-23 — 10 ^-24 г/см³, то згущення масою M = 10¹² М_ʘ (дорівнює масі досить великої галактики, наприклад нашої) може утворюватися лише у випадку, коли температура Т ≈ 10⁷ К. При меншій температурі можуть ущільнюватися згущення з меншою масою.

При розширенні Всесвіту температура і густина змінюються з часом відповідно до формул (22.11) і (22.17) — згідно із зауваженням про точний вид залежності параметра Хаббла від часу (див. підрозділ 22.2.4). Густина речовини Всесвіту сягала значення ρ = 10^-24 г/см³, коли його вік дорівнював приблизно 10¹⁵ с = 3-10⁷ років. Проте в цей момент часу згідно з формулою (22.11) температура була не 10⁷ К, а всього близько 10³ К. Таким чином, якщо згущення — протогалактики — малиб утворюватися в той момент часу, то найбільша їхня маса не повинна перевищувати 10⁶ М_ʘ, що значно менше від маси Галактики та схожих зоряних систем.

Наведені тут оцінки мас відображають ситуацію, що існувала в космогонії галактик до того, як було розроблено модель інфляційного Всесвіту. Як згадано вище, тепер — в рамках цієї моделі — проблему формування галактик вважають з'ясованою.