Введение к работе
Актуальность темы.
Как показывают наблюдения, наша Вселенная в масштабах порядка радиуса горизонта однородна, изотропна и равномерно расширяется. Расширение приводит к быстрому охлаждению вещества. Холодный гра-витирующий газ неустойчив вследствии действия сил всемирного тяготе-ния.Развитие джинсовской неустойчивости приводит к появлению областей сильного сжатия в масштабах много меньше радиуса горизонта. Это имеет определяющее значение для образования крупномасштабной структуры вещества во Вселенной - галактик,скошгений галактик, сверхскоплений и т.д.
Главную роль в этом процессе играет скрытая масса (ее также называют темным веществом). Это вещество обнаруживает себя лишь в гравитационном взаимодействии. Впервые оно было введено Цвикки в 1933 г.,обнаружившим при исследовании галактик в скоплении Дева,что массы светящихся галактик недостаточно для об'яснения их наблюдаемой динамики - необходимо ввести еще дополнителную темную (или скрытую) массу . В дальнейшем наличие динамической скрытой массы было обнаружено во многих других скоплениях и галактиках, в том числе и в нашей Галактике/
На существование скрытой массы и ее особую небарионную природу указывает также исследование нроцесса нуклеосинтеза. В ранней Вселенной тяжелые элементы образовываться не могут, их образование связано с вторичным нуклеосинтезом в звездах. Первичный же нуклео-
синтез , согласно современным вычислениям дает следующее массовое содержание легких элементов X :
Х(Не4) ~ 0.24 ,X{D)~ Х(Яе3) - 10~5 ,Х{Ы7) ~ Ю-10
Такое содержание первичных легких элементов дает сильное ограничение на отношение барионной плотности вещества ръ к критической рс, характеризующееся параметром Qj, = рь/рс-
0.010/Г2 < Пь < -0.015-2 (1)
где h — постоянная Хаббла нормированная на 100 км/с Мпк. В то же время изучение динамики вещества и в частности исследование газа в группах и кластерах Галактик дают оценку динамической массы на порядок больше :
О ^р/рс> 0.2 ' . (2)
Другой важный аргумент в пользу существования небарионной скрытой массы следует из данных по анизотропии микроволнового излучения. Дело в том, что флуктуации в барионном веществе могут нарастать толко после момента рекомбинации, характеризующегося красным смещением zji ~ 1000. До этого момента флуктуации плотности и температуры связаны:
5Tr/T ~ WPo
Из самого факта существования структур во Вселенной следует, что к настоящему моменту флуктуации плотности 5рд/ро больше или порядка
единицы, следовательно, на момент рекомбинации должно быть:
Однако наблюдения показали, что первичные возмущения существенно меньше этой величииы.Согласно наблюдениям СОВЕ флуктуации температуры 8Т/Т составляют лишь 10~5. Эту проблему также позволяет решить темное вещество, т.к. флуктуациии в нем нарастают значительно раньше момента рекомбинации, в результате оно образует потенциальные ямы в которые после рекомбинации и опускается барионное вещество.
Таким образом, хотя в настоящее время не известно из каких частиц состоит темное вещество, достаточно ясно, что они небарионной природы и, следовательно, очень слабо взаимодействуют между собой и с барионной материей. Обычно предполагают, что это или маломассивные нейтрино (так называемая горячая темная материя HDM ) или какие-либо гипотетические тяжелые частицы: фотино,нейтралино, и т.д. (так называемая холодная темная материя CDM ). В последние годы рассматривается и их комбинация (HDM -f CDM) . Из всего выше сказанного следует, что исследование динамики темного вещества , составляющего более 90% массы Вселенной (при Q — 1) имеет ключевое значение для понимания нелинейных структур, возникающих во Вселенной.
Проблема возникновения крупномасштабной структуры во Всален-ной формулируется при этом следующим образом. В однородной и изотропной равномерно расширяющейся Вселенной линейно нарастают малые начальные возмущения. Естественно предпояожить,что корреляции
линейных возмущений в различных масштабах независимы и носят гаус-совский характер.Тогда задача полностью определяется видом начального спектра и величиной параметра П. Характер спектра первичных флуктуации на основе весьма общих соображений был указан Зельдовичем и Гаррисоном . Параметр Q обычно выбирают равным единице.В частности,спектр близкий к спектру Зельдовича - Гаррпсона с Q — 1 следует из инфляционной теории .
Крупномасштабные структуры развиваются вследствии нелинейной динамики первичных флуктуации. При решении этой проблемы в последние годы доминирует метод прямого численного моделирования. Без-диссипативный газ заменяется ансамблем одинаковых частиц, взаимодействующих по ньютоновскому закону. Их начальное распределение задается однородным со случайными малыми возмущениями. При этом предполагается, что начальный спектр степенной, достаточно близкий к спектру Зельдовича - Гаррисона. В расчетах обычно варьируется величина показателя спектра m и параметр П. Проводится анализ спектра и более сложного вида, возникающего из комбинации флуктуации CDM и IIDM. Моделирование трехмерное, в последних работах рассматривается до 3 х 106 частиц . Отметим,что так моделируется лишь бездиссипатив-ная темная материя. В ряде работ одновременно изучается и движение малой доли диссипативной бариояной материи, описываемой гидродинамическими уравнениями .
Результаты численных расчетов сопоставляются с данными астрономических наблюдений. Сопоставление проводится, прежде всего, с данными о нелинейных структурах. Современные выводы теории можно
сформулировать следующим образом .
1. Модель CDM после нормализации на данные СОВЕ в масштабах 10 находится в соответствии с современными измерениями линейных возмущений в других масштабах . Исключения, возможно, составляют измерения в масштабе (1 -г 5)arcmin полученные на установке RING [18]превышающие в 3.3 раза экстраполяцию данных СОВЕ согласно линейному спектру Зельдовича - Гаррисона. Отметим, что (1 -г о)агстгп соответствует масштабу в несколько Мпк.
2.В масштабах порядка (10 -г 15)Л Мпк корреляции галактика - галактика и скопление - скопление заметно выше, чем то, что получается из стандартного CDM сценария.
3.Сравнение с наблюдаемым распределением галактик по скоростям показывает, что численные расчеты приводят к гораздо более значительной дисперсии скоростей, т.е. более сильной хаотнзащш движения. Наблюдаемые потоки содержат коррелированную, когерентную компоненту, которая существенно больше, чем хаотическая.
4.Более предпочтительной оказывается теория, где галактики сформировались уже при красном смещении Z = 5 -г-10. В рассматриваемых численных моделях для чистой CDM это условие удовлетворяется лишь при малых значениях П = 0.2.
б.Важную роль играют прямые соударения галактик, приводящие к их слиянию. Влияние этих процессов на распределение галактик пока не ясно.
б.Согласно современным наблюдательным данным постоянная Хаббла Но ближе к 60 4- 80 км/с Мпк. С точки зрения рассматриваемых числен-
пых расчетов предпочтительнее значение Щ а 50 Ч- 30 а также малые значения fl ~ 0.2 — 0.3 (в чистой CDM модели).
7.Учет возможной комбинации IIDM -\- CDM снимает значительную часть этих противоречий. Такая модель выглядит в настоящее время наиболее предпочтительной .
В целом замечательный успех численного моделирования состоит в возможности проверки выбора исходной модели начального спектра и состава темного вещества на основе детального сопоставления с данными наблюдений. Наиболее вероятным в настоящее время представляется вывод о том, что спектр начальных возмущений близок к модифицированному спектру Зельдовича - Гаррисона в комбинированной модели (0.75 CDM 4- 0.25 HDM) темной материи с О = 1. Следует пдчеркнуть вместе с тем, что другие варианты, в частности, открытые модели с Q ~ 0.2 никак нельзя считать исключенными.
Важно, подчеркнуть, что нельзя ожидать от численного моделирования слишком точных ответов, так как оно содержит принципиальные модельные ограничения. Дело в том, что даже при максимальном возможном в настоящее время числе частиц - порядка 10е -~ 107, ввиду трехмерности задачи на каждое измерение приходится (1-т-2)102 частиц. Это означает, что максимальный диапазон изменения спектра возмущении, рассматриваемого в модели составляет лишь один - полтора порядка:
kmax/kmin ~ Ю ~ 30
Этого недостаточно,что бы охватить все изменение реального спектра от линейной области - больше или порядка 100 — 300 Мпк, до догалактиче-
ских масштабов.
Кроме того, использование в численном счете " больших" частиц, масса которых на много порядков превышает массу частиц темной материи (реально их масса на 2 -г 4 порядка больше массы Галактики), приводит к колоссальному усилению роли кулоновского рассеяния. Это может существенно повлиять на распределение частиц по скоростям и исказить роль диссипативных процессов. Необходимость использования "больших" частиц является одним из наиболее важных недостатков численного метода. Нельзя не отметить также, что при решении уравнения Пуассона обычно используется метод быстрого преобразования Фурье, что приводит к эффективному сглаживанию сингулярных областей.
Эти недостатки отсутствуют в аналитическом подходе, также получившем значительное развитие в последние годы. Свое наиболее полное воплощение эта теория нашла в известной монографии Пибблса . В основе теории - предположение о гладком характере высших корреляционных функций, позволяющее приближенно расцепить цепочку связанных нелинейных уравнений. К сожалению , в действительности это предположение не выполняется: выделяются особые сингулярные области, где цепочки корреляционных функций расходятся. Эти области определжотся нелинейной динамикой сжатия холодного гравитирующего вещества, они играют фундаментальную роль в установлении нелинейного стохастического состояния. В теории же гравитирующего газа роль сингулярно-стей значительно сильнее ввиду джинсовской неустойчивости однородного состояния системы.
Впервые сингулярные образования в динамике бездиссипативиого
гравитирующего газа были указаны Зельдовичем . Это широко известные Вместе с тем, как выяснилось в дальнейшем, плоская особенность типа "блинов" является не единственной. В работах автора [1-5] была обнаружена особенность трехмерного сжатия , имеющая наиболее высокий порядок и составляющая основу установившегося стационарного решения - так называемая бездиссипативпая гравитационная сингулярность (БГС). Именно БГС определяет особенности парной корреляционной функции в развитом нелинейном стохастическом состоянии темного вещества . Они проявляются и в более высоких корреляциях Другие особенности динамики приводят к возникновению новых сингулярностей в тройной корреляционной функции. Особенности типа "блинов" Зельдовича проявляют себя ввидс сингулярно стей только начиная с корреляционной функции четвертого порядка.
Указанные особенности динамики гравитирующего газа ясно выделяются в распределении плотности и' скорости вещества, в поведении корреляционных функций. Это позволяет сделать вполне определенные предсказания часть из которых, как например, гигантское гало темной материи вокруг галактик, распределение скоростей в кривых вращения, а также сингулярный закон поведения парной корреляционной функции уже нашли свое подтверждение в данных наблюдений.
Построению аналитической теории крупномасштабной структуры распределения вещества во Вселенной и посвящена настоящая диссертация.
Целью работы является:
1. Построение кинетической теории джинсовской неустойчивости
холодного бездиссипативного вещества в расширяющейся Вселенной.
2. Исследование корреляционных свойств гравитационной турбулентности, возникшей в результате развития джинсовскои неустойчивости в холодном безднссипативном веществе .
4. Анализ полученных решений и обсуждение их астрофизических приложений.
Научная новизна работы состоит в том, что
Построена последовательная кинетическая теория развития нелинейной стадии джинсовскои неустойчивости в холодном бездиссинативном веществе.
Показано, что в окрестности первичной особенности плотности развиваются многопотоковые течения, приводящие систему в стационарное размешанное состояние. Это размешанное сферически-симметричное состояние имеет сингулярное распределение плорности
рост--* , а «1.7-5-1.9 (1)
-Исследованы корреляционные свойства гравитационной турбулентности и показано, что в области сильных корреляций именно екейлинго-вый характер динамического решения (1) определяет вид парной корреляционной функции.
Основные положения выносимые на защиту:
1. Построение последовательной кинетической теории нелинейной
стадии джинсовскои неустойчивости в холодном бездиссилативном ве
ществе.
2. Нелинейное динамическое решение в окрестности максимума эф-
фективной плотности начального распределения флуктуации.
3. Построение статистической теории развитой гравитационной турбулентности.
Апробация результатов.
Основные результаты работы представлены на международной конференции посвященной памяти А.Д.Сахарова,Москва, Россия, 1991, на семенаре, посвященному хобилею Г.Гамова, Ст.Петербург, Россия, 1994.
на семинарах физического факультета Университета Болоний, Италия 1993, доложены на семинарах Отделения Теоретической Физики и опубликованы в 12 научных статьях.
Структура и объем работы.
Диссертация состоит из введения, десяти глав, заключения, 18 рисунков, списка литературы из 56 наименований; содержит 145 страниц текста. Каждую главу завершает сводка основных результатов.
Личный вклад автора:
Автору принадлежит постановка теоретических задач, определение метода решения, получение конкретных результатов.
