дальнейший коллапс огромного газового облака, которое начинает все быстрее вращаться, при этом постепенно уплощаясь. Оно поглощает обращающиеся вокруг него более мелкие системы-спутники и постепенно превращается в красивую спиральную галактику.

Справа от меня две спиральные галактики сталкиваются друг с другом, у них появляются приливные хвосты из галактических обломков. Ударные волны вместе с волнами плотности вызывают «всплеск рождаемости» новых массивных звезд. В результате слияния со временем образуется огромная эллиптическая галактика, окруженная концентрическими газовыми оболочками. Слева от меня дальнейший рост еще одной дисковой галактики прекращается из-за взрывов высокоэнергичных сверхновых в ее спиральных рукавах и по причине мощных потоков, исходящих из ядра галактики, где расположена сверхмассивная черная дыра, пожирающая падающий на нее газ и частично выбрасывая его обратно в окружающее пространство.

Я навожу курсор на расположенную передо мной тихую спокойную спиральную галактику, увеличиваю масштаб и жду с нетерпением, когда же в ускоренном режиме пройдет еще один миллиард лет. К этому времени из небольшого газопылевого облака где-то на внутренней кромке одного из спиральных рукавов рождается ничем не примечательная желтая звезда. Вокруг этой неприметной звезды обращается крохотная каменная планета – пылинка в океане космоса. Вскоре падающие из окружающего пространства углеводороды превратят эту пустынную планету в кишащий всевозможной живностью плодородный мир. Углерод, которому миллиард лет.

Но все это происходит лишь у меня в воображении – я не наблюдаю эволюцию реальной Вселенной. Я загляделся на видеоролик очень подробной трехмерной компьютерной модели под названием IllustrisTNG (The Next Generation)1.

IllustrisTNG впечатляет, хотя и не моделирует возникновение жизни. 14 миллиардов лет космической эволюции, образование структур в расширяющейся Вселенной, спиральные галактики с гало из темной материи – все это там есть и выглядит невероятно реалистично. Трудно отделаться от впечатления, что это просто ускоренная версия эволюции настоящей Вселенной. Подобно прокурору, который во всех подробностях реконструирует перед присяжными картину преступления, эта модель настолько убедительна, что невозможно отделаться от мысли, что все именно так и происходило.

Кадр из компьютерной модели роста крупномасштабной структуры Вселенной с помощью программы IllustrisTNG

В наше время компьютерное моделирование – неотъемлемый инструмент астрофизики. Но лет 40 назад все было иначе. Физика – и астрофизика – были в значительной степени аналитическими науками, и прогресс в них обычно достигался через решение сложных алгебраических или дифференциальных уравнений. Кстати, Стивен Хокинг как-то заметил, что применение компьютера для решения задачи по общей теории относительности разрушит красоту физики.

Так что неудивительно, что, когда в начале 1980-х годов четыре молодых отважных астронома приступили к моделированию целой Вселенной (а полученные при этом результаты на определенном этапе позволили сделать далеко идущие выводы о возможной природе темной материи), отношение к этой работе было скептическим. Их даже стали называть «Бандой четырех» – как группу радикальных членов руководства Коммунистической партии Китая, выдвинувшихся на последних этапах проводимой Мао Цзэдуном культурной революции. Но хотя вначале их коллеги отнеслись к идее без энтузиазма и с недоверием, Марк Дэвис, Джордж Эфстатиу, Карлос Фрэнк и Саймон Уайт теперь – признанные отважные первопроходцы2. Именно их численные модели эволюции крупномасштабной структуры Вселенной заложили основу современных проектов вроде IllustrisTNG.

Как можно моделировать Вселенную? Или, точнее, как моделировать образование структур во Вселенной? На самом деле это несложно. «Банда четырех» сосредоточилась на небарионной темной материи (основной материальный компонент Вселенной), которая не излучает и не поглощает свет, не нагревается, не остывает и не реагирует на магнитные поля. Единственный вид взаимодействия – это гравитация, так что можно использовать подход Джима Пиблса и Джерри Острайкера, который они использовали при компьютерном моделировании устойчивости дисковых галактик (см. главу 4). Все определяется начальным распределением пробных частиц, каждая из которых представляет определенное количество темной материи. Программа на каждом шаге времени вычисляет силу взаимного притяжения пробных частиц. И в этом случае чем больше пробных частиц и чем меньше шаг по времени, тем более надежными оказываются результаты. Такого рода программы называются моделированием задачи N тел, то есть процесса взаимодействия большого числа объектов (в нашем случае – состоящих из некоторого количества частиц темной материи) под действием собственного взаимного тяготения.

Разумеется, это невозможно проделать для всей Вселенной. Но можно рассмотреть достаточно большой кубический фрагмент расширяющегося пространства, предполагая, что он представляет всю Вселенную. Здесь очень важно, что речь идет именно о «расширяющемся» фрагменте – наш «кубик» немного подрастает с каждым шагом по времени, и расстояния между пробными частицами увеличиваются, а взаимное притяжение слегка ослабевает. В конечном счете образование крупномасштабных структур – это результат противоположно направленных процессов – гравитационного притяжения и расширения Вселенной.

Все очень сильно зависит от степени однородности начального распределения пробных частиц. Если это распределение идеально однородное, то в расширяющемся фрагменте пространства практически ничего не произойдет. Поэтому в начальном распределении должны присутствовать очень малые флуктуации плотности. Вследствие расширения Вселенной области слегка повышенной плотности темной материи со временем растянутся и станут менее плотными, но происходить это будет немного медленнее, чем в случае областей пониженной плотности. В итоге относительные вариации плотности усилятся, и со временем увеличится контраст между областями повышенной и пониженной плотности.

Наконец, в расчетах следует учесть особенности конкретного вида темной материи. Как мы уже убедились, поведение горячих (быстродвижущихся) частиц вроде нейтрино сильно отличается от поведения холодных (относительно медленно движущихся) частиц вроде вимпов: горячие частицы способны «кучковаться» только на очень больших масштабах, а холодные собираются в менее крупные сгустки.

Места образования будущих галактик определяются получившимся распределением темной материи, поскольку барионное вещество (в основном ядра атомов), на которое приходится гораздо меньшая доля массы, перемещается к областям с наибольшей плотностью небарионного вещества. Другими словами, галактики, скорее всего, будут формироваться в местах наиболее сильного сгущения темной материи.

Итак, наша модель Вселенной включает ряд предположений или, если хотите, начальных условий: общая плотность материи, тип темной материи (горячая или холодная), спектр начальных флуктутаций плотности, скорость расширения Вселенной и т. д. Но после задания всех этих параметров остается лишь нажать кнопку «пуск» и, подождав какое-то время, посмотреть, как выглядит Вселенная спустя миллиарды лет эволюции для этого конкретного набора начальных условий.

В конце 1970-х годов самый старший член «Банды четырех», Марк Дэвис, уже знал, что за Вселенная должна получиться. В 1977 году Дэвис в Гарварде начал работу над созданием Обзора красных смещений Центра астрофизики Гарвардского университета (Center for Astrophysics, CfA) совместно с Джоном Хакрой, Джвидом Латэмом и Джоном Тонри (см. главу 6). Предварительная трехмерная карта распределения галактик в «местной» области Вселенной была опубликована лишь