Образование звезд из межзвездных облаков

Звезды формируются в плотных регионах межзвездных облаков, состоящих преимущественно из водорода, а также гелия и примесей тяжелых элементов. Эти области, называемые молекулярными облаками, имеют температуру около 10–20 К и плотность порядка 10?–10? частиц на кубический сантиметр, что существенно выше средней плотности межзвездной среды.

Процесс начинается с гравитационного коллапса локальных перегрузок плотности в молекулярном облаке. Перегрузки могут возникать вследствие ударных волн от сверхновых, турбулентности, магнитных возмущений или взаимодействий между облаками. Когда гравитационные силы превышают внутреннее давление газа, участок облака начинает сжиматься.

По мере коллапса центральная область облака уплотняется и нагревается, формируя протозвезду. Внутреннее давление растет из-за повышения температуры и ионизации газа, что постепенно останавливает дальнейший коллапс центральной области. Образуется аккреционный диск, через который вещество продолжает поступать на протозвезду.

При достижении центральной температуры порядка нескольких миллионов Кельвин запускаются термоядерные реакции слияния водорода в гелий. Это начало фазы главной последовательности, когда звезда становится устойчивым источником энергии, излучая свет и тепло. Одновременно звездный ветер и излучение рассеивают окружающее облако, прекращая аккрецию.

В целом, процесс звездообразования регулируется сложным взаимодействием гравитации, гидродинамических процессов, магнитных полей и радиации. Продолжительность формирования одной звезды варьируется от нескольких сотен тысяч до миллионов лет в зависимости от массы и условий среды.

Тёмная материя и методы её обнаружения

Тёмная материя — это гипотетическая форма материи, которая не испускает, не поглощает и не отражает электромагнитное излучение, вследствие чего она не может быть напрямую обнаружена с помощью традиционных средств астрономии, основанных на регистрации света. При этом тёмная материя оказывает гравитационное воздействие на обычную (барионную) материю, что позволяет учёным косвенно выявлять её существование. По современным оценкам, около 85% всей материи во Вселенной составляет тёмная материя.

Основные аргументы в пользу существования тёмной материи:

1. Кривые вращения галактик. Наблюдения показывают, что звёзды на периферии галактик вращаются с большей скоростью, чем предсказывают ньютоновские уравнения, если учитывать только видимую массу. Это свидетельствует о наличии невидимой массы, создающей дополнительное гравитационное притяжение.

2. Гравитационное линзирование. Свет от удалённых галактик и квазаров искривляется под действием массивных объектов между источником света и наблюдателем. Форма и степень искривления света часто не соответствуют распределению видимой массы, что указывает на существование дополнительной массы — тёмной материи.

3. Космическая микроволновая фоновая радиация (КМФР). Детальный анализ анизотропии КМФР, выполненный в рамках модели ?CDM (?-Cold Dark Matter), требует наличия тёмной материи для объяснения структуры ранней Вселенной и формирования галактик.

4. Структурное образование. Компьютерное моделирование формирования крупномасштабной структуры Вселенной (скоплений, нитей, пустот) требует наличия невидимой массы для воспроизведения наблюдаемой картины.

Основные методы поиска и изучения тёмной материи:

1. Непрямой поиск — основан на попытках обнаружить продукты аннигиляции или распада частиц тёмной материи (например, нейтрино, гамма-кванты, позитроны) в астрофизических объектах, таких как центр галактики, скопления галактик и карликовые сфероидальные галактики. Примеры инструментов: телескопы Fermi-LAT, AMS-02, H.E.S.S.

2. Прямой поиск — заключается в попытках зарегистрировать взаимодействие частиц тёмной материи с обычной материей в лабораторных условиях. Для этого строятся детекторы, размещённые глубоко под землёй для снижения фонового излучения. Ожидаемое взаимодействие происходит через слабое взаимодействие с атомными ядрами. Примеры: эксперименты XENONnT, LUX-ZEPLIN, PandaX.

3. Поиск на ускорителях — попытки создания частиц тёмной материи в высокоэнергетических столкновениях, например в Большом адронном коллайдере (CERN). Исследователи ищут события с исчезающей энергией и импульсом, что может указывать на образование невидимых частиц.

4. Космологические и астрофизические наблюдения — включают изучение гравитационного линзирования, движения галактик в скоплениях, а также спектра КМФР. Эти методы позволяют уточнять распределение тёмной материи и её вклад в энерго-массовый баланс Вселенной.

Наиболее популярные кандидаты в качестве частиц тёмной материи включают WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), аксионы и стерильные нейтрино. Несмотря на многочисленные исследования, на 2025 год ни один из кандидатов не был обнаружен, и природа тёмной материи остаётся одной из центральных нерешённых проблем современной физики и космологии.

Звёздная эволюция и химический состав звёзд

Звёздная эволюция — это процесс изменения физических и химических характеристик звезды на протяжении её жизненного цикла, от формирования из газопылевого облака до конечных стадий (белый карлик, нейтронная звезда или чёрная дыра). Эволюция звезды определяется в первую очередь её начальной массой и химическим составом, который также изменяется в ходе жизни звезды.

В начальной стадии звезда формируется из межзвёздного газа, состоящего преимущественно из водорода и гелия, с примесью тяжёлых элементов (металлов), содержание которых определяется условиями в галактике на момент её рождения. Этот первоначальный химический состав (металличность) играет ключевую роль в термоядерных реакциях, протекающих в ядре звезды, и влияет на её температуру, светимость, продолжительность жизни и тип финальной эволюционной стадии.

Внутри звезды происходят термоядерные реакции, преобразующие лёгкие элементы в более тяжёлые. На главной последовательности основным процессом является превращение водорода в гелий. По мере исчерпания водорода и перехода к более тяжёлым элементам (гелий, углерод, кислород и т.д.) звезда вступает в последующие фазы эволюции: субгигант, красный гигант, асимптотическая ветвь и др.

В ходе этих процессов внутренняя структура звезды претерпевает значительные изменения, что сопровождается конвективным перемешиванием вещества и может приводить к выносу продуктов нуклеосинтеза на поверхность. Это вызывает изменение наблюдаемого химического состава звезды (например, увеличение содержания углерода, азота или s-процессных элементов).

На поздних стадиях звёзды с большой массой (M > 8 M?) завершают свою жизнь в виде вспышек сверхновых, в которых образуются и выбрасываются в межзвёздную среду элементы тяжелее железа, включая уран и золото. Эти выбросы обогащают межзвёздную среду тяжёлыми элементами, из которой впоследствии формируются новые поколения звёзд. Таким образом, звёздная эволюция напрямую связана с химической эволюцией галактик.

Химический состав звезды может использоваться как индикатор её возраста и принадлежности к определённому поколению звёзд (популяции I, II или III). Более молодые звёзды, сформировавшиеся из уже обогащённого вещества, обладают более высокой металличностью по сравнению со звёздами ранней Вселенной. Поэтому анализ спектра и химического состава позволяет астрономам реконструировать историю звёздной эволюции и процессов нуклеосинтеза во Вселенной.

Современные методы исследования экзопланет в других звездных системах

В последние десятилетия исследования экзопланет, или планет за пределами Солнечной системы, стали одной из ключевых областей астрономии. Развитие технологий и методик наблюдений позволило существенно расширить наши знания о планетах других звездных систем. Современные методы исследования экзопланет можно разделить на несколько категорий, каждая из которых имеет свои особенности, преимущества и ограничения.

1. Метод радиальной скорости (Доплеровская спектроскопия)
   Метод радиальной скорости основан на измерении смещения спектральных линий из-за эффекта Доплера, возникающего при движении звезды и ее планеты. Когда планета влияет на движение своей звезды, это вызывает небольшие колебания в ее скорости, которые можно зафиксировать с помощью спектрометров. Этот метод позволил обнаружить более 700 экзопланет, однако он ограничен массой планеты — он более эффективен для поиска массивных планет, таких как юпитерианские, и в системе с высокой яркостью звезды.

2. Метод транзита
   Метод транзита основывается на наблюдении за светом звезды, который временно ослабляется, когда планета проходит перед ней. Это позволяет не только обнаруживать экзопланеты, но и определять их размеры, орбитальные характеристики, а также состав атмосферы, если звезда излучает свет через атмосферу планеты. Транзитный метод стал основным для космических обсерваторий, таких как Kepler и TESS, и позволяет обнаруживать планеты в обитаемых зонах своих звезд.

3. Прямое наблюдение
   Прямое наблюдение экзопланет включает в себя выявление светящихся объектов на фоне звезд, что позволяет анализировать их атмосферу и характеристики. Этот метод эффективен для молодых, горячих экзопланет, которые излучают собственное световое излучение. Современные технологии, такие как адаптивная оптика, инфракрасные телескопы и использование спектрометров, делают возможным прямое наблюдение планет в инфракрасном спектре. Однако такие наблюдения ограничены яркостью звезд и расстоянием до экзопланет.

4. Метод гравитационного микролинзирования
   Метод гравитационного микролинзирования основан на эффектах, которые возникают, когда свет от удаленной звезды или объекта проходит рядом с массивным телом (например, планетой), которое искажает путь света. Это позволяет обнаружить экзопланеты, расположенные на больших расстояниях от Земли, где другие методы менее эффективны. Однако метод требует точных наблюдений и соответствующих условий для успешного применения.

5. Астрометрия
   Метод астрометрии заключается в измерении точных изменений положения звезды, вызванных гравитационными возмущениями со стороны орбитирующих планет. Этот метод также позволяет определять параметры орбит экзопланет. Современные космические миссии, такие как Gaia, значительно улучшили точность астрометрических измерений, что сделало возможным использование астрометрии для поиска экзопланет с высокой точностью.

6. Системы активного наблюдения
   Системы активного наблюдения, такие как космические телескопы, поддерживающие наблюдения в различных спектрах, играют важную роль в исследовании экзопланет. Современные проекты, такие как James Webb Space Telescope, позволяют изучать экзопланеты в инфракрасном диапазоне, что помогает не только обнаруживать планеты, но и исследовать их атмосферные компоненты, химический состав и потенциальные условия для жизни.

7. Исследование атмосферы экзопланет
   Современные методы исследования атмосферы экзопланет включают спектроскопию при транзите и прямое наблюдение с использованием высокочувствительных инструментов. Изучение спектров атмосферы позволяет определять состав газов, температурные режимы и климатические условия на планете. Особое внимание уделяется поиску биомаркеров — химических веществ, которые могут указывать на наличие жизни.

Эти методы позволяют достигать значительных успехов в исследовании экзопланет. Каждая из технологий имеет свои ограничения, и часто для получения полного спектра информации об экзопланете используется комбинация нескольких методов. Развитие новых наблюдательных инструментов и методов обработки данных продолжает расширять горизонты астрономических исследований и приближает нас к разгадке вопросов о существовании жизни в других звездных системах.

Воздействие солнечных вспышек и корональных выбросов массы на Землю

Солнечные вспышки и корональные выбросы массы (КВМ) представляют собой мощные проявления солнечной активности, способные оказывать значительное влияние на геокосмическую среду и технологическую инфраструктуру Земли.

Солнечные вспышки — это внезапные высвобождения энергии в солнечной атмосфере, сопровождающиеся выбросом электромагнитного излучения во всех диапазонах, от радиоволн до гамма-лучей. Основное воздействие солнечных вспышек связано с потоками рентгеновского и ультрафиолетового излучения, которые достигают Земли за несколько минут и вызывают резкие изменения ионосферы, особенно в дневной стороне планеты. Это приводит к радиопомехам и отказам в радиосвязи высокой частоты (HF), используемой в авиации, морском и военном сообщении. Также вспышки сопровождаются ускорением высокоэнергичных частиц (протонов), которые при попадании в магнитосферу Земли могут вызывать радиационные бури, опасные для космических аппаратов и астронавтов.

Корональные выбросы массы представляют собой выбросы огромных облаков плазмы и магнитного поля из солнечной короны в межпланетное пространство. При благоприятной ориентации магнитного поля КВМ (особенно при южной направленности Bz-компоненты межпланетного магнитного поля) и достаточной скорости, КВМ могут взаимодействовать с магнитосферой Земли, вызывая геомагнитные бури. Эти бури проявляются в виде значительных возмущений геомагнитного поля, которые могут приводить к:

• Нарушениям в работе спутников, включая сбои в электронике, изменения орбит вследствие усиленного атмосферного сопротивления и повреждения солнечных панелей;

• Нарушениям навигационных систем (GNSS), включая GPS, из-за ионосферных флуктуаций;

• Повышению коррозии и наведению токов в трубопроводах;

• Возникновению геоиндуцированных токов (GIC) в линиях электропередач, что может приводить к повреждению трансформаторов и выходу из строя энергосистем, особенно в высокоширотных регионах;

• Усилению полярных сияний, наблюдаемых на широтах, значительно ниже обычного диапазона.

Интенсивность и последствия воздействия солнечных вспышек и КВМ зависят от фазы солнечного цикла, параметров самого выброса, магнитной конфигурации и скорости взаимодействия с магнитосферой Земли. Прогнозирование подобных событий представляет собой важную задачу космической метеорологии и требует постоянного мониторинга солнечной активности при помощи космических и наземных обсерваторий.

Образование тяжелых элементов в звездах

Образование тяжелых элементов происходит в ходе ядерных процессов в недрах звезд, в частности, в массивных звездах на поздних стадиях их эволюции. Основные механизмы синтеза тяжелых элементов включают последовательные этапы ядерного горения и процессы захвата нейтронов.

На ранних стадиях звездной эволюции, при высоких температурах и давлениях в ядре, протекает водородное горение (протон-протонный цикл и CNO-цикл), затем гелиевое горение, в ходе которого происходит синтез углерода и кислорода. По мере исчерпания топлива ядро звезды сжимается, температура и давление увеличиваются, что запускает углеродное, неоновое, кислородное и кремниевое горение. В результате этих процессов формируются элементы вплоть до железа (Fe, с массовым числом около 56), для которого ядерное горение становится энергетически невыгодным.

Образование элементов тяжелее железа происходит главным образом через процессы захвата нейтронов, которые делятся на два основных типа:

1. s-процесс (медленный захват нейтронов) – происходит в звездах малой и средней массы на стадии асимптотической ветви гигантов (AGB-звезды). При сравнительно низкой плотности нейтронов происходит последовательный медленный захват нейтронов ядрами, за которым следуют бета-распады, переводящие ядра в более тяжелые элементы. Этот процесс формирует стабильные изотопы тяжелых элементов до висмута (Bi) включительно.

2. r-процесс (быстрый захват нейтронов) – реализуется при экстремальных условиях высокой плотности нейтронов, характерных для взрывов сверхновых типа II и слияний нейтронных звезд. За очень короткое время ядра захватывают множество нейтронов, формируя очень тяжелые и нестабильные изотопы, которые затем распадаются в стабильные тяжелые элементы вплоть до урана и плутония.

Кроме того, в ходе сверхновых взрывов происходит процесс p-процесса, при котором под воздействием фотонного излучения (?-излучения) происходит выталкивание нейтронов из ядер или захват протонов, что приводит к синтезу некоторых редких, богатых протонами изотопов тяжелых элементов.

Таким образом, тяжелые элементы образуются в звездах через последовательные стадии термоядерного горения до железа и процессы захвата нейтронов (s- и r-процессы) в поздних стадиях звездной эволюции и при катастрофических событиях, таких как сверхновые и слияния компактных объектов. Итогом этих процессов является распространение тяжелых элементов в межзвездное пространство, обогащая газовые облака, из которых формируются новые поколения звезд и планет.

Физические процессы в белых карликах

Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции звезд с начальными массами до примерно 8 масс Солнца. Основной физический процесс, определяющий состояние белого карлика, — это гравитационное сжатие, уравновешиваемое вырожденным электронным давлением. Внутренние условия характеризуются высокой плотностью (порядка 10^6–10^9 г/см?) и температурами около 10^4–10^7 К.

1. Вырожденное электронное давление — ключевой фактор устойчивости белого карлика. Вырождение электронов возникает вследствие квантовомеханического принципа Паули, который запрещает электронным состояниям иметь одинаковые квантовые числа, что приводит к давлению, не зависящему от температуры.

2. Отсутствие ядерного синтеза. В белых карликах основное термоядерное горение прекращается, так как звезда исчерпала топливо для термоядерных реакций. Их энергетический баланс поддерживается за счёт медленного остывания и излучения внутренней тепловой энергии.

3. Теплопроводность и охлаждение. Внутреннее тепло переносится в основном через электронную теплопроводность, обеспечиваемую вырожденной электронной газовой фазой. Постепенное охлаждение сопровождается уменьшением температуры и уменьшением светимости белого карлика.

4. Кристаллизация ядра. При снижении температуры ниже определённого порога и высокой плотности происходит переход ионного ядра в кристаллическое состояние. Этот фазовый переход сопровождается выделением скрытой теплоты, что влияет на скорость охлаждения.

5. Гравитационное сжатие и давление ядер. При превышении предела массы Чандрасекара (~1.4 масс Солнца) вырожденное давление электронов уже не может противостоять гравитационному сжатию, что ведёт к коллапсу белого карлика в нейтронную звезду или к взрыву сверхновой типа Ia.

6. Нейтронные реакции и радиоактивный распад. В более поздних стадиях, в условиях высокой плотности и температуры, возможны реакции захвата электронов ядрами, но в типичных белых карликах эти процессы не играют значимой роли.

7. Магнитные поля и вращение. В ряде белых карликов наблюдаются сильные магнитные поля (до 10^9 Гаусс), которые влияют на тепло- и массоперенос, а также на спектральные характеристики излучения.

Таким образом, белые карлики — это объекты, удерживаемые вырожденным электронным давлением, охлаждающиеся и кристаллизующиеся с течением времени, без активных термоядерных реакций, находящиеся в состоянии гравитационного равновесия до достижения предельной массы.

Исследование излучения черных дыр в астрономии

Астрономы изучают излучение черных дыр преимущественно через наблюдение аккреционного диска и связанных с ним феноменов, поскольку сама черная дыра не излучает свет напрямую из-за своей гравитационной природы. Аккреционный диск состоит из разогретого вещества, падающего на черную дыру, которое при высокой температуре испускает электромагнитное излучение во всех диапазонах — от рентгеновского до радиоволн. Для анализа этого излучения используют многодиапазонные наблюдения с помощью космических и наземных телескопов, таких как рентгеновские обсерватории (например, Chandra, XMM-Newton), оптические и инфракрасные телескопы, а также радиотелескопы.

Рентгеновское излучение черных дыр связано с нагревом плазмы вблизи горизонта событий и короной аккреционного диска, где происходит обратное Комптоновское рассеяние. Анализ спектров рентгеновского излучения позволяет определять параметры черной дыры — массу, скорость вращения (спин) и геометрию аккреционного потока. Изучение временных вариаций излучения (квазипериодические осцилляции) помогает понять динамику плазмы и физику гравитационной среды.

Кроме того, в некоторых случаях наблюдается релятивистское струйное излучение — джеты, исходящие из окрестностей черной дыры. Изучение джетов в радио- и рентгеновском диапазонах помогает понять механизм генерации и передачи энергии в окрестности черной дыры, а также свойства магнитных полей и взаимодействия с межзвездной средой.

Методы спектроскопии и поляриметрии позволяют исследовать структуру и состав аккреционного материала, а также влияние гравитационного красного смещения и искривления света на излучение, что служит тестами общей теории относительности в экстремальных условиях. Моделирование наблюдаемых спектров и световых кривых с помощью численных гидродинамических и магнитогидродинамических симуляций помогает интерпретировать данные и уточнять физические параметры системы.

Таким образом, комплексное наблюдение излучения черных дыр во всех диапазонах электромагнитного спектра в сочетании с теоретическим моделированием позволяет астрономам получать детальные сведения о свойствах черных дыр и процессах аккреции.

Гамма-всплески и их астрономическая природа

Гамма-всплески (gamma-ray bursts, GRBs) — это мощные всплески гамма-излучения, являющиеся одними из самых энергичных и ярких событий во Вселенной. Они длятся от долей секунды до нескольких минут и сопровождаются испусканием энергии, эквивалентной энергии, выделяемой Солнцем за весь срок его жизни, за очень короткий промежуток времени.

Гамма-всплески подразделяются на два основных класса: короткие (длительностью менее 2 секунд) и длинные (длительностью более 2 секунд). Эти два класса связаны с различными астрономическими источниками и физическими механизмами.

Длинные гамма-всплески чаще всего ассоциированы с коллапсом массивных звёзд, известных как сверхновые типа Ic. В момент, когда звезда исчерпывает топливо и не способна поддерживать ядерные реакции, происходит гравитационный коллапс её ядра с последующим образованием чёрной дыры или нейтронной звезды. При этом формируется узконаправленный релятивистский джет (струя плазмы), движущийся с околосветовой скоростью. Если такой джет направлен в сторону Земли, он воспринимается как гамма-всплеск.

Короткие гамма-всплески связаны, как правило, со слиянием компактных объектов — двух нейтронных звёзд или нейтронной звезды и чёрной дыры. Эти события сопровождаются выбросом колоссального количества энергии в виде гравитационных волн и гамма-излучения. Подтверждением этой модели стало наблюдение в 2017 году события GW170817, при котором были зарегистрированы как гравитационные волны, так и короткий гамма-всплеск, вызванные слиянием двух нейтронных звёзд.

После основного всплеска гамма-излучения часто наблюдается так называемое «послесвечение» (afterglow) — излучение в рентгеновском, оптическом и радиодиапазонах, вызванное взаимодействием релятивистского джета с межзвёздной средой. Изучение послесвечения позволяет уточнить расстояние до источника и свойства окружающей среды.

Гамма-всплески играют ключевую роль в астрофизике высоких энергий и космологии. Они служат индикаторами образования чёрных дыр, позволяют исследовать раннюю Вселенную на больших красных смещениях и дают информацию о звездообразовании, структуре галактик и характеристиках межгалактической среды.

Изучение космических рентгеновских источников

Космические рентгеновские источники — это объекты, излучающие рентгеновское излучение в пределах Вселенной. Рентгеновское излучение возникает при высокоэнергетических процессах, таких как столкновения частиц, аккреция вещества вблизи черных дыр или нейтронных звезд, а также при взаимодействии солнечного ветра с межзвездным газом. Такие источники могут включать черные дыры, нейтронные звезды, сверхновые остатки, а также активные галактические ядра и астрономические объекты, связанные с мощными магнитными полями.

Методы изучения

1. Спектроскопия
   Спектроскопия рентгеновского излучения позволяет исследовать состав и физические характеристики космических объектов, таких как температура, плотность и химический состав вещества. Изучение спектров рентгеновского излучения помогает определить скорость и направленность потоков вещества в аккреционных дисках, а также поведение вещества в экстремальных условиях.

2. Рентгеновские телескопы
   Для изучения рентгеновских источников используются специализированные космические телескопы, такие как XMM-Newton, Chandra и Swift. Рентгеновское излучение не может проникать через атмосферу Земли, поэтому такие исследования проводятся в космосе. Телескопы оснащены детекторами, которые фиксируют рентгеновские фотоны, их энергию и время поступления.

3. Имиджинг (изображение)
   С помощью рентгеновских телескопов возможно получение изображений космических объектов в рентгеновском диапазоне. Это дает возможность анализировать пространственное распределение излучения, исследовать области с высокой плотностью вещества или выявлять аккреционные потоки вокруг черных дыр и нейтронных звезд.

4. Тайминг (измерение изменения яркости)
   Метод анализа временных изменений яркости рентгеновских источников позволяет изучать динамику процессов, происходящих в окрестностях сверхмассовых черных дыр и нейтронных звезд. Например, изменение интенсивности рентгеновского излучения может быть связано с аккреционными процессами, вспышками или столкновениями материи.

5. Астрономические модели
   Моделирование рентгеновских источников на основе наблюдательных данных позволяет делать выводы о физических процессах, происходящих в экстремальных условиях. Модели помогают объяснить спектры излучения, временные изменения яркости, а также динамику аккреционных потоков и другие важные характеристики.

6. Космические миссии и программы
   Космические миссии, такие как «NuSTAR», «Hitomi», а также международные программы, включающие телескопы в различных диапазонах (оптическом, инфракрасном, радио и рентгеновском), способствуют комплексному изучению рентгеновских источников. Например, программа «X-ray Astronomy» включает множество проектов для детального анализа рентгеновских объектов.

Изучение рентгеновских источников важно для понимания экстремальных процессов в космосе, таких как аккреция вещества, черные дыры, нейтронные звезды и процессы, происходящие в активных галактических ядрах. Это исследование расширяет наши представления о физических законах в условиях высокой энергии и плотности.

Структура Вселенной в ?CDM модели

?CDM (Lambda-Cold Dark Matter) — современная стандартная космологическая модель, описывающая эволюцию и крупномасштабную структуру Вселенной. В её основе лежат Общая теория относительности Эйнштейна, наличие космологической постоянной (?) и доминирование холодной тёмной материи (CDM) в формировании структуры.

Компоненты ?CDM модели:

1. Обычное (барионное) вещество (~5%)
   Представлено атомами, образующими звёзды, планеты, газ и пыль. Это вещество взаимодействует электромагнитно, наблюдается в телескопы и участвует в нуклеосинтезе и формировании звёзд.

2. Тёмная материя (~27%)
   Холодная тёмная материя (CDM) не взаимодействует с электромагнитным излучением, но участвует в гравитационном взаимодействии. Она формирует гравитационные каркасы (гало), в которых происходит образование галактик и скоплений галактик. «Холодная» означает, что её частицы двигались медленно по сравнению со скоростью света в момент формирования структуры.

3. Тёмная энергия (~68%)
   Представлена космологической постоянной ?, ответственна за ускоренное расширение Вселенной. Физическая природа остаётся неизвестной, но её эффект наблюдается через ускоряющееся удаление галактик на больших масштабах.

4. Реликтовое излучение (CMB)
   Остаточное излучение от эпохи рекомбинации (?380,000 лет после Большого взрыва), равномерно заполняющее Вселенную. Оно подтверждает начальное состояние горячей и плотной Вселенной, а также содержит флуктуации плотности, ставшие зародышами будущих структур.

Крупномасштабная структура Вселенной в ?CDM модели:

1. Флуктуации плотности
   Первичные квантовые флуктуации в инфляционный период (?10??? с после Большого взрыва) растягиваются до космологических масштабов. Они дают начало локальным отклонениям плотности в распределении материи.

2. Рост структуры
   Под действием гравитации плотные области привлекают материю, формируя тёмно-материальные гало. Барионное вещество, остывая, оседает в эти гало, образуя первые звёзды и галактики. Процесс неравномерный и зависит от масштаба: сначала формируются малые структуры, затем они объединяются в более крупные (иерархическое формирование).

3. Филаменты, пустоты и скопления
   Вселенная имеет ячеистую структуру (cosmic web):

   • Филаменты — протяжённые области высокой плотности, насыщенные галактиками и газом.

   • Скопления галактик — наиболее плотные узлы сети, содержат до тысяч галактик.

   • Пустоты — объёмы с крайне низкой плотностью вещества.

4. Изотропия и однородность
   В крупномасштабном пределе (более ~300 Мпк) Вселенная в среднем изотропна (одинакова во всех направлениях) и однородна (равномерна по пространству), что согласуется с космологическим принципом.

Эволюция структуры во времени:

• Ранняя Вселенная (до z ~ 1100) — плотная и горячая плазма. Рост флуктуаций заторможен давлением излучения.

• Эпоха рекомбинации — образование нейтральных атомов, CMB отделяется от материи, начинается гравитационный коллапс.

• Темные века — период до формирования первых звёзд.

• Период реонизации (z ~ 6–10) — первые галактики и квазары ионизируют межгалактический водород.

• Современная эпоха (z < 1) — ускоренное расширение Вселенной под действием тёмной энергии. Рост структуры замедляется.

?CDM модель успешно объясняет наблюдательные данные: анизотропию реликтового излучения, спектр распределения галактик, эффекты гравитационного линзирования и эволюцию сверхновых типа Ia. Тем не менее, остаются нерешённые вопросы, в том числе природа тёмной материи и тёмной энергии, мелкомасштабные аномалии и возможные отклонения от ?CDM на крайних масштабах.