Космическое число q: Настройка числа q

Разумеется, что для образования галактик, их скоплений и сверхскоплений требуется достаточное количество чёрной материи во Вселенной, и достаточное количество атомов. Значение числа Ω должно быть не через чур низким: во вселенной, где довольно много излучения и мало чего-либо еще, тяготение ни при каких обстоятельствах не сможет преодолеть давления. А число λ не должно быть таким высоким, дабы космическое отталкивание преодолело тяготение перед тем, как сформируются галактики. Кроме этого должно иметься достаточное количество обычных атомов, первоначально находящихся в рассеянном газе, дабы сформировать все звезды во всех галактиках. Но мы уже видели, что необходимо и кое-что еще, то есть изначальные неоднородности, каковые будут «ростками» будущих структур.

Число Q измеряет разброс этих неоднородностей либо «ряби». По какой причине Q образовывает приблизительно 10–5, так же, как и прежде тайная. Но его значение крайне важно: будь оно значительно меньше либо намного больше, «ткань» нашей Вселенной была бы совсем другой и менее содействовала образованию жизни.

В случае, если Q будет меньше 10–5, но наряду с этим другие космические числа не изменятся, то скоплениям чёрной материи потребуется больше времени, дабы развиться, и они будут меньше и более разреженными. Получившиеся в следствии галактики будут «анемичными», формирование звезд в них отправится медлительно и неэффективно, а «отработанная» материя улетит из галактики и не будет перерабатываться в новые звезды, каковые могли бы образовать около себя планетные системы. В случае, если Q будет меньше 10–6, газ по большому счету ни при каких обстоятельствах не сконденсируется в связанные тяготением структуры, и такая вселенная навсегда останется чёрной, не имеющей сильно выраженных изюминок, кроме того в случае, если изначальная «помесь» атомов, чёрной материи и излучения была той же самой, что в нашей Вселенной.

Иначе, вселенная, где число Q будет намного больше 10–5 – где первоначальные неоднородности появляются с бо?льшим разбросом, – будет неспокойным и ожесточённым местом. Районы, по размеру превышающие галактики, сконденсируются значительно раньше. Они не начнут раздробляться на звезды, а вместо этого сожмутся в огромные черные дыры (The Black Hole), любая из которых будет значительно тяжелее целого скопления галактик в нашей Вселенной. Целый сохранившийся газ будет таким горячим, что начнёт испускать интенсивные рентгеновские и гамма-лучи. Галактики (в случае, если и сумеют сформироваться) будут связаны значительно посильнее, чем галактики в нашей Вселенной. Звезды будут находиться ближе друг к другу и сталкиваться через чур довольно часто, дабы около них могли существовать стабильные планетные системы. (По тем же обстоятельствам планетные системы не смогут существовать весьма близко к центру нашей собственной Галактики, где звезды находятся в куда более плотных скоплениях по сравнению с нашим отдаленным районом.)

Тот факт, что число Q образовывает 1/100 000, к слову сказать, существенно облегчает жизнь экспертов по космологии: нам значительно легче понимать сущность явлений, чем в том случае, если бы Q было больше. Мелкое число Q гарантирует, что структуры мелки если сравнивать с горизонтом и что наше поле зрения велико, дабы вместить множество независимых друг от друга участков, любой из которых велик. В случае, если Q будет намного больше, то сверхскопления сами объединятся в такие структуры, каковые уйдут за горизонт (а не ограничатся, как в нашей Вселенной, размером приблизительно 1 % данной шкалы). Тогда нет никакого смысла сказать о средних, «сглаженных» свойствах нашей замечаемой Вселенной и нереально будет выяснить такие числа, как Ω.

Малость Q, без которой эксперты по космологии не имели возможность добиться никаких удач, до недавнего времени казалась приятной случайностью. Лишь на данный момент мы начинаем понимать, что это не просто удобство для космологов; жизнь не имела возможности бы развиться, если бы у Вселенной не было таковой все упрощающей особенности.