Формирование Солнечной системы

    Вопрос о том, как образовалась Солнечная система, пожалуй, наиболее трудный в планетологии. Для ответа на него у нас пока мало данных, которые помогли бы восстановить протекавшие в ту далекую эпоху сложные физические и химические процессы. Теория формирования Солнечной системы должна объяснить множество фактов, включая ее механическое состояние, химический состав и данные изотопной хронологии. При этом желательно опираться на реальные явления, наблюдаемые вблизи формирующихся и молодых звезд.

    Механическое состояние. Планеты обращаются вокруг Солнца в одном направлении, по почти круговым орбитам, лежащим почти в одной плоскости. Большинство из них вращается вокруг своей оси в том же направлении, что и Солнце. Все это указывает, что предшественником Солнечной системы был вращающийся диск, который естественно образуется при сжатии самогравитирующей системы с сохранением момента импульса и следующим из этого увеличением угловой скорости. (Момент импульса, или угловой момент планеты, – это произведение ее массы на расстояние от Солнца и на орбитальную скорость. Момент Солнца определяется его осевым вращением и приблизительно равен произведению массы на радиус и на скорость вращения; осевые моменты планет пренебрежимо малы.)

    Солнце содержит в себе 99% массы Солнечной системы, но только ок. 1% ее момента импульса. Теория должна объяснить, почему большая часть массы системы сосредоточена в Солнце, а подавляющая часть момента импульса – во внешних планетах. Имеющиеся теоретические модели формирования Солнечной системы указывают, что вначале Солнце вращалось значительно быстрее, чем сейчас. Затем момент импульса от молодого Солнца передался внешним частям Солнечной системы; астрономы полагают, что гравитационные и магнитные силы затормозили вращение Солнца и ускорили движение планет.

    Уже два века известно приблизительное правило регулярного распределения планетных расстояний от Солнца (правило Тициуса – Боде), но объяснения ему нет. В системах спутников внешних планет прослеживаются те же закономерности, что и в планетной системе в целом; вероятно, процессы их формирования имели много общего.

    Химический состав. В Солнечной системе наблюдается сильный градиент (различие) химического состава: близкие к Солнцу планеты и спутники состоят из тугоплавких материалов, а в составе далеких тел много летучих элементов. Это означает, что в эпоху формирования Солнечной системы существовал большой градиент температуры. Современные астрофизические модели химической конденсации предполагают, что исходный состав протопланетного облака был близок к составу межзвездной среды и Солнца: по массе до 75% водорода, до 25% гелия и менее 1% всех прочих элементов. Эти модели успешно объясняют наблюдаемые вариации химического состава в Солнечной системе.

О химическом составе далеких объектов можно судить на основании значения их средней плотности, а также по спектрам их поверхности и атмосферы. Значительно точнее это удалось бы сделать путем анализа образцов планетного вещества, но пока у нас есть только образцы с Луны и метеориты. Исследуя метеориты, мы начинаем понимать химические процессы в первичной туманности. Однако процесс агломерации крупных планет из мелких частиц пока остается неясным.

    Изотопные данные. Изотопный состав метеоритов указывает, что формирование Солнечной системы происходило 4,6±0,1 млрд. лет назад и длилось не более 100 млн. лет. Аномалии изотопов неона, кислорода, магния, алюминия и др. элементов свидетельствуют, что в процессе коллапса межзвездного облака, породившего Солнечную систему, в него попали продукты взрыва близкой сверхновой звезды.

Теории формирования. Научные теории формирования Солнечной системы можно разделить на три категории: приливные, аккреционные и небулярные. Последние привлекают сейчас наибольший интерес.

    Приливная теория, по-видимому, впервые предложенная Бюффоном (1707–1788), непосредственно не связывает между собой формирование звезды и планет. Предполагается, что пролетевшая мимо Солнца другая звезда путем приливного взаимодействия вытянула из него (или из себя) струю вещества, из которого сформировались планеты. Эта идея сталкивается с множеством физических проблем; например, выброшенное звездой горячее вещество должно распыляться, а не конденсироваться. Сейчас приливная теория непопулярна, поскольку не может объяснить механические особенности Солнечной системы и представляет ее рождение как случайное и крайне редкое событие.

    Аккреционная теория предполагает, что молодое Солнце захватило вещество будущей планетной системы, пролетая сквозь плотное межзвездное облако. Действительно, молодые звезды обычно встречаются вблизи крупных межзвездных облаков. Однако в рамках аккреционной теории трудно объяснить градиент химического состава в планетной системе.

    Наиболее разработана и общепринята сейчас небулярная гипотеза, предложенная Кантом в конце 18 в. Ее основная идея состоит в том, что Солнце и планеты формировались одновременно из единого вращающегося облака. Сжимаясь, оно превратилось в диск, в центре которого образовалось Солнце, а на периферии – планеты. Отметим, что эта идея отличается от гипотезы Лапласа, согласно которой сначала из облака сформировалось Солнце, а затем по мере его сжатия центробежная сила отрывала с экватора газовые кольца, сконденсировавшиеся позже в планеты. Гипотеза Лапласа сталкивается с трудностями физического характера, которые не удается преодолеть уже 200 лет.

    Наиболее удачный современный вариант небулярной теории создал А.Камерон с коллегами. В их модели протопланетная туманность была примерно вдвое массивнее нынешней планетной системы. В течение первых 100 млн. лет формировавшееся Солнце активно выбрасывало из нее вещество. Такое поведение характерно для молодых звезд, которые по имени прототипа называют звездами типа Т Тельца. Распределение давления и температуры вещества туманности в модели Камерона хорошо согласуется с градиентом химического состава Солнечной системы.

    Таким образом, наиболее вероятно, что Солнце и планеты сформировались из единого сжимающегося облака. В центральной его части, где плотность и температура были выше, сохранились только тугоплавкие вещества, а на периферии сохранились и летучие; этим объясняется градиент химического состава. В соответствии с этой моделью формирование планетной системы должно сопровождать раннюю эволюцию всех звезд типа Солнца.

Астрономия

Астрономия подошла к 20 в., обогащенная как новыми объектами, так и методами их исследования. Лидирующая роль астрометрии и небесной механики уменьшилась, но осталась заметной. Стремительно развивалась астрофизика. Астрономы выясняли состав Солнечной системы, ее строение и характеристики больших и малых тел. Они познакомились со многими явлениями на Солнце, хотя и не понимали пока механизмов выделения его гигантской энергии. Они измерили расстояния до ближайших звезд и, в общем, представляли распределение звезд в нашей Галактике. Ученые выяснили, что некоторые туманности газовые, другие состоят из мириад звезд, а третьи содержат и то, и другое. У них уже появились мощные, хотя и недостаточно совершенные новые приборы для изучения физического состояния, распределения и движения различных объектов во Вселенной.

ДВАДЦАТЫЙ ВЕК

Астрономию 20 в. можно разделить на два периода – до и после Второй мировой войны. В первый период появление мощных телескопов и других приборов дало астрономам возможность наблюдать слабые и далекие объекты, а новые научные теории, в особенности теория относительности и квантовая механика, позволили интерпретировать эти наблюдения. Удалось понять механизмы выделения энергии у Солнца и звезд, а также их эволюционный путь от рождения до смерти. Еще более грандиозными были открытия в космологии: удалось многое узнать о мире, в котором протекает жизнь звезд и миллиардов звездных систем, подобных нашей Галактике, о рождении и возможных вариантах эволюции этого мира. Новые факты потребовали изменить не только смысл слова «Вселенная», которое прежде использовали лишь для обозначения нашей Галактики, но и масштабы времени в астрономии с миллионов на миллиарды лет.

Второй период астрономии 20 в. начался, когда ученые вернулись к своим прерванным войной занятиям с новыми идеями и ожиданиями, вооруженные новой техникой. Особенности этого периода состоят в расширении диапазона наблюдений за пределы оптического и в быстром росте, с развитием космонавтики, доступных для обобщения наблюдательных данных. Была создана стройная теория эволюции звезд и доказано, что в конце жизни звезды с ней могут происходить необычные и бурные явления. Астрономы приблизились к ответу на важнейшие вопросы космологии: каковы размер и возраст Вселенной, как эволюционируют галактики и даже какая судьба ожидает Вселенную. Вместе с геофизиками и специалистами по космической технике они изучают в благоприятных условиях объекты Солнечной системы, получая данные об их современном состоянии и прошлом. Астрономы наблюдают рождение звезд в далеких облаках, зарождающиеся в околозвездных газо-пылевых дисках планетные системы и даже сами эти планеты. К концу 20 в с помощью наземных и орбитальных телескопов астрономы узнали почти всю историю Вселенной.

Космология

Раздел астрономии и астрофизики, изучающий происхождение, крупномасштабную структуру и эволюцию Вселенной. Данные для космологии в основном получают из астрономических наблюдений. Для их интерпретации в настоящее время используется общая теория относительности А. Эйнштейна (1915). Создание этой теории и проведение соответствующих наблюдений позволило в начале 1920-х годов поставить космологию в ряд точных наук, тогда как до этого она скорее была областью философии. Сейчас сложились две космологические школы: эмпирики ограничиваются интерпретацией наблюдательных данных, не экстраполируя свои модели в неизученные области; теоретики пытаются объяснить наблюдаемую Вселенную, используя некоторые гипотезы, отобранные по принципу простоты и элегантности. Широкой известностью пользуется сейчас космологическая модель Большого взрыва, согласно которой расширение Вселенной началось некоторое время тому назад из очень плотного и горячего состояния; обсуждается и стационарная модель Вселенной, в которой она существует вечно и не имеет ни начала, ни конца.

Космологические данные

Под космологическими данными понимают результаты экспериментов и наблюдений, имеющие отношение к Вселенной в целом в широком диапазоне пространства и времени. Любая мыслимая космологическая модель должна удовлетворять этим данным. Можно выделить 6 основных наблюдательных фактов, которые должна объяснить космология:

1. В больших масштабах Вселенная однородна и изотропна, т.е. галактики и их скопления распределены в пространстве равномерно (однородно), а их движение хаотично и не имеет явно выделенного направления (изотропно). Принцип Коперника, «сдвинувшего Землю из центра мира», был обобщен астрономами на Солнечную систему и нашу Галактику, которые также оказались вполне рядовыми. Поэтому, исключая мелкие неоднородности в распределении галактик и их скоплений, астрономы считают Вселенную такой же однородной везде, как и вблизи нас.

2. Вселенная расширяется. Галактики удаляются друг от друга. Это обнаружил американский астроном Э. Хаббл в 1929. Закон Хаббла гласит: чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется от нас. Но это не означает, что мы находимся в центре Вселенной: в любой другой галактике наблюдатели видят то же самое. С помощью новых телескопов астрономы углубились во Вселенную значительно дальше, чем Хаббл, но его закон остался верен.

3. Пространство вокруг Земли заполнено фоновым микроволновым радиоизлучением[43]. Открытое в 1965, оно стало, наряду с галактиками, главным объектом космологии. Его важным свойством является высокая изотропность (независимость от направления), указывающая на его связь с далекими областями Вселенной и подтверждающая их высокую однородность. Если бы это было излучение нашей Галактики, то оно отражало бы ее структуру. Но эксперименты на баллонах и спутниках доказали, что это излучение в высшей степени однородно и имеет спектр излучения абсолютно черного тела с температурой около 3 К. Очевидно, это реликтовое излучение молодой и горячей Вселенной, сильно остывшее в результате ее расширения.

4. Возраст Земли, метеоритов и самых старых звезд немногим меньше возраста Вселенной, вычисленного по скорости ее расширения. В соответствии с законом Хаббла Вселенная всюду расширяется с одинаковой скоростью, которую называют постоянной Хаббла Н. По ней можно оценить возраст Вселенной как 1/ Н. Современные измерения Н приводят к возрасту Вселенной около 20 млрд. лет. Исследования продуктов радиоактивного распада в метеоритах дают возраст около 10 млрд. лет, а самые старые звезды имеют возраст около 15 млрд. лет. До 1950 расстояния до галактик недооценивались, что приводило к завышенному значению Н и малому возрасту Вселенной, меньшему возраста Земли. Чтобы разрешить это противоречие, Г. Бонди, Т. Голд и Ф. Хойл в 1948 предложили стационарную космологическую модель, в которой возраст Вселенной бесконечен, а по мере ее расширения рождается новое вещество.

5. Во всей наблюдаемой Вселенной, от близких звезд до самых далеких галактик, на каждые 10 атомов водорода приходится 1 атом гелия. Кажется невероятным, чтобы всюду местные условия были столь одинаковы. Сильная сторона модели Большого взрыва как раз в том, что она предсказывает везде одинаковое соотношение между гелием и водородом.

6. В областях Вселенной, удаленных от нас в пространстве и во времени, больше активных галактик и квазаров, чем рядом с нами. Это указывает на эволюцию Вселенной и противоречит теории стационарной Вселенной.

Космологические модели

Любая космологическая модель Вселенной опирается на определенную теорию гравитации. Таких теорий много, но лишь некоторые из них удовлетворяют наблюдаемым явлениям. Теория тяготения Ньютона не удовлетворяет им даже в пределах Солнечной системы. Лучше всех согласуется с наблюдениями общая теория относительности Эйнштейна, на основе которой русский метеоролог А. Фридман в 1922 и бельгийский аббат и математик Ж. Леметр в 1927 математически описали расширение Вселенной. Из космологического принципа, постулирующего пространственную однородность и изотропность мира, они получили модель Большого взрыва. Их вывод подтвердился, когда Хаббл обнаружил связь между расстоянием и скоростью разбегания галактик. Второе важное предсказание этой модели, сделанное Г. Гамовым, касалось реликтового излучения, наблюдаемого сейчас как остаток эпохи Большого взрыва. Другие космологические модели не могут так же естественно объяснить это изотропное фоновое излучение.

Горячий Большой взрыв. Согласно космологической модели Фридмана – Леметра, Вселенная возникла в момент Большого взрыва – около 20 млрд. лет назад, и ее расширение продолжается до сих пор, постепенно замедляясь. В первое мгновение взрыва материя Вселенной имела бесконечные плотность и температуру; такое состояние называют сингулярностью.

Согласно общей теории относительности, гравитация не является реальной силой, а есть искривление пространства-времени: чем больше плотность материи, тем сильнее искривление. В момент начальной сингулярности искривление тоже было бесконечным. Можно выразить бесконечную кривизну пространства-времени другими словами, сказав, что в начальный момент материя и пространство одновременно взорвались везде во Вселенной. По мере увеличения объема пространства расширяющейся Вселенной плотность материи в ней падает. С. Хокинг и Р. Пенроуз доказали, что в прошлом непременно было сингулярное состояние, если общая теория относительности применима для описания физических процессов в очень ранней Вселенной.

Чтобы избежать катастрофической сингулярности в прошлом, требуется существенно изменить физику, например, предположив возможность самопроизвольного непрерывного рождения материи, как в теории стационарной Вселенной. Но астрономические наблюдения не дают для этого никаких оснований.

Чем более ранние события мы рассматриваем, тем меньше был их пространственный масштаб; по мере приближения к началу расширения горизонт наблюдателя сжимается (рис. 1). В самые первые мгновения масштаб так мал, что мы уже не в праве применять общую теорию относительности: для описания явлений в столь малых масштабах требуется квантовая механика. Но квантовой теории гравитации пока не существует, поэтому никто не знает, как развивались события до момента 10^–43 с, называемого планковским временем (в честь отца квантовой теории). В тот момент плотность материи достигала невероятного значения 10⁹⁰ кг/см³, которое нельзя сравнить не только с плотностью окружающих нас тел (менее 10 г/см³), но даже с плотностью атомного ядра (ок. 10¹² кг/см³) – наибольшей плотностью, доступной в лаборатории. Напомним, что 1 а. е. м. — 1,6605655(86)·10^-27 кг, а линейный размер ядра 10^-14 м. Поэтому для современной физики началом расширения Вселенной служит планковское время.

 

Рис. 10.1. Модели Большого взрыва представлены тремя важнейшими типами: стандартной открытой моделью, стандартной замкнутой и моделью Леметра. По горизонтали отложено время, по вертикали – расстояние между любыми двумя достаточно удаленными друг от друга (чтобы исключить их взаимодействие) галактиками. Кружком отмечена наша эпоха

 

Если бы Вселенная всегда расширялась с нынешней скоростью, выраженной постоянной Хаббла Н, то это началось бы около 20 млрд. лет назад и происходило так, как показано диагональным пунктиром. Если расширение замедляется, как в открытой модели пространственно безграничного мира или в замкнутой модели ограниченного мира, то возраст Вселенной меньше, чем 1/ Н. Наименьший возраст у замкнутой модели, расширение которой быстро замедляется и сменяется сжатием. Модель Леметра описывает Вселенную, возраст которой значительно больше, чем 1/ Н, поскольку в ее истории есть длительный период, когда расширения почти не происходило. Модель Леметра и открытая модель описывают Вселенную, которая всегда будет расширяться.

Вот при таких условиях немыслимо высокой температуры и плотности состоялось рождение Вселенной. Причем это могло быть рождением в прямом смысле: некоторые космологи (скажем, Я.Б. Зельдович в СССР и Л. Паркер в США) считали, что частицы и гамма-фотоны были рождены в ту эпоху гравитационным полем. С точки зрения физики, этот процесс мог состояться, если сингулярность была анизотропной, т.е. гравитационное поле было неоднородным. В этом случае приливные гравитационные силы могли «вытащить» из вакуума реальные частицы, создав таким образом вещество Вселенной.

Изучая процессы, происходившие сразу после Большого взрыва, мы понимаем, что наши физические теории еще весьма несовершенны. Тепловая эволюция ранней Вселенной зависит от рождения массивных элементарных частиц – адронов, о которых ядерная физика знает еще мало. Многие из этих частиц нестабильны и короткоживущи. Швейцарский физик Р.Хагедорн считает, что может существовать великое множество адронов возрастающих масс, которые в изобилии могли формироваться при температуре порядка 10¹²К, когда гигантская плотность излучения приводила к рождению адронных пар, состоящих из частицы и античастицы. Этот процесс должен был бы ограничить рост температуры в прошлом.

Согласно другой точке зрения, количество типов массивных элементарных частиц ограничено, поэтому температура и плотность в период адронной эры должны были достигать бесконечных значений. В принципе это можно было бы проверить: если бы составляющие адронов – кварки – были стабильными частицами, то некоторое количество кварков и антикварков должно было сохраниться от той горячей эпохи. Но поиск кварков оказался тщетным; скорее всего, они нестабильны.

После первой миллисекунды расширения Вселенной сильное (ядерное) взаимодействие перестало играть в ней определяющую роль: температура снизилась настолько, что атомные ядра перестали разрушаться. Дальнейшие физические процессы определялись слабым взаимодействием, ответственным за рождение легких частиц – лептонов (т.е. электронов, позитронов, мезонов и нейтрино) под действием теплового излучения. Когда в ходе расширения температура излучения понизилась примерно до 10¹⁰К, лептонные пары перестали рождаться, почти все позитроны и электроны аннигилировали; остались лишь нейтрино и антинейтрино, фотоны и немного сохранившихся с предшествующей эпохи протонов и нейтронов. Так завершилась лептонная эра.

Следующая фаза расширения – фотонная эра – характеризуется абсолютным преобладанием теплового излучения. На каждый сохранившийся протон или электрон приходится по миллиарду фотонов. Вначале это были гамма-кванты, но по мере расширения Вселенной они теряли энергию и становились рентгеновскими, ультрафиолетовыми, оптическими, инфракрасными и, наконец, сейчас стали радиоквантами, которые мы принимаем как чернотельное фоновое (реликтовое) радиоизлучение.

Нерешенные проблемы космологии Большого взрыва. Можно отметить 4 проблемы, стоящие сейчас перед космологической моделью Большого взрыва.

1. Проблема сингулярности: многие сомневаются в применимости общей теории относительности, дающей сингулярность в прошлом. Предлагаются альтернативные космологические теории, свободные от сингулярности.

2. Тесно связана с сингулярностью проблема изотропности Вселенной. Кажется странным, что начавшееся с сингулярного состояния расширение оказалось столь изотропным. Не исключено, правда, что анизотропное вначале расширение постепенно стало изотропным под действием диссипативных сил.

3. Однородная на самых больших масштабах, на меньших масштабах Вселенная весьма неоднородна (галактики, скопления галактик). Трудно понять, как одна лишь гравитация могла привести к появлению такой структуры. Поэтому космологи изучают возможности неоднородных моделей Большого взрыва.

4. Наконец, можно спросить, каково будущее Вселенной? Для ответа необходимо знать среднюю плотность материи во Вселенной. Если она превосходит некоторое критическое значение, то геометрия пространства-времени замкнутая, и в будущем Вселенная непременно сожмется. Замкнутая Вселенная не имеет границ, но ее объем конечен. Если плотность ниже критической, то Вселенная открыта и будет расширяться вечно. Открытая Вселенная бесконечна и имеет только одну сингулярность вначале. Пока наблюдения лучше согласуются с моделью открытой Вселенной.

Происхождение крупномасштабной структуры. У космологов на эту проблему есть две противоположные точки зрения.

Самая радикальная состоит в том, что вначале был хаос. Расширение ранней Вселенной происходило крайне анизотропно и неоднородно, но затем диссипативные процессы сгладили анизотропию и приблизили расширение к модели Фридмана – Леметра. Судьба неоднородностей весьма любопытна: если их амплитуда была большой, то неизбежно они должны были коллапсировать в черные дыры с массой, определяемой текущим горизонтом. Их формирование могло начаться прямо с планковского времени, так что во Вселенной могло быть множество мелких черных дыр с массами до 10^–5 г. Однако С. Хокинг показал, что «мини-дыры» должны, излучая, терять свою массу, и до нашей эпохи могли сохраниться только черные дыры с массами более 10¹⁶ г, что соответствует массе небольшой горы.

Первичный хаос мог содержать возмущения любого масштаба и амплитуды; наиболее крупные из них в виде звуковых волн могли сохраниться от эпохи ранней Вселенной до эры излучения, когда вещество было еще достаточно горячим, чтобы испускать, поглощать и рассеивать излучение. Но с окончанием этой эры остывшая плазма рекомбинировала и перестала взаимодействовать с излучением. Давление и скорость звука в газе упали, вследствие чего звуковые волны превратились в ударные волны, сжимающие газ и заставляющие его коллапсировать в галактики и их скопления. В зависимости от типа исходных волн расчеты предсказывают весьма различную картину, далеко не всегда соответствующую наблюдаемой. Для выбора между возможными вариантами космологических моделей важной является одна философская идея, известная как антропный принцип: с самого начала Вселенная должна была иметь такие свойства, которые позволили сформироваться в ней галактикам, звездам, планетам и разумной жизни на них. Иначе некому было бы заниматься космологией.

Альтернативная точка зрения состоит в том, что об исходной структуре Вселенной можно узнать не более того, что дают наблюдения. Согласно этому консервативному подходу, нельзя считать юную Вселенную хаотической, поскольку сейчас она весьма изотропна и однородна. Те отклонения от однородности, которые мы наблюдаем в виде галактик, могли вырасти под действием гравитации из небольших начальных неоднородностей плотности. Однако исследования крупномасштабного распределения галактик (в основном проведенные Дж. Пиблсом в Принстоне), кажется, не подтверждают эту идею. Другая интересная возможность состоит в том, что скопления черных дыр, родившихся в адронную эру, могли стать исходными флуктуациями для формирования галактик.

Открыта или замкнута Вселенная? Ближайшие галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию; но более далекие не подчиняются этой зависимости: их движение указывает, что расширение Вселенной со временем замедляется. В замкнутой модели Вселенной под действием тяготения расширение в определенный момент останавливается и сменяется сжатием (рис. 2), но наблюдения показывают, что замедление галактик происходит все же не так быстро, чтобы когда-либо произошла полная остановка.

Чем больше времени прошло от начала расширения, тем большая область становится доступной для наблюдения. В настоящее время свет приходит к нам от звезд, квазаров и скоплений галактик, удаленных на миллиарды световых лет, но в ранние эпохи наблюдатель мог видеть гораздо меньшую область Вселенной. В различные эпохи доминировали разные формы материи: хотя доминирует вещество атомных ядер (нуклонов), до этого, когда Вселенная была горячей, доминировало излучение (фотоны), а еще раньше – легкие элементарные частицы (лептоны) и тяжелые (адроны).

 

Рис. 10.2. Стандартная модель Большого взрыва: время отложено по вертикали, а расстояния – по горизонтали. Горизонтальные линии отмечают характерные моменты эволюции, а отсеченные ими треугольники показывают область Вселенной, доступную наблюдателю в этот момент

Чтобы Вселенная была замкнута, средняя плотность материи в ней должна превышать определенное критическое значение. Оценка плотности видимого и невидимого вещества весьма близка к этому значению.

Распределение галактик в пространстве весьма неоднородно. Наша Местная группа галактик, включающая Млечный Путь, Туманность Андромеды и несколько галактик поменьше, лежит на периферии огромной системы галактик, известной как Сверхскопление в Деве (Virgo), центр которого совпадает со скоплением галактик Virgo. Если средняя плотность мира велика и Вселенная замкнута, то должно было бы наблюдаться сильное отклонение от изотропного расширения, вызванное притяжением нашей и соседних галактик к центру Сверхскопления. В открытой Вселенной это отклонение незначительно. Наблюдения скорее согласуются с открытой моделью.

Большой интерес космологов вызывает содержание в космическом веществе тяжелого изотопа водорода – дейтерия, который образовался в ходе ядерных реакций в первые мгновения после Большого взрыва. Содержание дейтерия оказалось чрезвычайно чувствительно к плотности вещества в ту эпоху, а, следовательно, и в нашу. Однако «дейтериевый тест» осуществить нелегко, ибо нужно исследовать первичное вещество, не побывавшее с момента космологического синтеза в недрах звезд, где дейтерий легко сгорает. Изучение предельно далеких галактик показало, что содержание дейтерия соответствует низкой плотности материи и, следовательно, открытой модели Вселенной.